АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2009, том 43, № 4, с. 299-304
УДК 521.2:521.6
АСТРОМЕТРИЧЕСКИЕ ПЗС-НАБЛЮДЕНИЯ ГЛАВНЫХ СПУТНИКОВ САТУРНА В ПУЛКОВСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ В ПЕРИОД 2004-2007 гг.
© 2009 г. Е. В. Хруцкая, Т. П. Киселева, И. С. Измайлов, М. Ю. Ховричев, А. А. Бережной
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург
Поступила в редакцию 25.12.2008 г.
Приводятся результаты астрометрических наблюдений спутников Сатурна ^1^8), выполненных на 26-дюймовом рефракторе и нормальном астрографе Пулковской обсерватории в период с 2004 по 2007 гг. Получены высокоточные экваториальные координаты спутников Сатурна в системе опорного каталога UCAC2 и относительные положения "спутник-спутник", пригодные для уточнения их теорий движения. Выполнено сравнение наблюдений с теориями движений DE405 + TASS1.7 и INPOP06 + TASS1.7. Среднеквадратические ошибки полученных положений спутников лежат в пределах 10-50 мс дуги по внутренней сходимости и 20-70 мс дуги - по внешней сходимости. Результаты наблюдений размещены в астрометрической базе Пулковской обсерватории (www.puldb.ru).
PACS: 96.30.N-, 96.12.De, 95.10.Eg
ВВЕДЕНИЕ
Одним из важнейших аспектов изучения динамики спутников Сатурна является уточнение теорий их движения. Для эффективного решения этой задачи необходимы длительные высокоточные ряды астрометрических наблюдений, результатами которых являются как относительные положения спутников, так и их экваториальные координаты, отнесенные к современной опорной системе. В настоящее время такие наблюдения ведутся во многих обсерваториях мира, включая и Пулковскую обсерваторию (Qiao и др., 2004; Ar-lot, Thuillot, 2008; Киселева и др., 2002; 2004).
Потребность в новых продолжительных рядах астрометрических наблюдений связана с тем, что в настоящее время многие параметры спутников планет известны недостаточно точно, а некоторые из них вообще неизвестны. Такие наблюдения требуются для детального анализа влияния эффекта фазы на относительные и экваториальные координаты спутников планет, а также для изучения влияния сил негравитационной природы на движение спутников планет. Исследования в этом направлении могут дать информацию о физических характеристиках планет и спутников.
Высокоточные положения спутников планет, полученные из наблюдений в период, предшествующий наблюдениям взаимных явлений (покрытий, затмений) в системах спутников Сатурна и Юпитера (2009-2010 гг.), могут быть использо-
ваны для оперативного уточнения параметров предвычисляемых событий.
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ И РЕДУКЦИЯ
Материалом для данной работы послужили ПЗС-наблюдения спутников Сатурна (S1-S8), выполненные на инструментах Пулковской обсерватории в 2004—2007 гг. Наблюдения проводились на 26-дюймовом рефракторе (26inchR) (D/F = 0.65 м/10.5 м, CCD ST6, FOV 3' х 2') и Нормальном астрографе (NA) (D/F = 0.33 м/3.5 м, CCD S2C, FOV 18' х 16'). Всего было получено 96 относительных положений "спутник-спутник" для системы Сатурна (26inchR: 75 положений, NA: 21 положение) и 27 отдельных положений спутников Сатурна в системе каталога UCAC2 (Zacharias и др., 2004). Распределение числа наблюдений по времени для спутников Сатурна представлено на рис. 1.
Обработка ПЗС-кадров, полученных с помощью 26inchR
В период 2004-2007 гг. наблюдения спутников Сатурна выполнялись на 26-дюймовом рефракторе с помошью камеры ST6 с рабочим полем 3' х 2' сериями по 10 кадров и экспозициями 30-120 с. Малый размер поля системы "телескоп плюс матрица" не позволял получить необходимого для астрометрической редукции количества опорных звезд, чтобы определить экваториальные координаты спутни-
«
н
м
щ
и
ч ю л
м
о ч о
н
20
10
0
2004
1
2005
2006 Год
2007
2008
Рис. 1. Распределение числа наблюдений спутников Сатурна по времени.
ков. Поэтому определялись относительные координаты спутников вида "спутник-спутник" путем измерения расстояний в парах спутников и перевода их в относительные координаты на небесной сфере. Параметры астрометрической редукции - масштаб и ориентировка поля ПЗС-матрицы ST6 определялись из наблюдений калибровочных звезд из каталога TYCHO-2 (H0g и др., 2000) с учетом дифференциальной рефракции, а также с учетом ориентировки, зависящей от часового угла и склонения (Izmailov и др., 2007). Калибровочные пары звезд наблюдались несколько раз в ночь параллельно с наблюдениями спутников. В качестве PSF для аппроксимации изображений спутников использовался профиль Лоренца. Для учета влияния градиента фона, обусловленного рассеянным светом от яркой планеты, применялись специальные алгоритмы фильтрации.
Обработка ПЗС-кадров, полученных с помощью NA
Рабочее поле матрицы нормального астрографа (18' х 16', масштаб: 900 мс дуги/пиксель) позволяло, кроме изображений планеты и ее спутников, получать на ПЗС-кадрах изображения 15-40 достаточно ярких (до 14т) опорных звезд из каталога UCAC2. Это дало возможность выполнить стандартную аст-рометрическую редукцию данных ПЗС-кадров методом шести постоянных и получить как экваториальные координаты спутников Сатурна в системе каталога UCAC2, так и относительные положения вида "спутник-спутник". Наблюдения осуществлялись сериями по 10 кадров. В качестве окончательных положений даются средние положения спутников для среднего момента наблюдений в серии.
