Programma_Boinc

Исследование астероидов в наших домах - Asteroids@home часть 1

Первый чешский проект в системе распределенных вычислений BOINC и первый в нашей стране в области астрономии. Это Asteroids@home, проект, которому помогла сборная Чехии.

Введение
Астероид или комета?
Фотометрия и наблюдения
Радиоастрономия
Влияние Солнца на астероиды
Моделирование астероидов и исследование их периодов с помощью компьютеров
Исследования в рамках чешского проекта распределенных вычислений - Asteroids@home
Какие результаты нам принесут?

Введение

Прошло всего несколько дней, когда, по сообщениям СМИ, мы должны были стать свидетелями удивительного космического явления – пролета астероида в непосредственной близости от Земли. Этот объект получил обозначение 2012 DA14 и пролетел 15.02.2013 на расстоянии всего 28 000 км от поверхности Земли (что ближе, чем орбиты некоторых спутников). Всего за несколько часов до этого явления несколько частей изначально пятнадцатиметрового астероида совершенно неожиданно упали в России, в Челябинской области. По официальным данным, астероид при входе в атмосферу Земли распался на несколько частей, а созданная в результате пролета и распада в атмосфере волна давления стала причиной травм более тысячи человек. Лишь благодаря падению частей метеорита в десятках километров от города с населением более миллиона человек человеческих жертв не было.
Иллюстрация Челябинского астероида. Источник: procproto.cz

За несколько недель до этого события был даже предсказан один из многих концов света. Сценариев было несколько, и по сути одни и те же повторяются снова и снова. Земля вот-вот столкнётся с другим космическим телом, которое появится из ниоткуда из темных глубин космоса, и человечество не сможет отреагировать на эту угрозу.

Будь то загадочная планета Х (Немезида, Нибиру, Эрида, Мардук....), или комета (в случае с 21.12.2012 это должна была быть комета Еленина, но она в итоге распалась годом раньше), предсказанное неожиданное появление из темных глубин космоса, для большинства людей звучит устрашающе.

Неужели мы так мало знаем об окружающих нас космических телах в XXI веке, что нечто подобное могло произойти? Неужели мы настолько беспомощны, что просто цепляемся за гигантский шар, летим через космический тир и следим широко раскрытыми глазами, не столкнемся ли мы с другим космическим телом сегодня – или завтра?
Наша Солнечная система огромна, и Земля — лишь один из многих сотен тысяч объектов, вращающихся в ней вокруг Солнца. Орбиты разные и часто пересекаются или даже сталкиваются. Окружение нашей Земли тоже не так пусто, как может показаться большинству людей.

Около 4,5 миллиардов лет назад наше Солнце родилось из облака газа и пыли, за ним последовали планеты, спутники, астероиды и другие тела. В результате длительного воздействия гравитации планет нашей солнечной системы на разном расстоянии от Солнца образовалось несколько поясов астероидов, в которых расположены миллионы этих «планет». Некоторые из них берут свое начало уже в начале формирования нашей солнечной системы (группы тел), другие были созданы путем распада более крупных объектов (семейств тел), возможно, даже ныне неизвестных планет.

Под действием гравитационных сил эти планеты образуют кольца на разном расстоянии друг от друга. Есть области с десятками тысяч этих объектов, а есть области почти пустые:

Вулканоиды - гипотетические тела, движущиеся по орбитам меньшими, чем орбита Меркурия (0,08-0,21 а.е. от Солнца (а.е. - астрономическая мера, определяемая как среднее расстояние Земли от Солнца - ровно 149 597 870 700 м). Их размеры не должны превышать 60 км, но пока такого тела не обнаружено.
Апогелы (известные как IEO — Внутренние земные объекты) — орбита между Меркурием и Землей. Их орбиты находятся на расстоянии менее 0,983 а.е. от Солнца. Известны всего несколько объектов этого пояса астероидов, но их наблюдение весьма затруднено из-за малых угловых отклонений орбит от Солнца.
Околоземные астероиды (NEA — Near Earth Asteroids) — движутся близко к орбите Земли или непосредственно пересекают ее. Некоторые из них представляют прямую потенциальную опасность для жизни на Земле.
В эту категорию попадают объекты этих трёх групп астероидов:
Аморы (группа Амор) — астероиды, близко приближающиеся по своей орбите к орбите планеты Земля. В самой дальней точке многие пересекают орбиту Марса, некоторые даже пересекают орбиту Юпитера. Орбитальный период этих тел превышает 1 год. Самый крупный — Ганимед диаметром 38,5 км.
Аполлоны (группа Аполлона) – эти астероиды пересекают орбиту Земли. На своей орбите они подходят к Солнцу ближе, чем наша планета, а период обращения этих тел превышает 1 год. Самый крупный — Сизиф диаметром 10 км.
Атенсы (группа Афин) — астероиды, пересекающие орбиту Земли, и их орбиты лежат большей частью внутри ее орбиты. Срок обращения менее 1 года. Самый крупный — Хетос диаметром 5 км.
Источник: holographicgalax.blogspot.com.

