Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.puldb.ru/laza_gao/WIN/page_9.html
Дата изменения: Sun Apr 12 12:28:50 2009
Дата индексирования: Mon Oct 1 20:41:57 2012
Кодировка: Windows-1251

Поисковые слова: lightning
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 2х2o.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 +15о по  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. 
Павильон нормального астрографа, зима.
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 14.5m (5 мин) и 16.5m (60 мин) на пластинки AGFA-ASTRO, до 15.5m (5 мин) и 17.5m (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-:-0.10m
                                                                           внешняя ошибка:          + 0.15-:-0.25m.

Для перехода на качественно новый уровень наблюдений в диапазон объектов 14-20m, 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 16-18m 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 18-21m) требует наличия инструментов, обеспечивающих наблюдения до 18-21m, что для НА возможно при наличии ПЗС-матрицы.