Обработка ПЗС-кадров с изображениями спутников Сатурна, полученных на NA, была затруднена наличием ореола от планеты. В результате на изображениях присутствовал значительный градиент фона. Это приводило к систематическим ошибкам при определении пиксельных координат звезд и спутников. Для решения этой проблемы были выполнены специальные процедуры, позволяющие учесть влияние градиента фона на координаты объектов.
Существуют различные методики, позволяющие учитывать систематические ошибки, вызванные ореолом от яркой планеты. В данной работе сопоставлялись две из них: медианная фильтрация и вычитание фона под изображением путем локальной аппроксимации фона за пределами апертуры, внутри которой оценивались параметры PSF.
Для медианной фильтрации использовалось окно размером 21 х 21 пиксель при апертуре
Рис. 2. Центральные профили изображения Титана. Слева - до учета влияния градиента фона, справа - после учета фона методом локальной аппроксимации.
8 пикселей. При локальной аппроксимации фона использовались отсчеты на пикселях, лежащих в кольце с внутренним радиусом 10 пикселей и внешним радиусом 18 пикселей. Фон рассматривался как поверхность второго порядка. Параметры аппроксимирующей функции оценивались методом наименьших квадратов. Данные параметры позволяли учесть влияние фона для каждого пикселя в пределах апертуры (под изображением звезды или спутника). Пример учета влияния фона методом локальной аппроксимации представлен на рис. 2.
Сравнение показало, что различие координат спутников при использовании двух рассмотренных методик учета влияния градиента фона лежит в пределах 10 мс дуги. Окончательно, для вычисления пиксельных координат опорных звезд и спутников использовалась методика локальной аппроксимации фона с последующим вписыванием профиля Лоренца.
ОЦЕНКИ ТОЧНОСТИ РЕЗУЛЬТАТОВ НАБЛЮДЕНИЙ. АНАЛИЗ ВЕЛИЧИН (О-С)
Внутренняя точность данных наблюдений оценивалась из сопоставления отдельных положений в одной серии ПЗС-кадров (10 наблюдений). В результате сравнения положений, полученных при обработке отдельных кадров, среднеквадратиче-ские ошибки (СКО) для 26inchR в среднем составили 10-50 мс дуги. Для экваториальных координат спутников Сатурна S6, S7, S8, полученных на основе наблюдений, выполненных на NA, СКО по внутренней сходимости лежат в пределах 30-70 мс дуги, для относительных координат вида "спутник-спутник"- 25-65 мс дуги.
Оценка внешней точности проводилась путем сравнения величин (O-C), полученных по каждому из объектов за весь период наблюдений. Для вычисления величин (О-С) использовался web-ресурс "Natural satellites service" (Emel'yanov, Arlot, 2008). При вычислении относительных координат вида "спутник-спутник" использовалась теория TASS1.7 (Vienne, Duriez, 1995; 1997). Разности экваториальных координат спутников вычислялись с помощью двух комбинаций теорий движения для Сатурна и спутников DE405 + TASS1.7 и INPOP06 + TASS1.7.
В табл. 1 для относительных координат спутников Сатурна вида "спутник-спутник" приводятся значения (О-С), осредненные за весь период наблюдений, и их среднеквадратические ошибки.
Анализ разностей (О-С) для экваториальных координат, полученных для двух теорий движения Сатурна (DE405 (Standish и др., 1998) и INPOP06 (Fienga и др., 2008)), показал, что для
Таблица 1. Средние значения (О-С) для относительных координат спутников Сатурна вида "спутник-спутник" по данным наблюдений на 26тсЬЯ и КА. Все величины приводятся в миллисекундах дуги (мс дуги).
ах, оу - СКО (О-С)
Sn-Sm (O-C)* (O-C)y
26inchR
S4-S3 18 14 20 12
S5-S3 2 -17 18 24
S5-S4 -29 -11 14 29
S6-S4 -76 -63 21 41
S6-S5 -22 -82 33 40
S7-S4 -112 -223 35 15
S7-S5 -9 -181 94 130
S7-S6 132 18 82 65
S8-S6 25 24 15 16
S8-S7 -249 88 53 84
NA
S7-S6 -78 -81 83 69
S8-S6 104 27 32 14
S8-S7 358 141 58 139
Таблица 2. Средние значения (О-С) для экваториальных координат спутников Сатурна по данным наблюдений на КД для двух комбинаций теорий движения для Сатурна и спутников: БЕ405 + ТД881.7 и ИКРОРОб + + ТА881.7. Все величины приводятся в миллисекундах дуги. оа,о 5 - СКО средних значений (О-С)
БЕ405 + ТД881.7
Спутник (O-C)a (O-C)s °a
S6 108 -149 28 24
S7 31 -220 77 59
S8 234 -138 13 45
INPOP + TASS1.7
Спутник (O-C)a (O-C)s °a °s
S6 6 -81 31 26
S7 -59 -148 65 59
S8 132 -71 17 51
Таблица 3. Экваториальные координаты спутников Сатурна по наблюдениям на нормальном астрографе. Значения (О-С), вычисленные с использованием теории движения Сатурна ШР0Р06
Дата и время иТС (УМБ) № спутника а, ч мин сек 5, град угл. мин угл. с (О-С)а мс дуги (О-С)5 мс дуги £а мс дуги £5 мс дуги
2007 02 10.04354 Б6 09 37 5.2660 +15 31 41.088 -95 26 18 10
2007 02 24.96510 Б6 09 32 3.5339 +15 55 59.031 11 4 43 40
2007 02 25.95971 Б6 09 32 7.1068 +15 57 12.329 45
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.