page_9

Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.gao.spb.ru/personal/lfoa/LAZA/WIN/page_9.html
Дата изменения: Mon May 21 17:36:48 2007
Дата индексирования: Tue Oct 2 02:32:10 2012
Кодировка: Windows-1251
Поисковые слова: внешние планеты

page_9

Лаборатория астрометрии и звездной астрономии. Герб лаборатории.

110 ЛЕТ ПУЛКОВСКОМУ НОРМАЛЬНОМУ АСТРОГРАФУ:
ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ И ПЕРСПЕКТИВЫ ИСПОЛЬЗОВАНИЯ.

Нормальный Астрограф (НА) выбран весной 1891 г. А.А.Белопольским после ознакомления с возможностями разных астрографов. Телескоп имеет две трубы: фотографическую - D=33 см , F=346 см. и визуальную - D=25 см, F=360 см. Масштаб изображения на фотопластинке (16х16см - свободное поле 13х13см), соответствовал примерно одной угловой минуте на мм. Поле зрения астрографа оказывается немногим более 2х2^o.Фотографирование ведется на стеклянные пластинки с несенсибилизированными фотоэмульсиями, которые в совокупности с оптикой телескопа дают фотометрическую систему инструмента, близкую к полосе В системы UBV.
Летом 1891 г. объективы заказали братьям Анри в Париже (Поль Пьер Анри (1848 -1905), Проспер Матье Анри (1849-1903)), а монтировку - Репсольду в Гамбурге.

Заказ был выполнен в 1893 г. и за 4 дня, 15-19 июня 1893 г., в западной башне главного здания обсерватории "Нормальный Астрограф" был смонтирован. На нижнем конце фотографической трубы была выдвижная кассетная часть, на конце визуальной трубы - окулярный микрометр с перемещением окуляра на 30' по обеим координатам. Труба установлена на ломаной параллактической монтировке, что позволяет при длительных экспозициях никогда не задевать колонну и производить съемку без перекладки инструмента (конструкция Репсольда).
Телескоп был снабжен часовым механизмом гиревого типа с коническим маятником в качестве регулятора скорости вращения (груз на конце маятника можно было передвигать по оси). Подсветка лимбов электрическая - изначально от аккумуляторов, впоследствии от сети через преобразователь.
Первым наблюдателем НА был А.А.Белопольский, за время с 1893 до весны 1895 г. он сделал на этом инструменте более 100 снимков звездных скоплений, туманностей, Марса с Деймосом (спутник сфотографирован впервые в мире), которые показали, что фотографический объектив астрографа обладает достаточно высоким качеством и вполне пригоден для точных астрометрических работ.
Позднее специальное исследование по способу Гартмана (1926г.) подтвердило превосходные качества объектива, оказавшегося одним из лучших в мире. Механика и оптика телескопа были настолько удачными, что астрограф используется с полной отдачей в астрономических наблюдениях уже более 110 лет. Был изменен только привод часового механизма, который сделали электрическим с регулировкой движения от кварцевого генератора.
По инициативе директора обсерватории Ф.А.Бредихина, сменившего О.В.Струве в 1890 г. и энергично развивавшего в Пулкове новые методы в астрономии, наблюдателем на нормальном астрографе осенью 1895 г. был назначен С.К.Костинский, создавший в Пулковской обсерватории школу фотографической астрометрии и ставший основоположником этой области науки в России.

На телескопе выполнялись работы связанные с основными пpоблемами астрономии:

Фотографирование звезд для опpеделения тpигонометpичеcких параллаксов (по методу Каптейна). Полученные значения параллаксов оказались за пределами точности, доступной НА. В 30-х годах от выполнения этой программы отказались.
Фотографирование звездных скоплений и туманностей с целью определения собственных движений cоcтавляющих их звезд. Снимки, полученные столетие тому назад, имеют исключительную ценность, так как большая разность эпох позволяет получить высокую точность результатов.

