АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2008, том 42, № 1, с. 37-53
УДК 523.53
МЕТОДИКА ПОЗИЦИОННЫХ ИЗМЕРЕНИЙ ТЕЛЕВИЗИОННЫХ ИЗОБРАЖЕНИЙ ТЕЛЕСКОПИЧЕСКИХ МЕТЕОРОВ
© 2008 г. Ю. М. Горбанев, А. В. Голубаев, В. В. Жуков, И. И. Кимаковская, С. Р. Кимаковский, Е. Ф. Князькова, С. В. Подлесняк, Л. А. Сарест, И. А. Стогнеева, В. А. Шестопалов
Астрономическая обсерватория Одесского национального университета, Украина
Поступила в редакцию 01.03.2007 г.
Представлены результаты позиционной обработки наблюдательного материала, полученного с помощью метеорного патруля на базе телескопа системы Шмидта и телевизионного ПЗС-приемника. За три года метеорного патрулирования зафиксировано более 1000 телескопических метеоров. Описана методика каталогизации и позиционной обработки 3050 телевизионных снимков с метеорными изображениями. Разработана методика измерений изображений опорных звезд для получения прямоугольных координат в системе снимка. Обсуждается получаемая точность определения экваториальных координат опорных и контрольных звезд методом Тернера (порядка угловых секунд). Создано программное обеспечение, которое позволяет после обработки изображения метеора вычислять прямоугольные координаты точек метеорной траектории. Данные координаты используются для определения экваториальных координат полюсов больших кругов метеорных траекторий (угловая длина не менее 15') с точностью не хуже 4'.
Рассматривается возможность применения метода Станюковича для определения экваториальных координат радиантов для небазисных наблюдений метеоров. Проведена оценка точности определений координат радиантов, которая составляет 4'-5'.
Обсуждаются перспективы получения кинематических характеристик метеорных частиц.
РАС8: 96.30.Za; 91.65.8п; 94.20.Xa; 91.67.gn4n
ВВЕДЕНИЕ
Многие задачи метеорной астрономии для определения кинематических и физических характеристик метеорных явлений требуют точных позиционных измерений. Позиционные измерения проводят по наблюдениям, полученным различными методами: визуальным, фотографическим, телевизионным или радиолокационным. Они в своей совокупности охватывают широкий диапазон масс и скоростей регистрируемых метеорных частиц. Точности определения при этом могут отличаться на несколько порядков в зависимости от физических свойств фиксируемых метеорных явлений, условий регистрации и возможностей метода наблюдений.
Одной из задач исследования пространственного распределения метеорных частиц, порождающих метеоры, является определение их радиантов.
Как утверждается в работе (Мартыненко и др., 1978), точность определения радиантов метеоров при визуальных наблюдениях составляет 0.2°-0.5°. Такие результаты могут получить только группы опытных наблюдателей, тщательно соблюдающие строгую методику наблюдений, в противном случае точность будет не лучше 1°.
В работе (Кащеев, Лебединец, 1961) делается вывод о том, что радиолокационные определения
координат радиантов индивидуальных метеоров могут быть выполнены с точностью ±2.5°.
Для определения координат радиантов при использовании фотографического или телевизионного метода проводятся измерения точек изображения метеорной траекторий, а затем вычисляются соответствующие им координаты полюсов больших кругов. Точность измерения отдельных точек метеорной траектории будет определять точность определения координат полюсов и радианта.
В работе (Козак, 2002) проводится анализ методов и точности определения экваториальных координат при цифровой обработке телевизионных наблюдений метеоров. Для установки с короткофокусным объективом "Юпитер-3" (Р = 50 мм, Б : Р = 1 : 1.5) и размере изображения 352 х 288 пикселов угловой размер одного пиксела составляет около 4', минимально возможная погрешность определения экваториальных координат точек метеорного изображения составляет 1.5' - 3.5'.
Точность измерения точки на фотографическом снимке, полученном с помощью короткофокусных объективов типа "Зонар", "Индустар-7", "Ксенон", при средней ошибке измерения 5 х 10-3 мм в угловой мере составляет ±18'' (Катасев, 1966).
Согласно (Симакина, 1968) координаты точек на фотографическом изображении метеора определялись в среднем с ошибкой порядка ±5''-8'' (Одесса), ±10''-20'' (Душанбе), ±10''-20'' (Гарвард). Секундная точность обусловлена тем, что при метеорном патрулировании использовались астрокамеры с фокусным расстоянием не менее 250 мм, а в качестве приемника излучения служила фотографическая эмульсия.
При планировании и создании метеорного патруля возникает дилемма, которая заключается в том, что для повышения точности измерений метеорных снимков требуется увеличение фокусного расстояния астрокамеры или телескопа. Это влечет за собой уменьшение рабочего поля, что негативно сказывается на статистике количества наблюдаемых метеоров и длине метеорной траектории, которая фиксируется приемником излучения.
Поэтому существует большое разнообразие в комплектации метеорных патрулей в зависимости от задач, решаемых с помощью разработанного прибора.