Главный пояс астероидов (Main asteroid пояс) — расположен между планетами Марс и Юпитер (2,1 — 3,3 а.е. от Солнца). В этом поясе находятся сотни тысяч известных астероидов. Здесь тоже мы находим места, где ни одна из планет не задерживается надолго (это так называемые «разрывы Кирквуда» или области резонанса). Самый крупный объект — Церера диаметром 975 км.

В 1975 году была создана классификация астероидов главного пояса, основанная на способности отражать излучение разных областей спектра. Эти свойства, вероятно, соответствуют составу вещества на поверхности астероидов. Итак, были созданы эти три класса:

Представление пробелов Кирквуда

Тип С (углеродистый) – сюда входит более 75% известных астероидов. Они очень темные, с альбедо (соотношением отраженного и падающего света, т.е. коэффициентом отражения света) от 0,03 до 0,09.

Астероиды C-типа встречаются преимущественно во внешних областях главного пояса.

Тип S (кремниевый) – включает около 17% известных астероидов. Альбедо имеет значение от 0,10 до 0,22. В основном они состоят из железа с примесью сульфидов железа и магния. Астероиды S-типа встречаются преимущественно во внутренних областях главного пояса.

Тип М (железный) – включает в себя остальные известные астероиды (т.е. около 8%). Альбедо варьируется от 0,10 до 0,18. В основном они состоят почти исключительно из железа и никеля. Астероиды М-типа встречаются в средних областях главного пояса.

Как видно, ни один из типов астероидов не отражает много солнечного света, что усложняет их обнаружение и наблюдение.

Троянцы (Trojans) — пояс астероидов, расположенный непосредственно в пространстве орбиты Юпитера (5,2 а.е.). Многие называют Юпитер хранителем Земли или даже ее щитом. Из-за своего размера (Юпитер в два с половиной раза массивнее всех остальных планет нашей Солнечной системы вместе взятых) и огромного гравитационного притяжения он является наиболее распространенной целью ударов астероидов и комет в нашей Солнечной системе. В то же время он отклонил многих злоумышленников от их первоначального направления к Солнцу, и многие из них вращаются вблизи его орбиты.

Кентавры – за планетой Юпитер ситуация уже гораздо менее стабильна. Между Юпитером и Нептуном расположен пояс астероидов (6-30 а.е.), которые, скорее всего, когда-то находились за орбитой Нептуна. Благодаря гравитационным возмущениям они достигли этой самой области, где временно оказались в ловушке из-за действия крупных планет.

Орбиты Кентавров очень нестабильны и находятся под постоянным влиянием планет Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Из-за этих эффектов они не могут долго существовать в данном регионе и либо втягиваются в области, более близкие к Солнцу (некоторые становятся короткопериодическими кометами), либо выбрасываются обратно в более отдаленные области космоса (некоторые даже в межзвездное пространство).

Первое из семейства этих тел было обнаружено астрономом К. Т. Ковалем в 1977 году и названо в честь мифического кентавра из греческой мифологии «Хирон». Сегодня нам известно несколько десятков кентавров, из которых Харикло — самый крупный из наблюдаемых до сих пор, диаметром 300 км.