С 1911 г. С.К.Костинский начал фотографирование площадок Каптейна севернее +15^опо склонению с целью определения собственных движений звезд. Вторые эпохи в 30-х годах получали его ученики - И.А.Балановский, А.Н.Дейч, Е.Я.Перепелкин, В.В.Лавдовский.
Фотографирование больших планет и их спутников. Решаются задачи небесной механики, нуждавшейся в точных измерениях положений планет и спутников относительно планет для улучшения теорий их движения. Фобос был впервые снят С.К.Костинским в 1900 г. Наблюдения Марса, Нептуна, Сатурна, Юпитера и их спутников велись систематически с 1895 г. В 1906 г. при обработке Нептуна и его спутника С.К.Костинский заметил явление как бы 'взаимного отталкивания' изображений планеты и спутника. Найденное явление получило широко известное название 'эффекта Костинского'. Фотографирование далеких планет солнечной системы - Урана, Нептуна - продолжалось в Пулкове до перехода этих планет в южное полушарие, а Плутона c момента открытия в 1930 г. до 1995 г.
Случайные снимки. С самого начала в эту категорию входили: внепрограммное фотографирование Луны, лунных затмений, комет, снимки области полюса, поиски малых планет, снимки новых (Nova Gem), двойные звезды (61 Cyg, Mira Ceti), переменные звезды, снимки для исследования инструмента.
Систематические наблюдения малых планет начались с 1926 г. (А.Н.Дейч). Малые планеты фотографировались методом коротких экспозиций так, чтобы изображения их получались не растянутыми. Такой метод не снижает точности измерений положений малых планет в сравнении с измерения-ми опорных звезд и используется до настоящего времени.

Кроме фотографирования планет и скоплений, А.А.Белопольский в 1901 г. устанавливал на визуальную трубу призменный спектрограф для определения лучевых скоростей. Получил спектрограммы Юпитера, Сатурна и по наклону линий определил суточные периоды вращения этих планет.
А.П.Ганский, - 1905-1906 гг. В летние месяцы, когда в Пулкове белые ночи, с помощью специальной камеры снимал Солнце с целью исследования движения гранул в фотосфере.
И.А.Балановский, - 1921-1925 гг. был наблюдателем НА, проводил фотографирование с дифракционной решеткой для вычисления эффективных длин волн звезд, изучал уравнение яркости, получил собственные движения звезд скопления h и x Персея.
Г.А.Шайн, - 1924-1925 гг. Снял около 100 фотопластинок, из них 66 со 140 парами двойных звезд (по 4-6 экспозиций на каждую), получил снимки для изучения хроматической кривой объектива, исследовал зависимости "цвет-спектр" и "цвет-яркость" для звезд одного спектрального класса.
Е.Я.Перепелкин, - с 1926 г. Исследовал хроматическую аберрацию фотографического объектива ноpмального аcтpогpафа, снимал отдельные области для получения параллаксов звезд и собственных движений для площадок Каптейна.
В 1897 г. под руководством С.К.Костинского знакомился с практикой фотографирования и измерения фотопластинок П.К.Штернберг, имя которого носит астрономический институт в Москве.
В 1928 г. К.Ф.Огородников на НА снял несколько пластинок для получения собственного движения звезды 1830 Groombr. Для таких же целей получал пластинки скопления NGC 129 Н.Н.Павлов.
В 1926 г., по-видимому, впервые в России, были проведены опыты получения цветных изображений на пластинках Autochromes Lumiere Jougla некоторых областей неба и Луны.

Война прервала наблюдения в Пулкове, нормальный астрограф был демонтирован. В 1948 г. были начаты работы по восстановлению астрографа и с декабря 1949 г. наблюдения на нем были продолжены. При этом нормальный астрограф был установлен на новое место, т.к. для него был выстроен новый небольшой павильон вблизи западного крыла главного здания. С момента восстановления НА выполнялись и выполняются следующие наблюдательные программы:

наблюдения галактик для получения каталога 1500 опорных галактик,
получение звезд в площадках с галактиками (Pul PM, до 1986г.),
программа ФКСЗ (международная), две эпохи наблюдений 1956-1960 и 1977-1986 гг.
звездные скопления (рассеянные и шаровые), вторые эпохи,
радиоисточники и поля вокруг радиоисточников галактических и внегалактических (с 1991 г.),
большие планеты и их спутники (по мере видимости), Плутон до 1995 г.
малые планеты (в том числе наблюдение избранных 10 малых планет), астероиды и кометы,
отдельные звезды, сверхновые, новые, переменные и т.п.,
планетарные туманности (до середины 80-х годов),
трапеция Ориона (систематически с 1980 г.),
двойные системы (61 Cygni, ADS 7251 и др.),
инcтpументальные cнимки и испытание новых фотоэмульсий.

