6.1. Существующие службы наблюдений АСЗ
В настоящее время в мире существует несколько специализированных служб, задачей которых является обнаружение малых тел Солнечной системы в окрестности Земли. В табл. 6.1 приводятся сведения о современных специализированных средствах (программах и инструментах) для обнаружения АСЗ. В конце таблицы приведены некоторые инструменты, эпизодически использующиеся для этих целей. На рис. 6.1 и 6.2 (см. вклейку) показана статистика работы основных действующих служб по открытию новых астероидов, сближающихся с Землей. При том, что интегральное число обнаруженных тел продолжает расти, из рис. 6.2 следует, что число вновь обнаруживаемых тел с размерами свыше 1 км уменьшается. Это говорит о постепенном «вычерпывании» всех таких объектов.
Остановимся, прежде всего, на описании инструментов и используемого оборудования обсерваторий, вносящих наибольший вклад в реализацию обзора «Космическая стража». В обзорной программе «Космическая стража» координируется несколько программ. Каждая программа выполняется на одном или нескольких инструментах обсерваторий, главным образом США и Австралии. Отметим, что приводимые ниже статистические данные по обнаружению астероидов размером более 1 км получены при условии, что абсолютная звездная величина километрового астероида равна 17,75m, а не 18,00m, как это принималось еще пару лет тому назад. Это изменение явилось следствием переоценки среднего значения альбедо АСЗ. Понятно, что количество астероидов размером более 1 км при этом уменьшилось.
Spacewatch Project. Исторически первый специализированный обзорный телескоп с апертурой 0,9 м установлен на обсерватории Стьюарда Аризонского университета на горе Китт Пик, штат Аризона, США (http://spacewatch.lpl.arizona.edu/). В настоящее время в проекте используются два телескопа диаметром 0,9 м и 1,8 м. Доступная видимая звездная величина составляет 21,7m и 23,5m соответственно. На телескопе с зеркалом 0,9 м устанавливаются два приемника излучения (ПЗС-камеры). Один — на основе мозаики из четырех ПЗС-матриц размером 4608 × 2048 пиксел каждая, второй — на основе одиночной ПЗС-матрицы размером 2048 × 2048 пиксел. Поле зрения первой системы — 2,9 кв. град., второй — примерно 0,1 кв. град. На телескопе 1,8 м установлена ПЗС-камера с матрицей 2048 × 2048 пиксел и полем зрения примерно 20′ × 20′. За время существования проекта открыто 604 АСЗ, из них 42 имеют диаметр более 1 км.
Таблица 6.1. Современные оптические средства наблюдений АСЗ
Lincoln Near-Earth Asteroid Research (LINEAR) Project
http://www.ll.mit.edu/LINEAR/ Эта программа внесла наибольший вклад в осуществление обзора «Космическая стража». Одной из ее целей была демонстрация возможностей использования инструментов и технологий, первоначально разработанных для слежения за ИСЗ, для обнаружения и каталогизации ОСЗ. Финансируется Военно-воздушными силами США и НАСА. Используются два типовых 1-м телескопа, расположенных на полигоне в Нью-Мексико. Доступная видимая звездная величина составляет 22m. В качестве приемника излучения используется ПЗС-матрица 1960 × 2560 пиксел. Поле зрения 1,2° × 1,2°. Открыто 2120 АСЗ, 322 из которых имеют диаметр более 1 км.
Lowell Observatory Near-Earth Object Search (LONEOS)
http://asteroid.lowell.edu/asteroid/loneos/loneos1.html На Лоувелловской обсерватории, расположенной во Флагстаффе (штат Аризона), установлен специализированный 58-см телескоп Шмидта для обнаружения АСЗ. В качестве приемника излучения используется ПЗС-камера с матрицей 4096 × 4096 пиксел. Поле зрения 2,9° × 2,9°, проницающая способность 20m. Открыто 39 АСЗ с размерами более 1 км.
Near-Earth Asteroid Tracking (NEAT) Project
http://neat.jpl.nasa.gov/ На обсерваториях Мауи (Гавайи) и Паломар (Калифорния) установлены два одинаковых телескопа (диаметром 1,2 м каждый). Телескоп на Паломарской обсерватории в качестве приемника излучения использует установленные в ряд три ПЗС-камеры с матрицами 4096 × 4096 пиксел и полем зрения 1,2 кв. град. каждая, общее поле зрения составляет соотвественно 3,6 кв. град. Доступная видимая звездная величина 22m. Телескоп введен в строй в 1999 г. Телескоп на Мауи (http://neat.jpl.nasa.gov/msss.htm) действует с 2000 г. На нем установлена одиночная ПЗС-камера с матрицей 4096 × 4096 пиксел и полем зрения 1,2° × 1,6°. Доступная звездная величина около 22m. На этих двух инструментах открыто 440 астероидов, 67 из которых имеют диаметр более 1 км.
Catalina Sky Survey (CSS) http://www.lpl.arizona.edu/css/css_facilities.html
CSS в настоящее время объединяет три сотрудничающие между собой проекта: первоначальный Catalina Sky Survey (CSS) (Маунт Бигелоу, штат Аризона), Siding Springs Survey (SSS) (обсерватория Сайдинг Спринг, Австралия) и Mount Lemmon Survey (MLS) (Маунт Леммон, штат Аризона).
На обсерватории в Маунт Бигелоу используется телескоп системы Шмидта с диаметром объектива 68 см, в обсерватории Маунт Леммон (штат Аризона) — аналогичный телескоп диаметром 1,5 м. Основным обзорным инструментом обсерватории Сайдинг Спринг в Австралии служит 0,5-м телескоп. На этом телескопе установлена ПЗС-камера с матрицей 4096 × 4096 пиксел. Общее поле зрения 1,2°× 1,2°. Доступны для наблюдения звезды до 22m. Этот проект в настоящее время дает наибольшее число открытий новых АСЗ.
Вклад других проектов в осуществление обзора «Космическая стража» весьма невелик. Укажем дополнительно на следующие два проекта.
Japanese Spaceguard Association (JSGA), Bisei Center, Japan http://www.spaceguard.or.jp/ja/e_index.html Используется 1-м телескоп Кассегрена с полем зрения 2,5° × 3,0°. Вводится в строй мозаика из десяти ПЗС-матриц размером 2096 × 4096 пиксел, увеличивающая поле зрения до 9 кв. град. Для слежения за известными телами используется полуметровый телескоп с полем зрения 2° × 2°. Это быстроразвивающийся и перспективный центр слежения за АСЗ.
Asiago-DLR Asteroid Survey (ADAS), Asiago Cima Ekar, Italy http://planet.pd.astro.it/planets/adas/index.html Это международная европейская программа, работающая в Италии с 2001 г. Используется 0,6-м телескоп Шмидта с ПЗС-матрицей размером 4096 × 4096 пиксел.
Представление о количестве наблюдений объектов, полученных на некоторых из указанных выше обсерваторий, и о точности определения их координат дает табл. 6.2, составленная по данным, приведенным на сайте http://accuracy.puldb.ru.
Общее число известных к настоящему времени астероидов, сближающихся с Землей, составляет около 7000. Напомним, что среди АСЗ особо выделяют потенциально опасные астероиды (ПОА), чьи орбиты сближаются с орбитой Земли до расстояний не более 0,05 а.е. К этому требованию обычно присоединяют условие, что абсолютная звездная величина таких тел не должна превышать 22m. Это соответствует размеру тел не менее примерно 140 м. Потенциально опасные астероиды требуют особенного внимания и постоянного отслеживания изменений их орбит. Среди АСЗ в настоящее время (по состоянию на 1 июня 2010 г.) известно 1125 ПОА, в том числе 145 с размерами, превышающими 1 км. Потенциально опасных тел среди всех АСЗ примерно 20 %, причем это соотношение сохраняется как для крупных тел, так и для мелких.
