|
Диаметр телескопа
|
0,51 м
|
|
Фокусное расстояние
|
4 м
|
|
Рабочее поле
|
0,1 м
|
|
Проницающая способность
|
20,5m
|
.3 ПЗС-камера FLI PL16803
Рисунок 4 – Внешний вид ПЗС-камеры FLI PL16803
Специализированная ПЗС-камера фирмы FLI, предназначенная для астрономических наблюдений. В
камере установлена ПЗС-матрица Kodak KAF-16803 с числом
активных пикселей 4096
4096. Размер каждого пикселя 9 мкм, за счет чего достигается
высокая разрешающая способность[7].
Охлаждающий элемент камеры на основе пластин Пелтье позволяет достичь
температуры на 40-50oС
меньше, чем температура окружающей среды. Квантовая эффективность матрицы
максимальна на длине волны 
и составляет 69%.
Электронное изображение формируется, когда фотон падает на плоскость
ПЗС-матрицы и создает электронно-дырочную пару. Электроны, выбитые фотоном,
накапливаются в небольшом пространстве под пикселем за счет потенциального
поля. Число выбитых электронов линейно зависит от освещенности и экспозиции и
нелинейно от длины волны падающего на датчик света. Данная зависимость
отображена на рисунке 5.
Рисунок 5 – Зависимость квантовой эффективности от длины волны
падающего излучения для приемника Kodak KAF-16803
Когда достигается зарядовая емкость пикселя, избыточные электроны стекают
в боковой канал переполнения, чтобы предотвратить перекрестные помехи и
«блюминг». Во время периода накопления фазовые регистры V1 и V2 остаются на постоянном низком уровне напряжения[5].
Считывание фототоков ПЗС-элементов осуществляется так называемыми
последовательными регистрами сдвига, которые преобразовывают строку зарядов на
входе в серию импульсов на выходе. Данная серия представляет собой аналоговый
сигнал, который в дальнейшем поступает на усилитель и на аналогово-цифровой
преобразователь, где в дальнейшем информация преобразуется в понятные форматы изображения.
Далее данные через интерфейс USB2.0
передаются на рабочую станцию, где происходит их предварительная обработка[6].
2. Фотометрия как частная форма астроспектроскопии
Фотометрия - раздел физики, занимающийся измерениями света. С точки
зрения фотометрии, свет - это излучение, способное вызывать ощущение яркости
при воздействии на человеческий глаз. Такое ощущение вызывает излучение с
длинами волн от ~0,38 до ~0,78 мкм, причем самым ярким представляется излучение
с длиной волны около 0,555 мкм[1]. Поскольку чувствительность глаза
к разным длинам волн у людей неодинакова, в фотометрии принят ряд условностей.
В 1931 Международная комиссия по освещению (МКО) ввела понятие «стандартного
наблюдателя» как некоего среднего для людей с нормальным восприятием. Этот
эталон МКО - не что иное, как таблица значений относительной световой
эффективности излучения с длинами волн в диапазоне от 0,380 до 0,780 мкм через
каждые 0,001 мкм.
Астрофотометрия - раздел практической астрофизики, занимающийся световыми
измерениями. Измерение светового потока даёт основную информацию о звёздах,
галактиках, туманностях и других астрономических объектах. Первая в истории
астрономии фотометрическая работа - разделение видимых невооружённым глазом
звёзд на 6 классов (звёздных величин) - была выполнена Гиппархом во 2 веке до
н. э. Глаз оставался единственным светоприемником до середины 19 в., когда была
создана фотопластинка. В настоящее время основными светоприёмниками являлись
фотоэлектрические приборы: фотоэлектронные умножители, электронно-оптические
преобразователи , фотосопротивления и фотодиоды. По эффективности
они в сотни раз превосходят фотоэмульсию, хотя последняя до сих пор не потеряла
своего значения. Всё шире стали применяться т. н. приборы с зарядовой связью,
сочетающие эффективность фотоэлектрических приборов с достоинствами фотографии.
2.1 Фотометрические стандарты
Если в каждой спектральной полосе фотометрической системы
заданы в качестве нуль - пункта внеатмосферные звездные величины одной
избранной звезды (или суммы внеатмосферных звездных величин нескольких звезд),
то говорят, что задан первичный стандарт системы. Со световым потоком от
этой звезды (первичного стандарта) следует сравнивать потоки от всех других
звезд, величины которых желательно определить в процессе наблюдений. Однако
такое непосредственное сравнение далеко не всегда возможно. Для практических
наблюдений необходимо иметь гораздо большее число звезд, для которых хорошо
определены внеатмосферные звездные величины во всех полосах системы. Другими словами,
для наблюдений нужно иметь сеть вторичных стандартов. Звезды,
составляющие сеть стандартов фотометрической системы, должны удовлетворять
нескольким условиям. Во-первых, они должны быть достаточно равномерно
расположены на небесной сфере. Во-вторых, для них желательно знать (хотя бы с
не очень высокой точностью) распределение энергии в спектре E (λ) или, по крайней мере, хорошо знать их спектральные типы и быть
уверенным, что распределение энергии не имеет каких-либо экстравагантных
особенностей (типа эмиссионных линий и т.п.). В-третьих, стандарты должны быть
проверены на переменность и необходима уверенность, что в пределах ошибок
измерений нет переменности в используемых нами интервалах спектра.
Фотометрический метод анализа, основанный на переведении
определяемого компонента в поглощающее свет соединение с последующим
определением количества этого компонента путём измерения светопоглощения
раствора полученного соединения, называется фотометрическим.
По окраске растворов окрашенных веществ можно определять концентрацию
того или иного компонента или визуально, или при помощи фотоэлементов -
приборов, превращающих световую энергию в электрическую. В соответствии с этим
различают фотометрический визуальный метод анализа, называемый часто
колориметрическим, и метод анализа с применением фотоэлементов - собственно
фотометрический метод анализа. Фотометрический метод является объективным
методом, поскольку результаты его не зависят от способностей наблюдателя, в
отличие от результатов колориметрического - субъективного метода.
Фотометрический метод анализа - один из самых старых и распространённых
методов физико-химического анализа. Его распространению способствовали
сравнительная простота необходимого оборудования, особенно для визуальных
методов, высокая чувствительность и возможность применения для определения
почти всех элементов периодической системы и большого количества органических
веществ. Открытие всё новых и новых реагентов, образующих окрашенные соединения
с неорганическими ионами и органическими веществами, делает в настоящее время
применение этого метода почти неограниченным.
.2 Фотометрические системы (BVRI)
Фотометрическая система характеризуется набором эффективных длин волн l0
и полушириной соответствующих полос пропускания Dl, (ширина полосы на половине
интенсивности на волне l0). Система определяется кривыми пропускания
применяемых в ней светофильтров, спектр. чувствительностью светоприёмника,
распределением энергии в спектре изучаемого объекта и прозрачностью земной
атмосферы. Фотометрические стандарты дают возможность сводить наблюдения,
выполненные разными наблюдателями в своих, инструментальных, системах, к одной
- стандартной. Чем ближе инструментальная система к стандартной, тем меньше
коэффициенты перехода, вычисляемые по наблюдениям стандартных звёзд.
Фотометрические системы делятся на широкополосные (Dl > 300 ),
среднеполосные (Dl ~ 100-300 ) и узкополосные (Dl < 100 ).
Широкополосные системы. Из широкополосных фотометрических систем
наибольшее распространение получила 3х-цветная система UBV (Джонсон,
США) - по первым буквам англ. слов: ultraviolet - ультрафиолетовый, blue -
синий и visual - визуальный. Система достаточно хорошо воспроизводима и легко
реализуется со стеклянными фильтрами УФС-б толщиной 2 мм (U), СС-5
толщиной 3 мм (В) и ЖС-17 или ЖС-18 (V) толщиной 2-4 мм н 2 мм.
.3 Методы наблюдения
Журнал наблюдений. Обязательно вести Журнал наблюдений и желательно сразу
вести его в электронном виде. В самом начале журнала (один раз) необходимо
указать следующие важные параметры: Пункт наблюдений: название пункта
наблюдений, его код в системе MPC (Observatiry Code). В случае отсутствия кода
указать точные географические координаты расположения инструмента. Инструмент:
название, оптическую схему и параметры телескопа (диаметр главного зеркала,
фокальное отношение). ПЗС-приемник, набор фильтров, трансфокатор: название,
размеры в пикселях и параметры ПЗС-приемника. В параметрах ПЗС обязательными
для указания являются
а) шум считывания (read-noise),
в) угловой размер пикселя (в секундах дуги),
г) температура охлаждения чипа или температура разности с окружением для
Пельтье-охлаждаемых камер,
д) было ли использовано бинирование и какое,
е) был ли использован режим анти-блюминга. (Важные примечания: температуры
в пункте (г) должны быть строго одинаковыми для данного приемника на протяжении
всего периода наблюдений Апофиса; режим анти-блюминга следует отключить сразу и
не использовать его совсем.) Для фильтров указать систему и название (скажем,
Bessell BVRI или другое).
Система регистрации времени и привязка времени: рекомендуется
использовать и записывать в Журнале и в файлах изображений UTC-время
(скорректированное UT-время) с GPS-привязкой к этому времени. Если этого нет,
необходимо и важно указать систему регистрации времени и используемую привязку
ко времени (сигналы времени, «ручная» привязка по часам и т.п.) При текущих
ночных наблюдениях в Журнале указываются:
а) ФИО наблюдателя(-ей),
б) дата наблюдений и время начала наблюдений,
в) состояние и работоспособность оборудования и программ,
г) обстоятельства наблюдений с обязательным описанием и оценкой погодных
условий и описанием всех остановок и их причин (погодные, технические и/или
программные),
д) все текущие наблюдения и получаемые изображения.
Обязательными к заполнению колонками в журнале наблюдений должны быть
время начала наблюдений (UT), координаты (RA2000, Dec2000) и название объекта
(Object). Для унификации наблюдений при присвоении имени файлу с изображениями
следует придерживаться следующей кодировки: Name-NNNNF.fit,
где DDMMYY - дата наблюдений, - имя объекта (или сокращенный вариант
имени),- порядковый номер кадра, F - буквенное обозначение фильтра (B, V, R или
I).
Температура, блюминг, засветка, все изображения (и калибровочные, и объектные)
в течение всего периода наблюдений должны проводиться строго при одной и той же
температуре охлаждения камеры и с отключенным режимом анти-блюминга. Важно
следить за тем, чтобы исключить совсем или свести к минимуму паразитную
засветку (засветка от лампочек-подсветок, от мониторов и другая паразитная
засветка) при съемке как калибровочных изображений (байесы, дарки и флеты), так
и объектных кадров.
Фокусировка. Звезды должны быть «не передержаны» (не пересвечены), не
обрезаны, круглые, симметричные. Это необходимо проверять в каждом фильтре,
особенно в R. При изменении температуры воздуха на несколько градусов -
проверять и корректировать фокусировку. При фокусировке добиваться, чтобы
значение FWНM (ширина на половине интенсивности) для звезд на кадре было
минимальным.
Заголовки кадров. Регулярно просматривать, проверять и при необходимости
изменять (с занесением записей в Журнал) заголовки fits-кадров. Обязательно
проверять наличие и правильное соответствие информации в соответствующих
строках заголовка: имя объекта, обозначение наблюдателя, название фильтра,
правильное обозначение калибровочного кадра («Bias», «Dark», «Flat»).
Координаты и три «надо» для объектов. Регулярно проверять соответствие
координат на датчиках реальным значениям (проверяется отождествлением с яркими
звездами из каталогов). Если соответствия нет, сделать отметку в Журнале о
необходимости учета поправки и записать в Журнал величину поправки. 3 важнейших
«надо»: надо-1 удостоверяться в правильном отождествлении поля (по каталогу),
надо-2 проверять и удостоверяться в наличии объекта на кадре и надо-3 делать
оценку наполнения центрального пикселя объекта во избежание переполнения.
План наблюдений и калибровочные изображения. Планирование схемы
наблюдений нужно проводить заранее, чтобы с вечера успеть снять соответствующие
байесы, дарки и плоские поля с нужной экспозицией. Калибровочные кадры (байесы,
дарки и флеты) должны получаться каждую ночь. Кадры токов смещения (байесы) -
получаются не менее 30 кадров в ночь (желательный режим: 10-15 в начале, 10-15
в середине и 10-15 кадров в конце наблюдений). Кадры темновых токов (дарки) -
получаются с теми же экспозициями, что и объектные кадры, и по времени сразу же
за объектным кадром или сразу же после серии объектных кадров. Желательно,
чтобы разрыв по времени между серией объектных кадров и ближайшим к ним дарком
(серией дарков) не превосходил 1 часа. Кадры плоских полей (флеты) - получаются
по беззвездным участкам вечернего и утреннего сумеречного неба. Следить за тем,
чтобы наполнение пикселей при экспонировании сумеречного неба составляло в
среднем 30-40% (примерно середина динамического диапазона типовой ПЗС-камеры)
от максимально возможного наполнения в единицах АЦП. Например, для 16-битной
ПЗС-камеры максимальное наполнение составляет чуть более 65,5 тысяч единиц АЦП,
следовательно, для такой камеры все пиксели на рабочих флет-кадрах должны быть
в среднем наполнены на величину 20-25 тысяч единиц АЦП.
Правильные плоские поля. Очень важным для правильной коррекции за плоское
поле является учет «мертвого времени» (shutter dead time) при срабатывании
затвора для коротких экспозиций и отсутствие звезд или их следов на кадре для
длинных экспозиций. Во избежание этих проблем при дальнейшей обработке и
«сшивании» фотометрических рядов, полученных на различных инструментах, мы
строго рекомендуем снимать флет-кадры с экспозициями не короче 5-7 и не длиннее
90-100 секунд. Важно избегать звезд и следов звезд на флетах. Желательно
телескоп сильно не наклонять и снимать флеты примерно в тех же положениях,
какие будут использоваться в ночных наблюдениях. Рекомендуется на досуге
просматривать полученные флеты и убеждаться в их пригодности. Также
рекомендуется не тянуть с обработкой и, хотя бы вчерне, делать ее уже на
следующий день.
Пылинки на кадре плоского поля. Изображение пылинки на кадре имеет вид
входного зрачка телескопа, но в «негативе» - темное пятно на светлом фоне.
Пылинки на входном окне матрицы имеют меньший размер на кадре, пылинки на
фильтрах - больший. Пылинки могут двигаться (смещаться). Стабильность полей
проверяется так: берем утренние поля и исправляем их за байесы и дарки, затем
берем поле, снятое вечером или в предыдущую ночь, также исправляем его за
соотвествующие байсы и дарки, после этого делим поля друг на друга, в результате
должен получиться совершенно равномерный кадр. Если пылинка между съемкой полей
успела сдвинуться, это сразу проявится на результирующем кадре деления. Самые
плохие («запыленные») места следует знать и следить, чтобы астероид или звезда
не попадали на это место. Здесь же будет нелишним напомнить о том, чтобы
объекты не попадали на «горячий» (яркий) или «мертвый» (темный) пиксель. Такие
кадры плохо поддаются обработке - в горячем и мертвом пикселе все нестабильно и
трудно (чаще невозможно) корректно все учесть. Строго рекомендуется такие
пиксели просто избегать. Если горячий пиксель виден на объектном кадре, то
пылинки не видны. Поэтому рекомендуется запоминать их положение и держать
наготове текущие плоские поля для всех фильтров (в разных фильтрах могут быть
свои места «запылений»), чтобы быстро посмотреть и проверить, куда попадает
объект.
Экспозиции. Все экспозиции для фотометрических и позиционных наблюдений
должны подбираться, исходя из следующих двух основных ограничений. Первое
ограничение - по потоку: ни объект, ни стандартные звезды и по возможности
никакие другие референтные звезды не должны «заплывать» (быть переполнены или
наполнены близко к границе заполнения пикселей) ни на одном кадре. Второе
ограничение - по угловому движению объекта на небе: и сам объект и используемые
для его фотометрических и позиционных привязок референтные звезды не должны
сильно «размазываться» по кадру из-за длительной экспозиции. «Размазывание» не
должно превышать нескольких пикселей с учетом углового размера пикселя и
качества изображения.
3. Объекты наблюдений
Актуальной задачей экологии космического пространства является раннее
обнаружение объектов, опасно сближающихся с Землей, и элементов космического
мусора[8].
В 2007 г. сотрудниками физико-технического факультета была начата работа
по созданию оптико-электронного астрофизического комплекса. Основной целью
являлась полная автоматизация процесса наблюдений от выбора объектов наблюдений
до получения рабочего материала для дальнейшей обработки.
Астероиды. С точки зрения физики астероиды или, как их еще называют,
малые планеты - это плотные и прочные тела. По составу и свойствам их можно
условно разделить на три группы: каменные, железокаменные и железные. Астероид
является холодным телом. Но он, как, например, и Луна, отражает солнечный свет,
и поэтому мы можем наблюдать его в виде звездообразного объекта. Отсюда и
происходит название "астероид", что в переводе с греческого означает
звездообразный. Так как астероиды движутся вокруг Солнца, то их положение по
отношению к звездам постоянно и довольно быстро меняется. По этому
первоначальному признаку наблюдатели и открывают астероиды.
Кометы, или "хвостатые звезды", известны с незапамятных времен.
Комета - это сложное физическое явление, которое кратко можно описать с помощью
нескольких понятий. Ядро кометы представляет собой смесь или, как говорят,
конгломерат пылевых частиц, водяного льда и замерзших газов. Отношение
содержания пыли к газу в кометных ядрах составляет примерно 1:3. Размеры
кометных ядер, по оценке ученых, заключены в интервале от 1 до 100 км. Сейчас
дискутируется возможность существования как более мелких, так и более крупных
ядер. Известные короткопериодические кометы имеют ядра размером от 2 до 10 км.
Размер же ядра ярчайшей кометы Хейли-Боппа, которая наблюдалась невооруженным
глазом в 1996 году, оценивается в 40 км.
Метеороид - это небольшое тело, обращающееся вокруг Солнца. Метеор - это
метеороид, влетевший в атмосферу планеты и раскалившийся до блеска. А если его
остаток упал на поверхность планеты, его называют метеоритом. Метеорит считают
«упавшим», если есть очевидцы, наблюдавшие его полет в атмосфере; в противном
случае его называют «найденным».
Рассмотрим выше указанные малые тела Солнечной системы более подробно.
.1 Астероиды
Эти космические тела отличаются от планет прежде всего своими размерами.
Так, самая большая из маленьких планет Церера имеет в поперечнике 995 км;
следующая за ней (по размеру): Палада-560 км, Хигея - 380 км, Психея - 240 км и
т.д. Для сравнения можно указать, что наименьшая из больших планет Меркурий
имеет диаметр 4878 км, т.е. в 5 раз превосходит - поперечник Цереры, а массы их
различаются во многие сотни раз.
Общее число малых планет, доступных наблюдению современными телескопами,
определяется в 40 тыс., но общая их масса в 1 тыс. раз меньше массы Земли.
Движение малых планет вокруг Солнца происходит по эллиптическим орбитам,
но более вытянутым (средний эксцентриситет орбит у них 0,51), чем у больших
планет, а наклон орбитальных плоскостей к эклептике у них больше, чем у больших
планет (средний угол 9,54). Основная масса планет вращается вокруг Солнца между
орбитами Марса и Юпитера, образуя так называемый пояс астероидов. Но имеются и
малые планеты, орбиты которых располагаются ближе к Солнцу, чем орбита
Меркурия. Самые же далекие находятся за Юпитером и даже за Сатурном.
Исследователи космоса высказывают различные соображения о причине большой
концентрации астероидов в сравнительно узком пространстве межпланетной среды
между орбитами Марса и Юпитера. Одной из наиболее распространенных гипотез
происхождения тел пояса астероидов является представление о разрушении
мифической планеты Фаэтон. Сама по себе идея о существовании планеты
поддерживается многими учеными и даже как будто подкреплена математическими
расчетами. Однако необъяснимой остается причина разрушения планеты.
Высказываются различные предположения. Одни исследователи считают, что
разрушение Фаэтона произошло вследствии его столкновения с каким-то крупным
телом. По мнению других, причинами распада планеты были взрывные процессы в ее
недрах. В настоящее время проблема происхождения тел астероидного пояса входит
составным элементом в обширную программу исследований космоса на международном
и национальных уровнях.
Среди малых планет выделяется своеобразная группа тел, орбиты которых
пересекаются с орбитой Земли, а следовательно, имеется потенциальная
возможность их столкновения с нею. Планеты этой группы стали называть Apollo
object, или просто Apollo (Wetherill, 1979). Впервые о существовании Apollo
стало известно с 30-х годов текущего столетия. В 1932 г. был обнаружен
астероид. Его назвали1932 HA. Но он не возбудил особого интереса, хотя его
название стало нарицательным для всех астероидов, пересекающих земную орбиту.
В 1937 г. космическое тело с поперечником приблизительно в 1 км прошло в
800 тыс. км от Земли и в двукратном расстоянии от Луны. Впоследствии его
назвали Гермес. На сегодняшний день выявлено 31 такое тело, и каждое из них
получило собственное название. Размеры их поперечников колеблются от 1 до 8 км,
а наклон орбитальных плоскостей к эклиптике находиться в пределах от 1 до 68.
Пять из них вращаются на орбитах между Землей и Марсом, а остальные 26 - между
Марсом и Юпитером (Wetherill, 1979). Полагают, что из 40 тыс. Малых планет
астероидного пояса с поперечником более 1 км может оказаться несколько сот
Apollo. Поэтому столкновение таких небесных тел с Землей вполне вероятно, но
через весьма длительные интервалы времени.
Можно полагать, что раз в столетие одно из таких космических тел может
пройти вблизи Земли на расстоянии меньше, чем от нас до Луны, а раз за 250 тыс.
лет может произойти столкновение его с нашей планетой. Удар такого тела
выделяет энергию равную 10 тыс. Водородных бомб каждая мощностью 10 Мт. При
этом должен образоваться кратер диаметром около 20 км. Но такие случаи редки и
за человеческую историю неизвестны. Гермес относится к астероидам III класса, а
ведь много таких тел и более крупного размера - II и I классов. Удар при
столкновении их с Землей, естественно, будет еще более значительным.
Когда в 1781 г. был открыт Уран его средняя гелиоцентричекое расстояние
оказалось соответствующим правилу Тициуса - Бодэ, то с 1789 г. начались поиски
планеты, которая, согласно этому правилу, должна была находиться между орбитами
Марса и Юпитера, на среднем расстоянии а=2,8 а.е. от солнца. Но разрозненные
обзоры неба не приносили успеха, и поэтому 21 сентября 1800 г. несколько
немецких астрономов во главе с К. Цахом решили организовать коллективные
поиски. Они разделили весь поиск зодиакальных созвездий на 24 участка и
распределили между собой для тщательных исследований. Но не успели они
поступить к систематическим розыскам, как 1-го января 1871г. итальянский
астроном Дж. Пиации (1746-1826) обнаружил в телескоп звездообразный объект
седьмой звездной величины, медленно перемещавшийся по созвездию Тельца.
Вычисленная К. Гаусом (1777-1855) орбита объекта оказалась планетой,
соответствующей правилу Тициуса-Бодэ: большая полуось а=2,77 а.е. и
эксцентриситет е=0,080. Вновь открытую планету Пиации назвал Церерой.
марта 1802 г. немецкий врач и астроном В.Ольберс (1758-1840) обнаружил
вблизи Цереры еще одну планету (8m) , названную Палладой (а=2,77 а.е.,
е=0,235). 2-го сентября 1804 г. была открыта третья планета, Юнона (а=2,67
а.е.), а 29 марта 1807 г.- 4, Веста (а=2,36 а.е.). Все вновь открытые планеты
имели звездообразный вид, без дисков, свидетельствующий об их небольших
геометрических размерах. Поэтому эти небесные тела назвали малыми планетами
или, по предложению В. Гершеля , астероидами ( от греч. «астр» - звездный и
«еидос»- вид).
К 1891 г. визуальными методами было обнаружено около 320 астероидов. В
конце 1891 г. немецкий астроном М. Вольф (1863-1932) предложил фотографический
метод поисков: при 2-3- часовой экспозиции изображения звезд на фотопластинке
получались точечные , а след движущегося астероида - в виде небольшой черточки.
Фотографические методы привели к резкому увеличению открытий астероидов.
Особенно интенсивные исследования малых планет проводятся сейчас в Институте
теоретической астрономии ( в Петербурге ) и в Крымской астрофизической
обсерватории Академии наук России.
Астероидам , орбиты которых надежно определены, присваивают имя и
порядковый номер. Таких астероидов сейчас известно свыше 3500, но в Солнечной
системе значительно больше.
Из указанного числа известных астероидов астрономы Крымской
астрофизической обсерватории открыли около 550, увековечив в их названиях имена
известных людей.
Подавляющее большинство ( до 98% ) известных астероидов движется между
орбитами Марса и Юпитера, на средних расстояниях от Солнца от 2,06 до 4,30 а.е.
( периоды обращения от 2,96 до 8,92 года). Однако встречаются астероиды с
уникальными орбитами, и им присваиваются мужские имена, как правило из
греческой мифологии.
Первые три из этих малых планет движутся вне пояса астероидов, причем в
перигелии Икар подходит к Солнцу вдвое ближе Меркурия, а Гермес и Адонис -
ближе Венеры. Они могут сближаться с Землейна расстоянии от 6 млн. до 23 млн.
км, а Гермес в 1937 г. прошел вблизи Земли даже на расстоянии 580 тыс. км, т.е.
всего лишь в полтора раза дальше Луны. Гидальго же в афелии уходит за орбиту
Сатурна. Но Гидальго не является исключением. За последние годы открыто около
10 астероидов, перигелии которых расположены вблизи орбит планет земной группы,
а афелии - вблизи орбит Юпитера. Такие орбиты характерны для комет семейства
Юпитера и указывают на возможное общее происхождение астероидов и комет.
В 1977 г. обнаружен уникальный астероид, который обращается вокруг Солнца
по орбите с большой полуосью а=13,70 а.е. и эксцентриситетом е=0,38, так что в
перигелии (q=8,49 а.е.) он заходит внутрь орбиты Сатурна, а в афелии (Q=18,91
а.е.) приближается к орбите Урана. Он назван Хироном. По-видимому, существуют и
другие подобные далекие астероиды, поиски которых продолжаются.
Блеск большинства известных астероидов во время противостояния от 7m до
16m , но есть и более слабые объекты. Самым ярким (до 6m ) является Веста.
Поперечники астероидов вычисляются по их блеску и отражательной
способности в визуальных и инфракрасных лучах. Оказалось, что крупных
астероидов не так уж много. Наиболее крупные - это Церера (поперечник 1000 км),
Паллада (610 км), Веста (540 км) и Гигия (450 км). Только у 14 астероидов
поперечники более 250 км, а у остальных меньше, вплоть до 0,7 км. У тел таких
малых размеров не может быть сфероидальной формы, и все астероиды (кроме, может
быть, наиболее крупных) представляют собой бесформенные глыбы.
Массы астероидов крайне различные: наибольшей, близкой к 1,5. 1021 кг
(т.е. в 4 тыс. раз меньше массы земли), обладает Церера. Суммарная масса всех
астероидов не превышает 0,001 массы Земли. Конечно, все эти небесные тела
лишены атмосферы. У многих астероидов по регулярному изменению их блеска
обнаружено осевое вращение.
В частности, период вращения Цереры равен 9,1 ч , а Паллады - 7,9ч .
Быстрее всех вращается Икар, за 2ч 16м .
Изучение отражательной способности многих астероидов позволило объединить
их в три основные группы: темные, светлые и металлические. Поверхность темных
астероидов отражает всего лишь до 5% падающего на нее солнечного света и
состоит из веществ, сходными с черными базальтовыми и углистыми породами. Эти
астероиды часто называют углистыми. Светлые астероиды отражают от 10% до 25%
солнечного света, что роднит их поверхность с кремниевыми соединениями - это
каменные астероиды. Металлические астероиды (их абсолютное меньшинство) тоже
светлые, но по своим отражательным свойствам их поверхность похожа на
железоникелевые сплавы. Такое подразделение астероидов подтверждается и
химическим составом выпадающих на Землю метеоритов . Незначительное число
изученных астероидов не относится ни к одной из трех основных групп.
Показательно, что в спектрах углистых астероидов обнаружена полоса
поглощения воды (l= 3мкм). В частности, поверхность астероида Цереры состоит из
минералов, похожих на земные глины и содержащих около 10% воды.
При небольших размерах и массах астероидов давление в их недрах невелико:
даже у самых крупных астероидов оно не превышает 7 105
10 5 Гпа (700 - 800 атм) и не может вызвать разогрева их твердых холодных
недр. Лишь поверхность астероидов очень слабо нагревается далеким от них
Солнцем, но и эта незначительная энергия излучается в межпланетное
пространство. Вычисленная по законам физики температура поверхности
подавляющего большинства астероидов оказалась близкой к 150 - 170 К
(-120...-100°С).
И только у немногих астероидов, которые проходят вблизи Солнца,
поверхность в такие периоды сильно нагревается . Так, температура поверхности
Икара повышается почти до 1000 К (+730°С), а при удалении от Солнца снова резко
понижается.
Орбиты остальных астероидов подвержены значительным возмущениям от
гравитационного воздействия больших планет, главным образом Юпитера. Особенно
сильные возмущения испытывают небольшие астероиды, что приводит к столкновениям
этих тел и их дроблению на соколки самых разнообразных размеров -б от сотен
метров в поперечнике до пылинок.
В настоящее время физическая природа астероидов изучается, потому что по
ней можно проследить эволюцию (развитие) вещества, из которого сформировалась Солнечная
система.
.2 Метеориты
В околоземном космическом пространстве движутся самые различные
метеороиды (космические осколки больших астероидов и комет). Их скорости лежат
в диапазоне от 11 до 72 км/с. Часто бывает так, что пути их движения
пересекаются с орбитой Земли и они залетают в её атмосферу.
Метеориты - каменные или железные тела, падающие на Землю из
межпланетного пространства. Падение метеоритов на Землю сопровождается
звуковым, световым и механическим явлением. По небу проносится яркий огненный
шар называемый болидом, сопровождаемый хвостом и разлетающимися искрами. После
того как болид исчезает, через несколько секунд раздаются похожие на взрывы
удары, называемые ударными волнами, которые иногда вызывают значительное
сотрясение грунта и зданий.
Явления вторжения космических тел в атмосферу имеют три основные стадии:
. Полёт в разреженной атмосфере (до высот около 80 км), где
взаимодействие молекул воздуха носит карпускулярный характер. Частицы воздуха
соударяются с телом, прилипают к нему или отражаются и передают ему часть своей
энергии. Тело нагревается от непрерывной бомбардировки молекулами воздуха, но
не испытывает заметного сопротивления, и его скорость остаётся почти
неизменной. На этой стадии, однако, внешняя часть космического тела нагревается
до тысячи градусов и выше. Здесь характерным параметром задачи является
отношение длины свободного пробега к размеру тела L, которое называется числом
Кнудсена Kn. В аэродинамике принято учитывать молекулярный подход к
сопротивлению воздуха при Kn >0.1.
. Полёт в атмосфере в режиме непрерывного обтекания тела потоком воздуха,
то есть когда воздух считается сплошной средой и атомно-молекулярный характер
его состава явно не учитывается. На этой стадии перед телом возникает головная
ударная волна, за которой резко повышается давление и температура. Само тело
нагревается за счет конвективной теплопередачи, а так же за счет радиационного
нагрева. Температура может достигать несколько десятков тысяч градусов, а
давление до сотен атмосфер. При резком торможении появляются значительные
перегрузки. Возникают деформации тел, оплавление и испарение их поверхностей,
унос массы набегающим воздушным потоком (абляция).
. При приближении к поверхности Земли плотность воздуха растёт,
сопротивление тела увеличивается, и оно либо практически останавливается на
какой-либо высоте, либо продолжает путь до прямого столкновения с Землёй. При
этом часто крупные тела разделяются на несколько частей, каждая из которых
падает отдельно на Землю. При сильном торможении космической массы над Землёй
сопровождающие его ударные волны продолжают своё движение к поверхности Земли,
отражаются от неё и производят возмущения нижних слоёв атмосферы, а так же
земной поверхности.
Процесс падения каждого метеороида индивидуален. Нет возможности в
кратком рассказе описать все возможные особенности этого процесса.
«Найденных» метеоритов значительно больше, чем «упавших». Часто их
находят туристы или крестьяне, работающие в поле. Поскольку метеориты имеют
темный цвет и легко различимы на снегу, прекрасным местом для их поиска служат
ледяные поля Антарктики, где уже найдены тысячи метеоритов. Впервые метеорит в
Антарктике обнаружила в 1969 группа японских геологов, изучавших ледники. Они
нашли 9 фрагментов, лежавших рядом, но относящихся к четырем разным типам
метеоритов. Оказалось, что метеориты, упавшие на лед в разных местах,
собираются там, где движущиеся со скоростью несколько метров в год ледниковые
поля останавливаются, упираясь в горные хребты. Ветер разрушает и высушивает
верхние слои льда (происходит его сухая возгонка - абляция), и метеориты
концентрируются на поверхности ледника. Такие льды имеют голубоватый цвет и
легко различимы с воздуха, чем и пользуются ученые при изучении мест,
перспективных для сбора метеоритов.
Важное падение метеорита произошло в 1969 в Чиуауа (Мексика). Первый из
множества крупных осколков был найден вблизи дома в деревеньке Пуэблито де
Альенде, и, следуя традиции, все найденные фрагменты этого метеорита были
объединены под именем Альенде. Падение метеорита Альенде совпало с началом
лунной программы «Аполлон» и дало ученым возможность отработать методы анализа
внеземных образцов. В последние годы установлено, что некоторые метеориты,
содержащие белые обломки, внедренные в более темную материнскую породу,
являются лунными фрагментами.
Метеорит Альенде относится к хондритам - важной подгруппе каменных
метеоритов. Их называют так, потому что они содержат хондры (от греч. chondros,
зёрнышко) - древнейшие сферические частицы, сконденсировавшиеся в
протопланетной туманности и затем вошедшие в состав более поздних пород.
Подобные метеориты позволяют оценивать возраст Солнечной системы и ее исходный
состав. Богатые кальцием и алюминием включения метеорита Альенде, первыми
сконденсировавшиеся из-за своей высокой температуры кипения, имеют измеренный
по радиоактивному распаду возраст 4,559 ± 0,004 млрд. лет. Это наиболее точная
оценка возраста Солнечной системы. К тому же все метеориты несут в себе
«исторические записи», вызванные длительным влиянием на них галактических космических
лучей, солнечного излучения и солнечного ветра. Изучив повреждения, нанесенные
космическими лучами, можно сказать, как долго метеорит пребывал на орбите до
того, как попал под защиту земной атмосферы.
Прямая связь между метеоритами и Солнцем следует из того факта, что
элементный состав наиболее старых метеоритов - хондритов - точно повторяет
состав солнечной фотосферы. Единственные элементы, содержание которых
различается, - это летучие, такие, как водород и гелий, обильно испарявшиеся из
метеоритов в ходе их остывания, а также литий, частично «сгоревший» на Солнце в
ядерных реакциях. Понятия «солнечный состав» и «хондритный состав» используют
как равнозначные при описании упомянутого выше «рецепта солнечного вещества».
Каменные метеориты, состав которых отличается от солнечного, называют
ахондритами.
.3 Мелкие осколки
Околосолнечное пространство заполнено мелкими частицами, источниками
которых служат разрушающиеся ядра комет и столкновения тел, в основном, в поясе
астероидов. Самые мелкие частицы постепенно приближаются к Солнцу в результате
эффекта Пойнтинга - Робертсона (он заключается в том, что давление солнечного
света на движущуюся частицу направлено не точно по линии Солнце - частица, а в
результате аберрации света отклонено назад и поэтому тормозит движение
частицы). Падение мелких частиц на Солнце компенсируется их постоянным
воспроизводством, так что в плоскости эклиптики всегда существует скопление
пыли, рассеивающее солнечные лучи. В самые темные ночи оно заметно в виде
зодиакального света, тянущегося широкой полосой вдоль эклиптики на западе после
захода Солнца и на востоке перед его восходом. Вблизи Солнца зодиакальный свет
переходит в ложную корону (F -корона, от false - ложный), которая видна только
при полном затмении. С ростом углового расстояния от Солнца яркость
зодиакального света быстро падает, но в антисолнечной точке эклиптики она вновь
усиливается, образуя противосияние; это вызвано тем, что мелкие пылевые частицы
интенсивно отражают свет назад.
Время от времени метеороиды попадают в атмосферу Земли. Скорость их
движения так велика (в среднем 40 км/с), что почти все они, кроме самых мелких
и самых крупных, сгорают на высоте около 110 км, оставляя длинные светящиеся
хвосты - метеоры, или падающие звезды. Многие метеороиды связаны с орбитами
отдельных комет, поэтому метеоры наблюдаются чаще, когда Земля в определенное
время года проходит вблизи таких орбит. Например, ежегодно в районе 12 августа
наблюдается множество метеоров, поскольку Земля пересекает поток Персеиды,
связанный с частицами, потерянными кометой 1862 III. Другой поток - Ориониды -
в районе 20 октября связан с пылью от кометы Галлея.
Частицы размером менее 30 мкм могут затормозиться в атмосфере и упасть на
землю, не сгорев; такие микрометеориты собирают для лабораторного анализа. Если
частицы размером в несколько сантиметров и более состоят из достаточно плотного
вещества, то они также не сгорают целиком и выпадают на поверхность Земли в
виде метеоритов. Более 90% из них каменные; отличить их от земных пород может
только специалист. Оставшиеся 10% метеоритов железные (в действительности они
состоят из сплава железа и никеля).
.4 Кометы
Кометы являются самыми эффективными небесными телами в Солнечной системе.
Кометы - это своеобразные космические айсберги, состоящие из замороженных газов,
сложного химического состава, водяного льда и тугоплавкого минерального
вещества в виде пыли и более крупных фрагментов[11].
Хотя кометы подобно астероидам движутся вокруг Солнца по коническим
кривым, внешне они разительно отличаются от астероидов. Если астероиды светят
отражённым солнечным светом и в поле зрения телескопа напоминают медленно
движущиеся слабые звёздочки, то кометы интенсивно рассеивают солнечный свет в
некоторых наиболее характерных для комет участках спектра, и поэтому многие
кометы видны невооружённым глазом, хотя диаметры их ядер редко превышают 1 - 5
км[8].
Кометы интересуют многих учёных: астрономов, физиков, химиков, биологов,
газодинамиков, историков и др. И это естественно. Ведь кометы подсказали
ученым, что в межпланетном пространстве дует солнечный ветер; возможно кометы
являются "виновниками" возникновения жизни на Земле, так как могли
занести в атмосферу Земли сложные органические соединения. Кроме того, кометы,
по-видимому, несут в себе ценную информацию о начальных стадиях протопланетного
облака, из которого образовались также Солнце и планеты.
При первом знакомстве с яркой кометой может показаться, что хвост - самая
главная часть кометы. Но если в этимологии слова "комета" хвост
явился главной причиной для подобного наименования, то с физической точки
зрения хвост является вторичным образованием, развившимся из довольно
крохотного ядра, самой главной части кометы как физического объекта. Ядра комет
- первопричина всего остального комплекса кометных явлений, которые до сих пор
всё ещё не доступны телескопическим наблюдениям, так как они вуалируются
окружающей их светящейся материей, непрерывно истекающей из ядер. Применяя
большие увеличения, можно заглянуть в более глубокие слои светящейся вокруг
ядра газо-пылевой оболочки, но и то, что остаётся, будет по своим размерам всё
ещё значительно превышать истинные размеры ядра. Центральное сгущение, видимое
в диффузной атмосфере кометы визуально и на фотографиях, называется
фотометрическим ядром. Считается, что в центре его находится собственно ядро
кометы, т.е. располагается центр масс кометы.
Туманная атмосфера, окружающая фотометрическое ядро и постепенно сходящая
на нет, сливаясь с фоном неба, называется комой. Кома вместе с ядром составляют
голову кометы. Вдали от Солнца голова выглядит симметричной, но с приближением
к Солнцу она постепенно становится овальной, затем голова удлиняется ещё
сильнее, и в противоположной от Солнца стороне из неё развивается хвост.
Итак, ядро - самая главная часть кометы. Однако, до сих пор нет единодушного
мнения, что оно представляет собой на самом деле. Ещё во времена Бесселя и
Лапласа существовало представление о ядре кометы как о твердом теле, состоящем
из легко испаряющихся веществ типа льда или снега, быстро переходящих в газовую
фазу под действием солнечного тепла. Эта ледяная классическая модель кометного
ядра была существенно дополнена и разработана в последнее время. Наибольшим
признанием среди исследователей комет пользуется разработанная Уиплом модель
ядра - конгломерата из тугоплавких каменистых частиц и замороженной летучей
компоненты (СН4, СО2, Н2О и др.). В таком ядре ледяные слои из замороженных
газов чередуются с пылевыми слоями. По мере прогревания солнечным теплом газы
типа испаряющегося "сухого льда" прорываются наружу, увлекая за собой
облака пыли. Это позволяет, например, объяснить образование газовых и пылевых
хвостов у комет, а также способность небольших ядер комет к активному
газовыделению[4].
Головы комет при движении комет по орбите принимают разнообразные формы.
Вдали от СОЛНЦА головы комет круглые, что объясняется слабым воздействием
солнечных излучений на частицы головы, и её очертания определяются изотропным
расширением кометного газа в межпланетное пространство. Это бесхвостые кометы,
по внешнему виду напоминающие шаровые звездные скопления. Приближаясь к Солнцу,
голова кометы принимает форму параболы или цепной линии. Параболическая форма
головы объясняется "фонтанным" механизмом. Образование голов в форме
цепной линии связано с плазменной природой кометной атмосферы и воздействием на
неё солнечного ветра и с переносимым им магнитным полем.
Иногда голова кометы столь мала, что хвост кометы кажется выходящим
непосредственно из ядра. Кроме изменения очертаний в головах комет то
появляются, то исчезают различные структурные образования: галсы, оболочки,
лучи, излияния из ядра и т.п.
Большие кометы с хвостами, далеко простиравшимися по небу, наблюдались с
древнейших времен. Некогда предполагалось, что кометы принадлежат к числу
атмосферных явлений. Это заблуждение опроверг Браге, который обнаружил, что
комета 1577 года занимала одинаковое положение среди звёзд при наблюдениях из
различных пунктов, и, следовательно, отстоит от нас дальше, чем Луна.
Движение комет по небу объяснил впервые Галлей (1705г.), который нашёл,
что их орбиты близки к параболам. Он определил орбиты 24 ярких комет, причём
оказалось, что кометы 1531 и 1682 г.г. имеют очень сходные орбиты. Отсюда
Галлей сделал вывод, что эта одна и та же комета, которая движется вокруг
Солнца по очень вытянутому эллипсу с периодом около 76 лет. Галлей предсказал,
что в 1758 году она должна появиться вновь и в декабре 1758 года она
действительно была обнаружена. Сам Галлей не дожил до этого времени и не мог
увидеть, как блестяще подтвердилось его предсказание. Эта комета (одна из самых
ярких) была названа кометой Галлея.
Кометы обозначаются по фамилиям лиц, их открывших. Кроме того, вновь
открытой комете присваивается предварительное обозначение по году открытия с
добавлением буквы, указывающей последовательность прохождения кометы через
перигелий в данном году.
Лишь небольшая часть комет, наблюдаемых ежегодно, принадлежит к числу
периодических, т.е. известных по своим прежним появлениям. Большая часть комет
движется по очень вытянутым эллипсам, почти параболам. Периоды обращения их
точно не известны, но есть основания полагать, что они достигают многих
миллионов лет. Такие кометы удаляются от Солнца на расстояния, сравнимые с
межзвездными. Плоскости их почти параболических орбит не концентрируются к
плоскости эклиптики и распределены в пространстве случайным образом. Прямое
направление движения встречается так же часто, как и обратное.
Периодические кометы движутся по менее вытянутым эллиптическим орбитам и
имеют совсем иные характеристики. Из 40 комет, наблюдавшихся более, чем 1 раз,
35 имеют орбиты, наклоненные меньше, чем на 45^ к плоскости эклиптики. Только
комета Галлея имеет орбиту с наклонением, большим 90^ и, следовательно,
движется в обратном направлении. Среди короткопериодических (т.е. имеющих
периоды 3 - 10 лет) комет выделяется "семейство Юпитера" большая
группа комет, афелии которых удалены от Солнца на такое же расстояние, как
орбита Юпитера. Предполагается, что "семейство Юпитера" образовалось
в результате захвата планетой комет, которые двигались ранее по более вытянутым
орбитам. В зависимости от взаимного расположения Юпитера и кометы
эксцентриситет кометной орбиты может, как возрастать, так и уменьшаться. В
первом случае происходит увеличение периода или даже переход на гиперболическую
орбиту и потеря кометы Солнечной системой, во втором - уменьшение периода.
Орбиты периодических комет подвержены очень заметным изменениям. Иногда
комета проходит вблизи Земли несколько раз, а потом притяжением планет-гигантов
отбрасывается на более удаленную орбиту и становится ненаблюдаемой. В других
случаях, наоборот, комета, ранее никогда не наблюдавшаяся, становится видимой
из-за того, что она прошла вблизи Юпитера или Сатурна и резко изменила орбиту.
Кроме подобных резких изменений, известных лишь для ограниченного числа объектов,
орбиты всех комет испытывают постепенные изменения.
Изменения орбит не являются единственной возможной причиной исчезновения
комет. Достоверно установлено, что кометы быстро разрушаются. Яркость
короткопериодических комет ослабевает со временем, а в некоторых случаях
процесс разрушения наблюдался почти непосредственно. Классическим примером
является комета Биэли. Она была открыта в 1772 году и наблюдалась в 1813, 1826
и 1832. г.г. В 1845 году размеры кометы оказались увеличенными, а в январе
1846г. наблюдатели с удивлением обнаружили две очень близкие кометы вместо
одной. Были вычислены относительные движения обеих комет, и оказалось, что
комета Биэли разделилась на две ещё около года назад, но вначале компоненты
проектировались один на другой, и разделение было замечено не сразу. Комета
Биэли наблюдалась ещё один раз, причём один компонент много слабее другого, и
больше её найти не удалось. Зато неоднократно наблюдался метеорный поток,
орбита которого совпадала с орбитой кометы Биэли.
При решении вопроса о происхождении комет нельзя обойтись без знания
химического состава вещества, из которого сложено кометное ядро. Казалось бы,
что может быть проще? Нужно сфотографировать побольше спектров комет,
расшифровать их - и химический состав кометных ядер нам сразу же станет
известным. Однако, дело обстоит не так просто, как кажется на первый взгляд.
Спектр фотометрического ядра может быть просто отражённым солнечным или
эмиссионным молекулярным спектром. Отражённый солнечный спектр является
непрерывным и ничего не сообщает о химическом составе той области, от которой
он отразился - ядра или пылевой атмосферы, окружающей ядро. Эмиссионный газовый
спектр несёт информацию о химическом составе газовой атмосферы, окружающей
ядро, и тоже ничего не говорит нам о химическом составе поверхностного слоя
ядра, так как излучающие в видимой области молекулы, такие как С2, СN, СH, МH,
ОН и др., являются вторичными, дочерними молекулами - "обломками"
более сложных молекул или молекулярных комплексов, из которых складывается
кометное ядро. Эти сложные родительские молекулы, испаряясь в околоядерное
пространство, быстро подвергаются разрушительному действию солнечного ветра и
фотонов или распадаются или диссоциируются на более простые молекулы,
эмиссионные спектры которых и удаётся наблюдать от комет. Сами родительские
молекулы дают непрерывный спектр.
Первым наблюдал и описал спектр головы кометы итальянец Донати. На фоне
слабого непрерывного спектра кометы 1864 он увидел три широкие светящиеся
полосы: голубого, зелёного и жёлтого цвета. Как оказалось это стечение
принадлежало молекулам углерода С2, в изобилии оказавшегося в кометной
атмосфере. Эти эмиссионные полосы молекул С2 получили название полос Свана, по
имени ученого, занимавшегося исследованием спектра углерода. Первая щелевая
спектрограмма головы Большой Кометы 1881 была получена англичанином Хеггинсом,
который обнаружил в спектре излучение химически активного радикала циана СN.
Вдали от Солнца, на расстоянии 11 а.е., приближающаяся комета выглядит
небольшим туманным пятнышком, порой с признаками начинающегося образования
хвоста. Спектр, полученный от кометы, находящейся на таком расстоянии, и вплоть
до расстояния 3-4 а.е., является непрерывным, т.к. на таких больших расстояниях
эмиссионный спектр не возбуждается из-за слабого фотонного и корпускулярного
солнечного излучения.
Этот спектр образуется в результате отражения солнечного света от пылевых
частиц или в результате его рассеивания на многоатомных молекулах или
молекулярных комплексах. На расстоянии около 3 а.е. от Солнца, т.е. когда
кометное ядро пересекает пояс астероидов, в спектре появляется первая
эмиссионная полоса молекулы циана, которая наблюдается почти во всей голове
кометы. На расстоянии 2 а.е. возбуждаются уже излучения трёхатомных молекул С3
и NН3, которые наблюдаются в более ограниченной области головы кометы вблизи
ядра, чем все усиливающиеся излучения СN. На расстоянии 1,8 а.е. появляются
излучения углерода - полосы Свана, которые сразу становятся заметными во всей
голове кометы: и вблизи ядра и у границ видимой головы.
Механизм свечения кометных молекул был расшифрован ещё в 1911г.
К.Шварцшильдом и Е.Кроном, которые, изучая эмиссионные спектры кометы Галлея
(1910), пришли к заключению, что молекулы кометных атмосфер резонансно
переизлучают солнечный свет. Это свечение аналогично резонансному свечению
паров натрия в известных опытах Ауда, который первый заметил, что при осещении
светом, имеющим частоту желтого дублета натрия, пары натрия сами начинают
светиться на той же частоте характерным жёлтым светом. Это - механизм
резонансной флуоресценции, являющийся частым случаем более общего механизма
люминесценции. Всем известно свечение люминесцентных ламп над витринами
магазинов, в лампах дневного света и т.п. Аналогичный механизм заставляет
светиться и газы в кометах.
Для объяснения свечения зеленой и красной кислородных линий (аналогичные
линии наблюдаются и в спектрах полярных сияний) привлекались различные
механизмы: электронный удар, диссоциативная рекомбинация и фотодиссациация.
Электронный удар, однако, не в состоянии объяснить более высокую интенсивность
зелёной линии в некоторых кометах по сравнению с красной. Поэтому больше
предпочтения отдаётся механизму фотодиссоциации, в пользу которого говорит
распределение яркости в голове кометы. Тем не менее, этот вопрос ещё
окончательно не решён и поиски истинного механизма свечения атомов в кометах
продолжаются. До сих пор остается нерешённым вопрос о родительских, первичных
молекулах, из которых состоит кометное ядро, а этот вопрос очень важен, так как
именно химизм ядер предопределяет необычно высокую активность комет, способных
из весьма малых по размерам ядер развивать гигантские атмосферы и хвосты,
превосходящие по своим размерам все известные тела в Солнечной системе.
4. Каталоги
В настоящее время фотометрические каталоги стали такими большими, что их
стало неудобно класть на бумагу. Пожалуй, самым последним бумажным
фотометрическим каталогом оказался Тянь-шаньский каталог, сделанный группой
сотрудников ГАИШ в обсерватории под Алма-Атой. Там очень хорошо и очень точно,
с учетом большинства недостатков, которые были характерны для UBV системы, были
отнаблюдены 13 000 звезд северного неба примерно до седьмой величины. Номера
звезд в Тянь-шаньском каталоге заимствованы из HD. Это все еще помещается в книжку[4].
В самом конце XX века началась эпоха, когда по целому ряду причин,
научных и прикладных, астрономам потребовались большие обзоры неба. Эти
каталоги уже на бумаге не умещаются. Данные из старых и новых каталогов теперь
запрашивают из Интернета. Одним из самых популярный сайтов является система VizieR (http://vizier.u-strasbg.fr/), которую поддерживает Центр Звездных Данных (Centre Données Stellaire) в Страсбурге (Франция).
На рубеже 1970-80 годов в связи с подготовкой к работе Космического
телескопа имени Хаббла (HST)
был создан так называемый Guide Star Catalog (GSC). Были взяты фотографические
пластинки, полученные на телескопах системы Шмидта, и просканированы с помощью
современных автоматических денситометров. Для каждой пластинки был создан
фотометрический стандарт: в центре было выбрано несколько звезд, для которых
фотоэлектрическими методами были определены звездные величины. Поскольку работу
нужно было выполнить очень быстро, фотоэлектрическая фотометрия была проведена
со сравнительно низкой точностью, примерно 5%. Дальше были определены значения
величин и координат для очень большого количества звезд. Версия каталога GSC-I,
которая готовилась к моменту запуску HST, содержала 19 млн. звезд от 6 до 15 величины. Точность фотометрии не
хуже чем 0,5 величины. Вторая версия GSC-II содержит почти 2 млрд. звезд и
галактик до 18 величины. Это современный фотографический каталог. Точность
звездных величин - типичная для фотографической фотометрии: т.е. несколько
десятых звездной величины. Но огромное количество звезд такого каталога решает
нам идентификационную задачу[6].
На бумаге уже нельзя представить такой каталог. Но можно войти в
Интернет, в систему VisieR, и запросить данные из каталога Гайд Стар. Система
нумерации звезд в Guide Star Catalog напоминает номера BD. Всё небо разбито на
зоны, только это не одноградусные полоски по всем прямым восхождениям, а
прямоугольные участки. Их более 9537. В каждой зоне GSC каждой звезде приписан
уникальный номер. Полный номер в GSC состоит из четырехзначного номера зоны и
номера звезды внутри зоны, например: 1735-03180.
В США есть знаменитая Морская обсерватория United States Naval Observatory. Там тоже, независимо от
Хаббловского института, очень долго занимались сканированием фотопластинок и
создавали громадный обзорный каталог фотографических положений и величин. Этот
каталог сокращенно называется USNO.
Первая его версия называлась каталог А, затем были каталоги А1, А2. С 2003 года
стал доступен каталог В1. USNO-B1.0 содержит 1 042 618 261 объект:
звезды и галактики. Размер каталога - около 80 гигабайт и он не
распространяется как целое. Любая область из этого каталога может быть
загружена через Интернет. Обслуживающая программа после задания координат α
и δ
выбранного центра,
выбирает все объекты каталога в прямоугольнике со стороной 10′. На экран
монитора выводится карта заказанного района и фрагмент каталога со звездами до
21 величины. Точность величин каталогов USNO примерно такая же, как и в Guide Star. Выдаваемая таблица содержит: номер звезды внутри
пластинки, координаты и пять звездных величин B1, R1, B2, R2, I2 в
пяти фотометрических полосах, кривые реакции зависят от того, на каких
фотоэмульсиях были сделаны снимки. Очевидно, что величины ярких звезд на этих
пластинках, сделанных с длинными экспозициями, не определяются из-за
передержек[2].
В 1990-х годах Европейское Космическое Агентство осуществило самый
знаменитый в XX веке обзор звезд неба: проект HIPPARСOS. В его ходе были определены точные звездные величины в трех
фотометрических полосах. Каталог существует как в печатном, так и в электронном
виде. В нем точная фотометрия произведена для примерно 118 000 звезд,
измеренных в одной фотометрической полосе Hp. Каждая звезда измерена от 30 до 300 раз, в среднем 110, и
выведена средняя звездная величина. Если звезда не переменная, то 100
наблюдений дают 10 кратное увеличение точности при гипотезе о нормальном
распределении ошибок. Даны высокоточные координаты, много разнообразных данных.
Кроме основного приемника, на спутнике стояла пара вспомогательных. Они были установлены
во вспомогательной системе, в функции которой входило обнаруживать и
отождествлять объект в поле зрения. В документации HIPPARCOS эта система называется sky mapper: картограф неба. Sky mapper работал в режиме обзора в двух фотометрических полосах
похожих на B и V. На основе анализа данных, полученных системой sky mapper, появился каталог Tycho, а впоследствии и вторая его версия Tycho-2. В Tycho-2 2,5 млн. фотоэлектрических измерений.
Для звезд, которые ярче 9 величины, точность одного измерения в Hipparcos порядка 0,01 величины. Поэтому при
100 измерениях получается ошибка 0m,001 для среднего значения величин
непеременных звезд. В каталоге приведены величины с 4-мя знаками после запятой.
В Tycho ошибка индивидуального измерения
гораздо больше. Она порядка 0m,1. Однако для непеременной звезды ошибка среднего значения
будет невысока: около 0m,01.
В каталоге Hipparcos номера
звезд оригинальные, объекты упорядочены по прямому восхождению. В каталоге Tycho номера звезд заимствованы из Guide Star, только добавлена еще одна зона номера, относящаяся к
компонентам кратных систем.
В заключение данной главы, в качестве примера приведем номера звезды α
And по разным каталогам.
Байер -
α And
Флемстид…31
And+28 0004358
HIP677
GSC1735
3180
Tycho1735
3180 1
Женевская система идентификации +1.00000358A1.0 (англ. U. S. Naval
Observatory A1.0 catalogue) - каталог астрометрических стандартов,
созданный в Морской обсерватории США.
Каталог содержит координаты 488 006 860 источников, на основании которых
можно создать астрометрическую систему отсчёта. USNO-A был создан в
Флагстаффской обсерватории, подразделении Морской обсерватории США, в процессе
сканирования и обработки пластинок O и E Паломарского обзора неба (англ. Palomar Observatory Sky
Survey I или POSS-I), пластинок англ. UK Science Research Council SRC-J survey и пластинок обзора
Южной европейской обсерватории (англ. European Southern Observatory survey или ESO-R).
Каталогизация производилась в автоматическом режиме. Для исключения
обнаружения несуществующих объектов необходимо было, чтобы положение источника
совпадало на двух пластинках «красного» и «голубого» обзоров с точностью до 2
секунд дуги. Источники со склонением больше −30° брались из Паломарского
обзора, а со склонением меньше −30° - из SRC-J или ESO-R.
Рисунок 6 – Схема покрытия небесной сферы каталогом USNO-A
В качестве координат источников в USNO-A используются прямое
восхождение и полярное склонение, приведённые к эпохе J2000. Координаты
источников даны с ошибкой 0,25 секунд дуги, а ошибка фотометрии - 0,25 звёздной
величины. После составления каталога к нему был добавлен каталог опорных звёзд
(англ. Guide Star Catalog) до 11m, по которым проводилось картирование. Это
было сделано для того, чтобы объединить в одном каталоге максимальное число источников.
Хотя UNSO-A.1 покрывает всё небо, однако есть незаполненные области вблизи
ярких звёзд, туманностей или плотных скоплений[8].
Каталог USNO-A1.0 был заменён каталогом USNO-A2.0, который, в
свою очередь, заменён каталогом USNO-B1.0.A2.0 - семейство каталогов
астрометрических стандартов USNO-A.1, USNO-SA.1, USNO-A.2, USNO-SA.2.
Каталоги получены в U.S Naval Observatory Flagstaff Station при
сканировании с помощью PPM (Precision Measuring Machine) Паломарского
обзора (POSS-1,O и E пластинки), пластинок SRC-J и ESO-R
обзоров. Для каждого источника в каталоге имеются координаты (прямое
восхождение и склонение в системе J2000) и звездные величины для O
и E пластинок). USNO-A покрывает все небо до следующих предельных
величин: O-пластинки до 21 зв.вел., E - до 20 зв.вел., J -
до 22 зв.вел. и F - до 21зв.вел. USNO-A2.0 - каталог, содержащий
526,280,881 объект. Использование в качестве опорного каталога ACT, а также
новые астрометрические и фотометрические алгоритмы редукции уменьшили
систематические ошибки координат и фотометрии в сравнении с USNO-A1.0.
Типичная астрометрическая ошибка около .25". Для звезд, ярче на несколько
зв. величин предела пластинки и расположенных не на углах пластинки, ошибка
координат - 0.15". Фотометрические ошибки составляют 0.15 зв. величины для
диапазона 12-:-19 зв. вел., систематические ошибки от пластинки к пластинке
составляют от 0.25 (для Северной небесной полусферы) до 0.5 (для Южной)[13].
Каталог GSC 1.0 Перед использованием в программе был исследован на
наличие ошибок поля телескопов Шмидта, использовавшихся в программе наблюдений
этого каталога, затем выявленные поправки были введены в координаты объектов
GSC. Одновременно положения каталога GSC были редуцированы на систему каталога
ACT. В результате этих операций ср. кв. ошибки положений в каталоге GSC
снизились до значений ±0.13" по прямому восхождению и ±0.17" по
склонению[13].
Каталог GSC 1.1 не был использован по следующим причинам.
. В трех полях: 3588, 5706 и 7899 имеется более 9999 объектов. В номерах
же объектов присутствуют лишь 4 значащие цифры, поэтому старшая цифра в
номерах, превышающих 9999, утрачена и появились одинаковые номера, относящиеся
к разным объектам. Всего в каталоге присутствуют 2597 номеров, относящихся к
двум разным объектам каждый
. Имеются две звезды со ссылками на каждую двумя различными номерами.
R.A. Decl. Mv Поле Номер 21 04 32.836 +46 08 55.72 13.4 3588 08180 21 04
32.836 +46 08 55.72 13.4 3588 00042 21 06 43.273 +46 21 42.67 12.8 3588 00439
21 06 43.273 +46 21 42.67 12.7 3588 01379
. Добавленные в версию 1.1 звезды образовали 28849 пар объектов, что
может вводить пользователя в заблуждение относительно кратности изучаемых
объектов. Расстояние между компонентами достигает десятков секунд дуги
(максимальное расстояние равно 120"). Такие расхождения объясняются тем,
что положения добавленных звезд приведены на эпоху 2000.0, а эпоха наблюдений
GSC близка к 1985 году. В результате этого расстояние между компонентами
фиктивных кратных систем зависит от величин собственных движений звезд.
. Имеется 60 звезд, выходящих за границы 7.5-градусных зон каталога GSC,
т.е. звезды помещены не в свои зоны по склонению. При построении систем
координатного поиска объектов в GSC не учет этой погрешности может привести к
утрате таких звезд[10].
5. Практическая часть
Для каждой группы объектов было разработано специальное программное
обеспечение, ориентированное на специфику наблюдательного процесса: MaxComet,
SatTrack, ScanGal. Каждый программный пакет имеет функции управления
телескопом, организует совместную работу телескопа, ПЗС-камеры и компьютера,
оснащен средствами получения данных по Интернету для выбора объектов наблюдений
(рис. 1-3).
Работа программных пакетов после выбора объектов наблюдения и нажатия
кнопки «Старт» происходит без участия оператора. Телескоп наводится на первый
выбранный объект, производится съемка с короткой экспозицией от 1 до 5 с при
бининге 3. Автоматически определяются координаты центра снимка. Далее с учетом
ошибки корректируется положение снимка в автоматическом режиме (телескоп
центрируется по объекту), и производится съемка серии снимков с экспозицией от
60 до 180 с. Полученная серия снимков записывается автоматически на жесткий
диск управляющего компьютера в папку, которая создается соответствующим
программным пакетом согласно настройкам. Далее телескоп переходит к следующему
объекту, и выполняется та же процедура.
Завершив первый сеанс наблюдений выбранных объектов, телескоп вновь
наводится на первый объект из списка выбранных объектов и производит повторную
съемку
Подбор объектов, их количество на один сеанс съемки и время экспозиций
выбираются так, что бы временной интервал между первой съемкой первого объекта
списка и началом второго сеанса был от 20 до 30 мин. Как правило, делается три
серии по 6 кадров в каждой, для того чтобы исключить брак при наблюдениях.
Такой метод позволяет быстро обнаруживать медленные объекты при блинковании,
так как за 20-30 мин объект имеет заметное смещение в поле телескопа.
В процессе испытаний комплекса обсерватории КубГУ был присвоен международный
код МРС. Для испытаний были выбраны 16 астероидов с блеском от 12m до 17m: (417) Suevia,
(426) Hippo, (429) Lotis, (441) Bathilde, (491) Carina, (557) Violetta, (621) Werdandi, (654) Zelinda, (663) Gerlinde, (701) Oriola, (750) Oskar, (763) Cupido,
(799) Gudula, (821) Fanny, (840) Zenobia,(884)
Priamus.
C
помощью программного пакета MaxComet были проведены позиционные наблюдения
указанных объектов в автоматическом режиме. Полученные данные были обработаны с
помощью программного продукта Astrometrica, расчеты невязки координат проведены
с помощью программы Find orb 32. Согласно требованиям МРС, были отобраны три
астероида (417) Suevia, (441) Bathilde, (840) Zenobia. Невязка в определения
координат для (417) Suevia составила 0.24 угловой секунды, для (441) Bathilde -
0.21 угловой секунды, для (840) Zenobia - 0.23 угловой секунды. По результатам
наблюдений 17 декабря 2010 г. обсерватория КубГУ получила международный код
С40.
Дальнейшие испытания комплекса проводились с программой ScanGal,
ориентированной на поиск сверхновых звезд. При испытаниях было установлено, что
за 6 ч наблюдательного времени комплекс позволяет обойти порядка 400 галактик.
Наблюдения начинаются с запада, где расположены заходящие объекты, и далее
проводится смещение к востоку. Вся работа проводится, как и в случае с
программой MaxComet, в автоматическом режиме. Обработка наблюдений выполняется
в приложении SNSearch к программе MaxIm DL. Поисковые задачи выполняются три
раза в месяц с интервалом в 10 дней. Полученные результаты наблюдений хранятся
в специальной базе данных, их можно использовать в дальнейших исследованиях.
Для наблюдений искусственных спутников Земли используется программа
SatTrack. Первые испытания данного программного обеспечения были проведены в
2008 г. в рамках наблюдательной программы «Абзац-Краснодар». Были проведены
наблюдения низких ИСЗ. В автоматическом режиме комплекс наводится на первую
точку, производит съемку рабочего поля с длительной экспозицией от 1 до 10 с,
где предполагается прохождение объекта. Затем автоматически производится расчет
кадра, определение центра поля, корректировка положения, и комплекс переходит в
ждущий режим. В это время имеется возможность съемки рабочих калибровочных
кадров - плоского поля и темновых кадров. За 1 мин до входа объекта в поле
начинается процесс съемки сериями по 9-12 кадров с экспозицией от 0.01 до 0.5
с, в зависимости от угловой скорости объекта. Далее делается серия кадров по
времени рабочей эфемериды, после чего система наводится на следующую точку с
опережением эфемериды по времени на 3-5 мин. Снова делается снимок поля с
длинной экспозицией от 1 до 10 с, и начинается режим ожидания. За одну минуту
от расчетного времени пролета объекта производится серия кадров, и далее
комплекс работает по технологии, описанной выше. Такой метод позволяет учесть
возможную ошибку прохождения спутника от расчетного времени. За одно
прохождение спутника удается получить от трех до двенадцати точек, состоящих из
6-9 положений на одну точку.
Наблюдения геостационарных спутников на комплексе облегчаются за счет
невысокой угловой скорости и малого изменения высоты объекта от времени.
Наблюдения ГСС производятся, как и при наблюдении астероидов, с запада на
восток. Программа SatTrack позволяет произвести сортировку спутников по
азимуту, и после команды «Пуск» комплекс направляется к первой точке первого
объекта. При заданных параметрах наблюдений можно производить серии всю
наблюдательную ночь. То есть количество прохождений по геостационарной орбите
ограничено только темным временем суток. Точность одного измерения в динамике
для низких ИСЗ не хуже 7 угловых секунд, для ГСС точность одного измерения в
динамике составила 2 угловых секунды.
Заключение
В ходе выпускной квалификационной работы было установлено, что городская
засветка не вносит существенных погрешностей в фотометрические наблюдения.
Максимальной точности наблюдений можно добиться, проведя калибровку
ПЗС-камеры по плоскому полю, Темновому току и шумам считывания (Байес).
Значительные ошибки в измерения вносит прямое техногенное световое
загрязнение от прожекторов стадиона КубГУ и подсветки ТВ-башни города
Краснодара. В секторах прямого воздействия этих объектов с небесной сферой
фотометрические наблюдения произвести не удалось (яркость неба выше яркости
наблюдаемых объектов)
Были проведены наблюдения астероидов. Результат фотометрии подтвердил
обращение выбранных астероидов вокруг своей оси под действием эффекта
Ярковского.
Список использованных источников
1 Рыхлова Л. В. Новые Проблемы околоземной астрономии/
Л. В. Рыхлова, Н. С. Бахтигараев //Околоземная астрономия 2009. Сборник трудов
конференции Казань,22-26 августа 2009 г. - М.: ГЕОС, 2010. - 296с.
Фотометрия астероидов. Планеты и спутники / Под ред.
А. Дольфюса. Пер. с англ. - М.: Мир, 2008. - С. 367-430.
3 Астероидно-кометная опасность: вчера,
сегодня, завтра/ Под ред. Б. М. Шустова, Л. В. Рыхловой - М.:ФИЗМАТЛИТ, 2013.
-384 с.
Ковалевский Ж. Современная астрометрия /
Ж. Ковалевский. - М.:УРСС, 2004.
Миронов А. В. Основы
астрофотометрии. Практические основы фотометрии и спектрометрии звезд / А. В.
Миронов. - М.: Физматлит, 2008.
Докучаева О. Д. Астрономическая
фотография / О. Д. Докучаева. - М.: Физматлит, 2004. - 455c.
Ален К. У. Астрофизические величины / К.
У. Ален. - М.: Мир, 2007. -388с.
Вудс Р. Цифровая обработка изображений.
/ Р. Вудс, Р. Гонсалес. - М.: Техносфера, 2005. - 509с.
Лурье И. К. Теория и практика цифровой
обработки изображений: Учебное пособие /И. К. Лурье А. Г. Косиков. - М.:
Научный мир, 2003. -325c.
ПЗС-камеры для астрономических
наблюдений больших областей // РЖ “Астрономия”. - 2009. - Т. 51. - № 11. -С.
107. Реф. № 09.11.-51.685.
12 Наблюдение космических объектов на оптико-электронном
роботизированном астрофизическом комплексе/ А. Л. Иванов, А. С. Левченко, Н. А.
Яковенко и др. // Вестн. Сибир. Гос. Аэрокосмич. ун-та. - 2014. -№ 39. - С.
134-136.
Приложение
Отчет наблюдений в формате MPC
COD C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko, V.Shapoval,
R.Gorbunkov I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko,
N.Jakovenko, V.Roschupko, I.Mhitarov
MEA A. Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector + CCDUCAC-3
C2014 02 07.75598 07 00 59.10 -04 06 30.1 15.9 R C40
C2014 02 07.75704 07 00 58.97 -04 06 27.2 15.9 R C40
C2014 02 07.75809 07 00 58.78 -04 06 24.9 15.9 R C40
C2014 02 07.75915 07 00 58.64 -04 06 21.8 15.8 R C40
C2014 02 07.76021 07 00 58.48 -04 06 19.4 15.8 R C40
C2014 02 07.76127 07 00 58.32 -04 06 16.8 15.8 R C40
C2014 02 07.76233 07 00 58.16 -04 06 13.9 15.9 R C40
C2014 02 07.76656 07 00 57.55 -04 06 03.3 15.7 R C40
C2014 02 07.76762 07 00 57.38 -04 06 00.5 15.6 R C40
C2014 02 07.76867 07 00 57.24 -04 05 57.8 15.7 R C40
C2014 02 07.76973 07 00 57.08 -04 05 55.3 15.6 R C40
C2014 02 07.77079 07 00 56.92 -04 05 52.5 15.8 R C40
C2014 02 07.77185 07 00 56.76 -04 05 49.7 15.9 R C40
C2014 02 07.77291 07 00 56.60 -04 05 47.2 15.8 R C40
C2014 02 07.77397 07 00 56.45 -04 05 44.4 15.8 R C40
C2014 02 07.77503 07 00 56.28 -04 05 41.5 15.7 R C40
C2014 02 07.77609 07 00 56.13 -04 05 38.9 15.8 R C40
C2014 02 07.77715 07 00 55.96 -04 05 36.2 15.6 R C40
C2014 02 07.78536 07 00 54.78 -04 05 15.2 15.9 R C40
C2014 02 07.78642 07 00 54.62 -04 05 12.7 15.8 R C40
C2014 02 07.78747 07 00 54.46 -04 05 09.9 15.9 R C40
C2014 02 07.78853 07 00 54.31 -04 05 07.1 16.0 R C40
C2014 02 07.78959 07 00 54.14 -04 05 04.4 15.7 R C40
C2014 02 07.79065 07 00 54.00 -04 05 02.0 15.7 R C40
C2014 02 07.79171 07 00 53.84 -04 04 59.1 15.7 R C40
C2014 02 07.79276 07 00 53.68 -04 04 56.3 15.8 R C40
C2014 02 07.79382 07 00 53.53 -04 04 53.6 15.7 R C40
C2014 02 07.79488 07 00 53.37 -04 04 50.9 15.6 R C40
C2014 02 07.79594 07 00 53.21 -04 04 48.1 15.6 R C40
C2014 02 07.79700 07 00 53.06 -04 04 45.7 15.8 R C40
C2014 02 07.79806 07 00 52.90 -04 04 42.9 15.9 R C40
C2014 02 07.79911 07 00 52.75 -04 04 40.1 16.2 R C40
C2014 02 07.80017 07 00 52.59 -04 04 37.6 16.3 R C40
C2014 02 07.80123 07 00 52.42 -04 04 34.8 16.0 R C40
C2014 02 07.80229 07 00 52.27 -04 04 32.1 16.0 R C40
C2014 02 07.80335 07 00 52.12 -04 04 29.5 15.7 R C40
C2014 02 07.80441 07 00 51.96 -04 04 26.7 15.8 R C40
C2014 02 07.80547 07 00 51.80 -04 04 24.0 15.6 R C40
C2014 02 07.80970 07 00 51.20 -04 04 13.4 15.7 R C40
C2014 02 07.81076 07 00 51.04 -04 04 10.5 15.6 R C40
C2014 02 07.81182 07 00 50.87 -04 04 07.7 15.8 R C40
C2014 02 07.81287 07 00 50.72 -04 04 05.2 16.0 R C40
C2014 02 07.85102 07 00 45.13 -04 02 27.7 15.9 R C40
C2014 02 07.85207 07 00 44.98 -04 02 24.9 15.8 R C40
C2014 02 07.85631 07 00 44.35 -04 02 14.4 15.8 R C40
C2014 02 07.85737 07 00 44.21 -04 02 11.3 15.9 R C40
C2014 02 07.85842 07 00 44.04 -04 02 08.8 16.0 R C40
C2014 02 07.85948 07 00 43.90 -04 02 05.9 15.8 R C40
C2014 02 07.86054 07 00 43.74 -04 02 03.4 15.9 R C40
C2014 02 07.86160 07 00 43.59 -04 02 00.6 16.0 R C40
C2014 02 07.86266 07 00 43.43 -04 01 57.9 16.0 R C40
C2014 02 07.86372 07 00 43.28 -04 01 55.2 15.9 R C40
C2014 02 07.86477 07 00 43.13 -04 01 52.5 15.9 R C40
C2014 02 07.86583 07 00 42.98 -04 01 49.9 16.0 R C40
C2014 02 07.86689 07 00 42.81 -04 01 46.9 15.6 R C40
C2014 02 07.87218 07 00 42.06 -04 01 33.5 15.7 R C40
C2014 02 07.87324 07 00 41.90 -04 01 30.7 15.6 R C40
C2014 02 07.87536 07 00 41.61 -04 01 25.4 15.5 R C40
C2014 02 07.87747 07 00 41.29 -04 01 20.0 15.7 R C40
C2014 02 07.87959 07 00 40.97 -04 01 14.6 15.8 R C40
C2014 02 07.88065 07 00 40.84 -04 01 11.9 15.8 R C40
C2014 02 07.88171 07 00 40.68 -04 01 09.2 16.0 R C40
C2014 02 07.88505 07 00 40.19 -04 01 00.4 15.9 R C40
C2014 02 07.88611 07 00 40.04 -04 00 58.0 16.1 R C40
C2014 02 07.88716 07 00 39.90 -04 00 55.2 16.0 R C40
C2014 02 07.88822 07 00 39.74 -04 00 52.6 15.9 R C40
C2014 02 07.88928 07 00 39.58 -04 00 49.7 16.1 R C40
C2014 02 07.89034 07 00 39.46 -04 00 47.1 16.1 R C40
C2014 02 07.89140 07 00 39.28 -04 00 44.3 16.0 R C40
C2014 02 07.89245 07 00 39.13 -04 00 41.8 16.0 R C40
C2014 02 07.89351 07 00 38.99 -04 00 39.1 15.9 R C40
C2014 02 07.89457 07 00 38.83 -04 00 36.5 15.9 R C40
C2014 02 07.89563 07 00 38.68 -04 00 33.8 15.9 R C40
C2014 02 07.89669 07 00 38.53 -04 00 30.9 15.8 R C40
C2014 02 07.89774 07 00 38.38 -04 00 28.3 15.9 R C40
C2014 02 07.89880 07 00 38.24 -04 00 25.6 15.9 R C40
C2014 02 07.89986 07 00 38.09 -04 00 23.0 15.9 R C40
C2014 02 07.90197 07 00 37.76 -04 00 17.3 15.9 R C40
C2014 02 07.90303 07 00 37.62 -04 00 14.7 15.7 R C40
C2014 02 07.90409 07 00 37.47 -04 00 12.2 15.9 R C40
C2014 02 07.90515 07 00 37.32 -04 00 09.2 15.9 R C40
C2014 02 07.90621 07 00 37.19 -04 00 06.5 15.9 R C40
C2014 02 07.90726 07 00 37.03 -04 00 03.9 15.9 R C40
C2014 02 07.90832 07 00 36.87 -04 00 01.2 16.0 R C40
C2014 02 07.90938 07 00 36.71 -03 59 58.5 16.0 R C40
C2014 02 07.91044 07 00 36.57 -03 59 55.7 15.9 R C40
C2014 02 07.91149 07 00 36.42 -03 59 53.1 15.8 R C40
C2014 02 07.91839 07 00 35.46 -03 59 35.7 15.9 R C40
C2014 02 07.91945 07 00 35.29 -03 59 32.5 15.8 R C40
C2014 02 07.92051 07 00 35.14 -03 59 30.0 16.0 R C40
C2014 02 07.92157 07 00 35.00 -03 59 27.3 15.9 R C40
C2014 02 07.92262 07 00 34.85 -03 59 24.6 16.0 R C40
C2014 02 07.92368 07 00 34.70 -03 59 21.6 16.2 R C40
C2014 02 07.92474 07 00 34.55 -03 59 19.0 16.1 R C40
C2014 02 07.93109 07 00 33.67 -03 59 03.0 16.1 R C40
C2014 02 07.93215 07 00 33.53 -03 59 00.2 16.2 R C40
C2014 02 07.93426 07 00 33.23 -03 58 55.2 15.9 R C40
C2014 02 07.93532 07 00 33.06 -03 58 52.0 16.0 R C40
C2014 02 07.93638 07 00 32.94 -03 58 49.4 16.0 R
C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov
I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko, N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA.
Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector + CCDUCAC-3
C2014 02 08.67089 06 59 07.43 -03 27 54.4 15.9 R C40
C2014 02 08.67194 06 59 07.28 -03 27 52.1 16.2 R C40
C2014 02 08.67935 06 59 06.27 -03 27 33.2 15.8 R C40
C2014 02 08.68146 06 59 05.99 -03 27 27.6 16.0 R C40
C2014 02 08.68252 06 59 05.86 -03 27 25.4 16.0 R C40
C2014 02 08.68358 06 59 05.72 -03 27 22.5 16.1 R C40
C2014 02 08.68481 06 59 05.54 -03 27 19.6 15.6 R C40
C2014 02 08.68586 06 59 05.42 -03 27 17.2 15.9 R C40
C2014 02 08.68692 06 59 05.27 -03 27 14.2 16.2 R C40
C2014 02 08.68798 06 59 05.11 -03 27 12.0 16.1 R C40
C2014 02 08.70924 06 59 02.26 -03 26 18.7 16.1 R C40
C2014 02 08.71204 06 59 01.88 -03 26 11.8 15.8 R C40
C2014 02 08.72047 06 59 00.72 -03 25 50.7 16.4 R C40
C2014 02 08.72188 06 59 00.52 -03 25 47.5 15.9 R C40
C2014 02 08.72469 06 59 00.16 -03 25 40.0 15.7 R C40
C2014 02 08.72891 06 58 59.57 -03 25 29.8 16.1 R C40
C2014 02 08.73031 06 58 59.36 -03 25 26.3 16.2 R C40
C2014 02 08.73172 06 58 59.18 -03 25 22.8 16.1 R C40
C2014 02 08.93039 06 58 32.23 -03 17 05.3 15.8 R C40
C2014 02 08.93179 06 58 32.04 -03 17 02.0 16.1 R C40
C2014 02 08.93319 06 58 31.87 -03 16 58.4 15.9 R C40
C2014 02 08.93460 06 58 31.68 -03 16 55.1 16.0 R C40
C2014 02 08.93600 06 58 31.49 -03 16 51.4 16.0 R C40
C2014 02 08.94302 06 58 30.59 -03 16 33.8 16.2 R
C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov
I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko, N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA.
Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector + CCDUCAC-3
C2014 02 11.72009 06 53 44.76 -01 24 36.1 15.9 R C40
C2014 02 11.72115 06 53 44.63 -01 24 33.4 15.8 R C40
C2014 02 11.73391 06 53 43.27 -01 24 03.6 16.5 R C40
C2014 02 11.73708 06 53 42.92 -01 23 56.5 16.2 R C40
C2014 02 11.74343 06 53 42.24 -01 23 41.6 15.8 R C40
C2014 02 11.74448 06 53 42.09 -01 23 39.2 15.9 R C40
C2014 02 11.76178 06 53 40.21 -01 22 58.4 16.6 R C40
C2014 02 11.77024 06 53 39.26 -01 22 38.6 16.4 R C40
C2014 02 11.77236 06 53 39.04 -01 22 33.9 16.4 R C40
C2014 02 11.77553 06 53 38.70 -01 22 26.3 16.6 R C40
C2014 02 11.84231 06 53 31.37 -01 19 50.1 16.7 R C40
C2014 02 11.84549 06 53 31.06 -01 19 42.5 16.3 R C40
C2014 02 11.84931 06 53 30.62 -01 19 33.1 16.5 R C40
C2014 02 11.85037 06 53 30.51 -01 19 31.2 16.9 R C40
C2014 02 11.86201 06 53 29.30 -01 19 03.6 16.7 R C40
COD C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko,
V.Shapoval, R.Gorbunkov I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko, N.Jakovenko,
V.Roschupko, I.MhitarovA. Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector +
CCDUCAC-3S010 C2014 01 15.71112 07 35 49.95 +31 20 43.5 16.2 R C40S010 C2014 01
15.71531 07 35 49.66 +31 20 44.3 16.2 R C40S010 C2014 01 15.72161 07 35 49.25
+31 20 44.7 16.2 R C40S010 C2014 01 15.72582 07 35 48.92 +31 20 45.4 16.1 R
C40S010 C2014 01 15.73212 07 35 48.52 +31 20 46.4 16.2 R C40S010 C2014 01
15.73633 07 35 48.22 +31 20 46.4 15.9 R C40S010 C2014 01 15.74053 07 35 47.93
+31 20 47.1 16.1 R C40S010 C2014 01 15.74683 07 35 47.53 +31 20 47.9 16.1 R
C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov
I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko, N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA.
Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector + CCDUCAC-3S010 C2014 01 16.80560 07
34 36.49 +31 22 56.5 16.2 R C40S010 C2014 01 16.80701 07 34 36.40 +31 22 56.7
16.2 R C40S010 C2014 01 16.80841 07 34 36.31 +31 22 56.8 16.2 R C40S010 C2014
01 16.81064 07 34 36.16 +31 22 56.9 16.1 R C40S010 C2014 01 16.81448 07 34
35.91 +31 22 57.5 16.0 R C40S010 C2014 01 16.82284 07 34 35.33 +31 22 58.6 16.3
R C40S010 C2014 01 16.82702 07 34 35.03 +31 22 59.2 16.2 R C40S010 C2014 01
16.83120 07 34 34.76 +31 22 59.7 16.1 R C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko,
A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko,
N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA. Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector
+ CCDUCAC-3S010 C2014 02 02.73432 07 15 36.66 +31 44 56.2 16.3 R C40S010 C2014
02 02.73750 07 15 36.47 +31 44 56.3 16.1 R C40S010 C2014 02 02.73961 07 15
36.33 +31 44 56.4 16.3 R C40S010 C2014 02 02.74067 07 15 36.24 +31 44 56.3 16.1
R C40S010 C2014 02 02.74279 07 15 36.11 +31 44 56.6 16.2 R C40S010 C2014 02
02.74384 07 15 36.05 +31 44 56.6 16.1 R C40S010 C2014 02 02.74490 07 15 35.96
+31 44 56.6 16.1 R C40S010 C2014 02 02.74702 07 15 35.84 +31 44 57.1 16.3 R
C40S010 C2014 02 02.74808 07 15 35.79 +31 44 56.7 16.2 R C40S010 C2014 02
02.75125 07 15 35.58 +31 44 56.9 16.2 R C40S010 C2014 02 02.75231 07 15 35.49
+31 44 57.0 16.0 R C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko,
V.Shapoval, R.Gorbunkov I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko, N.Jakovenko,
V.Roschupko, I.MhitarovA. Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector +
CCDUCAC-3S010 C2014 02 07.67882 07 10 17.93 +31 46 45.2 16.1 R C40S010 C2014 02
07.68094 07 10 17.78 +31 46 44.7 16.3 R C40S010 C2014 02 07.68199 07 10 17.72
+31 46 44.6 16.3 R C40S010 C2014 02 07.68411 07 10 17.62 +31 46 44.8 16.2 R
C40S010 C2014 02 07.68517 07 10 17.55 +31 46 44.8 16.2 R C40S010 C2014 02 07.68728
07 10 17.42 +31 46 45.2 16.2 R C40S010 C2014 02 07.69046 07 10 17.17 +31 46
45.0 16.3 R C40S010 C2014 02 07.69152 07 10 17.13 +31 46 45.0 16.2 R C40S010
C2014 02 07.69257 07 10 17.05 +31 46 45.0 16.3 R C40S010 C2014 02 07.69363 07
10 16.97 +31 46 45.1 16.3 R C40S010 C2014 02 07.69469 07 10 16.90 +31 46 44.9
16.4 R C40S010 C2014 02 07.69786 07 10 16.72 +31 46 44.8 16.3 R C40S010 C2014
02 07.69892 07 10 16.62 +31 46 45.4 16.2 R C40S010 C2014 02 07.72036 07 10
15.26 +31 46 45.3 16.2 R C40S010 C2014 02 07.72241 07 10 15.16 +31 46 45.2 16.2
R C40S010 C2014 02 07.72314 07 10 15.11 +31 46 45.3 16.2 R C40S010 C2014 02
07.72388 07 10 15.07 +31 46 45.1 16.3 R C40S010 C2014 02 07.72461 07 10 15.00
+31 46 45.4 16.2 R C40S010 C2014 02 07.72534 07 10 14.95 +31 46 45.6 16.2 R
C40S010 C2014 02 07.72608 07 10 14.89 +31 46 45.5 16.2 R C40S010 C2014 02
07.72681 07 10 14.86 +31 46 45.9 16.2 R C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko,
A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko,
N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA. Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector
+ CCDUCAC-3S010 C2014 02 11.78198 07 06 04.25 +31 46 41.2 16.0 R C40S010 C2014
02 11.78516 07 06 04.03 +31 46 41.0 16.2 R C40S010 C2014 02 11.78622 07 06
03.98 +31 46 41.2 16.3 R C40S010 C2014 02 11.79045 07 06 03.71 +31 46 41.3 16.0
R C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov
I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko, N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA.
Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector + CCDUCAC-3
P C2014 01 21.92424 10 28 21.70 +36 36 28.3 16.8 R C40
P C2014 01 21.92845 10 28 21.61 +36 36 28.0 16.8 R C40
P C2014 01 21.92986 10 28 21.58 +36 36 27.4 16.7 R C40
P C2014 01 21.93126 10 28 21.54 +36 36 28.1 16.8 R C40
P C2014 01 21.93548 10 28 21.43 +36 36 26.7 16.5 R
C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov
I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko, N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA.
Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector + CCDUCAC-3
P C2014 02 08.02630 10 15 44.63 +35 44 07.3 15.6 R C40
P C2014 02 08.02771 10 15 44.55 +35 44 06.8 15.6 R C40
P C2014 02 08.02911 10 15 44.47 +35 44 06.5 15.6 R C40
P C2014 02 08.03052 10 15 44.36 +35 44 06.0 15.6 R C40
P C2014 02 08.03193 10 15 44.27 +35 44 05.4 15.7 R C40
P C2014 02 08.03333 10 15 44.22 +35 44 04.8 15.7 R C40
P C2014 02 08.03473 10 15 44.11 +35 44 04.5 15.7 R C40
P C2014 02 08.03614 10 15 44.03 +35 44 03.9 15.7 R C40
P C2014 02 08.03754 10 15 43.93 +35 44 03.4 15.6 R C40
P C2014 02 08.03895 10 15 43.86 +35 44 03.2 15.8 R C40
P C2014 02 08.04035 10 15 43.77 +35 44 02.2 15.6 R C40
P C2014 02 08.04176 10 15 43.69 +35 44 02.0 15.5 R C40
P C2014 02 08.04316 10 15 43.59 +35 44 01.3 15.5 R C40
P C2014 02 08.04457 10 15 43.52 +35 44 00.9 15.6 R C40
P C2014 02 08.04597 10 15 43.43 +35 44 00.3 15.7 R C40
P C2014 02 08.04878 10 15 43.27 +35 43 59.3 15.8 R C40
P C2014 02 08.05019 10 15 43.17 +35 43 58.7 15.8 R C40
P C2014 02 08.05299 10 15 42.99 +35 43 58.1 15.7 R C40
P C2014 02 08.02540 10 15 44.70 +35 44 07.6 15.6 R
C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov
I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko, N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA.
Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector + CCDUCAC-3A020 C2014 01 21.73640 00
24 08.68 +58 11 15.1 16.4 R C40A020 C2014 01 21.73746 00 24 08.71 +58 11 13.8
16.4 R C40A020 C2014 01 21.73851 00 24 08.72 +58 11 12.0 16.1 R C40A020 C2014
01 21.75614 00 24 09.66 +58 10 47.0 16.3 R C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko,
A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko,
N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA. Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector
+ CCDUCAC-3A020 C2014 01 24.78362 00 26 46.60 +57 00 18.6 16.3 R C40A020 C2014
01 24.78468 00 26 46.70 +57 00 16.9 16.2 R C40A020 C2014 01 24.78574 00 26
46.76 +57 00 15.5 16.5 R C40A020 C2014 01 24.78998 00 26 46.96 +57 00 09.7 16.3
R C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov
I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko, N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA. Ivanov,
A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector + CCDUCAC-3K050 C2014 01 10.63278 04 42 02.45
+11 09 07.1 13.8 R C40K050 C2014 01 10.63443 04 42 01.95 +11 08 52.6 13.9 R
C40K050 C2014 01 10.63525 04 42 01.70 +11 08 45.6 13.7 R C40K050 C2014 01
10.63608 04 42 01.46 +11 08 38.5 13.8 R C40K050 C2014 01 10.63691 04 42 01.22
+11 08 31.4 13.7 R C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko,
V.Shapoval, R.Gorbunkov I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko, N.Jakovenko,
V.Roschupko, I.MhitarovA. Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector +
CCDUCAC-3K050 C2014 01 15.67160 04 23 41.56 +01 40 10.1 13.6 R C40K050 C2014 01
15.67255 04 23 41.40 +01 40 05.1 13.6 R C40K050 C2014 01 15.67349 04 23 41.25
+01 40 00.1 13.5 R C40K050 C2014 01 15.67444 04 23 41.09 +01 39 55.1 13.7 R
C40K050 C2014 01 15.67539 04 23 40.94 +01 39 50.2 13.6 R C40K050 C2014 01
15.67634 04 23 40.79 +01 39 45.2 13.6 R C40K050 C2014 01 15.67823 04 23 40.49
+01 39 35.7 13.6 R C40K050 C2014 01 15.67917 04 23 40.33 +01 39 30.9 13.8 R
C40K050 C2014 01 15.68012 04 23 40.19 +01 39 25.9 13.6 R C40K050 C2014 01
15.68106 04 23 40.01 +01 39 20.8 13.7 R C40K050 C2014 01 15.68295 04 23 39.71
+01 39 10.8 13.6 R C40K050 C2014 01 15.68393 04 23 39.56 +01 39 05.8 13.6 R
C40K050 C2014 01 15.68487 04 23 39.39 +01 39 00.9 13.6 R C40K050 C2014 01
15.68583 04 23 39.25 +01 38 56.3 13.9 R C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko,
A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko,
N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA. Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector
+ CCDUCAC-3K050 C2014 01 24.85821 04 08 37.83 -07 22 52.7 14.3 R C40K050 C2014
01 24.85942 04 08 37.76 -07 22 56.3 14.8 R C40K050 C2014 01 24.86048 04 08
37.66 -07 22 58.9 14.7 R C40K050 C2014 01 24.86154 04 08 37.65 -07 23 01.0 14.7
R C40K050 C2014 01 24.86365 04 08 37.50 -07 23 05.7 14.7 R C40K050 C2014 01
24.86471 04 08 37.43 -07 23 08.2 14.7 R C40K050 C2014 01 24.86577 04 08 37.38
-07 23 10.7 14.6 R C40K050 C2014 01 24.86682 04 08 37.33 -07 23 13.5 14.8 R
C40K050 C2014 01 24.86788 04 08 37.26 -07 23 16.0 14.7 R C40K050 C2014 01
24.86894 04 08 37.19 -07 23 18.6 14.7 R C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko,
A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko,
N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA. Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector
+ CCDUCAC-3K050 C2014 02 07.83143 04 03 47.88 -13 07 09.8 16.6 R C40K050 C2014
02 07.83182 04 03 47.97 -13 07 09.0 15.5 R C40K050 C2014 02 07.83646 04 03
47.93 -13 07 13.3 15.7 R C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko,
V.Shapoval, R.Gorbunkov I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko, N.Jakovenko,
V.Roschupko, I.MhitarovA. Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector +
CCDUCAC-3UU5F C2014 01 15.84834 07 53 17.71 +13 07 08.9 15.7 R C40UU5F C2014 01
15.85044 07 53 17.41 +13 07 07.3 15.7 R C40UU5F C2014 01 15.85254 07 53 17.10
+13 07 05.3 15.7 R C40UU5F C2014 01 15.85675 07 53 16.48 +13 07 01.8 15.7 R
C40UU5F C2014 01 15.85884 07 53 16.18 +13 06 59.9 15.7 R C40UU5F C2014 01
15.86094 07 53 15.87 +13 06 58.1 15.7 R C40UU5F C2014 01 15.86307 07 53 15.56
+13 06 56.4 15.7 R C40UU5F C2014 01 15.86517 07 53 15.23 +13 06 54.7 15.6 R
C40UU5F C2014 01 15.86727 07 53 14.94 +13 06 52.8 15.7 R C40UU5F C2014 01
15.86939 07 53 14.63 +13 06 51.2 15.8 R C40UU5F C2014 01 15.87152 07 53 14.32
+13 06 49.4 15.9 R C40UU5F C2014 01 15.87365 07 53 14.01 +13 06 47.5 15.8 R
C40UU5F C2014 01 15.87578 07 53 13.68 +13 06 45.7 15.8 R C40C40A.Ivanov,
V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov
I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko, N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA.
Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector + CCDUCAC-3UU5F C2014 01 21.06292 07
40 58.30 +11 54 52.8 15.7 R C40UU5F C2014 01 21.06432 07 40 58.11 +11 54 51.8
15.7 R C40UU5F C2014 01 21.06573 07 40 57.90 +11 54 50.2 15.8 R C40UU5F C2014
01 21.06855 07 40 57.53 +11 54 48.4 15.7 R C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko,
A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko,
N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA. Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector
+ CCDUCAC-3UU5F C2014 02 05.69639 07 09 38.19 +08 43 20.1 16.1 R C40UU5F C2014
02 05.70168 07 09 37.67 +08 43 16.7 16.2 R C40UU5F C2014 02 05.70909 07 09
36.88 +08 43 11.9 17.3 R C40UU5F C2014 02 05.71121 07 09 36.68 +08 43 10.6 16.1
R C40UU5F C2014 02 05.71438 07 09 36.33 +08 43 08.8 16.6 R C40UU5F C2014 02
05.71650 07 09 36.13 +08 43 07.6 16.1 R C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko,
A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko,
N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA. Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector
+ CCDUCAC-3UU5F C2014 02 07.96002 07 05 54.82 +08 19 26.8 16.2 R C40UU5F C2014
02 07.96142 07 05 54.70 +08 19 25.6 16.3 R C40UU5F C2014 02 07.96283 07 05
54.55 +08 19 24.7 16.2 R C40UU5F C2014 02 07.96705 07 05 54.14 +08 19 22.1 16.3
R C40UU5F C2014 02 07.96845 07 05 54.00 +08 19 21.6 16.5 R C40UU5F C2014 02
07.96986 07 05 53.85 +08 19 21.1 16.2 R C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko,
A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko,
N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA. Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector
+ CCDUCAC-3L010 C2014 02 02.87978 03 36 16.50 +51 12 51.2 17.0 R C40L010 C2014
02 02.88507 03 36 16.83 +51 12 37.5 16.7 R C40L010 C2014 02 02.88718 03 36
16.96 +51 12 31.9 16.8 R C40L010 C2014 02 02.88824 03 36 17.06 +51 12 29.5 16.5
R C40L010 C2014 02 02.89036 03 36 17.15 +51 12 24.0 16.6 R C40L010 C2014 02
02.89142 03 36 17.24 +51 12 21.2 16.7 R C40L010 C2014 02 02.89565 03 36 17.50
+51 12 10.2 16.9 R C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko,
V.Shapoval, R.Gorbunkov I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko, N.Jakovenko,
V.Roschupko, I.MhitarovA. Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector +
CCDUCAC-3P010 C2014 01 21.88327 09 13 11.96 -10 52 04.1 16.9 R C40P010 C2014 01
21.88540 09 13 11.76 -10 52 05.5 16.8 R C40P010 C2014 01 21.88752 09 13 11.57
-10 52 05.1 17.3 R C40P010 C2014 01 21.90128 09 13 10.66 -10 52 06.2 16.5 R
C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov
I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko, N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA.
Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector + CCDUCAC-3L020 C2014 01 21.70092 01
01 39.41 +56 19 14.2 15.1 R C40L020 C2014 01 21.70198 01 01 39.57 +56 19 11.5
15.1 R C40L020 C2014 01 21.70743 01 01 40.54 +56 19 00.5 15.2 R C40L020 C2014
01 21.70849 01 01 40.77 +56 18 58.4 15.3 R C40L020 C2014 01 21.70955 01 01
40.95 +56 18 56.1 15.2 R C40L020 C2014 01 21.71061 01 01 41.16 +56 18 54.0 15.3
R C40L020 C2014 01 21.71167 01 01 41.37 +56 18 51.9 15.2 R C40L020 C2014 01
21.71273 01 01 41.54 +56 18 49.9 15.2 R C40L020 C2014 01 21.71378 01 01 41.69
+56 18 47.5 15.0 R C40L020 C2014 01 21.71590 01 01 42.12 +56 18 43.5 15.2 R
C40L020 C2014 01 21.71696 01 01 42.36 +56 18 41.5 15.1 R C40C40A.Ivanov,
V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov
I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko, N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA.
Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector + CCDUCAC-3L020 C2014 01 24.73527 01
11 00.64 +54 38 00.7 15.0 R C40L020 C2014 01 24.73632 01 11 00.82 +54 37 58.6
15.0 R C40L020 C2014 01 24.73738 01 11 01.03 +54 37 56.4 15.0 R C40L020 C2014
01 24.73844 01 11 01.20 +54 37 54.3 14.9 R C40L020 C2014 01 24.73950 01 11
01.40 +54 37 52.1 15.0 R C40L020 C2014 01 24.74056 01 11 01.58 +54 37 49.9 15.1
R C40L020 C2014 01 24.74162 01 11 01.78 +54 37 47.8 15.0 R C40L020 C2014 01
24.74268 01 11 01.99 +54 37 45.8 15.1 R C40L020 C2014 01 24.74373 01 11 02.16
+54 37 43.6 15.1 R C40L020 C2014 01 24.74479 01 11 02.39 +54 37 41.4 15.1 R
C40L020 C2014 01 24.74585 01 11 02.56 +54 37 39.2 15.0 R C40L020 C2014 01
24.74691 01 11 02.75 +54 37 37.1 15.0 R C40L020 C2014 01 24.74797 01 11 02.93
+54 37 34.9 15.0 R C40L020 C2014 01 24.74904 01 11 03.13 +54 37 32.8 15.0 R
C40L020 C2014 01 24.75009 01 11 03.34 +54 37 30.8 15.0 R C40L020 C2014 01
24.75115 01 11 03.51 +54 37 28.6 15.0 R C40L020 C2014 01 24.75221 01 11 03.70
+54 37 26.4 15.0 R C40L020 C2014 01 24.75327 01 11 03.88 +54 37 24.3 15.0 R
C40L020 C2014 01 24.75433 01 11 04.08 +54 37 22.1 14.9 R C40L020 C2014 01
24.75539 01 11 04.31 +54 37 20.1 15.0 R C40C40A.Ivanov, V.Ivanov, V.Lysenko,
A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko,
N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA. Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector
+ CCDUCAC-3L020 C2014 02 08.86499 01 54 13.82 +46 12 11.2 14.9 R C40L020 C2014
02 08.86601 01 54 14.02 +46 12 08.9 14.7 R C40L020 C2014 02 08.86742 01 54
14.24 +46 12 06.5 14.9 R C40L020 C2014 02 08.86882 01 54 14.50 +46 12 03.8 14.9
R C40L020 C2014 02 08.87444 01 54 15.40 +46 11 52.3 14.8 R C40L020 C2014 02
08.88286 01 54 16.73 +46 11 35.9 14.9 R C40L020 C2014 02 08.88427 01 54 16.99
+46 11 33.0 14.8 R C40L020 C2014 02 08.88708 01 54 17.41 +46 11 27.6 14.8 R
C40L020 C2014 02 08.89129 01 54 18.14 +46 11 18.5 14.9 R C40C40A.Ivanov,
V.Ivanov, V.Lysenko, A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov
I.LitvinovK.Yekimochkin, A.Levchenko, N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA.
Ivanov, A. Barkov 0.51-m f/6.3 reflector + CCDUCAC-3
СK11J020
C2014 02 05.82469 11 04 43.08 +36 51 03.8 16.0 R C40
СK11J020
C2014 02 05.82613 11 04 42.94 +36 51 05.8 16.0 R C40
СK11J020
C2014 02 05.82719 11 04 42.83 +36 51 06.5 16.0 R C40C40A.Ivanov, V.Ivanov,
V.Lysenko, A.Lyashenko, V.Shapoval, R.Gorbunkov I.LitvinovK.Yekimochkin,
A.Levchenko, N.Jakovenko, V.Roschupko, I.MhitarovA. Ivanov, A. Barkov 0.51-m
f/6.3 reflector + CCDUCAC-3
СK11J020
C2014 02 08.05920 11 01 59.84 +37 32 20.8 15.4 R C40
СK11J020
C2014 02 08.06060 11 01 59.75 +37 32 22.1 15.4 R C40
СK11J020
C2014 02 08.06201 11 01 59.62 +37 32 23.5 15.4 R C40
СK11J020
C2014 02 08.06482 11 01 59.40 +37 32 26.9 15.4 R C40
СK11J020
C2014 02 08.06904 11 01 59.09 +37 32 31.4 15.3 R C40
СK11J020
C2014 02 08.07325 11 01 58.77 +37 32 35.9 15.2 R C40
СK11J020
C2014 02 08.07465 11 01 58.69 +37 32 37.6 15.3 R C40
СK11J020 C2014
02 08.07746 11 01 58.45 +37 32 40.5 15.2 R C40