При создании метеорного патруля мы ориентировались на изучение слабых метеорных явлений, до сих пор наблюдавшихся только телескопическим и радиолокационным методами. Скомбинировав телескопический метод с использованием в качестве регистратора панорамного телевизионного приемника, мы получили возможность фиксировать изображения слабых метеоров с высоким пространственным разрешением. Такие метеоры до сих пор фиксировались случайно на снимках, полученных на телескопах при длительных экспозициях в виде штрихов, пересекающих снимок от края до края. Временно привязка момента пролета метеора была возможна только с точностью, равной длительности экспозиции.
Метеорный патруль на наблюдательной станции Крыжановка Одесской астрономической обсерватории описан в работе авторов (Горбанев и др., 2006). Патруль установлен на экваториальной монтировке "АПШ-4" и укомплектован телескопом системы Шмидта (диаметр коррекционной пластины - 170 мм, диаметр зеркала - 300 мм). Фокусное расстояние телескопа 534 мм. В качестве приемника излучения используется высокочувствительная видеокамера Watec LCL-902K, работающая в телевизионном стандарте PAL (25 кадров в секунду). Данная видеокамера с указанными характеристиками телескопа позволяет выделить участок небесной сферы размером 36' х 48', а размер отдельного пиксела изображения в угловой мере порядка 3.87''. При физическом размере пиксела согласно паспортным данным 8.3-8.6 мкм эквивалентное фокусное расстояние телескопической системы составляет 44-45 см. В фокусе телескопа можно регистрировать звезды до +12.8™ в фотометрической полосе V.
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ.
МЕТЕОРНАЯ БАЗА ДАННЫХ
После ночи метеорного патрулирования, методика которого изложена в работе (Горбанев и др., 2006), в базу данных поступают фильмы, состоящие из 50 кадров до и после метеорного явления и кадров с изображением собственно метеора. Такая процедура выполняется при помощи созданного авторами программного обеспечения АУЮыПвт 1.02, которое непосредственно из фильма вырезает кадры с метеорным изображением, а также создает изображения для четных и нечетных строк кадра.
Отметим, что здесь и далее мы будем обозначать программное обеспечение, разработанное авторами, курсивом для удобства восприятия. Также будем называть четным полукадром изображение, составленное из четных строк кадра, а нечетным полукадром - из нечетных строк соответственно.
Дополнительно проводится суммирование 50 кадров до метеорного явления: для каждой точки просчитывается среднее значение интенсивности по значениям интенсивности для той же точки по всем 50 кадрам. Полученное таким образом изображение обозначим как суммированный кадр. Напомним, что суммирование кадров позволяет повысить проницающую способность примерно на одну-две звездные величины. Подробнее об обосновании использования 50 кадров фильма (2 с) для суммирования приводится в работе (Горбанев и др., 2006). Созданные таким образом суммированные изображения служат в дальнейшем для позиционных и фотометрических определений, хотя для этого пригодны и отдельные кадры фильма с экспозициями 20 или 40 мс.
Отдельно для каждого пиксела изображения вычисляется среднее значение интенсивности и среднеквадратичное отклонение по всему ряду из 50 кадров, предваряющих метеорное явление. В дальнейшем эти данные используются для вычисления значений фона в точках, где зафиксировано метеорное изображение. Назовем файлы с данными по интенсивностям фона картами фона.
Каждый фильм с изображением объекта идентифицируется по следующим данным в имени: номер объекта в сеансе 15-минутного патрулирования за ночь наблюдений, тип объекта (метеор, комета, ИСЗ и т.д.), дата в формате день, месяц, год и номер самого 15-минутного сеанса. Такая идентификация позволяет быстро проводить поиск метеоров в базе данных. Характерный вид отдельного кадра с изображением метеора представлен на рис. 1а, размер рабочего поля составляет, как было указано выше, 36' х 48'.
Каждый метеор заносится в каталог, где ему присваивается порядковый номер. Кроме того, в каталог вносится дата наблюдения, название АУГфиль-ма, код наблюдателя, время начала записи фильма
48'
0 100 200 300 400 500 600 X, пиксел
Рис. 1. Типичный снимок метеора и карточка обработки из картотеки базы данных.
(UTC), звезда гидирования по опорному каталогу (SAO, Tycho-2, Hipparcos или USNO-A2), экваториальные координаты центра изображения.
Затем проводится первичная обработка наблюдательного материала: из фильма отбираются кадры с метеорными изображениями, и формируется каталог метеорных снимков с нумерацией единичных кадров для каждого явления. Пополняется суммированными кадрами и каталог звездных полей.
Все звезды на снимках отождествляются и нумеруются, а далее вносятся в сводный каталог: название звездного каталога, экваториальные координаты, звездные величины, показатели цвета,
спектральный класс и др. Созданные каталоги позволяют в дальнейшем использовать эти данные для определения экваториальных координат и видимых звездных величин метеоров.
Первоначально отождествление снимков выполнялось с помощью из
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.