Таким образом, следующим шагом в изучении популяции потенциально опасных для Земли небесных тел является задача массового обнаружения объектов с размерами более 100 м. Для того чтобы обеспечить массовость обнаружения и выполнение задачи каталогизации 90 % тел с размерами свыше 100 м, необходимо построить телескопы обнаружения с проницающей способностью не хуже 24m и включить в программы мониторинга многие традиционные астрономические телескопы. Подробнее о перспективных средствах обнаружения таких тел см. в разделе 6.2.
Обработка всей поступающей информации о наблюденных положениях объектов, присвоение объектам предварительных обозначений, идентификация объектов, определение предварительных орбит и их последующее уточнение в настоящее время полностью выполняются Центром малых планет (ЦМП, Кембридж, штат Массачусетс) Международного астрономического союза (http://cfa-www.harvard.edu/iau/mpc.html). Центр также публикует информацию об объектах, которые нуждаются в дополнительных наблюдениях для подтверждения их открытия, уточнения орбит и других характеристик.
Таблица 6.2. Количество и точность наблюдений астероидов для обсерваторий, которые пронаблюдали в январе 2009 г. более 100 астероидов (http://accuracy.puldb.ru/)
Примечание. Некоторые несовпадения данных (диаметров телескопов) в табл. 6.1 и 6.2 связаны с тем, что иногда используется диаметр главного зеркала, а иногда — диаметр входного зрачка.
Большая часть этой работы выполняется любителями астрономии, проводящими наблюдения на профессиональном уровне.
Прогнозирование движения потенциально опасных объектов, поиск их тесных сближений с Землей и получение оценки вероятности столкновений на протяжении ближайших десятилетий регулярно осуществляется в Лаборатории реактивного движения Калифорнийского технологического института, США (http://neo.jpl.nasa.gov/risk/) и в Пизанском университете, Италия (http://newton.dm.unipi.it/neodys/).
6.2. Условия наблюдений и требования к перспективным наблюдательным системам
Рассмотрим подробнее условия наблюдений и требования к современным и будущим системам наблюдений.
Для осуществления мероприятий по защите Земли от столкновений с астероидами система наблюдений должна обнаруживать опасные объекты, когда они находятся еще на достаточно большом расстоянии от Земли.
Условия видимости астероида P на геоцентрической небесной сфере зависят от расстояний r (Солнце — астероид) и Δ (Земля — астероид), а также от величины угла ψ между направлениями Земля — Солнце и Земля — астероид, называемого элонгацией астероида, и угла φ между направлениями астероид — Земля и астероид — Солнце (угла фазы). Наилучшие условия видимости с Земли для внешнего астероида имеют место в оппозиции (при ψ, близком к 180°), а для внутреннего — в случае, когда элонгация астероида максимальна (ψ от 60° до 90°) (рис. 6.3).
Рис. 6.3. Взаимное расположение наблюдаемого астероида P и Земли E относительно
Солнца S в двух характерных случаях: a — для внешнего астероида (r > R) и б — для внутреннего (r < R)
Видимая звездная величина астероида m зависит от его поперечного размера d, отражательной способности его поверхности (альбедо) γ, расстояния от астероида до Солнца и Земли, а также от фазы следующим образом:
m = 15,6 — lg d — 2,5 lg γ + 51 lg rΔ + f(φ).
Здесь f(φ) = -2,5 lg[(1 — G)Φ1 + Φ2],
A 1 = 3,33, A 2 = 1,87, B 1 = 0,63, B 2 = 1,22.
В общем случае можно принять для всех астероидов в качестве среднего значения величину альбедо γ = 0,15 и G = 0,15 и считать астероиды сферическими.
На рис. 6.4–6.6 представлены значения видимой звездной величины астероидов разных размеров (0,2 км, 0,5 км и 1 км) в зависимости от элонгации, вычисленные для разных значений гелиоцентрических расстояний r — от 1,1 а.е. до 2 а.е.
Видно, что блеск астероида километрового размера может лежать в пределах m = 13 при расстоянии r = 1,1 а.е. в оппозиции (Δ = 0,1 a.e.) до m = 22 при r = 2,0 а.е. и ψ = 45°. Астероид диаметром 0,1 км при тех же условиях слабее первого на 5 звездных величин.
Рис. 6.4. Зависимость видимой звездной величины от расстояния r и элонгации ψ для астероидов диаметром 0,2 км
Рис. 6.5. Зависимость видимой звездной величины от расстояния r и элонгации ψ для астероидов диаметром 0,5 км
Рис. 6.6. Зависимость видимой звездной величины от расстояния r и элонгации ψ для астероидов диаметром 1 км
Внутренние астероиды могут быть доступны для наземных наблюдений при величине элонгации, начиная примерно с 45°. Ниже представлены (табл. 6.3.) вычисленные значения видимой звездной величины астероидов разных размеров d на разных гелиоцентрических расстояниях r при величине элонгации ψ = 60°. Два значения звездной величины соответствуют двум разным положениям астероида на орбите при одном и том же значении угла ψ (рис. 6.3 б). Зависимость размера объекта 24 звездной величины от расстояния до него показана на рис. 6.7.
Таблица 6.3. Значения видимой звездной величины астероидов (ψ = 60°)
Рис. 6.7. Зависимость диаметра r обнаружимого объекта 24 звездной величины от расстояния до него R (величины r и R — в м, γ — альбедо)
Расстояние Δ = 0,2 а.е. = 30 млн км следует признать в качестве допустимого «последнего рубежа» обнаружения приближающихся опасных астероидов. При скорости сближения 10 км/с астероид пройдет это расстояние за месяц. В случае обнаружения опасного объекта на более близком расстоянии времени, остающегося до столкновения, может не хватить на приведение в действие средств защиты. Для обнаружения опасных астероидов крупнее 0,1–0,2 км на этом предельном расстоянии наблюдательные средства должны иметь проницающую способность не хуже 22m. Такой блеск имеют астероиды крупнее 0,1–0,2 км при их расстояниях от Земли 0,2–0,5 а.е. и углах элонгации более 45–60°, т. е. находящиеся на ночном небе вне заревого сегмента.
Какого диаметра необходим телескоп, чтобы обнаруживать астероиды 22 звездной величины и слабее? Предельная звездная величина, регистрируемая телескопом c ПЗС-камерой, может быть определена следующим выражением:
где S — эффективная площадь телескопа в см2, η — квантовая эффективность ПЗС-матрицы, T — время накопления в секундах,Δ — поперечник изображения звезды в угловых секундах, точнее, сторона квадрата из целого числа элементов изображения (пикселов), накрываемых изображением звезды на матрице, k — отношение сигнала к шуму, µ — фон неба в звездных величинах на квадратную секунду дуги.
Вычисления показывают (и это подтверждает опыт наблюдений с ПЗС-камерами; см., напр., табл. 6.3), что для уверенной регистрации объектов 22 звездной величины нужен телескоп диаметром 1,2–1,5 м, а телескопы диаметром от 0,5 до 1,0 м позволяют наблюдать объекты 20–21 звездной величины.
Все малые тела Солнечной системы являются несамосветящимися и видны лишь благодаря рассеиванию ими падающего на них солнечного света. Вследствие этого такие тела можно наблюдать в оптическом диапазоне электромагнитных волн, поскольку на него приходится большая часть солнечного излучения. Однако наиболее эффективны наблюдения в инфракрасном (ИК) диапазоне, поскольку вследствие низкого альбедо в видимом диапазоне астероиды переизлучают солнечную энергию в основном именно в ИК-диапазоне. Возможности радиолокаторов лучше всего проявляются при изучении отдельных крупных объектов, положение которых на небе известно достаточно хорошо, чтобы на них можно было направить узкий луч радиоизлучения; для поиска новых объектов радиолокаторы мало применимы, поскольку их эффективность обратно пропорциональна четвертой степени расстояния до объекта, а искать объекты необходимо на больших расстояниях от Земли. Поэтому ниже рассмотрены вопросы поисковых наблюдений по большей части оптическими телескопами.
На оптических инструментах специализированных служб получают большое количество наблюдений. Точность определения координат астероидов различными службами неодинакова и в целом не превышает нескольких десятых долей угловой секунды (табл. 6.2). Несмотря на массовое обнаружение новых объектов специальными службами, более половины открываемых тел теряются, так как для них не успевают получить надежную орбиту и посчитать точную эфемериду на следующий период наблюдений. Для определения точных орбит необходимы наблюдения на достаточно длительном интервале времени (порядка 2–3 месяцев). Такие наблюдения могут выполняться на различных астрономических инструментах, а не только на специализированных. В перспективе, при наличии оперативной связи между обсерваториями, возможно уже на следующую ночь после обнаружения проводить одновременные наблюдения из нескольких пунктов, что существенно повысит надежность определяемых орбит.
Однако при развертывании системы противодействия опасным небесным телам необходимо участие в наблюдениях наземных радиолокаторов. Только радиолокационные наблюдения способны обеспечить точность, необходимую для наведения ракет и КА для сближения с угрожающим телом, его отклонения и (или) разрушения. Но для проведения радиолокации астероидов необходимо целеуказание с высокой точностью, порядка нескольких десятков угловых секунд по положению, около 100 м/с по лучевой скорости и нескольких тысяч км по дальности. Такое целеуказание могут обеспечить только оптические средства наблюдения.
По оценкам, основанным на предположении об одинаковой зависимости в распределении малых тел по размерам, вплоть до малых, которые несут потенциальную опасность локального характера, численность потенциально опасных объектов с размерами свыше 100 м составляет свыше нескольких сотен тысяч. Условия обнаружения этих объектов должны быть таковы, чтобы обеспечить их последующие наблюдения для получения надежных орбит и каталогизации, с тем чтобы за время порядка 10 лет обнаружить и каталогизировать свыше 90 % подобных тел. Моделирование наблюдений, проведенное двумя экспертными группами, работавшими по эгидой НАСА (результаты моделирования опубликованы в отчетах «Study to Determine the Feasibility of Extending the Search for Near-Earth Objects to Smaller Limiting Diameters», 2003, и «Near-Earth Object Survey and Deflection Study», 2007), показало, что при выполнении требования массовости обнаружения и выполнении планов каталогизации в течение 10 лет при надежном определении орбит поставленная задача обеспечивается при дальности обнаружения около 1 а.е. инструментами с полем зрения порядка 10 квадратных градусов и временем экспозиции не более 1 минуты. При этом для объектов размером порядка 140 м проницающая способность инструмента должна быть не хуже 23m–24m. Такие телескопы должны получать изображения всего неба не менее 3 раз в месяц, причем в течение ночи один и тот же участок неба должен сканироваться не менее 4 раз. При этом для успешного решения задачи оперативного определения предварительных орбит вновь открываемых тел и для эффективного улучшения орбит уже открытых объектов точность измерения координат должна быть не хуже 0,2″. Желательно также производить оценку блеска объекта с максимально возможной точностью.
Многие страны мира, имеющие достаточный научный и экономический потенциал, занимаются созданием национальных служб обнаружения АСЗ либо входят в состав международных служб (США, Англия, Австралия, Япония, Франция, Германия, Китай, Италия). Основные усилия этих стран на современном этапе направлены на создание наземной службы обнаружения. Требования к телескопам и системам обработки для таких наземных пунктов можно сформулировать следующим образом.
Для того чтобы производительность инструмента была достаточно высокой, т. е. была возможность в обозримые сроки обнаружить или обеспечить сопровождение большинства АСЗ, несущих угрозу серьезных катастроф, необходимо обеспечить такой режим работы специализированного телескопа, чтобы площадь сканируемого им неба была максимально возможной. По этому показателю до недавнего времени вне конкуренции была астрофотография. Широкоугольный астрограф способен на одном кадре фиксировать область неба площадью до тысячи квадратных градусов. Однако такие инструменты ни по проницающей способности, ни по оперативности обработки полученной информации не могут удовлетворять современным требованиям, какие бы технические ухищрения при этом ни применялись. Так, например, 46-см телескоп системы Шмидта Паломарской обсерватории имеет поле зрения 56 квадратных градусов. При сканировании 80–100 тыс. квадратных градусов за год количество обнаруженных АСЗ могло достигать всего 20! Это количество может быть обнаружено за месяц наблюдений на такой обсерватории, как LINEAR.
Самым оптимальным приемником излучения на сегодняшний день по проницающей способности и возможности оперативной обработки информации, стабильности и надежности работы является камера на основе матричного приемника с зарядовой связью — ПЗС-камера. Современные ПЗС-матрицы обладают квантовой эффективностью, достигающей 80 %, что позволяет при временах накопления порядка минуты и максимально возможном охлаждении получать изображения точечных источников до 24 звездной величины на телескопе с диаметром зеркала 2 м. К сожалению, современные ПЗС-матрицы, как правило, имеют недостаточные размеры для обеспечения необходимых полей зрения. Самое большое поле зрения для известных оптических инструментов, задействованных в обнаружении потенциально опасных небесных тел, не превышает нескольких квадратных градусов (максимальное поле зрения у LONEOS — около 10 квадратных градусов). Однако существуют отработанные технологии сканирования неба, которые позволяют в течение месяца обнаруживать порядка 150 000 астероидов (новых, ранее неизвестных, среди них может быть около нескольких десятков). С другой стороны, уже отработаны технологии изготовления склеек (мозаик) из нескольких ПЗС-матриц с единой светочувствительной поверхностью, площадь которой может достигать десятков сантиметров. Такие приемники позволяют сканировать максимально возможные области неба с минимальными временными потерями. Очевидно, что достижение такого результата может быть обеспечено только при использовании современных компьютеров (количество информации, получаемой за ночь, может достигать терабайтов), оснащенных хорошо отработанным программным обеспечением, дающим результаты в унифицированном формате (например, формате Центра малых планет), что позволит непосредственно и немедленно использовать их для анализа. Оперативность обработки данных должна позволять получать предварительные результаты об обнаруженных объектах во время наблюдений и окончательный результат — к началу следующей наблюдательной ночи.
Еще одним требованием к инструменту является выбор места для его установки. Это место должно обеспечивать большое количество ясного времени для проведения наблюдений и хорошие параметры астроклимата для обеспечения высокой проницающей способности инструмента и точности измерения координат и блеска. Пункт наблюдений должен обладать достаточной инфраструктурой и оперативной связью. Эксплуатация инструмента не должна быть ограничена общей политической или правовой нестабильностью в регионе.
Многие аспекты космической деятельности находятся под международным контролем, тем не менее, наличие национальных средств является необходимым условием, позволяющим определять достоверность публикуемых данных и оценивать текущие, недекларируемые изменения состояния космической обстановки. Использование национальных средств позволяет ограничить стремление отдельных государств к получению односторонних преимуществ за счет развития и применения своих собственных средств.
Еще раз важно отметить, что создание современного телескопа, вне зависимости от его диаметра, обеспечивается не только высоким уровнем оптического и механического производства. Не менее важным является оснащение его современными электромеханическими устройствами, светоприемной аппаратурой, аппаратно-программным комплексом системы управления и сбора данных наблюдений. Исключительно важным качеством современной системы управления телескопом являются ее совместимость с современными информационными технологиями. Возможность доступа к процессу получения данных и самим данным наблюдений с удаленного терминала существенно повышают эффективность работы телескопа, делают телескоп открытым для широкого круга научной общественности.
Прорабатываются также возможности создания специализированных систем обнаружения малых тел Солнечной системы космического базирования. Такие системы на порядок сложнее в проектировании, изготовлении и эксплуатации и на несколько порядков дороже, чем наземные системы. Однако очевидные преимущества оптических инструментов за пределами земной атмосферы и важность вопроса обеспечения безопасности жителей Земли делают необходимыми и такие разработки.
6.3. Перспективные проекты
6.3.1. Перспективные наземные оптические средства, разрабатываемые в мире. Наиболее интенсивно работы по проектированию систем обнаружения проводятся в США. Традиционно к решению проблемы поиска предельно слабых объектов с требованием максимального охвата неба существуют два подхода: построение одного большого обзорного телескопа или создание сети меньших телескопов. Первый вариант кажется проще, но стоимость его гораздо выше. Второй вариант обладает важным преимуществом — большей надежностью и достоверностью получаемой информации. Соответственно в рамках подготовки программы массового обнаружения малых тел Солнечной системы с размерами свыше 100 м предлагаются два проекта — LSST (Large Synoptic Survey Telescope, Большой обзорный телескоп) и Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System, Панорамный обзорный телескоп и система быстрого отклика).
Для сравнения эффективности различных широкоугольных систем используется такая характеристика, как throughput (англ.), или etendue (франц.) (русское значение «эффективность»):
E = AΩ,
где A = πD2/4 — площадь эффективной апертуры телескопа с диаметром D (в м2), Ω = ω2, а ω — поле зрения в градусах. Информативность E обусловлена тем, что эта величина пропорциональна объему пространства, изучаемого данным телескопом в течение одной экспозиции.
Рассмотрим перспективные проекты LSST и Pan-STARRS.
Проект LSST. Это телескоп с 8,4-м главным зеркалом, трехградусным полем зрения, эффективными апертурой 6,9 м и площадью 38 м2. Ожидаемая эффективность обзора E составляет около 320 м2 град.2. Выбор оптической схемы был сделан в пользу трехзеркального телескопа Пола (предложен в 1935 г.), дополненного трехлинзовым корректором (рис. 6.8).
Фокальная поверхность этого телескопа является не совсем плоской, и диаметр линейного изображения будет около 54 см. Такую поверхность может покрыть только мозаика из отдельных ПЗС-матриц, причем мозаика может быть собрана либо в плоскости, и тогда будет наблюдаться слабая расфокусировка от центра к краям, либо на поверхности, близкой к фокальной. Очевидно, что при современных технологических ограничениях количество таких матриц будет свыше 100 (при размере одиночной матрицы 35 × 35 мм количество необходимых матриц будет около 180). Таким образом, при формах одной матрицы 4098 × 4098 пиксел общее количество пикселов будет около 3 миллиардов. Если учесть размеры каждой матрицы в пикселах и информативную единицу с каждого пиксела размером 16 бит, легко оценить объем информации, получаемый после каждой экспозиции. Этот объем превысит один терабайт. Обработать, особенно оперативно, такой объем информации — задача сверхсложная и включает в себя множество технологических проблем, которые нужно разрешить для обеспечения эффективной работы всей системы. Пуск телескопа в строй ожидается в 2015–2016 гг.
Рис. 6.8. Оптическая схема обзорного телескопа LSST (http://www.lsst.org/lsst/science/optical_design)
Рис. 6.9. Телескоп PS1 на Гавайях (http://pan-starrs.ifa.hawaii.edu/public/)
Проект Pan-STARRS. Проект Pan-STARRS, или PS, направлен на реализацию обзорных задач по обнаружению предельно слабых малых тел Солнечной системы. Первый этап проекта предусматривает установку и отработку основных компонентов получения и обработки информации, поступающей с четырех телескопов диаметром 1,8 м и полем зрения 3 квадратных градуса каждый, установленных на одной монтировке, которые могут работать как автономные телескопы, так и в качестве телескопов составной апертуры. Этот проект получил обозначение PS4. Тестовый вариант PS1 состоит из одного телеcкопа на отдельной монтировке (рис. 6.9). При этом, если для одного телескопа E составляет около 40,5 м2 град.2, то суммарная эффективность обзора будет выше в зависимости от режима работы и может увеличиться почти в 4 раза. Конечно, это значительно меньше, чем у LSST, но можно предположить, что это окупится преимуществами многоапертурной системы. Они сводятся к следующему [Теребиж, 2005]:
— с увеличением диаметра стоимость телескопа растет быстрее, чем площадь его апертуры. Поэтому с помощью совокупности меньших телескопов дешевле достичь той же эффективности обзора. Дополнительное уменьшение стоимости связано с тем, что небольшие телескопы изготавливаются сравнительно быстро;
— большой телескоп по необходимости должен иметь высокую светосилу, что ведет к ряду трудностей: форма оптических поверхностей становится сложной, допуски на стабильность системы — чрезвычайно жесткими, непросто достичь согласования с фильтрами и пр.;
— если сеть телескопов регистрирует изображения одной и той же области неба, то повышаются надежность отождествления слабых объектов постоянной яркости и эффективность обнаружения переменных объектов. При необходимости часть или все телескопы сети можно направить в разные области неба;
— специальные исследования с телескопами диаметром менее 2 м показали, что атмосферные вариации наклона волнового фронта можно компенсировать путем управления процессом накопления зарядов на детекторе. Для телескопов большего размера возможность коррекции такого вида остается открытой;
— расширяется динамический диапазон системы регистрации; — при разумном распределении телескопов по долготе возможно проследить за временным развитием переменных событий.
Оптическая схема одиночного телескопа Pan-STARRS представляет собой систему квази-Ричи — Кретьена. Эквивалентное фокусное расстояние телескопа равно 8 м, соответствующий масштаб изображения — 38,8 микрон в угловой секунде. Пиксел детектора размером 15 мкм проецируется на небо в пределах угла 0,4″.
Телескоп PS1 установлен на Гавайях, построен в 2006 г., а в 2007 г. был сдан в эксплуатацию. В проекте PS планируется использование гигапиксельной ПЗС-системы с квантовой эффективностью не хуже 66 % в пике спектральной чувствительности. На рис. 6.10 (см. вклейку) показана мозаика из ПЗС-матриц, которая будет использоваться в качестве детектора изображения для телескопа PS1. Она состоит из 60 мозаик, каждая из которых включает 8×8 отдельных ПЗС-матриц, размещенных на одной подложке. В качестве монтировки используется монтировка лазерного дальномера, переданная ученым американскими военными. Этот телескоп позволит отработать все основные моменты работы обзорного телескопа PS4.
Рис. 6.11. Изображение кометы Холмса, полученное на телескопе PS1 в 2008 г. (http://pan-starrs.ifa.hawaii.edu/public/)
В настоящее время осуществляется тестирование телескопа PS1. На рис. 6.11 представлено изображение кометы Холмса, полученное на этом телескопе.
В проекте PS4 на одной монтировке планируется разместить четыре таких телескопа, которые будут направлены одинаково. Запуск полноценной версии PS4 планируется к 2010 г. Сколько всего таких инструментов следует изготовить и как их расположить, вопрос пока остается открытым.
6.3.2. Работы по созданию наземных оптических систем обнаружения и сопровождения, проводимые в России. В России работы по созданию современной системы обнаружения телескопами с апертурой свыше 1 м проводятся, по-видимому, только в Институте солнечно-земной физики (ИСЗФ) СО РАН. Такая система обнаружения строится на базе телескопа АЗТ-33, разработанного в ЛОМО. С использованием современной ПЗС-системы, покрывающей большую часть поля зрения, эта система сможет иметь диаметр поля зрения около 3° с проницающей способностью до 23m при экспозиции около 1 мин. Этот телескоп диаметром 1,6 м находится в стадии изготовления, и уже подготовлена астрономическая башня для его установки на Саянской обсерватории в Мондах, где смонтирован и работает также телескоп АЗТ-33ИК, ориентированный на исследования космических объектов в инфракрасной области спектра (см. рис. 6.12 на вклейке). АЗТ-33ИК может быть использован и в программах изучения физических свойств открытых и вновь открываемых объектов.
Разработки обзорных телескопов большого диаметра в России проводились и проводятся (см., напр., [Аронов и др., 2007]). Но пока в России не будет на государственном уровне принята целевая программа развития отечественных средств обнаружения и мониторинга потенциально опасных небесных тел, такие разработки в области астероидно-кометной опасности будут не востребованы. Стоит также упомянуть об обзорных телескопах, которые могут использоваться для нужд обороны. Опыт США показывает, что если решения о создании системы мониторинга принимаются на государственном уровне, то отдельные элементы такой системы можно довольно быстро создать при минимальном дополнительном вложении средств за счет уже имеющихся ресурсов в других областях деятельности государства, например, используя телескопы, предназначенные для контроля космического пространства в прикладных целях.
Обсудим необходимые доработки существующих российских телескопов для их возможного использования в качестве телескопов обнаружения.
Как правило, существующие астрономические инструменты предназначены для исследований небольших участков неба и имеют фокусные расстояния, превышающие несколько метров. В основном на российских обсерваториях установлены телескопы системы Кассегрена или Ричи — Кретьена. Такие инструменты имеют поля зрения менее 1°, но линейные размеры этих полей нередко превышают 10 см. Понятно, что при использовании приемника 3 × 3 см, большая часть поля зрения «пропадает». Для использования всего доступного поля зрения с современным единичным ПЗС-приемником (не блоком) необходима разработка и создание специального оптического устройства, вводимого в оптическую схему телескопа, которое, с одной стороны, согласует разрешение матрицы с масштабом изображения, и, с другой стороны, дает более или менее качественное поле зрения и позволяет использовать все теоретически доступное поле зрения телескопа. Понятно, что такие узкопольные телескопы рационально использовать только для задачи мониторинга, но не обнаружения.
Вторая очевидная проблема — это дооснащение телескопов действительно современными приемниками излучения.
Основная характеристика приемника, которая определяет проницающую способность инструмента — это квантовая эффективность. У современных приемников она достигает 90 % в видимом диапазоне спектра. Вторая важная характеристика — это динамический диапазон. Для приемника на основе ПЗС-матрицы эта характеристика напрямую связана с размером пиксела. Для пиксела размером 16 × 16 мкм емкость заряда, который этот пиксел может накопить, равна примерно 180 000 зарядов электрона. Меньше размер — меньше емкость — меньше динамический диапазон. Кроме того, размер пиксела и их число определяют линейные размеры всей матрицы.
Для уменьшения темновых токов, которые становятся существенным негативным фактором в условиях накопления, в астрономических матрицах применяются системы охлаждения. Как правило, это либо элементы Пельтье, либо системы азотного охлаждения. Элементы Пельтье дают «умеренное» охлаждение. Один каскад при условии эффективного отвода тепла с нагреваемой поверхности дает разность температур примерно в 30 градусов между нагреваемой и охлаждаемой поверхностями. Соответственно двухкаскадный элемент Пельтье дает охлаждение примерно на 50 градусов. Подчеркнем, что такое охлаждение достигается относительно температуры окружающего воздуха. Так, если температура возле телескопа +20 °C, то температура матрицы может достигать –35 °C. Азотное охлаждение позволит получить температуру светочувствительной поверхности до –130 °C. Недостатком второго типа охлаждения является необходимость периодической заправки азотом, а значит, нужно иметь под рукой источник азота. Это не всегда может быть выполнено.
Опыт работы специализированных инструментов показывает, что для целей мониторинга на переоборудуемом телескопе хорошо подходит ПЗС-матрица с числом пикселов не менее 2048 × 2048, с размером пиксела около 16 × 16 мкм и охлаждением 2– или 3-каскадным элементом Пельтье.
Теперь обозначим проблему, не связанную с переоснащением телескопа, но от решения которой также будет зависеть успешность превращения обычного астрономического телескопа в средство мониторинга. Это программное обеспечение. В течение ночи при работе системы мониторинга с максимальной эффективностью количество информации будет исчисляться гигабайтами. При этом информация об обнаруженных объектах должна появляться уже после второго сканирования одной и той же части неба и проверяться после третьего сканирования. Поэтому к программному обеспечению по обработке изображений будут предъявляться очень жесткие требования по быстродействию, так как информацию нужно получать практически в реальном времени. У нас в стране проблема получения информации в реальном времени решена на отдельных малых обзорных инструментах (например, роботизированная система MASTER (Mobile Astronomical System of the Telescope-Robots [http://observ.pereplet.ru/]). С увеличением апертуры обзорных инструментов требования к быстродействию программного обеспечения будут более жесткими. Чтобы на каждой обсерватории не занимались созданием своего программного обеспечения, нужно решить проблему оснащения переоборудованных телескопов обнаружения унифицированным программным обеспечением. Например, такое программное обеспечение сейчас создается в ГАО РАН с учетом собственного наблюдательного опыта и опыта других наблюдателей и программистов (программа «Апекс»).
Рассмотрим теперь требования к системам сопровождения (мониторинга). Поскольку предполагается массовое обнаружение объектов и оперативное определение их предварительных орбит, возникает задача оперативного «подхватывания» таких объектов и их сопровождения до получения достаточной информации для уточнения орбиты и последующей каталогизации объектов. Объекты достаточно яркие (ярче 20m) могут сопровождаться большим количеством телескопов умеренного размера, которые уже есть в мире. Это и профессиональные инструменты и даже инструменты продвинутых любителей астрономии.
Объекты более слабые (20–22m) могут сопровождаться только достаточно крупными (более 1 м в диаметре) и, как правило, профессиональными инструментами. Такие инструменты работают обычно по своим программам, и их участие в регулярных наблюдениях потенциально опасных объектов может быть обеспечено только включением в наблюдательную программу федерального масштаба.
Объекты 22–24m могут сопровождаться инструментами с апертурой около 2 м и более. Таких инструментов в нашей стране единицы: это инфракрасный телескоп АЗТ-33ИК (ИСЗФ) с апертурой 1,7 м в Мондах, 2-м телескоп Цейсс-2000 (ТФ ИНАСАН) в Терсколе, 6-м телескоп в Архызе (САО), российско-турецкий 1,5-м телескоп, установленный недалеко от Антальи. Все эти телескопы также задействованы в научных наблюдательных программах, не связанных с регулярными наблюдениями опасных небесных тел. Поэтому очевидно, что вместе с проектированием телескопов обнаружения целесообразно проектировать и телескопы слежения. Телескопы слежения в принципе гораздо менее дорогостоящие, чем телескопы обнаружения. Требования к ним несколько другие. Рассмотрим их.
Предельная звездная величина телескопа слежения должна быть такой же или больше, чем у телескопа обнаружения. Это связано с тем, что получение достоверной информации о слабом объекте требует повышения отношения сигнал/шум. Это может быть достигнуто, с одной стороны, увеличением светового диаметра, а с другой — увеличением времени экспозиции (для телескопов обнаружения оно мало — не более 1 мин).
При полях зрения в несколько градусов в системе обнаружения для регистрации изображений должен использоваться приемник излучения гигапиксельных размеров. Это даст на выходе от нескольких до десятков гигабайт информации с одного изображения. Оперативная обработка такой информации возможна, но для обеспечения оперативности всей системы «обнаружение + слежение» желательно, чтобы оба телескопа работали в одном комплексе, т. е. были смонтированы в одном месте. Поле зрение телескопа слежения при этом можно уменьшить в несколько раз без потери эффективности. Это позволит несколько сократить расходы и, например, обойтись одной и не очень дорогой ПЗС-матрицей.
6.3.3. Наземная радиолокационная подсистема сопровождения АСЗ. Современные радиолокаторы могут, независимо от времени суток и метеоусловий, выполнить задачу уточнения орбит, определения размеров, скорости собственного вращения, формы и состава астероидов, пролетающих очень близко к Земле — на расстояниях менее 15–20 млн км. Такие астероиды очень быстро — за считанные часы — пересекают барьер обнаружения, так что их орбиту не удается определить достаточно точно, чтобы сформировать целеуказание наземным телескопам на ближайший благоприятный для наблюдений период. В западном полушарии такие радиолокаторы есть и уже работают по АСЗ. Это радиолокационная станция (РЛС) в Аресибо (ПуэртоРико), принадлежащая радиоастрономической обсерватории, и РЛС в Голд-стоуне (Калифорния), принадлежащая НАСА. Последний радиолокатор более пригоден для рассматриваемой цели, так как имеет поворотную антенну и, следовательно, более широкий рабочий сектор. В восточном полушарии имеется планетный радиолокатор в Евпатории, принадлежащий Украине, и РЛС FGAN в Германии. Вблизи Уссурийска установлена 70-м антенна дальней космической связи, такая же, как в Евпатории, на базе которой создается радиолокатор. В табл. 6.4 приведены для сравнения основные характеристики РЛС в Голдстоуне и Евпатории.
Таблица 6.4. Сравнение основных характеристик РЛС в Голдстоуне и Евпатории
Дальность действия РЛС в Голдстоуне по астероиду километровых размеров оценивается в 15 млн км. Рассчитывать на существенное (на порядок или в несколько раз) увеличение дальности по АСЗ при разумных затратах энергии не приходится. Для зондирования АСЗ используются попеременно гладкие (для измерения доплеровской скорости) и ФМ— (фазоманипулированные, для измерения дальности и скорости) импульсы. Интересно отметить, что в 1989 г. на РЛС в Аресибо и Голдстоуне были проведены удачные эксперименты по получению радиоизображений астероида 1989 РВ на дальностях 5,5–8,5 млн км. Для получения изображений требуется отношение сигнал/шум того же порядка, что и для обнаружения (порядка 20), но не по телескопу в целом, а по каждому элементу разрешения. Поэтому предельные дальности для этого режима будут гораздо меньше. В России имеются две крупные (64 м) антенны, пригодные для создания радиолокационных станций наблюдения астероидов — в Медвежьих Озерах под Москвой и в Калязине (Тверская обл.), хотя их более северное расположение ограничивает зону наблюдения плоскости эклиптики в летние ночи и зимние дни. Кроме того, перспективы доработки и использования их в качестве радаров совершенно неясны.
Одной из областей высоких технологий, в которой Россия лидирует или находится на уровне США, является технология создания высокопотенциальных радиолокаторов с фазированными антенными решетками (ФАР), работающих в различных частотных диапазонах — от метрового до миллиметрового. По некоторым данным наличие в России отработанных и постоянно развивающихся технологий позволяет создавать в короткие сроки РЛС с любыми заданными характеристиками, в том числе с большой дальностью действия, высокой точностью определения параметров движения наблюдаемых объектов и способностью распознавать эти объекты по нетраекторным данным. РЛС с ФАР отличаются от оптических систем возможностью работать в любое время суток и при любых погодных условиях, обладают существенно большими поисковыми возможностями и повышенной способностью измерять не только угловые координаты, но и расстояние до объекта и его радиальную скорость.
Такие радиолокаторы уже сегодня успешно функционируют в системах ракетно-космической обороны (РКО): системе предупреждения о ракетном нападении (СПРН), системе контроля космического пространства (СККП), системе и комплексах противоракетной обороны (ПРО), выполняя поставленные перед ними задачи по обнаружению боеголовок баллистических ракет и космических объектов с малыми отражающими поверхностями на достаточно больших расстояниях с обеспечением высокой точности определения параметров движения этих объектов.
Созданные и создаваемые в составе систем РКО уникальные радиолокационные станции, работающие в различных частотных диапазонах и расположенные во многих районах России и СНГ, развитая система передачи данных и связи, мощные вычислительные центры, а также накопленный в течение длительного периода разработки, создания и эксплуатации этих систем огромный научно-технический и технологический потенциал могут использоваться и в других областях жизнедеятельности общества в целях достижения устойчивого развития цивилизации и обеспечения глобальной безопасности.
Указанные выше РЛС РКО, а при необходимости специально созданные с использованием отработанной технологии и сложившейся кооперации средства в комплексе с имеющимися командно-вычислительными центрами могут составить основу системы информационного обеспечения космической деятельности России и других государств в XXI в. Эти РЛС, работая совместно с оптическими средствами, могут обеспечить решение задач обнаружения и каталогизации потенциально опасных объектов, определения параметров их движения, наведения на них перехватчиков или транспортных кораблей. РЛС могут также осуществлять наблюдение за космическим мусором, получать информацию об аварийных ситуациях в космосе и данные для проведения восстановительных и спасательных работ, в том числе данные для управления запусками и посадками космических аппаратов.
Энергетические возможности созданных в России мощных дежурных РЛС системы предупреждения о ракетном нападении и противоракетной обороны позволяют обеспечить обнаружение и устойчивое сопровождение в штатном режиме работы космических объектов размером 10 м и типичным для АСЗ радиолокационным альбедо 0,1–0,2 на дальностях до 22 тыс. км, 100 м — до 71 тыс. км, 1000 м — до 223 тыс. км. При использовании в РЛС режима накопления сигнала дальность обнаружения космических объектов диаметром 1 км может быть доведена до 1–5 млн км. Дальнейшие возможности увеличения дальности действия при работе по астероидам ограничены способностью РЛС осуществлять когерентное накопление сигналов и, по-видимому, потребуют существенной аппаратурной модернизации существущих РЛС или создания новых специализированных РЛС на основе разработанных технологий.
Наибольшая эффективность использования средств и систем РКО может быть достигнута при объединении усилий в этом направлении России и США, а также учета внешних целеуказаний по известным потенциально опасным объектам от оптических средств наблюдений.
6.4. Проекты систем космического базирования для обнаружения объектов, сближающихся с Землей
Необходимость надежного обнаружения опасных небесных тел выдвигает перед космическим сегментом наблюдения множество далеко не простых требований: по обеспечению непрерывности контроля космического пространства, дальности обнаружения, оперативности, точности определения траекторий и других характеристик небесных тел и т. д. Анализу некоторых из этих требований было посвящено несколько работ отечественных экспертов (например, [Ковтуненко и др., 1994; 1995; Добров и др., 1996]). В настоящее время в мире ведутся интенсивные проработки таких технологий.
Основное преимущество телескопов, расположенных в космосе, — возможность оперативной работы и отсутствие влияния важных факторов для наземных наблюдений: погоды, времени суток, Луны и наличия земной атмосферы. Считается, что наилучшее размещение для телескопов космического базирования с целью обнаружения и наблюдения астероидов, опасных для Земли, — в треугольных точках Лагранжа на орбите Луны и/или на орбитах, подобных орбите Венеры [NASA report, 2007].
Основные проблемы создания космических телескопов — это высокая стоимость запуска, малый срок службы (7–10 лет) и риски, связанные с доставкой на орбиту и развертыванием космического аппарата, а также зависимость от устойчивости канала связи телескопов с Землей.
В последние годы особое внимание уделяется телескопам инфракрасного (ИК) диапазона. Астероиды большую часть (до 85 %) лучистой энергии, получаемой от Солнца, переизлучают в ИК-диапазоне, поэтому ИК-телескоп, использующий детекторы с высокой квантовой эффективностью, позволяет обнаруживать опасные астероиды на гораздо больших расстояниях по сравнению с оптическими телескопами того же размера. Это же обстоятельство (астероиды излучают в основном в ИК-диапазоне) обусловливает более высокую точность (по сравнению с видимым диапазоном) определения размеров астероидов. Действительно, разница оценок альбедо 0,1 или 0,2 предполагает разницу в диаметрах астероидов в 1,4 раза, а разница альбедо 0,9 или 0,8 означает размах в оценках диапазона всего на 5 %.
ИК-телескопы, размещенные в космосе, имеют все те же преимущества, что и оптические. ИК-технология развивается быстро. Как показано в отчете НАСА за 2007 г. [NASA report, 2007], ИК-технологии столь перспективны, что при использовании только ИК-телескопов, работающих на орбите Венеры или в точке Лагранжа L1 системы Земля — Луна, можно обеспечить обнаружение почти всех АСЗ даже без расширения сети наземных телескопов. В любом случае, телескопы космического базирования должны работать совместно с наземной сетью наблюдений.
Оценки, проведенные экспертами НАСА, показывают, что даже один постоянно работающий космический ИК-телескоп сравнительно среднего размера (0,5–1 м) может обеспечить за 10 лет работы обнаружение 90 % АСЗ с размерами более 140 м.
Конкретный пример планируемой ИК-системы — это NEOCam (The Near-Earth Object Camera) — камера ближнего ИК-диапазона, размещенная в точке Лагранжа L1 системы Земля — Луна. NEOCam будет использована для наблюдения и обнаружения потенциально опасных для Земли объектов. NEOCam состоит из 50-см ИК-телескопа, пассивно охлажденного до 30 К, рабочий диапазон 6–10 микрон. Предполагается, что NEOCam обнаружит 78 % потенциально опасных для Земли объектов с диаметрами больше 140 м за 5 лет работы. В случае продолжения миссии еще на 5 лет будет обнаружено около 90 % потенциально опасных тел. NEOCam чувствительна к широкому диапазону альбедо и сможет сканировать недоступные для наземных наблюдателей области небесной сферы. Принципиальное отличие от оптических систем — использование ИК-диапазона — позволяет напрямую определять физические характеристики астероидов [Mainzer et al., 2006]. Возможность установки телескопов космического базирования рассматривалась также в работах [Bidstrup et al., 2006; Jedicke et al., 2006].
В работе [Tedesco et al., 2002] смоделированы возможности ИК-наблюдений астероидов из космоса, даны количественные оценки перспектив обнаружения астероидов при использовании ИК-телескопов.
Микроспутник NEOSSat (The Near-Earth Object Surveillance Satellite, Канада) предполагается использовать для обнаружения и наблюдения астероидов, сближающихся с Землей, и астероидов, орбиты которых лежат внутри орбиты Земли. Предполагаемая дата запуска микроспутника — 2011 г. Этому микроспутнику будут доступны объекты 19,5m при более чем 100-кратном суммировании единичных изображений. Основное важное требование для этого телескопа — наблюдать внутри угла 45° по направлению от Солнца (для лучшего обнаружения объектов, находящихся на орбитах внутри орбиты
Земли) и возможность 20-градусного отклонения от антисолнечного направления. Тестовые испытания проводятся с помощью микроспутника MOST (Microvariability and Oscillations of Stars). Этот микроспутник — совместный проект Организации оборонных исследований и разработок Канады и Канадского космического агентства. Спутник имеет двойное назначение — астрофизическое (поиск экзопланет и изучение пульсаций звезд) и наблюдения околоземных объектов. В программе работы — обнаружение и слежение за околоземными астероидами (Near-Earth Space Surveillance: NESS) и получение информации о координатах искусственных спутников Земли, находящихся на высоких (15 000–40 000 км) орбитах. Для обнаружения околоземных объектов на орбитах внутри орбиты Земли используется 15-см телескоп.
Опишем теперь некоторые российские проекты космических систем обнаружения.
Для обеспечения регистрации потенциально опасного космического объекта космическими средствами, как правило, используются два подхода. Первый аналогичен проектированию обзорных систем в наземном телескопостроении: предлагается использовать оптический инструмент с максимально возможным полем зрения. К такому типу инструментов относятся описанные выше зарубежные проекты космического базирования. Второй подход использует так называемый барьерный принцип, аналоги которому можно найти и в наземных системах обнаружения. Этот подход ориентирован на своевременное обнаружение опасных небесных тел (ОНТ) на каком-то предельном расстоянии от Земли с помощью оптического барьера, создаваемого несколькими телескопами. Ниже предлагается обзор двух проектов. Один разрабатывается в НПО им. С. А. Лавочкина [Добров и др., 1996] и относится к первому типу, другой разрабатывается в ЦНИИМаш [Емельянов, Меркушев 2005] и относится ко второму типу.
Работы, проводимые в ЦНИИМаш, направлены на обоснование возможности обнаружения и определения параметров орбит малых (порядка 50 м) ОНТ, которые могут приближаться к Земле с произвольных направлений. Воздействия от столкновений с такими телами, как уже отмечалось, по своим масштабам подобны взрыву Тунгусского тела. Вряд ли такие тела в ближайшем будущем будут легко обнаруживаться. В лучшем случае упреждение возможно за 20–30 дней, и будет слишком поздно принимать меры для увода такого тела с угрожающей орбиты. Защита населения возможна без предотвращения падения ОНТ на Землю. Достаточно краткосрочного (за 5–20 сут) предупреждения для проведения таких мероприятий, как повсеместный увод людей из прибрежных зон морей и океанов, приостановление деятельности опасных производств, укрытие городского населения в бомбоубежищах, а в случае высокоточного определения района падения — полная эвакуация населения из района падения. Поэтому информационное обеспечение защиты населения от малых ОНТ является одним из первоочередных этапов решения проблемы АКО. Очень важно здесь привлечение космических телескопов (КТ) обнаружения и высокоточного определения прогнозируемого пролетного расстояния от Земли. По-видимому, без использования КТ эта задача не решается.
К сожалению, даже с помощью КТ, находящихся на околоземной орбите или в точке Лагранжа L1 (системы Солнце — Земля), не представляется возможным обнаруживать ОНТ, приближающиеся к Земле со стороны Солнца.
Это ограничение может быть преодолено при использовании всего двух космических телескопов, размещаемых на орбите обращения Земли вокруг Солнца, поля зрения которых образуют замкнутую барьерную зону гарантированного обнаружения малого ОНТ, идущего с любого направления. Высокоточное определение параметров орбиты и пролетного расстояния обеспечивается за счет синхронно-базисных наблюдений, проводимых при реализуемом большом расстоянии между космическими телескопами (около 0,45 а.е.), сравнимым с удаленностью ОНТ от Земли во время прохода через барьерную зону. Это расстояние превышает возможную базу между наземными телескопами на 3 порядка.
Высокая эффективность космических телескопов при решении задачи оперативного предупреждения о падении малых (размером 50–150 м) ОНТ и их использование в составе международной системы информационного обеспечения решения проблемы AKО, обусловливает существенный вклад в предупреждение об опасных сближениях с Землей. Естественно, что КТ были бы весьма эффективны для высокоточного определения параметров орбиты астероида Апофис с целью заблаговременного принятия решения о целесообразности изменения траектории астероида в случае его прогнозируемого падения на Землю.
Отметим еще проект космического средства наблюдения (КСН) «Конус» (НПО им. С. А. Лавочкина) В этом проекте рассматриваются космические средства наблюдений астероидов, перигелии и афелии орбит которых лежат в диапазонах 0,1–1 а.е. и 1–6 а.е. соответственно, а наклоны орбит к плоскости эклиптики — от 0 до 90°.
Для обнаружения приближающихся к Земле астероидов наиболее целесообразным представляется размещение КА с телескопом на орбите, совпадающей с орбитой Земли, но с некоторым отставанием от нее или опережением. При этом можно обеспечить достаточно приемлемые фазовые углы в процессе наблюдений небесных тел, и, что очень важно, зона контроля будет иметь относительно небольшие угловые размеры. Например, с расстояния 15 млн км двухсуточная зона подлета будет видна под углом около 60°. Таким образом, почти на порядок уменьшается площадь небесной сферы, подлежащая контролю, по сравнению с наблюдениями с Земли, с которой необходимо контролировать всю небесную сферу.
Кроме того, в предлагаемом варианте размещения КА обеспечиваются достаточно неплохие условия наблюдения астероидов, приближающихся к Земле со стороны Солнца. Для контроля «мертвой зоны», возникающей из-за засветки Землей и Луной, можно будет использовать наземные средства или КА с телескопом, работающим на околоземной орбите. Базовыми КА для создания КСН «Конус» могут стать созданные в НПО им. С. А. Лавочкина и прошедшие натурную отработку КА типа «Око», «Аркон» и перспективные КА типа «Спектр», а также КА, разработанные в других организациях и странах.
6.5. Российские информационные системы для работы с орбитальными и физическими характеристиками малых тел Солнечной системы
Как уже отмечалось в этой и предыдущих главах, количество открываемых объектов, сближающихся с Землей, быстро растет. С введением в строй новых инструментов появляется возможность систематически обнаруживать гектометровые и даже декаметровые тела, оцениваемое число которых очень велико. Информационная система, цель которой собирать, каталогизировать, обеспечивать данные для дальнейшего мониторинга обнаруженных тел, и, конечно, предоставлять накопленные данные исследователям (а в общем — мировому сообществу), должна быть очень мощной. Пока основой такой системы является система, созданная в Центре малых планет (США). Ею пользуются исследователи всех стран. Однако мощностей ЦМП уже скоро будет недостаточно. Особую роль в этих условиях начинают играть региональные (национальные) центры.
Можно перечислить несколько информационных систем, разработанных в российских обсерваториях и представленных на астрономических конференциях за последние 2 года: 1) программная система ЭПОС Пулковской обсерватории, 2) каталог АСЗ ИПА РАН, 3) банк данных АСЗ Самарского государственного университета, 4) программный комплекс, разработанный в ИНАСАН. Приведем краткое описание и сравнение вышеперечисленных информационных систем.
ЭПОС (Эфемеридная программа для объектов Солнечной системы) является эффективным инструментом для исследования и эфемеридной поддержки наблюдений объектов Солнечной системы, в том числе и ОСЗ.
Программная система (ПС) ЭПОС включает следующие компоненты: — «Каталоги объектов». Программа хранит во встроенной базе данных элементы и другие характеристики малых тел Солнечной системы (более 300 тыс. астероидов и более 2000 комет, в основном данные, полученные из ЦМП, некоторая часть — из своих собственных наблюдений), позволяет просматривать, редактировать и экспортировать эти данные, получать их выборки в соответствии с различными условиями, а также импортировать самые последние данные из широко известных каталогов (B. Marsden, E. Bowell и т. д.).
— «Эфемериды». Программа вычисляет самые разнообразные по типу и точности эфемериды для наблюдений объектов Солнечной системы, а также для задач моделирования их движения. ПС вычисляет наблюдаемые и геометрические параметры, а также оскулирующие элементы орбит заданных объектов.
— «O-C: Сравнение наблюдений и вычислений». Программа сравнивает наблюденные положения и скорости объектов с вычисленными.
— «Кадр». Программа визуализирует видимое движение многих объектов на небесной сфере на фоне звезд, а также позволяет получить списки объектов Солнечной системы и звезд, видимых в заданный момент
времени в заданной площадке небесной сферы или в заданной ограниченной области пространства.
— «Треки». Программа визуализирует видимые пути (треки) многих объектов на небесной сфере на фоне звезд.
— «Орбиты». Программа визуализирует возмущенное движение одновременно многих объектов и групп объектов по их орбитам в пространстве.
— «Опасные объекты». С помощью этой программы можно получить список потенциально опасных объектов для Земли и других больших планет, а также список тесных сближений астероидов с заданной большой планетой в заданном интервале времени.
— «Что наблюдать». Программа позволяет получить список объектов Солнечной системы, которые можно наблюдать в заданную ночь в заданном месте Земли. При этом можно наложить ограничения на минимальные величины блеска, высоты объекта над горизонтом, элонгации и пр.
Таким образом, ПС ЭПОС позволяет пользователю получать как точные эфемериды для множества объектов, так и быструю иллюстрацию их движения в широком временном диапазоне, что несомненно полезно для поддержки существующих и развития новых наблюдательных программ и для обеспечения эфемеридными данными заинтересованных наблюдателей. ПС ЭПОС распространяется на CD-диске.
Каталог АСЗ ИПА РАН содержит данные об астероидах, имеющих перигелийные расстояния, меньшие 1,33 а.е. Исходные данные берутся из публикаций ЦМП. Данные каталога представлены в виде 5 отдельных таблиц: сведения о наблюдениях, орбитальные данные, физические характеристики, обстоятельства сближений, эфемериды. Обстоятельства сближений вычислены для нумерованных планет на интервале до 2050 г., а для ненумерованных — до 2020 г. К каждой таблице применимы следующие функции: исключение колонок, наложение разнообразных условий на колонки, сортировка. Существует возможность просматривать данные как в виде HTML-таблиц, так и в виде текста. Каталог АСЗ ИПА РАН можно использовать как справочное пособие об астероидах, сближающихся с Землей. Доступ к каталогу через интернет можно получить совершенно свободно по адресу http://www.ipa.nw.ru/PAGE/DEPFUND/LSBSS/hazard/ (подробнее об истории исследования малых планет в Санкт-Петербурге см. в разделе 3.3).
В Самарском государственном университете создается банк данных эволюции орбит АСЗ . В качестве математической модели, описывающей движение астероида, используются дифференциальные уравнения с учетом гравитационных и релятивистских эффектов в барицентрической системе координат. Эта система из 72 уравнений решалась модифицированным методом Эверхарта 27-го порядка с переменным шагом интегрирования.
Разработано приложение, которое предоставляет возможность просмотреть эволюцию движения любого астероида на любом интервале времени. Эволюции элементов орбит представляются в виде графиков и таблицы. На исследуемом интервале времени составляется таблица тесных сближений астероида с большими планетами Солнечной системы и Луной и строится трехмерная модель Солнечной системы, наглядно показывающая эволюцию движения астероида.
Пользователь может задавать параметры форматирования полученных графиков и таблиц для их лучшей наглядности. Данное приложение сохраняет полученные результаты в виде двоичных файлов. Реализована возможность сохранения таблиц и диаграмм в Microsoft Excel и в виде Web-страницы.
Информационная система электронной обработки данных наблюде ний околоземных объектов в ИНАСАН.
В отделе космической астрометрии ИНАСАН уже на протяжении 3 лет также разрабатывается информационная система для поддержки астрономических исследований. Информационная система разрабатывалась в рамках НИР «ЭГИДА». Система многопользовательская, что является преимуществом для научных организаций. Она состоит из базы данных и клиентского приложения, которое может быть установлено на неограниченное количество компьютеров. К преимуществам информационной системы можно отнести широкий спектр возможностей по статистическому анализу данных, возможности расчета исследуемых величин сразу для группы объектов, совмещение в одном каталоге всех типов малых тел Солнечной системы (астероидов, комет, метеорных потоков и т. п.).
При создании программы использовались возможности визуального программирования, вследствие чего программа имеет дружественный по отношению к пользователю интерфейс. Информационную систему можно использовать как справочное пособие по орбитальным и физическим характеристикам объектов. Программный комплекс предлагает широкие возможности для поиска и обработки данных о малых телах Солнечной системы, предусмотрено выполнение сложных запросов к базе данных и последующая обработка полученных результатов. Например, реализованы модули для кластерного анализа с использованием различных модификаций D-критерия или разработанного в ИНАСАН E-критерия, модули вычисления гипотетических радиантов комет и астероидов, эволюции орбит отдельных астероидов при сближении с планетами и для набора избранных тел и т. п.
В приложениях 3 и 4 приведены списки российских и международных организаций, работающих по проблеме астероидно-кометной опасности и публикующих в сети данные по опасным объектам, в том числе и программы, позволяющие в режиме реального времени вычислять необходимые параметры движения любых известных астероидов и комет.