Определение эффективности обзоров телескопов с различными размерами и полями зрения для обнаружения небесных тел сближающихся с орбитой земли, установленные в различных местах Северного Кавказа

Размещено на http://www.allbest.ru/

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение

высшего профессионального образования

«КУБАНСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ»

(ФГБОУ ВПО «КубГУ»)

Физико-технический факультет Кафедра оптоэлектроники

КУРСОВАЯ РАБОТА

Определение эффективности обзоров телескопов с различными размерами и полями зрения для обнаружения небесных тел сближающихся с орбитой земли, установленные в различных местах Северного Кавказа

Работу выполнил Дьяков Алексей Валерьевич

Направление 210700.62 Инфокоммуникационные технологии и системы связи

Научный руководитель преподаватель каф. оптоэлектроники А. Л. Иванов Нормоконтролер инженер И. А. Прохорова

Краснодар 2014



Реферат

Курсовая работа 37 с., 3 табл., 12 источников.

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ЭФФЕКТИВНОСТИ ОБЗОРОВ ТЕЛЕСКОПОВ С РАЗЛИЧНЫМИ РАЗМЕРАМИ И ПОЛЯМИ ЗРЕНИЯ ДЛЯ ОБНАРУЖЕНИЯ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ СБЛИЖАЮЩИХСЯ С ОРБИТОЙ ЗЕМЛИ, УСТАНОВЛЕННЫЕ В РАЗЛИЧНЫХ МЕСТАХ СЕВЕРНОГО КАВКАЗА

Объектом разработки данной курсовой работы является выведение методик обнаружения небесных тел, сближающихся с орбитой Земли.

Целью работы является ознакомление с разновидностью телескопов установленных в различных частях Северного Кавказа и использование их для выявление небесных тел, опасно сближающихся с Землей.

В результате выполнения курсовой работы был произведен анализ методик обнаружение больших и малых тел, представляющими опасность столкновения с Землей.



Содержание

Обозначения и сокращения

Введение

1. Обсерватории Северного Кавказа

1.1 Специальная Астрофизическая обсерватория РАН (САО, Зеленчукская)

1.1.1 Приборы и методы наблюдений

1.1.2 Технические характеристики

1.1.3 Инструментальные возможности спектрографа

1.2 Кисловодская горная астрономическая станция

1.2.1 Инструменты обсерватории

1.2.2 Направления исследований

1.3 Кавказская горная обсерватория ГАИШ МГУ

1.3.1 Инструменты обсерватории

1.3.2 Направления исследований

1.4 Донская Астрономическая Обсерватория С80

1.4.1 Направления исследований

1.4.2 Инструменты обсерватории

1.5 Обсерватория Ростовского университета

1.6 Обсерватория Старлаб

1.6.1 Инструменты обсерватории

1.6.2 Направления исследований

1.7 Астрофизическая оптическая обсерватория КубГУ

1.7.1 Направления работы обсерватории

1.7.2 Основные результаты

1.7.3 Оптические инструменты обсерватории

2. Определение эффективности обзора телескопов

3. Астроклимат

3.1 Прозрачность атмосферы

3.2 Качество изображения

3.3 Загрязнение ночного неба искусственным светом

4. Классификация космических тел

4.1 Астероиды

4.2 Кометы

4.3Метеороид

4.4 Метеоры

4.5 Метеорит

5. Обнаружение небесных тел сближающихся с орбитой Земли

Заключение

Список использованных источников



Обозначения и сокращения

D	Диаметр объектива - диаметр зеркала или передней линзы объектива; если перед объективом установлена диафрагма - то диаметр этой диафрагмы
F	Фокусное расстояние объектива, т.е. расстояние от центра объектива до того места, где он строит изображение бесконечно удалённого объекта.
b	Размер малой оси диагонального или диаметр вторичного зеркала (в системе Ньютона, Кассергена и некоторых других, если в телескопе такового нет, то в данном поле поставить 0). Используется для вычисления коэффициента пропускания телескопа
K	Количество растяжек, удерживающих вторичное зеркало телескопа. Используются для вычисления коэффициента пропускания телескопа.
H	Толщина растяжек, удерживающих вторичное зеркало телескопа. Используются для вычисления коэффициента пропускания телескопа.
N	Количество отражающих поверхностей (зеркал) в телескопе
An	Коэффициент отражения (от 0 до 1) на каждой из этих поверхностей. Используются для вычисления коэффициента пропускания телескопа.
M	Количество преломляющих поверхностей (в линзах) в телескопе
Am	Коэффициент пропускания (от 0 до 1) на каждой из этих поверхностей.
G	Коэффициент поглощения в линзах (в % на 1 см толщины). (Без линз равен 0)
Z	Cуммарная толщина линз (в см) в телескопе (у больших линз толщина обычно составляет не менее 1/7-1/8 от их диаметра). (Без линз равен 0)
fок	Фокусное расстояние окуляра
Щ	Диаметр субъективного поле зрения окуляра.
C	Качество изображений, обусловленное атмосферной турбуленцией.
Л	Рабочая длина волны в мкм.
Д	Склонение области, наблюдаемой с данным окуляром
V	Относительное фокусное расстояние
БТА	Большой Телескоп Альт-Азимутальный
САО	Специальная астрофизическая абсерватрия
ОЗСП	Основной звездный спектрограф
ПЗС	Прибор с зарядовой связью
ГАО	Горная астрофизическая обсерватория
ГАИШ	Государственный астрономический институт им. П.К.Штернберга
ИК	Инфракрасный



Введение

Исследование неба. Это изучение природы Вселенной, в которой мы живем. Астрономы проводят свои исследования, глядя в телескопы и “слушая” (если речь идет о радиотелескопах). К их услугам небольшие телескопы, огромные обсерватории и спутники, вращающиеся вокруг Земли и изучающие типы излучения (такие как ультрафиолетовое, рентгеновское, гаммалучи), которым атмосфера преграждает путь на Землю. Телескопы запускают на ракетах для исследования верхних слоев атмосферы (это ракеты, оборудованные приборами для проведения научных наблюдений на больших высотах) и на беспилотных аэростатах. Некоторые приборы также запускают на борту космических аппаратов для исследования дальнего Космоса. В настоящее время в мире насчитывается примерно 13 тысяч профессиональных астрономов и сотни тысяч любителей, из которых только в США живут примерно 300 тысяч. Профессиональные астрономы проводят исследования Солнца и Солнечной системы, галактики Млечный Путь (в которой находится наша Солнечная система) и Вселенной, лежащей за пределами нашей галактики. Они обучают студентов в университетах, проектируют спутники в лабораториях и работают в планетариях. Когда говорят об отличительных чертах современных телескопов, обычно имеют ввиду то обстоятельство, что их размеры существенно превосходят прежние достижения, еще недавно считавшиеся близкими к предельным. Рефлектор Хейла диаметром зеркала 5м, введенный в действие в 1948 году, более четверти столетия оставался крупнейшим телескопом пока на Кавказе не установили 6-ти метровый рефлектор БТА (большой телескоп азимутальный). Изготовление обоих телескопов заняло десятилетия и потребовало стольких усилий и расходов, что, казалось, апертура не скоро будет заметно увеличен. Сейчас работают десятки инструментов с диаметром объектива более 8м, обсуждаются вполне реалистические проекты создания телескопов диаметром 25-30 м, а в перспективе-100м

1. Обсерватории Северного Кавказа

1.1 Специальная Астрофизическая обсерватория РАН (САО, Зе-ленчукская)

Карачаево-Черкесия, гора Семиродники.

Специальная астрофизическая обсерватория (код обсерватории «115») -это научно-исследовательский институт Российской академии наук, расположенный на Северном Кавказе у подножия горы Пастухова в Зеленчукском районе Карачаево-Черкесской Республики России (п. Нижний Архыз и станица Зеленчукская). В настоящее время обсерватория является крупнейшим российским астрономическим центром наземных наблюдений за Вселенной, который располагает крупными телескопами: 6-м оптическим рефлектором БТА и кольцевым радиотелескопом РАТАН-600. Основана в июне 1966 года.

1.1.1 Приборы и методы наблюдений

ОЗСП - основной звездный спектрограф с ПЗС в фокусе Нэсмит-2

Общее описание

ОЗСП 6-м телескопа представляет собой спектрограф с длинной щелью, установленный стационарно в стойке фокуса Нэсмит-2. Основное назначение прибора -- получение однопорядковых спектров ярких точечных и протяженных объектов.

Проектирование и изготовление спектрографа велось параллельно с созданием самого телескопа. Таким образом, ОЗСП является старейшим действующим прибором 6-м телескопа. В течение всего времени эксплуатации основные узлы спектрографа испытали несколько стадий модернизации. В настоящее время спектрограф используется в основном в сочетании с анализатором круговой поляризации для работ по изучению звездных магнитных полей.

В режиме поляриметрии возможны наблюдения звезд до 12 зв. величины при одновременной регистрации участка спектра шириной 500 Е со средним разрешением л/Дл = 15000.

1.1.2 Технические характеристики

Спектрограф установлен в фокусе Нэсмита телескопа БТА, эквивалентное фокусное расстояние 186 м (F/31). Предщелевая часть спектрографа размещена на 4-м этаже стойки телескопа и является общей для других приборов фокуса Н2.

Щелевой блок спектрографа состоит из зеркала, направляющего пучок света из оси Z и из калибровочного тракта под углом 65° к оси фокуса телескопа на щель, порядкоразделительного фильтра, узла щели и. Вспомогательное зеркало установлено в оправе в подвижной каретке, имеет алюминиевое напыление с защитным слоем. В качестве порядкоразделительного фильтра используется цветное просветленное стекло СЗС-21 (для синей области) или ЖС-18 (для красной).

Сменный узел щели позволяет вести работу со стандартной щелью, производства ЛОМО или с новой щелью, спроектированной Чунтоновым Г.А. В первом случае высота щели составляет 50 мм, ширина может быть переменной. Во втором случае щель имеет фиксированную ширину (0.5? в проекции на небесную сферу) и конструктивно совмещена с синтетическим двулучепрелом-ляющим кристаллом и резателем изображения, что ограничивает ее применение только задачами спектрополяриметрии. Диафрагма диаметром 5 уг. секунд (в проекции на небо) определяет высоту щели.

Зеркальный коллиматор спектрографа имеет световой диаметр 310 мм (диаметр коллимированного пучка - 258 мм), фокусное расстояние - 7928 мм. Другие параметры спектрографа приведены в таблице 1.

В качестве диспергирующего элемента может быть использована одна из трех дифракционных решеток, параметры которых приведены в таблице 2.

Камера спектрографа имеет оптическую схему Шмидта с кварцевой коррекционной пластиной. Изначально спектрограф был укомплектован тремя камерами. Длиннофокусная камера №1 из-за ее низкой эффективности и неприспособленности для работы с современными светоприемниками в наблюдениях не используется.

Таблица 1 - Основные параметры оптической схемы ОЗСП.

Угол излома пучка к оси Z	65°
Коллиматор
Фокусное расстояние	7928.7 мм
Световой диаметр	310 мм
Угол наклона оси	3°
Угол между осями коллиматора и камеры	45°
Камера №2
Фокус	604 мм
Диаметр зеркала	700 мм
Диаметр корректора	405 мм
Диаметр плоского зеркала	120 мм

телескоп небесный оптический тело

Светосильная камера Шмидта (F/1.16) длительное время находится в стадии модернизации и также не используется в наблюдениях. Камера №2 (F/2.3) имеет оптическую схему Шмидта с коррекционной пластиной диаметром 405 мм и световым диаметром 700 мм. С помощью плоского зеркала пучок света выводится из камеры по углом 90° к ее оси и регистрируется на ПЗС-приемнике.

Таблица 2 - Параметры дифракционных решеток ОЗСП.

Угол блеска	8.0°	15.5°	24.7°	24.7°
Рабочий порядок	I	II	II	III
Рекомендуемый диапазон, Е	4300-6500	3100-5600	5600-9000	4000-4900
Средняя обратная дисперсия (Е/мм)	26.1	13.2	13.2	8.8

С 2010 г. для регистрации спектров используется ПЗС-система размером 2048Ч4600 элементов. Один элемент имеет размер 13.5 микрон. ПЗС-система изготовлена в Лаборатории перспективных разработок САО, фотоэлектрические параметры системы приведены в таблице 3.

Таблица 3 - Фотоэлектрические характеристики ПЗС

		усиление = 1 1.92
Коэффициент преобразования, e-/ADU		усиление = 4 0.462
	Выход B	усиление = 1 1.90
		усиление = 4 0.462
Шум считывания, e-	Скорость считывания 100 кпикс/с
	Выход A	усиление = 1 5.4
		усиление = 4 3.46
	Выход B	усиление = 1 3.70
		усиление = 4 3.0
	Скорость считывания 400 кпикс/с
	Выход A	усиление = 1 6.75
		усиление = 4 4.86
	Выход B	усиление = 1 6.45
		усиление = 4 4.82
Глубина потенциальной ямы, e-	118 000
	усиление = 1 32 000
		усиление = 4 20 000

1.1.3 Инструментальные возможности спектрографа

В настоящее время спектрограф ОЗСП более 90% наблюдательного времени используется в режиме спектрополяриметра с дифракционной решеткой 24.7°. В порядке за один раз регистрируется участок спектра шириной 550 Е с обратной линейной дисперсией 9 Е/мм (0.1215 Е/пикс.). Во втором спектральном порядке дисперсия составляет 13.5 Е/мм (0.1823 Е/пикс.).

НЭС - эшелле-спектрометр высокого разрешения с ПЗС в фокусе Нэсмит-2

спекл-цифровой спекл-интерферометр в первичном фокусе SCORPIO - многорежимный фокальный редуктор первичного фокуса SCORPIO-2 - универсальный спектрограф в первичном фокусе MPPP - многоцветный панорамный фотометр-поляриметр с высоким временным разрешением в первичном фокусе.

1.2 Кисловодская горная астрономическая станция

Астрономическая наблюдательная станция, филиал Пулковской обсерватории Российской Академии наук. Также обсерватория называется Горная астрономическая станция ГАО (ГАС ГАО). Расположена на высоте 2096 метров над уровнем моря, в 28 километрах от Кисловодска на горе Шатджатмаз, входящей в систему Скалистого хребта. Основана в 1948 году. Основной задачей обсерватории являются наблюдения активности Солнца во всех слоях её атмосферы в оптическом и радиодиапазонах.

1.2.1 Инструменты обсерватории

Солнечные оптические инструменты:

малый внезатменный коронограф Цейсс системы Лио (D = 200 мм, F = 5000 мм, вывезен из Германии в 1945 году), установлен осенью 1948 года, первый удачный свет -- февраль 1950 года; наблюдение солнечной короны в линиях 5303 и 6374A -- изготовлен в 1944 году, бывший подарок от Гитлера для Муссолини с целью создания обсерватории в Италии;

менисковый фотогелиограф системы Д. Д. Максутова (первый экземпляр, произведен в Ленинграде), установлен осенью 1948 года, первый свет -- октябрь 1948 года;

целостат (F = 17 м, построен ещё для затмения в 1936 году) + спектрограф (изготовлен на Государственном оптико-механическом заводе (ГОМЗ, затем ЛОМО), в 1950 году установлен) -- магнитные поля пятен и спектральные наблюдения

«АФР-2» - фотосферно-хромосферный телескоп на монтировке АПШ-5 (серийный, 1964 год) - сейчас наблюдения ведутся только на фотогелиографе (D = 130 мм, F = 9080 мм, поле зрение 32 угл. мин.), есть также хромосферный телескоп (D = 60 мм, F = 5400 мм)

спектрогелиограф оригинальной конструкции (D = 430 мм, F = 7 м, создан в мастерских обсерватории в 1960 году), наблюдение Солнца в линии CaIIK;

«КГ-2» - коронограф (D = 540 мм; F = 13000 мм, 1966 год) - крупнейший коронограф в мире на тот момент, создан под руководством Г. М. Никольского в мастерских ИЗМИРАН и Пулковской обсерватории

«Оптон» (D = 150 мм, F = 2250 мм) -- солнечный хромосферный (H-alpha) телескоп-рефрактор системы Кудэ западно-германской фирмы «Opton» -- по программе сотрудничества с ИЗМИРАН, в конце 1970-х установлен; также есть возможность наблюдать в линии ионизированного кальция.

-гелиосейсмограф

Радиотелескопы:

радиоинтерферометр (две параболические зеркал, 2Ч10 м, расстояние между ними 90 м, на длине волны 168 см, 1957 год) -- регистрация радиоизлучения Солнца;

радиометр - позднее работы стали проводить ещё и на длинах волн 2 и 5 см.

радиометр на волне 3 см (1980-е, изготовлен Научно-исследовательским радиофизическим институтом (НИРФИ, г. Нижний Новгород))

«РТ-3» (D = 3 м) -- радиотелескоп для наблюдений в диапазонах 3 и 5 см

радио спектрограф для метрового диапазона (по программе сотрудничества с ИЗМИРАН, в начале 1980-х)

5-ти метровый радиотелескоп

ночные оптические инструменты:

камера Шмидта - на одной монтировке с «Оптоном»

вертикальный круг (1980-е, изготовлены для наблюдений В. Я. Струве, привезены из ГАО РАН)

пассажный инструмент (конец 1980-х, изготовлены для наблюдений В. Я. Струве, привезены из ГАО РАН)

«МТМ-500М» (D = 500 мм, F = 4145 мм) -- телескоп Максутова-Кассегрена для астрометрических наблюдений астероидов + STL SBIG, создан в 1951 году в ГОМЗ (ЛОМО), в 1952 году установлен в Пулковской обсерватории. В 2004 году был вывезен с ГАС ГАО, в конце 2007 года его вернули в обсерваторию и первые наблюдения начались летом 2008 года.

1.2.2 Направления исследований

-активность Солнца в оптическом диапазоне и радиодиапазоне

астрометрические наблюдения астероидов

послесвечения гамма-всплесков

1.3 Кавказская горная обсерватория ГАИШ МГУ

Исследовательская и учебная астрономическая обсерватория принадлежащая ГАИШ МГУ. Основана в 2009 году на северо-восточном гребне горы Шатджатмаз, Республика Карачаево-Черкессия, Россия в 30 км от Кисловодска. Основным инструментом обсерватории станет 2.5-метровый телескоп. Площадь обсерватории 6 га. В состав обсерватории входит МАСТЕР-Кисловодск. Полный штат обсерватории будет насчитывать 20 - 25 человек. В 0.5 км северо-западнее КГО расположена Кисловодская горная астрономическая станция.

1.3.1 Инструменты обсерватории

Зеркальный 2.5м. телескоп

Оснащен пятью портами (1 фокус Кассегрена и 4 фокуса Несмита) с возможностью автоматического оперативного переключения. Планируемый список навесного оборудования:

ПЗС-фотометр (4k x 4k ПЗС-камера производства института Н.Бора с фильтрами (UBVI,SDSS,...)) для видимого диапазона

ИК-фотометр (ИК-камера (1k x 1k) и соответствующие фильтры)

Спекл-камера на основе EMCCD

Спектрограф низкого разрешения

Волоконный спектрограф

Астроклиматический пост

Работает в штатном режиме с июля 2007 года. В задачи входит сбор статистики и поддержка наблюдений на основном телескопе.

16-дюймовый MEADE RCX400 с прибором MASS/DIMM, который установлен на колонне примерно 5 м. над уровнем земли

МАСТЕР-Кисловодск

Работает в штатном режиме с 2007 года. В задачи системы входит мониторинг неба: наблюдения гамма-всплесков, вспышек сверхновых, поиск астероидов и т.п.

МАСТЕР II - 2 светосильных телескопа системы Гамильтона (D = 400 мм, F = 1000 мм, 1.5 гр поле зрения) на одной монтировке СанТел + ПЗС-камера Apogee Alta-16U.

МАСТЕР-VWF4 (2 одинаковые установки, разнесенные на 900 метров) -две 11-МПик ПЗС-камерамы Prosilica(Allied Vision Technologies), оснащенные фото-объективами Carl Zeiss Planar T* 85/1.4 ZF. Общее поле зрения 4060 кв.гр.

1.3.2 Направления исследований

КГО:

звездная астрономия

астрофизика высоких энергий

внегалактическая астрономия, включая космологию

информационные технологии

физика и неб. механика планет, экзопланет, малых тел Солнечной системы

гравиметрия и геодинамика

ИК-астрономия

МАСТЕР:

послесвечения гамма-всплесков

поиск и фотометрия сверхновых (особенно типа Ia)

поиск, фотометрия и астрометрия астероидов

наблюдения метеоров (с определением высоты)

выявление ярких транзиентов (до 10 зв. вел.) на широких полях в видеорежиме

искусственные спутники Земли

-экзопланеты

1.4Донская Астрономическая Обсерватория С80

Исследовательская и учебная астрономическая обсерватория, расположенная в черте города Ростова-на-Дону на высоте 80 метров над уровнем моря. Основным инструментом обсерватории в настоящее время является 407 миллиметровый катадиоптрический телескоп.

1.4.1 Направления исследований

-объекты Солнечной системы, при этом особая роль отводится поис

ку, астрометрии и фотометрии малых планет (астероидов) и комет

метеорные потоки

двойные звезды и их фотометрия

поиск и фотометрия сверхновых

экзопланеты

1.4.2 Инструменты обсерватории

Основным инструментом для наблюдений в обсерватории на данный момент является 407 миллиметровый катадиоптрический телескоп Meade LX 200. Кроме того, обсерватория располагает меньшими переносными телескопами с апертурой 150 - 200 мм.

1.5 Обсерватория Ростовского университета

Астрономическая обсерватория РГУ (ст. Недвиговская, Ростовской области) располагает телескопом-рефрактором АВР-2, установленном в павильоне с откатной крышей. Объектив телескопа АВР-2 является двух-линзовым ароматом, скорректированным для визуальной области спектра, диаметром 20 см, и фокусным расстоянием 280 см. Набор сменных окуляров Кельнера позволяет получать увеличения от 45 до 280 раз. Проницающая способность при хороших атмосферных условиях достигает 13.5 - 14 звездной величины, разрешающая способность 0.8 -1.0 секунды дуги. Телескоп дополнительно оборудован двумя астрографами: двух-линзовый фотографический ахромат диаметром 15 см, светосилой 1:10 и трех-линзовый непросветленный объектив диаметром 12 см, светосилой 1:6. Дополнительно устанавливаемые линзы Барлоу позволяют увеличивать эквивалентные фокусное расстояние в 1.5 - 3 раза. Для основного телескопа изготовлена окулярная камера, увеличивающая масштаб в 3.5 раза и применяемая для фотографирования планет и участков лунной поверхности. Держатель кассет позволяет использовать пластинки размером 9х12см, а также устанавливать фотоаппараты типа "Зенит" с размером кадра 6х6см и 24х36см. Предусмотрена также возможность крепления фотоаппаратов на телескопе с их штатными объективами и телеобъективами включая и МТО-1000. Гидирование обычно осуществляется телескопом АВР-2 с помощью окулярного микрометра, либо 15см астрографом с линзой Барлоу, а телескоп АВР-2 с окулярной камерой используется для фотографирования планет с непродолжительными выдержками. Для спектральных работ устанавливается предобъективная диффракционная решетка с шагом 0.5 мм. Расширение спектров производится расстройкой часового механизма, так как решетка ориентируется таким образом, чтобы дисперсия была направлена вдоль склонения. Получаемые спектры пригодны для грубой спектральной классификации.

Экваториальный штатив АПШ-6 свободно несет дополнительную нагрузку и часовой механизм вполне обеспечивает слежение за звездами, обеспечивая регулировку хода механизма как в ту, так и в другую сторону. Установленные астрографы позволяют на современных светочувствительных пленках 200-400 единиц ASA при экспозициях 40-60 минут получать снимки объектов 14-15 звездной величины

1.6 Обсерватория Старлаб

Обсерватория Старлаб -- частная любительская астрономическая обсерватория на территории Карачаево-Черкессии, Россия, работавшая в 2000--2001 годах. Учредителями являлись Антон Липский и Тимур Крячко. Расположена была на территории бывшей станции «Космотен» (ныне филиал «Станция оптических наблюдений «Архыз») принадлежащей НПК «Системы прецизионного приборостроения», прилегающей к территории САО РАН, в 1.5 км западнее БТА. В данный момент в павильоне, где ранее располагался основной инструмент обсерватории стоит камера «ФАВОР» (широкопольная камера WFOC). Основным инструментом обсерватории был 250-мм менисковый Кассегрен. В 2006 году на базе Северо-Кавказской Астрономической Станции КГУ Т.Крячко продолжил аналогичную работу в виде обсерватории «Астротел».

1.6.1 Инструменты обсерватории

Фотографическая камера системы Максутова-Кассегрена (менисковый Кассегрен, D = 250 мм, А = 1/4.7) и монтировка - всё производства Анатолия Санковича + ПЗС-камера «MEADE Pictor 216»



1.6.2 Направления исследований

астрометрические наблюдения астероидов и комет

астрофотография

1.7 Астрофизическая оптическая обсерватория КубГУ

Единственная на Кубани Астрофизическая оптическая обсерватория является научно-образовательным центром по наблюдениям естественных и искусственных космических объектов, входит в структуру кафедры оптоэлектроники физико-технического факультета Кубанского госуниверситета. Начала работать в 1957 году как Станция оптических наблюдений искусственных спутников Земли (ИСЗ). Астрономические башни, наблюдательные площадки и помещения обсерватории возведены на главном корпусе КубГУ, венчают здание университета.

Обсерватория располагает крупнейшим в Южном федеральном округе оптико-электронным телескопом с диаметром зеркала 508-мм и другими оптическими инструментами. Наличие специализированных телескопов и более благоприятных на Кубани, чем во многих других областях России, астроклиматических условий позволяет эффективно выполнять наблюдения небесных тел. Обсерватория тесно сотрудничает со Специальной астрофизической обсерваторией Российской академии наук, Звенигородской обсерваторией Института астрономии РАН.

Астрофизическая оптическая обсерватория КубГУ внесена в международный реестр астрономических обсерваторий, ей Центром малых планет (Гарвард, США) Международного астрономического союза присвоен код С-40.

1.7.1 Направления работы обсерватории:

позиционные наблюдения низкоорбитальных и геостационарных искусственных спутников Земли;

астрометрические и астрофизические наблюдения малых тел Солнечной системы (астероидов, комет, метеороидов);

фотометрия сверхновых звезд в ближайших (соседних) галактиках;

образовательная деятельность (обеспечение учебного процесса по астрономии и астрофизике).

1.7.2 Основные результаты

Значительный объем работ по заданиям Астрономического совета и Вычислительного центра «Космос» составили наблюдения искусственных спутников Земли для оперативного определения их орбит. Зарегистрировано около 20 тысяч прохождений космических объектов, выполнено более 60 тысяч позиционных измерений.

Осуществлено свыше двух тысяч сеансов наблюдений спутников по международным программам ИНТЕРОБС, АТМОСФЕРА, ГЕОС, СПИН. Материалы наблюдений переданы координаторам программ.

Получены изображения сотен комет и астероидов. Астрометрические и фотометрические измерения внесены в базу данных международного Центра малых планет.

Проведены наблюдения сверхновых и новых звезд в галактиках, результаты направлены в Центр астрономических данных, Страсбург.

Данные измерений и итоговые (научные) статьи опубликованы в сборниках Астрономического совета «Результаты наблюдений искусственных спутников Земли», других периодических изданиях, электронном циркуляре Центра малых планет.

1.7.3 Оптические инструменты обсерватории

-508-мм, светосилой 1:8, роботизированный телескоп системы Ричи-

Кретьена, установленный на монтировке Парамаунт;

305-мм, светосилой 1:10, телескоп системы Шмидта-Кассегрена;

203-мм, светосилой 1:10, телескоп системы Шмидта-Кассегрена;

203-мм, светосилой 1:5, рефлектор системы Ньютона;

180-мм, светосилой 1:3, спутниковый телескоп системы Гамильтона;

150-мм, светосилой 1:15, цейссовский телескоп системы Менисковый -Кассегрен;

2 бинокуляра 110 и 150-мм, телескопы Мицар.

508-мм рефлектор установлен в астрономической башне с куполом диаметром 4 метра, изготовленным в Специальной астрофизической обсерватории РАН. Остальные телескопы размещены в астрономических павильонах диаметром 2,4 метра канадского производства.

Приемниками излучения служат ПЗС-камеры FLI PL16803, DSI III с охлаждением, оснащенные турелью и фотометрическими фильтрами UBVRI системы Джонсона. Для спектральных измерений используется астрофизический спектрометр DSS. Имеется служба времени, оснащенная GPS-приемником, обеспечивающая 2-х миллисекундную точность измерения моментов времени. Управление телескопами осуществляется по локальной сети с центрального пульта или из компьютерного класса, оборудованного для выполнения учебного астрономического практикума. Подключение к Интернет позволяет вести наблюдения в системе удаленного доступа.



2. Определение эффективности обзора телескопов

Мы конкретизировали понятия, используемые в рассматриваемой области, но нужно еще указать характеристики телескопа, предпочтительные с точки зрения обзорных наблюдений. Скажем, что выгоднее: иметь большой диаметр апертуры D или значительный размер поля зрения 2щ при умеренной апертуре. Объем пространства, изучаемый телескопом в течение одной экспозиции, пропорционален произведению телесного угла ? = рщ2, охватывающего поле зрения, и эффективной площади апертуры формула (1)

A = 7rD|/4(1)

где De эффективный диаметр телескопа, учитывающий экранирование света.

Эффективностью или производительностью обзорного телескопа называют параметр определяемый формулой (2)

E = A Ч ?(2)

где A - эффективная площадь апертуры, мм2;

где ? - Диаметр субъективного поле зрения окуляра.

Определим коэффициент центрального экранирования з как отношение диаметров экранирующего элемента и свободного отверстия телескопа. Находим эффективный диаметр объектива определяется формулой (3)

De -- Dy/l -- г]2(3)

где D - диаметр объектива, мм;

л - коэффициент центрального экранирования.

Тогда эффективный диаметр телескопа находится по формуле (4)

где щ - диаметр субъективного поле зрения окуляра. мм;

De - диаметр объектива, мм.

Параметр E употребляется сейчас очень широко, но его нельзя считать универсальной характеристикой мощности обзорного телескопа. В некоторых случаях изучаемые объекты распределены в пространстве неоднородно, в других - мы отдаем предпочтение какой-либо специфической стороне программы наблюдений. Заметим также, что в определении E качество изображений учитывается лишь заданием размеров поля зрения, так что этот параметр предназначен, в основном, для сопоставления наземных телескопов. При тех же размерах поля зрения, которые обеспечивают наземные телескопы, внеатмосферные наблюдения позволят достичь дифракционноограниченных изображений, тем самым существенно увеличив глубину обзора. Если связывать мощность широкоугольного телескопа со значением E, то мы в равной мере заинтересованы в увеличении размеров апертуры телескопа и его поля зрения. Многочисленные оптические схемы и технологические новшества по-разному достигают этих целей.

Создание сети широкоугольных телескопов требует значительных усилий и огромных расходов.

Количество света, прошедшего через объектив, зависит только от его диаметра. Но видимая яркость протяженного объекта в телескоп падает с ростом увеличения. Это и понятно: при большом увеличении одно и то же количество световой энергии распределяется на большую площадь сетчатки и субъективное ощущение яркости падает. Чем меньше увеличение данного телескопа, тем больше визуальная яркость протяженного объекта. Как мы видели, при зрачке выхода больше зрачка глаза часть света бессмысленно теряется. Поэтому максимальная видимая яркость ночью получается при выходном зрачке 6 мм. Очень важно то, что при увеличении диаметра объектива (или зеркала) видимая яркость протяженного объекта не увеличивается. Так равнозрачковое увеличение 100-миллиметрового телескопа равно 17х. Если теперь взять телескоп диаметром 200 мм, то количество прошедшего через объектив света будет в 4 раза больше. Но для 200-миллиметрового телескопа равнозрачковое увеличение равно 34х. В последнем случае изображение объекта, например туманности, увеличится вдвое, а площадь, которую оно займет на сетчатке, возрастет в 4 раза. Ясно, что вчетверо уменьшится освещенность сетчатки и вчетверо упадет видимая наблюдателем яркость. Иначе говоря, все телескопы при равно-зрачковом (минимальном разумном) увеличении показывают протяженные объекты одинаковой яркости, и эта яркость та же, что и яркость для невооруженного глаза.

Почему же в более крупный телескоп слабые объекты видны явно более эффектно? Дело в том, что при наблюдении в крупный телескоп возрастают видимые размеры объекта, и глаз начинает различать детали, которые он не видел при меньших увеличениях.

В течение десятилетий существует одно из самых нелепых утверждений, что светосильные телескопы, т. е. телескопы с большим относительным отверстием, предпочтительнее для наблюдений комет и туманностей. Предыдущие рассуждения показывают, что телескоп с большим относительным отверстием потребует для равнозрачкового увеличения короткофокусный окуляр, а телескоп с малым относительным отверстием - длиннофокусный. В общем случае

fok = ?Чdзр(5)

где ? - относительное фокусное расстояние, мм; dзр - диаметр выходного зрачка, мм;

для равнозрачкового увеличения нужен окуляр с фокусным расстоянием значение находится по формуле (6)

fok = VЧ6(6)

Например, при относительном отверстии объектива 1/10 (относительное фокусное расстояние V =10) потребуется окуляр с фокусным расстоянием /ок=10х6=60 мм.

Если под светосилой понимать большие возможности телескопа при рассматривании слабых протяженных объектов, то ясно, что только телескоп с большим диаметром и меньшими световыми потерями можно с натяжкой назвать светосильным. Относительное отверстие здесь ни при чем.

Рассмотрим вопрос о предельно слабых звездах, видимых в телескоп. Большой объектив соберет больше света, и точечные изображения звезд будут ярче. С другой стороны, при возрастании увеличения небо, являясь слабым протяженным объектом, будет выглядеть более темным, и на его фоне слабые точечные звезды выступят заметнее. Так будет до тех пор, пока увеличение не достигнет разрешающего, когда появятся первые признаки дифракционной картины. Тогда звезды станут видны, как крошечные, но уже протяженные объекты, и при дальнейшем росте увеличения их яркость начнет падать. И. Боуэн и Р. Колман дают эмпирическую формулу, которая учитывает и увеличение телескопа и размывание звездных изображений атмосферной турбулентностью

Mvis = C+2,5lgD+2,5lg(7)

где D-диаметр объектива, см;

Г-увеличение телескопа между равнозрачковым и разрешающим, крат;

С-качество изображения. При отличных изображениях С=3,9, при хороших С=3,3-3,9, при средних 2,5-3,3, при плохих С=1,8-2,5, при очень плохих С<1,8.

Для практического определения проницающей силы телескопа существует несколько природных тест-объектов. Например, Плеяды содержат 28 звезд ярче 7,5m, и по ним можно испытать бинокль или подзорную трубу. Приложение 1 показывает в Плеядах звезды до 11m. Этого достаточно для испытаний труб диаметром до 75-80 мм. Зная, что в шаровом скоплении М 13 в созвездии Геркулеса имеется около 30 звезд ярче 13,6m, можно испытать и 150-миллиметровый телескоп. В его поле зрения должно быть видно не только туманное пятно скопления, но и “мелкая звездная пыль” внутри него.

Нужно ли говорить, что для подобных испытаний нужны ночи с исключительно прозрачным и черным небом, когда невооруженным глазом видны звезды до 6,2--6,5m.

Эффективность (пропускание) телескопа с учётом экранирования вторичным зеркалом и растяжками, потерь на отражениях от зеркал и линз и на поглощение в линзах находится по формуле (8)

E=(1-(рb2/4+KЧHЧ(D-b)/2)/(рD2/4)) Ч (AN)NЧ(AM)MЧ (1-G/100%)ZЧ100% (8)

где b - Размер малой оси диагонального или диаметр вторичного зеркала, мм;

K - Количество растяжек, удерживающих вторичное зеркало телескопа, шт;

H - Толщина растяжек, удерживающих вторичное зеркало телескопа, мм;

D - Диаметр главной линзы или зеркала, мм;

AN - Коэффициент отражения (от 0 до 1) на каждой из этих поверхностей;

AM - Коэффициент пропускания (от 0 до 1) на каждой из этих поверхностей;

N - Количество отражающих поверхностей, шт;

M - Количество преломляющих поверхностей, шт;

Z - суммарная толщина линз, мм;

G - коэффициент поглощения в линзах;



3. Астроклимат

Астроклимат, это совокупность атмосферных условий, влияющих на качество астрономических наблюдений. Важнейшие из них - прозрачность воздуха, степень его однородности (влияющая на «резкость» изображения объектов), величина фонового свечения атмосферы, суточные перепады температуры и сила ветра.

Строительство обсерваторий высоко в горах, размещение телескопов на самолетах, аэростатах и, наконец, на борту космических аппаратов позволяет в той или иной степени избежать вредного влияния атмосферы, но создает новые трудности, прежде всего финансовые. Особенно дорого стоят космические обсерватории; поэтому, за редким исключением, они создаются для наблюдения тех видов излучения, которые совсем не проходят сквозь атмосферу к поверхности Земли, например рентгеновского или инфракрасного. Для наблюдения в оптическом диапазоне астрономы до сих пор размещают большую часть своих приборов на поверхности Земли, но при этом стараются выбирать место и создавать условия, максимально выгодные для наблюдений.

3.1 Прозрачность атмосферы

В оптическом диапазоне прозрачность земной атмосферы достаточно велика: свет звезды, находящейся в зените, при наблюдении с уровня моря ослабляется на 25-50% (слабее - у красного, сильнее - у голубого конца спектра), а с высоты современной горной обсерватории (2500-3000 м) в среднем на 20%. Но атмосферное поглощение меняется в зависимости от высоты светила над горизонтом. При наблюдении звезды в зените луч света проходит минимальный путь через атмосферу и поэтому испытывает минимальное поглощение. Чем больше угловое расстояние звезды от зенита, тем длиннее путь луча в атмосфере и, соответственно, сильнее ослабление света.

В ультрафиолетовом (УФ) диапазоне прозрачность атмосферы резко снижается: для волн короче 280 нм она практически непрозрачна. В инфракрасном (ИК) диапазоне прозрачность атмосферы очень неоднородна: существует несколько мощных полос поглощения молекулами кислорода и воды. Поэтому для наблюдения в близком ИК диапазоне телескопы устанавливают в сухих высокогорных районах. В далеком ИК и в УФ диапазонах наблюдения возможны только с космических станций.

3.2 Качество изображения

При выборе места для строительства обсерватории астрономов в первую очередь интересует количество ясного ночного времени. Оно измеряется в суммарном годовом количестве часов безоблачного неба в период астрономической ночи, когда погружение Солнца под горизонт превосходит 18 градусов и уже не заметны сумеречные явления. Для старых университетских обсерваторий, размещенных вблизи крупных городов Европы, это время составляет порядка 200-300 часов в год (Пулково, Рига, Москва); для горных обсерваторий, располагающихся в южной части бывш. СССР (Крым, Кавказ, Казахстан, Узбекистан), это 1000-1500 час, а для наиболее современных обсерваторий в горах Чили и на Гавайях - 2500-3000 час. Для Северного Кавказа количество солнечных дней в году в этом районе составляет более 300, ясных ночей - не менее 220.

Однако даже совершенно ясная ночь может не удовлетворять астрономов по качеству изображения объектов. Воздушные слои разной плотности по-разному преломляют световой луч. Если воздух спокоен, это приводит лишь к смещению изображения как целого. Но если слои воздуха с различной температурой, а следовательно и плотностью, хаотически перемешаны, то изображение звезды дрожит и размывается, мелкие детали на поверхности планет не видны, точно измерять положение и яркость звезд невозможно. Качество изображения обычно характеризуют угловым диаметром кружка, в виде которого предстает изображение звезды в телескопе. Приемлемым для наблюдений считается качество изображения в 2-3І, весьма хорошим - в 1І. На лучших высокогорных обсерваториях бывают изображения в 0,5І и даже 0,35І. Далеко не каждая ясная ночь отличается высоким качеством изображения. В частности, ветренная погода ухудшает качество изображения - звезды сильно мерцают и дрожат; это связано с усилением турбулентности в атмосфере.

Поскольку крупный телескоп стоит очень дорого, а эффективность его работы прямо зависит от астроклимата в пункте наблюдения, астрономы посвящают немало сил выбору места для строительства обсерватории. Предварительный отбор перспективных мест производится на основе метеорологической информации, а затем организуются многомесячные (иногда и многолетние) экспедиции для изучения выбранных мест. С помощью небольших экспедиционных приборов, имитирующих наблюдение с крупным телескопом, проводятся измерения качества изображений звезд в разные сезоны года. Окончательное решение о строительстве обсерватории принимается, исходя из полученных экспедициями результатов и, в немалой степени, экономических обстоятельств: наличия электрических и водных источников, морских портов, аэродромов и дорог, поскольку доставка и монтаж большого телескопа и прежде всего его многометрового зеркала представляет сложную транспортную проблему.

Даже в самых хороших, с точки зрения астроклимата, горных вершинах прозрачность атмосферы и качество изображения непрерывно изменяются. Поэтому астроном-наблюдатель регулярно делает записи в журнале наблюдений с указанием состояния неба и размера изображения звезд. При высокоточном измерении блеска переменных звезд приходится до и после измерения изучаемой звезды определять также блеск специально выбранных звезд сравнения («стандартов»), про которые известно, что они светят очень стабильно, поэтому изменение их видимой яркости целиком связано со свойствами атмосферы Земли.

3.3 Загрязнение ночного неба искусственным светом

Помимо естественных факторов, влияющих на астроклимат, в 20 в. он испытал существенное влияние цивилизации. Важнейшим отрицательным фактором стало ночное освещение городов, сделавшее невозможным проведение в них астрономических наблюдений.

Избыток ночного освещения не только вызывает увеличение яркости неба, но и в целом отрицательно влияет на окружающую среду, вмешиваясь в естественные ритмы биосферы. Избыточное освещение вызывает и прямые формы загрязнения окружающей среды, связанные с добычей, транспортировкой и сжиганием угля и нефти. Лишний свет в основном связан с плохой конструкцией фонарей, рассеивающих лучи горизонтально и вверх, в небо. Этот свет ослепляет водителей и пешеходов, подвергая их жизнь риску. При этом бессмысленный расход электроэнергии составляет по всему миру миллиарды долларов в год.

Очень чувствительна к искусственной засветке неба астрономия. Большинство наблюдений, особенно в области внегалактических исследований и космологии, теперь можно проводить лишь в местах, удаленных от крупных городов на сотни километров. Некоторые старые обсерватории, такие, как Дэн-лоп в Онтарио (Канада), Маунт-Вильсон в Калифорнии (США), Пулковская (Санкт-Петербург) и Московская в России, очень страдают от городской засветки неба. Новые обсерватории располагают в удаленных местах, а любителям астрономии приходится уезжать далеко за город, чтобы проводить свои наблюдения.

Тезис, что теперь все астрономические наблюдения можно проводить из космоса, не выдерживает критики, поскольку не имеет смысла делать за большие деньги в космосе то, что можно значительно дешевле сделать на Земле. Четыре десятилетия космической астрономии показали, что с орбиты нужно наблюдать лишь то, что недоступно на Земле. Большую часть оптических и радионаблюдений с успехом можно проводить из наземных обсерваторий, если не создавать им препятствий в работе.

На территории каждой обсерватории ночное освещение делается минимально ярким, а нередко и полностью отключается во время наблюдений. Но, к сожалению, свет большого города, расположенного даже в 100 км от обсерватории, лишает астрономов возможности наблюдать слабые объекты. Поэтому ученые обращаются к местным властям и населению с просьбой о сохранении темноты ночного неба.

Избежать засветки позволяют фонари с закрытыми лампами, направляющие свет только вниз. В этом случае сам источник света остается невидимым со стороны, в отличие от обычных уличных и дворовых фонарей. К тому же возникает существенная экономия энергии за счет снижения потерь света. Дополнительная экономия достигается при использовании более эффективных ламп, требующих меньше энергии для получения требуемого количества света.

Существует Международная ассоциация темного неба (International Dark-Sky Association, IDA). Это бесприбыльная, освобожденная от налогов организация, стремящаяся довести проблему до населения и убедить его не заливать светом окрестности, сохранить темное небо и в то же время максимально повысить качество и эффективность наружного освещения.



4. Классификация космических тел 4.1 Астероиды

Это как правило, большие каменные глыбы, которые приходят из пояса астероидов, расположенного между орбитами Марса и Юпитера. Иногда их орбиты изменяются и некоторые астероиды в конечном итоге приближается к Солнцу и, следовательно, ближе к Земле.

4.2 Кометы

Они очень похожи на астероиды, но содержат больше льда, метана, аммиака и других соединений. Они развивают нечеткие, облакоподобные оболочки называемые комой, -- а также хвост -- когда подлетают ближе к Солнцу.

Кометы, как полагают, прилетают из двух разных мест: долгопериодические кометы (те, которые имеют период обращения более чем 200 лет) происходят из облака Оорта.

Короткопериодические кометы (те, которые имеют период обращения менее 200 лет) происходят из пояса Койпера.

4.3 Метеороид

Космические тела, которые меньше чем астероиды, но больше чем межпланетная пыль, надываются метеороидами. Обычно их размер меньше километра, и зачастую они имеют размер всего несколько миллиметров.

Большинство метеороидных тел, которые входят в атмосферу Земли настолько малы, что они испаряются полностью и никогда не достигают поверхности планеты.



4.4 Метеоры

Это название обычно используется для так называемых «падающих звезд». Вспышки света, которые мы видим на ночном небе, появляются, когда маленький кусочек межпланетного мусора сгорает при прохождении через атмосферу. Метеор -- термин, применяемый к вспышке света, вызваной падением космического мусора.

4.5 Метеорит

Если какая-либо часть метеора переживает падение через атмосферу и приземляется на Землю, он называется метеоритом. Хотя подавляющее большинство метеоритов очень малы, их размер может колебаться примерно от долей грамма (размером с гальку) до 100 килограммов или более.



5. Обнаружение небесных тел сближающихся с орбитой Земли

Под небесными объектами, сближающимися с орбитой Земли, понимают астероиды и кометы, чьи орбиты имеют перигелийные расстояния менее 1.3 астрономической единицы (а.е.), или около 195 млн. км. Из их числа выделяют потенциально опасные объекты, орбиты которых в настоящую эпоху сближаются с орбитой Земли до минимального расстояния, не превышающего 0.05 а.е. (7.5 млн. км). Основанием для того, чтобы считать тела на орбитах, проходящих от Земли на расстоянии до 20 радиусов лунной орбиты, потенциально опасными, являются следующие обстоятельства. Во-первых, в таких пределах можно ожидать в обозримом будущем изменения расстояний между орбитами под влиянием планетных возмущений, а во-вторых, это же расстояние соответствует характерному масштабу области неопределённости орбиты малого тела при прогнозировании на несколько сотен лет вперёд вследствие неточного знания параметров его движения в настоящую эпоху. При весомой вероятности встречи астероида с Землёй такой объект считается угрожающим.

Постоянно ведётся изучение и способов предотвращения или уменьшения масштабов угрозы таких столкновений. Значительная часть информации об исследованиях по проблеме, связанная с развитием военных технологий, освещается в открытой печати неполно. Из международных проектов по обнаружению объектов, сближающихся с Землёй, достойны упоминания проекты Японии, стран Евросоюза и Австралии.

Вклад российских обсерваторий, к сожалению, пока невелик. Он в первую очередь выражается в проведении исследований физических свойств астероидов, что весьма важно для планирования возможных методов противодействия столкновению, а также в слежении за уже открытыми объектами и изучении источников их пополнения. Регулярные наблюдения астероидов, сближающихся с Землёй, в настоящее время проводятся только в Пулковской обсерватории на автоматизированном телескопе диаметром 32 см. Программы наблюдений астероидов, сближающихся с Землёй, выполняются и в других обсерваториях. Отметим работу сотрудников Казанского университета на телескопе РТТ-150, установленном в Турции. Помимо позиционных измерений астероидов, сближающихся с Землёй, выполняется программа определения массы избранных астероидов динамическим методом. Эпизодические программы наблюдений осуществляются в Институте солнечно-земной физики СО РАН и в Специальной астрофизической обсерватории РАН.

В течение последних 15 лет сотрудники Института астрономии РАН ведут регулярные наблюдения (на инструментах Звенигородской обсерватории, Симеизской обсерватории - ныне филиал Крымской астрофизической обсерватории, Терскольской обсерватории) избранных метеорных потоков с целью обнаружения тел размером в несколько десятков метров. То, что такие тела существуют, было установлено в 1995 г. Это открытие внесло существенные изменения в наши представления о степени угрозы столкновений с малыми телами.

Радарные наблюдения отдельных объектов, сближающихся с Землёй, выполняются в основном на радиотелескопах в Голдстоуне и Аресибо (США). Ежегодно наблюдаются 15-20 объектов. Такие наблюдения исключительно важны для уточнения орбит объектов, определения их формы, вращения и других физических характеристик. В России и Украине осуществлён первый эксперимент по радарным и интерферометрическим наблюдениям астероидов.

Обработка всей поступающей информации о наблюдённых положениях объектов, присвоение им предварительных обозначений, идентификация, определение предварительных орбит и их последующее уточнение ведётся под контролем Центра малых планет.

Центр публикует также информацию об объектах, которые нуждаются в дополнительных наблюдениях для подтверждения их открытия, уточнения орбит и других характеристик. Прогнозирование движения потенциально опасных объектов, поиск их тесных сближений с Землёй и получение оценки вероятности столкновений на протяжении ближайших десятилетий осуществляется в настоящее время регулярно в Лаборатории реактивного движения США и в Пизанском университете (Италия). В ряде исследовательских центров России (Санкт-Петербургском государственном университете, Томском государственном университете, Институте прикладной математики РАН и др.) - проводятся исследования особенностей движения потенциально опасных небесных тел. В Институте прикладной астрономии РАН кроме этих работ в кооперации с ЦМП ведется работа по развитию и поддержанию банка данных о малых телах Солнечной системы.

В наши дни задача обнаружения потенциально опасных объектов стоит на другом, по сравнению с 1998 г., уровне. В США подготовлена программа "Космический патруль-2". В её рамках планируется в течение 15 лет выявить практически все потенциально опасные объекты размером более 140 м. Для решения этой задачи необходимо создание мощной международной наблюдательной сети и, конечно, Россия должна занять в ней своё место.

В мире уже построено довольно много крупных астрономических телескопов, но они, к сожалению, не приспособлены к решению поисковых задач. Оптимальные параметры наземных телескопов, предназначенных для обнаружения сближающихся с Землёй объектов размером до 140 м, таковы:

поле зрения не менее нескольких (желательно десяти) квадратных градусов;

проницающая способность не хуже 22 звёздной величины при экспозициях не более нескольких десятков секунд, то есть требуемый диаметр апертуры телескопа должен быть не менее 1-2 м.

количество ясных ночей с хорошим качеством изображения не менее 50% в году;

мощное компьютерное оборудование и математическое обеспечение для получения оперативной информации о новых объектах в течение ночи и окончательной обработки её до начала следующей ночи;

оперативная связь с другими обсерваториями.

За рубежом скоро войдут в строй несколько специализированных, т.е. спроектированных и работающих по тематике астероидно-кометной опасности инструментов. На Гавайях завершается строительство телескопов серии Pan-STARRS. Это четыре телескопа с апертурой 1.8 м. Поле зрения каждого телескопа 3°, ПЗС-приёмник имеет огромные размеры - 1.4 млрд. пикселей. За 60 секунд достигается 24 звёздная величина. В режиме обзорного поиска телескопы способны покрыть всю доступную площадь неба трижды в течение месяца. Первый телескоп этой серии уже работает.