Главная > Разное > Движение по орбитам
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

3.2. Методы наблюдений

Для слежения за космическими аппаратами используются либо оптические, либо электронные устройства. К типичным оптическим инструментам относятся:

1) Оптические следящие регистрирующие инструменты, имеющие небольшое поле зрения; они устанавливаются в горизонтальной системе, а значения высоты и азимута автоматически снимаются со специально отградуированных кругов. Калибровку таких инструментов надо проводить очень часто.

2) Кинотеодолит, также имеющий небольшое поле зрения и установленный на альтазимутальной монтировке. Используется для слежения за объектом и съемки на 35-миллиметровую пленку.

3) Баллистическая камера с очень широким полем, фотографирующая объект на фоне звезд.

4) Камера Бейкера—Нанна с очень широким полем, способная регистрировать слабые объекты (до ). Используются также камеры Хевитта.

5) Обычные астрономические телескопы, предназначенные для наблюдения объектов дальнего космоса, имеющих низкие угловые скорости и по своему блеску недоступных для камеры Бейкера—Нанна.

В астрономии для измерения блеска используется понятие звездной величины объекта. Впервые в приближенном виде шкала звездных величин была введена во II в. до н. э. Гиппархом, который всем звездам, видимым невооруженным глазом, в соответствии с их блеском приписал одну из шести звездных величин: к звездам первой величины он отнес двадцать самых ярких звезд, к звездам второй величины — следующие по блеску пятьдесят звезд и так далее до звезд шестой величины, к которым относятся самые слабые из видимых невооруженным глазом звезд.

Звезда величины примерно в два с половиной раза ярче звезды величины таким образом, шкала звездных величин является по существу логарифмической. Точное определение шкалы звездных величин формулируется следующим образом:

Пусть значения блеска двух звезд, звездные величины которых равны . Тогда

так что

Следовательно, разница в 5 звездных величин соответствует отношению значений блеска, равному 100. Заметим, что, чем больше звездная величина, тем меньше блеск объекта. Таким образом, для камеры Бейкера—Нанна предельная звездная величина (самый слабый объект, который еще может быть зарегистрирован) равна а для -дюймового телескопа Хейла (обсерватория Маунт-Паломар) составляет

Следует также заметить, что существуют различные системы звездных величин в зависимости от того, куда поступает излучение от объекта: в глаз, на фотопластинку или в фотоэлектрический прибор.

Для сравнения светимостей объектов используется система абсолютных звездных величин. Чтобы избавиться от зависимости звездной величины от расстояния до объекта, обычно рассматривают звездную величину, которую объект имел бы на стандартном расстоянии (см. разд. 1.3). Если d — истинное расстояние до объекта в парсеках, а М и — его видимые звездные величины на расстояниях 10 и соответственно, то, принимая во внимание, что блеск убывает пропорционально квадрату расстояния, легко показать, что

Величина М называется абсолютной звездной величиной объекта.

К типичным электронным инструментам относятся:

1) Радиотелескоп, используемый для приема радиосигналов, посылаемых космическим аппаратом, либо (при небольшом расстоянии) работающий как радиолокатор, который принимает отраженный от космического аппарата сигнал.

2) Интерферометр, представляющий собой антенную решетку, геометрическая форма которой известна с высокой точностью и может изменяться. Принцип, лежащий в основе такой системы определения направления, состоит в том, что между радиосигналами, одновременно приходящими в две различные точки, имеется сдвиг фаз, зависящий от различия путей, пройденных радиосигналами. Методы определения направления на источник относительно точек приема хорошо отработаны.

3) Аппаратура, регистрирующая доплеровский сдвиг. Пусть источник излучения движется со скоростью v относительно наблюдателя.

Тогда принимаемое излучение, имеющее при нулевой относительной скорости источника длину волны X, будет иметь длину волны X, причем

где с — скорость света. Что касается знака и, то если источник приближается к приемнику, то v считается отрицательным, а если источник удаляется, то v положительно. Длина волны X и частота v связаны между собой известным соотношением

так что уравнение (3.1) можно переписать в виде

Это изменение длины волны и частоты, обусловленное относительной скоростью, называется эффектом Доплера.

Ясно, что при помощи электронной аппаратуры, измеряющей изменение частоты, может быть определена только радиальная составляющая скорости объекта, испускающего радиоволны. Следует заметить, что выше описана лишь принципиальная сущность этого сложного явления.

Существует много систем, основанных на эффекте Доплера. В некоторых из них наряду с радиальной скоростью (скоростью изменения расстояния) определяется и само расстояние до объекта, причем точность приборов, измеряющих расстояние и скорость его изменения, очень высока.

При исследовании естественных небесных объектов, таких, как планеты, звезды и галактики, используются оптические и радиотелескопы, причем при выполнении наблюдений на оптических телескопах широко применяется фотографирование.

Как оптические, так и радиотелескопы позволяют получить направление на объект в момент наблюдения. Если радиотелескоп не используется в режиме интерферометра совместно с другими радиотелескопами, то точность, с которой он нацеливается на небесный объект, испускающий радиоволны, значительно уступает точности оптических телескопов. Однако если радиотелескоп является частью интерферометра с большой базой (в некоторых случаях до нескольких тысяч километров), то точность определения положения объекта оказывается не хуже, чем у лучших оптических систем.

Большие радиотелескопы, работающие в режиме интерферометра, позволяют с высокой точностью измерять расстояния до тел Солнечной системы, таких, как Луна, Венера, Марс, Меркурий, Юпитер и Сатурн.

Резюмируя, можно сказать, что все оптические и электронные методы дают высоту и азимут объекта (или его положение на фотопластинке на фоне звездного неба). Расстояние от наблюдателя до объекта обычно не измеряется, если только не применяются радиолокационные устройства или специальная аппаратура, в которой используется эффект Доплера. Кроме того, фиксируется момент времени наблюдений. Это время приводится к всемирному времени, а затем, как правило, к местному звездному времени (если оно не использовалось с самого начала).

Для того чтобы по данным наблюдений получить геоцентрическое положение объекта в экваториальной системе, надо в эти данные внести ряд поправок. Если измеряются высота и азимут объекта, то сначала надо учесть известные инструментальные ошибки. Для этого приходится довольно часто проводить калибровку инструмента, поскольку, как правило, такие ошибки изменяются со временем.

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление