АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2012, том 46, № 6, с. 474-479
УДК 521.2; 521.6
АСТРОМЕТРИЧЕСКИЕ НАБЛЮДЕНИЯ СПУТНИКОВ ПЛАНЕТ В АБАСТУМАНСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ
В 1983-1994 гг.: ОЦЕНКИ ТОЧНОСТИ © 2012 г. Т. П. Киселева1, С. М. Чантурия2, Т. А. Васильева1, О. А. Калиниченко1
1Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия 2Абастуманская астрофизическая обсерватория АН Грузии, Абастумани, Грузия Поступила в редакцию 15.12.2011 г.
В работе представлены и обсуждаются результаты выполнения программы астрометрических наблюдений спутников планет Марса, Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна в Абастуманской астрофизической обсерватории Грузии в период 1983—1994 гг. Наблюдения в Абастуманской обсерватории выполнены на двойном астрографе Цейсса (ДАЦ: D/F = 400/3024 мм) и телескопе АЗТ-11 (F = 16 м). В результате обработки большого массива наблюдений получены точные координаты планет и их спутников в системе опорных звезд современных каталогов, а также относительные координаты спутников. Полученные результаты сравнивались с современными эфемеридами с помощью программного ресурса MULTI-SAT. Результаты сравнения позволили оценить точность наблюдений в случайном и систематическом отношении, а также оценить точность современных теорий движения планет и их спутников. Точность наблюдений в случайном отношении оценивается величинами 0.10"—0.40" в зависимости от объектов и условий их наблюдений. Обнаружены заметные систематические расхождения результатов наблюдений Урана, Нептуна и спутников Титании и Оберона с теориями их движений. Результаты наблюдений представлены в Пулковской базе данных по наблюдениям тел Солнечной системы, доступной в Интернете по адресу www.puldb.ru.
ВВЕДЕНИЕ
С 1983 по 1994 гг. в Абастуманской обсерватории Грузии проводилась совместная с Пулковской обсерваторией работа по позиционным фотографическим наблюдениям тел Солнечной системы. Цель работы заключалась в подготовке основы для небесно-механических исследований движений тел Солнечной системы. Работа проводилась с использованием многолетнего опыта и методических разработок, принятых в Пулковской обсерватории для выполнения программы позиционных наблюдений тел Солнечной системы. Помимо фотографических наблюдений и их обработки совместная работа включала в себя также сравнение полученных результатов с современными теориями движений тел Солнечной системы. За период 1983—1994 гг. в Абастуманской обсерватории были выполнены фотографические наблюдения систем спутников Марса, Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна на двух телескопах: АЗТ-11 — спутников Марса во время великого противостояния 1988 г. и на двойном астрографе Цейсса (ДАЦ) — всех остальных планет и их спутников. Результаты наблюдений представлены в публикациях (Киселева и др., 1987; Киселева, Чантурия, 1988; Калиниченко и др., 1990; Киселева, Чантурия, 2001; Чантурия и др., 2002; Чантурия, Киселева, 2006), а также в Пулковской базе данных по телам Солнечной системы в Интерне-
те по адресу www.puldb.ru. В данной работе подводятся итоги десятилетнего периода наблюдений и обработки и дается характеристика точности полученных результатов на основе сравнения с новейшими теориями движения спутников планет.
НАБЛЮДЕНИЯ И РЕДУКЦИЯ
Наблюдения выполнялись фотографическим методом с помощью телескопа АЗТ-11 (Ш = 16 м) и двойного астрографа Цейсса (ДАЦ, Б/¥ = = 400/3024 мм), использовались фотопластинки: WP-1 для наблюдения спутников Марса на телескопе АЗТ-11 и ORWO ZU-21 для наблюдений остальных планет и их спутников на телескопе ДАЦ. Для ослабления блеска планет применялись напыленные хромовые фильтры различной плотности, изготовленные в Лаборатории оптики и точной механики Абастуманской обсерватории А.К. Майером. Наблюдения выполнялись двумя камерами телескопа ДАЦ одновременно. На каждой фотопластинке получали по несколько изображений системы спутников (2—5 изображений) с экспозициями от 1 до 9 мин в зависимости от яркости объектов. Размер пластинок 18 х 24 см, покрывающих поле телескопа в 3.5° х 4.5°. Однако для редукции использовалось меньшее поле, радиусом не более 1.0°, с целью уменьшения возможных систематических ошибок, вызванных искажениями проекции.
Измерения проводились на полуавтоматическом измерительном приборе Аскорекорд. Редукция выполнялась методом шести постоянных (Киселев, 1989), использовались опорные звезды каталогов PPM, ACT, Tycho-1, Tycho-2, UCAC-2, обеспечивающих положения в системе экватора и равноденствия J2000.0. Для редукции наблюдений спутников Марса в 1988 г. использовался каталог опорных звезд по трассе Марса Х.И. Потте-ра, выполненный в системе FK5. Обработка первых наблюдений в 1983—1984 гг. спутников Юпитера и Сатурна выполнялась в системе каталога ФОКАТ-Ю, созданного Пулковскими астрономами Поттером Х.И., Положенцевым Д.Д., Ягудиным Л.И. по наблюдениям южного неба в Боливии (Быстров и др., 1989). Всего за период выполнения программы наблюдений получено свыше 700 пластинок с планетами и их спутниками с несколькими экспозициями на каждой пластинке, таким образом, получено свыше 3000 наблюдений систем спутников планет.