Наблюдатели - А.Н.Дейч, Н.В. Гамалей, В.В.Лавдовский, Н.В.Фатчихин, Н.М.Бронникова, О.Н.Чудовичева, И.И.Кумкова, В.П.Рыльков, В.В.Бобылев, А.А.Дементьева и Н.В.Нарижная.

Фотографирование при разных экспозициях на разные эмульсии дает изображения звезд - до 14.5^m (5 мин) и 16.5^m (60 мин) на пластинки AGFA-ASTRO, до 15.5^m(5 мин) и 17.5^m (60 мин) на пластинки Kodak 103aO.
По точностным паpаметpам, которые взяты из опубликованных работ, нормальный астрограф характеризуется следующими ошибками, вычисляемыми в основном по трем пластинкам, для:
             - положений звезд в центре поля(D=1.0):       +0.05-:- 0.10",
             - собственных движений звезд (dT=40 лет):   +0.0020-:-0.0090"/г.,
             - собственных движений галактик:                  + 0.0069-:-0.0110"/г.,
             - положений галактик для Pul PM:                   +0.018-:-0.150",
             - получения параллаксов:                                  +0.008-:-0.030",
             - положений больших близких планет:           +0.10-:-0.30",
             - положений далеких планет (за Сатурном): +0.06-:-0.30",
             - положений малых планет:                               +0.13-:-0.35",
             - поправок координат Луны:                            +0.30-:-0.40",
             - расстояний между компонентами 61 Cyg: +0.039"
             - фотометрии по звездам AGK3: внутренняя ошибка:     + 0.04-:-0.10^m
                                                                           внешняя ошибка:          + 0.15-:-0.25^m.

Для перехода на качественно новый уровень наблюдений в диапазон объектов 14-20^m, как этого требуют современные условия, предлагается модернизировать Нормальный астрограф и оснастить его современным ПЗС-приемником.
После установки ПЗС-детекторов и разработки методик позиционных и фотометрических наблюдений можно будет выполнять практически все вышеперечисленные программы для позиционной астрометрии, звездной астрономии и астрофизики на новом уровне достижимой точности:

получение положений, звездных величин и показателей цвета B-V звезд, планет, комет и астероидов до 16-18^m непосредственно из ПЗС-наблюдений. Это позволит точнее учитывать хроматические ошибки при получении положений объектов. Для звезд программы Pul PM (около 70000 звезд), имеющих позиционные измерения, это позволит на новом уровне точноcти решать звездно-кинематические задачи,
получение позиционных и фотометрических характеристик звезд в малых полях вокруг астрометрических радиоисточников для их оптического отождествления и привязки систем координат,
при установке призменного спектрографа перед ПЗС-камерой на визуальной тpубе можно иccледовать возможноcть получения лучевых скоростей звезд,
проверять по B-V наличие ультрафиолетового избытка излучения у звезд в полях возле центров регистрации источников рентгеновского и гамма излучения, как одного из основных признаков таких источников для их оптической идентификации, что позволит принять участие в работе по отождествлению тысяч таких источников,
изучать фазы больших и некоторых малых планет, а также угловые смещения фотометрических центров планет из-за неоднородностей поверхности для повышения точности их позиционных наблюдений.

Главное и решающее преимущество ПЗС-наблюдений состоит в том, что результаты можно будет вычислять практически сразу в процессе или после наблюдений, т.к. положения объектов в системе координат ПЗС-матрицы получают непосредственно при наблюдениях, освобождая астрономов от изнурительного труда по измерениям тысяч звездных изображений на визуальных и автоматичеcких позиционных и фотометрических измерительных приборах. Наземное обеспечение cовременных космических проектов (нацеленных на изучение звезд до 18-21^m) требует наличия инструментов, обеспечивающих наблюдения до 18-21^m, что для НА возможно при наличии ПЗС-матрицы.