Пояс Койпера — группа астероидов, расположенных сразу за орбитой планеты Нептун в районе 6–12 миллиардов км от Солнца (30–55 а.е.). Считается, что этот пояс состоит в основном из замерзших ледяных тел. Более 70 000 из них имеют диаметр более 100 км, а есть еще много меньших. У них довольно стабильная орбита. Существование пояса Койпера предполагалось многими астрономами в прошлом, начиная с 1930 года. Доказательства его существования, однако, были получены лишь в результате исследований Дэвида Джуитта в 1992 году. Он назван в честь Джерарда Койпера, но в основном лишь как пояс Койпера. дань уважения его исследованиям в области астрономии. На данный момент нам известно о более чем тысяче астероидов в этом регионе. Большинству тел в этом поясе астероидов требуется более 250 лет, чтобы вращаться вокруг Солнца. В пояс Койпера также входят карликовые планеты Плутон (диаметр 2306 км), Хаумеа (диаметр 1400 км) и Макемаке (диаметр 1420 км). Своей группировкой и отклонениями путей к плоскости эклиптики (плоскости, в которой Земля вращается вокруг Солнца — остатка первичного протопланетного диска) она напоминает скорее тор, чем диск или кольцо.

Рассеянный диск (аббревиатура SDO — рассеянные дисковые объекты) — орбиты этих планет обусловлены гравитационным влиянием газовых гигантов (Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна) значительно эллиптические, с отклонением часто от 35 до 100 а.е. Именно эти астероиды затягиваются во внутренние части Солнечной системы, где образуют Кентавров. Орбиты также значительно наклонены к плоскости Эклиптики — до 40°. Самый крупный известный объект этой группы был открыт только в 2005 году и представляет собой карликовую планету Эрида диаметром около 2300 км. Таким образом, эта карликовая планета такого же размера, как Плутон, и именно она лишила ее привилегированного положения среди планет нашей солнечной системы. На конференции Международного астрономического союза в Праге в 2006 году была определена новая группа «Карликовых планет», в которую вошли Плутон, Эрида, Хаумеа, Макемаке и Церера.

Отдельные дисковые астероиды.

Орбиты этих объектов имеют сильно эллиптическую форму. Их перигелий (по-чешски «прислуни» — ближайшее к Солнцу место, к которому приближается объект Солнечной системы во время своего путешествия в космосе) составляет максимум 40 а.е., и поэтому на эти объекты никогда не влияет гравитация внешних планет Солнечной системы.

Солнечная система (поэтому они отделены от нее - Нептун имеет орбиту в пространстве 30 а.е.). Их афелий («затмение» — самая дальняя точка от Солнца, которой достигает объект во время своего путешествия в космосе) составляет сотни единиц а.е. Пока нам известно всего девять астероидов этого типа, из которых самый известный и крупный (диаметром 1200-1600 км) — Седна. В настоящее время он приближается к Солнцу по своей орбите и должен достичь его перигелия (76 а.е.) в 2076 году.

Мы можем только предполагать, что находится за пределами региона Рассеянного Диска.

Среди астрономов существует консенсус большинства относительно гипотезы о том, что в области между 2 000–200 000 а.е. от Солнца находится огромная шаровидная группа объектов, окружающих всю нашу Солнечную систему. Предполагается, что она имеет диаметр 1,6 светового года и содержит более миллиарда тел. Оно названо в честь великого европейского астронома Яна Хендрика Оорта — облако Оорта. Оно должно распространяться на области, где гравитационное влияние нашей звезды (Солнца) ослабевает и на которые начинают влиять звезды окружающих систем. Впервые эта гипотеза была предложена в 1932 году. Объекты в облаке Оорта могут подвергаться различным гравитационным воздействиям и иметь случайный наклон к эклиптике. Таким образом, они могут либо быть источником долгопериодических комет, либо лишь однажды направляются в область вокруг нашего Солнца.
Иллюстрация Челябинского астероида.

Астероид или комета?

Так что в астероидах нет ничего нового. Это тела твердые, не имеющие собственной атмосферы. В зависимости от состава они отражают больше или меньше солнечного света, поэтому выглядят как звезды на ночном небе. При этом они изменяют интенсивность отраженного света путем своего вращения и формы (изменения отражающей поверхности), что мы более или менее можем наблюдать даже с Земли.

Во время своих путешествий в космосе они могут столкнуться с гравитационным эффектом, который отклонит их от обычного пути и определит для них новый путь. Это может со временем вернуть их в исходное пространство, или на них могут повлиять другие объекты на новом пути.

Состав всех астероидов за орбитой Юпитера аналогичен. Это так называемые «грязные снежки», которые состоят в основном из замороженного углекислого газа, метана, аммиака и воды, смешанных с пылью и различными минералами. Именно из-за большого содержания льда ученые полагают, что источником воды на Земле были астероиды из более отдаленных регионов космоса (или их удары). Как видно из состава, при приближении астероида к Солнцу за счет солнечной радиации в перигелии очень легко может произойти частичное разрыхление поверхностного слоя льда и создание микроатмосферы. Мы называем такие тела кометами. Высвободившиеся потоки пыли и газа создают вокруг кометы чрезвычайно тонкую атмосферу, называемую «комой». Сила воздействия солнечного ветра на комету вызывает образование огромного хвоста.

Высвободившиеся пыль и газ создают два отдельных хвоста, которые направлены в несколько разные стороны. Пылевой хвост всегда остается за орбитой кометы, а газовый хвост всегда направлен в сторону от Солнца из-за влияния солнечного ветра. Хотя диаметр твердого тела (ядра) кометы обычно составляет менее 50 км, кома может быть больше Солнца, а длина хвостов может достигать 150 миллионов км.

Кометы — это астероиды, которые на своем пути приблизились к Солнцу настолько близко, что часть пути впали в кому. Он делит их на три группы: короткопериодические - период обращения менее 200 лет, их начало находится в районе между Юпитером и Нептуном. долгопериодические – период обращения более 200 лет, но при этом остаются гравитационно зависимыми от Солнца, их источником должен быть Рассеянный Диск. Кометы одиночного появления (точного чешского названия у них пока нет) - после одного оборота вокруг Солнца гравитация навсегда уносит их за пределы Солнечной системы.

Орбиты комет подразделяются на:
эллиптические (40% наблюдаемых объектов)
гиперболические (11% объектов)
параболические (49% объектов).

Во многом это орбиты комет, для которых нам пока не удалось точно определить, эллиптические они или гиперболические.

Существует множество гипотез относительно того, как и что обусловливает особенности траектории комет и их отклонения. От действия гипотетического двойника Солнца, Немезиды, до действия крупных тел за орбитой Нептуна, как если бы там должна была находиться Планета X.

Но есть гораздо более реалистичные гипотезы, которые принимаются широким астрономическим сообществом, что короткие -периодические кометы образуются в поясе Койпера, а долгопериодические — в облаке Оорта.
Последние исследования основаны на наблюдениях, указывающих в качестве основного источника короткопериодических комет именно нестабильную часть нашей Солнечной системы за Юпитером между орбитами планет Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун и длиннопериодические рассеянные дисковые тела.

Так что же именно происходит или может произойти из-за взаимного гравитационного действия в этой области между планетами и, как минимум, сотнями астероидов, мы в настоящее время не можем предсказывать или детально отслеживать (не говоря уже о моделировании). Еще более удивительным и непредсказуемым является астероид, орбита которого сталкивается с орбитой Земли и который из-за меньших размеров мы пока не можем зарегистрировать заранее.

На орбиты комет в основном влияют планеты Солнечной системы. Из-за своих размеров и веса больше всего на них влияет планета Юпитер. Поэтому практически невозможно точно определить, откуда и когда долгопериодические кометы вернутся в поле нашего зрения и не столкнутся ли они к тому времени с другим космическим объектом (то есть не вернутся).

Наглядное сравнение размеров планеты Юпитер с Землей.

Ежегодно через внутреннюю часть нашей Солнечной системы проходят сотни комет, но лишь немногие из них видны достаточно, чтобы произвести впечатление на публику. Примерно раз в десять лет будет появляться комета, наблюдаемая даже невооруженным глазом.

Если комета пересекает путь Земли, последующее прохождение планеты остатками ее пылевого хвоста вызывает так называемый метеорный дождь. Зачастую это повторяющееся явление несколько лет подряд.

Метеорный дождь — это эффект, когда в атмосферу попадают мелкие частицы (метеороиды). Из-за большого аэродинамического трения они быстро нагреваются и большая их часть испаряется практически сразу. Некоторые тела переживут прохождение через атмосферу, но их скорость существенно замедлится. Затем они врезаются в Землю на скорости около 320 км/ч, а то, что остается после удара, называется метеоритом.

Прямые столкновения астероидов с Землей не являются чем-то уникальным в ее истории, и благодаря им наша планета в основном обязана своим огромным количеством воды. Многие теории связывают астероиды с зарождением жизни на нашей планете, а в случае с динозаврами – с их уничтожением.

65 миллионов лет назад Земля столкнулась с астероидом диаметром около 10 км. Он приземлился в районе полуострова Юкатан и вызвал взрыв силой в сто миллионов мегатонн в тротиловом эквиваленте (мощность всего ядерного оружия на Земле в разгар Холодной войны).

Во время взрыва в атмосферу были выброшены миллиарды тонн вещества, которое на долгое время затмило Солнце. В то время вымерло 3/4 всех видов животных, обитавших на нашей планете. С тех пор на нашу планету упало множество тел меньшего размера с весьма разрушительными последствиями, последнее из них - 15 февраля 2013 года.

Такому объекту даже не обязательно напрямую ударяться о поверхность планеты, чтобы нанести огромный ущерб.
30 июня 1908 года с Землей столкнулся астероид диаметром 50 м, который утром взорвался над Центральной Сибирью (ныне Красноярский край) вблизи реки Подкаменная Тунгуска (отсюда он известен как Тунгусский метеорит) с силой мощность в 15 мегатонн в тротиловом эквиваленте (в тысячу раз больше, чем атомная бомба в Хиросиме).

Были уничтожены огромные площади леса на площади около 2200 км2, что соответствует площади Люксембурга. Только благодаря месту удара не зафиксировано никаких человеческих жертв, ведь в другом месте подобный взрыв снес бы с лица земли даже самый крупный город.

В настоящее время прогнозируется появление нескольких тел, которые могут напрямую угрожать Земле в ближайшие несколько лет. В 2004 году был открыт астероид 2004MN4 диаметром 320 м, известный как Апофис (Разрушитель).

13 апреля 2029 года, по текущим прогнозам, он должен пройти мимо Земли на расстоянии 37 000 км. Чтобы дать вам лучшее представление: среднее расстояние Луны от Земли составляет 384 403 км. Из-за гравитации Земли астероид немного отклонится от своей обычной орбиты.

Некоторые астрономы опасались, что астероид пройдет через так называемую «замочную скважину», то есть пространство диаметром около 550 метров. Если бы это действительно произошло, это означало бы, что Апофис войдет в резонанс с Землей. Эта траектория снова вернет его на нашу планету по другому пути, и столкновение с Землей будет более вероятным. Более того, ситуация периодически повторялась. Согласно текущим расчетам, Апофис не должен пролететь через это пространство. Еще один из потенциально опасных астероидов носит имя 2004VD17 и имеет диаметр 580 м. Из-за сложности отслеживания его траектории долгое время считалось очень опасным столкновение с Землей в 2104 году. чтобы указать его опасность, так как он находится на орбите вокруг Земли. Он снова приблизится к Земле в 2032, 2041, 2067, 2076 и 2087 годах.

Ближайшей угрозой сейчас является астероид 2003QQ47, который должен пересечь орбиту Земли 21 марта 2014 года и имеет диаметр 1,2 км.

Даже эта опасность была окончательно исключена дальнейшими наблюдениями, но возвращение астероида в 2058 году до сих пор сопровождается знаками вопроса. Как видно из количества астероидов, открытие их опасных для Земли орбит произошло лишь в последние несколько лет. При этом многие из них нам очень трудно наблюдать из-за наклона орбиты.

Ярким примером является объект 2012DA14, пролетевший 15 февраля 2013 года на расстоянии всего 28 000 км от поверхности Земли. Он был обнаружен только 23 февраля 2012 года и по размеру сравним с Тунгусским метеоритом. Оценка вероятности столкновения объекта с Землей и, следовательно, уровня его опасности обычно снижается в ходе наблюдения. Уже найден ряд объектов, для которых вероятность столкновения при открытии была относительно высока, но при дальнейших наблюдениях их траектория была уточнена, а опасность упала до нуля. Поэтому текущий список опасных тел постоянно меняется и обновляется - http://neo.jpl.nasa.gov/risk/.

Помимо наблюдений за астероидами и кометами с помощью наземных телескопов (которые ведутся на протяжении веков) или даже просто визуально (о чем свидетельствуют наскальные рисунки), нам также удалось отправить к кометам несколько зондов.

Первые (ESA Giotto, Vega 1 и 2) пролетели мимо кометы Галлея в 1986 году, чтобы сфотографировать ее и наблюдать за комой и самим ядром. В 2001 году зонд Deep Space 1 пролетел мимо ядра кометы Боррелли и предоставил астрономам дальнейшие наблюдения. Большим прорывом стал зонд «Звездная пыль», который в 2004 году собрал частицы пыли из комы кометы Уайлд-2 и доставил их на Землю в 2006 году.

Затем, в 2005 году, снаряд зонда Deep Impact врезался в комету Темпель 1 и создал кратер для изучения ее поверхности. В 2011 году образцы, полученные зондом «Звездная пыль», привели к предположению, что жидкая вода может существовать в ядрах комет.

Фотографии астероидоподобных объектов мы получили еще раньше, в 1971 году, когда зонд «Маринер-9» сфотографировал Фобос и Деймос (два спутника Марса), которые, вероятно, являются гравитационно-захваченными астероидами. Пока эти фотографии не показали, что эти спутники имеют неправильную форму. Первым астероидом, который был сфотографирован очень близко, был Гаспра в 1991 году (951), изображение которого было получено зондом «Галилео» на пути к Юпитеру. Но нам не нужно просто рассылать дорогостоящие зонды и годами ждать результатов от одного астероида. Существует также несколько методов наблюдения за космическими объектами непосредственно с Земли. Основными из них являются фотометрические, радиоастрономические или затменные наблюдения.

Фотометрия

Это область оптики, которая используется в астрономии для измерения светового потока и определения яркости небесных объектов. Благодаря фотометрии мы можем определять не только размеры звезд, но также расстояния и массы некоторых тел.

Помимо прочего, он служит нам инструментом для измерения изменений яркости планет. Планеты не излучают собственный свет, а отражают падающий свет Солнца (так же, как и наша Луна). При наблюдениях мы не обнаруживаем их форму, так как видим их только по точкам, как и звезды. Однако если планета имеет неправильную форму и вращается, то количество отраженного света со временем меняется, и мы можем измерить эти изменения. Средством исследования может быть человеческий глаз, фотопластинка или ПЗС-чип. Само латинское название состоит из слов photos (свет) и Metron (измерять).

С помощью фотометрии мы можем наблюдать практически все объекты Вселенной (звезды, планеты, астероиды, туманности и галактики).

Цель фотометрии в астрономии — наблюдать за объектами в определенной области спектра, измерять возможные изменения яркости и понимать физическую природу этих изменений. Основным результатом наблюдения является регистрация изменения кривых блеска в зависимости от времени.

Благодаря фотометрии мы можем различать звезды по их звездной величине, которая представляет собой видимую (субъективно воспринимаемую или обнаруженную приборами) яркость звезды. Уже во втором веке до нашей эры Гиппарх ввел первое деление звезд по яркости на так называемые шесть звездных классов. Самые яркие звезды были обозначены 1 mag (величина), а самые слабые - 6 mag. Это разделение было продолжено в 1854 году Норманом Робертом Погсоном, который создал математическое обозначение общей единицы яркости. Эта единица является логарифмической (аналогично единицам звука, освещения или оценки массы), для которой 1 магнитная разница яркости соответствует яркостям в соотношении 2,512:1 (так называемое соотношение Погсона). Это соотношение было выбрано таким образом, чтобы звезды, отличающиеся по величине 5 mag, имели соотношение взаимной светимости (плотности светового потока) 1:100. Человеческий глаз должен быть способен распознавать звезды максимальной магнитной величиной 6 в нормальных условиях.

На идеально тёмном фоне (чего на практике мы никогда не добьёмся) то максимум 8-9 маг. Яркость самой слабой звезды, видимой космическим телескопом Хаббл, составляет 30 магнитных величин.

В 1970-х годах в астрономии начали использовать ПЗС-датчики, которые являются очень точными. Это кремниевая полупроводниковая пластина, на которую нанесен тонкий слой диоксида кремния (SiO2) и на которой расположены электроды.

Они расположены в непосредственной близости и в целом образуют матричную систему пикселей. На практике с помощью ПЗС-матрицы мы записываем количество фотонов, попадающих на пластину, которое затем преобразуется в числа в единицах ADU (аналогово-цифровые единицы) с помощью аналого-цифрового преобразователя.
Мы вычитаем фоновую мощность и шум из результирующего сигнала. После преобразования мы получаем результирующую величину исследуемого объекта. Измерить плотность потока излучения, исходящего от далеких звезд, очень сложно.

Во-первых, разные детекторы имеют разную чувствительность, а затем главным препятствием для точности измерений является атмосфера Земли. Световой луч (который мы пытаемся обнаружить и определить его интенсивность) проходит через большой слой земной атмосферы. При прохождении через воздушную массу свет ослабляется за счет поглощения и рассеяния фотонов (столкновения с мелкими частицами пыли или каплями воды). Поэтому всегда необходимо корректировать результаты измерений в зависимости от влияния атмосферы (облачность, воздушная масса, световое загрязнение и т. д.).

Это большая проблема для астрономов, которую они решают несколькими методами: чистая математика. Существует несколько формул коррекции, в которых используются такие вещи, как закон Бугера. сравнительные методы. В прошлом для сравнения яркости исследуемых объектов использовалось несколько стандартизированных звезд.
В качестве эталона с 1992 года чаще всего использовались звезды Ландольта, которые расположены в районе небесного экватора и поэтому доступны наблюдателям как в северном, так и в южном полушариях.

Другой метод использует дифференциальную фотометрию, которая больше подходит для изучения периода астероидов. Он сравнивает размер звезды измеряемого объекта с одной (или более) звездами сравнения поблизости на том же изображении. Объекты затрагиваются одинаково, поэтому нет необходимости дополнительно исследовать изменение состояния. Измеренная яркость пересчитывается по записи звезды сравнения. усовершенствования конструкции - Лучший вариант устранения влияния земной атмосферы при наблюдении и измерении яркости космических тел с Земли называется адаптивной оптикой.

Это устройство было разработано еще в 1953 году Хорасом Бэбоком, но практически реализовать его удалось лишь в девяностых годах двадцатого века. В системе адаптивной оптики отражение от главного зеркала проходит через вспомогательное гибкое зеркало, которое очень тонкое и поддерживается снизу множеством управляемых компьютером элементов, способных незначительно менять форму зеркала. Турбулентный поток существенно влияет на прохождение света через атмосферу, и результатом этих изменений является дрожание изображения. Чтобы адаптивная оптика работала точно, необходимо иметь точку в поле зрения, и мы знаем, как она должна выглядеть на изображении. В состав адаптивной оптики входит лазер, который целится в выбранное место в поле зрения.

Информация об изменениях, вызванных вибрацией атмосферы, передается в компьютер и он соответственно изменяется, т. е. искривляет зеркало. Современные телескопы, оснащенные адаптивной оптикой, способны менять кривизну зеркала до тысячи раз в секунду и благодаря этому получать изображения космических тел в качестве, сравнимом с телескопами на орбите. Адаптивная оптика была впервые использована на практике в 2006 году на Очень Большом Телескопе (VLT) в Чили. Активная оптика представляет собой очень структурно (и номенклатурно) схожую систему. Это позволяет нам создавать первичные зеркала гораздо большего размера, которые намного тоньше, дешевле в производстве и устраняют влияние гравитации на качество изображения. В системе активной оптики главное зеркало установлено на многих активных элементах. Как и в случае с адаптивной оптикой, эти элементы управляются компьютером и изменяют кривизну. Однако с главным зеркалом они происходят лишь раз в несколько секунд и компенсируют возникающие деформации зеркала, например, при наклоне телескопа в разные положения, тепловом расширении и т. д. Активная оптика впервые была использована для Новой Технологии. Телескоп (НТТ), представляющий собой зрительную трубу с диаметром зеркал 3,5 м.

Применение фотометрии при изучении астероидов Первая планета была открыта в 1801 году (тогда она считалась новой планетой) и получила название Церера. Астероиды, как и планеты, изменили свою яркость из-за изменения геометрии и взаимного расстояния Солнца-планеты-Земли. Первое систематическое наблюдение изменения блеска было сделано в 1861 г., а в 1901 г. было показано, что периодические изменения блеска вызываются самими астероидами путем их вращения. Первое определение периода было сделано по астероиду Эрос. С совершенствованием технологий росло не только число открытых планет, но и знание периодов их существования, размеров и, в случае нескольких экземпляров, даже формы.

Фазовая кривая, показывающая измеренную светимость в течение двух периодов вращения.

Астероиды вращаются вокруг Солнца и одновременно вращаются вокруг своей оси. Изучая зависимость вращения астероидов от их размера или от расстояния от Солнца, мы можем многое сказать об их геологическом строении или даже об их происхождении. Большинство астероидов вращаются вокруг одной оси вращения с наименьшей энергией вращения. Если на астероид не действуют моменты сил (например, силы тяжести других тел), ее момент импульса постоянен, благодаря чему сохраняется величина и направление угловой скорости постоянными. Для астероидов размером более нескольких сотен метров существует верхний предел частоты, выше которого тело уже распадется. Периоды ротации чаще всего составляют от 2 до 12 часов.

Запись длительного фотометрического наблюдения нескольких тел, на которой зафиксирована связь между размерами наблюдаемых объектов и количеством их оборотов за сутки.

Определить периоды вращения астероидов мы можем только на основе достаточного количества фотометрических данных. При наблюдении и регистрации изменений освещенности постепенно будут проявляться регулярно повторяющиеся изменения яркости, т.е. их периода.

В зависимости от размера объекта оно может составлять 10 секунд или даже 10 дней. При вращении сферически несимметричного тела (в простейшем случае вокруг одной оси) со временем меняется размер освещенной области, а значит, и измеряемая нами яркость.

Формы астероидов очень похожи на картофель (эллипсоид). При такой форме в течение одного периода чередуются два максимума и два минимума яркости. Единственные два исключения могут возникнуть, если мы посмотрим на полюс астероида или если мы наблюдаем сбоку очень симметричный эллипсоид.


Астероиды не имеют гладкой плоской поверхности. Они имеют неправильную форму, на них также могут образовываться кратеры. Эти стыки отбрасывают тени под разными углами. Однако это не влияет на определение периода фотометрическим измерением, поскольку отражательная способность поверхности все равно меняется таким же образом.

Благодаря многолетним наблюдениям и получению достаточного количества данных о яркости различных тел на небе мы можем определить не только период существования тела, но и его форму. В этой области для нас наиболее полезны данные ПЗС-камер.

Нахождение периода

Существует несколько методов эффективного нахождения периода. Есть два основных принципа, которые используют большинство существующих алгоритмов:

Данные за разные периоды нанесем на фазовую кривую (она показывает зависимость размера звезды планеты от фазы вращения), где горизонтальная ось (фаза) разбита на небольшие интервалы и в каждом рассчитывается разброс точек из них.

Наилучшим периодом выбирается период, для которого эта дисперсия наименьшая. Этот метод подходит, когда мы не можем заранее оценить форму фазовой кривой.

Второй метод заключается в интерполяции измеренных данных с помощью подходящих математических функций. Наблюдение астероидов и определение их периодов на практике происходит таким образом, что наблюдатель фокусируется на определенной точке неба, обычно с наименьшими световыми помехами. Он находит стабильную опорную звезду вблизи объекта наблюдения и затем через определенные промежутки времени проводит сравнительные измерения. В зависимости от того, насколько хорошо оборудовано просмотровое устройство, оно может менять фильтры или некоторые настройки. Полученные значения наблюдений записываются в кривую блеска, где на горизонтальной оси указано время (в основном юлианская дата) наблюдения, а на вертикальной оси — разница блеска звезды сравнения и планеты. Оно может иметь положительные или отрицательные значения.

Результаты наблюдений (в основном несколько ночей подряд) переписываются в новую фазовую кривую, где по горизонтальной оси показаны фазы периода, а по вертикальной — истинная звездная величина астероида. Всегда необходимо иметь данные измерений с достаточным интервалом времени, поскольку геометрия нашего взгляда на астероид меняется.

Хотите принять участие в распределенных вычислениях, тогда, Вам сюда:
https://boinc.ru