В результате обработки наблюдений получены звездные (в системе опорных звезд современных каталогов) координаты и относительные координаты планет Марса, Юпитера, Сатурна, Урана, Нептуна и их спутников — взаимные относительные координаты вида "спутник минус спутник" и планетоцентрические координаты "спутник минус планета".
В процессе астрометрической редукции для контроля результатов использовались контрольные звезды, близко расположенные к центру пластинок, положения которых определялись вместе с планетами и спутниками.
НАБЛЮДЕНИЯ СПУТНИКОВ МАРСА
В период великого противостояния Марса 1988 г. в рамках Всесоюзной программы Фобос на телескопе АЗТ-11 проводились астрометрические наблюдения спутников Марса — Фобоса и Деймоса — с целью наземного обеспечения этого космического проекта. В качестве подготовки к наблюдениям во время великого противостояния 1988 г. во время противостояния Марса 1986 г. были проведены наблюдения спутников Марса с целью разработки программы и методики наблюдений и их оперативной обработки, которые обеспечили успех в наблюдениях 1988 г. При наблюдениях использовались хромовый светофильтр с пропусканием примерно в 1%, напыленный на желтый светофильтр ЖС-18, помещенный в кассете перед фотопластинкой. Применялись фотопластинки ORWO WP-1, что в сочетании с желтым фильтром дает изображение планеты в фотовизуальной фотометрической системе лучшего качества с точки зрения позиционных наблюдений (Калиниченко и др., 1990).
В задаче определения координат спутников с привязкой к центру планеты применялся метод "след—масштаб" (Киселев, 1989), позволяющий определять относительные координаты без использования опорных звезд. При этом требуется знание масштаба телескопа с высокой относительной точностью (AM/M < 1 х 10-3), ориентировка измерений проводится по суточному следу планеты, спутника или звезды. В результате редукции методом "след—масштаб" были определены ареоцентрические и взаимные координаты Фобоса и Деймоса. Поскольку на пластинках имелись также и звезды, определены были также и экваториальные координаты спутников и Марса, которые мы условно называем звездными. В качестве опорного использовался каталог звезд по трассе Марса Х.И. Поттера, точность координат звезд в котором определена на уровне 0.2". Редукция выполнялась методом шести постоянных, результаты получены в системе экватора и равноденствия J2000.0. Результаты сравнивались с теорией В.А. Шора (Шор, 1988) и с новыми, современными теориями V.L. 1.0 и INPOP10 (Lainey и др., 2007; Fienga и др., 2008). Полученные (O—C) дали возможность оценить внешнюю точность наблюдений. Средние значения (О—С) и среднеквад-ратические ошибки наблюдений (aacosS, ст§) — дисперсии (O—C), вычисленные на основе сравнения с современными теориями, приведены в табл. 1.
В наблюдениях "спутник—Марс" учтены поправки за фотографический эффект фазы по геометрическому закону с поправкой, учитывающей специфику фотографических изображений по методу А.В. Девяткина (Бронникова, Киселев, 1973; Девяткин, 1985; Девяткин, Бобылев, 1991). Проверка результатов определения положений Марса путем сопоставления их с фазовыми углами показала отсутствие систематических ошибок, зависящих от фазы.
Как показало сравнение наблюдений Марса и его спутников с новыми теориями, звездные координаты (прямое восхождение и склонение) определены с точностью 0.30"—0.40". Относительные координаты спутников Марса "Фобос-Деймос" оказались более высокой точности: 0.15"—0.16".
Полученные в Абастуманской обсерватории координаты спутников Марса в оперативном порядке передавались в центр сбора наблюдательных данных для эфемеридного обеспечения космического проекта "Фобос", выполнявшегося в 1988 г. Результаты наблюдений опубликованы в Бюллетене Абастуманкой обсерватории (Калиниченко и др., 1990) и представлены в Пулковской базе данных по телам Солнечной системы, доступной в Интернете по адресу www.puldb.ru.
Таблица 1. Результаты сравнения с теорией относительных и звездных координат спутников Марса (1988 г.). Средние (О—С) и среднеквадратические ошибки наблюдений
Координаты Число положений (O C)acosS, (O-C)g, ^acosS,
спутников угл. с угл. с угл. с угл. с
(Да cos S, AS)
Фобос—Марс 33 -0.040 -0.010 ±0.350 ±0.250
Деймос—Марс 17 0.030 0.040 0.340 0.190
Фобос—Деймос 17 -0.040 -0.040 0.160 0.150
Марс (а, S) 20 0.180 -0.100 ±0.400 ±0.300
Фобос 27 0.220 -0.100 0.460 0.280
Деймос 14 0.360 -0.030 0.260 0.300
Таблица 2. Оценка точности результатов наблюдений галилеевых спутников Юпитера (1983—1994 гг.). Средние (О—С) и среднеквадратические ошибки наблюдений
Объекты Число (O C)acosS, (O-C)s, ^acos S,
положений угл.с угл.с угл.с угл.с
Галилеевы спутники (a, S) 256 -0.046 -0.024 0.186 0.181
Юпитер (a, S) 204 -0.057 0.011 0.174 0.154
"спутник-спутник" (Да cos S, AS) 222 -0.009 0.018 0.201 0.188
РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ ГАЛИЛЕЕВЫХ СПУТНИКОВ ЮПИТЕРА
Наблюдения системы галилеевых спутников Юпитера (1983—1994 гг.) прово
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.