Наблюдение искусственных спутников Земли

Содержание
[Основная идея]

Часть I: Теория
[Глава 1: Как движутся ИСЗ?]
[Глава 2: Какие орбиты и ИСЗ бывают?]

Часть II: Практика

[Глава 3: Подготовка к наблюдениям]

[Глава 4: О времени]
[Глава 5: Что и как наблюдать?]
[Приложения]
[Использованные источники]


[Полезные ресурсы сети INTERNET]

Глава 3: Подготовка к наблюдениям

В этой главе мы рассмотрим этап, единый для всех видов наблюдений ИСЗ - расчёт параметров его пролёта для заданной точки Земли в заданный промежуток времени. В настоящее время существует множество компьютерных программ, которые позволяют это делать, с одной из которых мы и познакомимся.


Задача расчёта обстоятельств пролёта ИСЗ над заданным регионом Земли была поставлена ещё в начале 50-х гг. ХХ в. - для определения и контроля орбиты первых ИСЗ требовалось проведение наблюдений их пролёта из разных точек Земли с точной фиксацией положения ИСЗ на небе относительно опорных звёзд и моментов времени, в которые спутник занимал эти положения. Со временем в некоторых странах были созданы сети станций слежения за ИСЗ. В настоящее время самой крупной подобной структурой является система "NORAD" (North American Aerospace Defense Command - Командование воздушно-космической обороны Северной Америки, США-Канада) [1]. Подобные системы, как правило, подчинённые национальным вооружённым силам, существуют в странах ЕС и в РФ. В настоящее время для получения элементов орбит ИСЗ подобные системы используют не только оптические, но и радиолокационные системы, что позволяет отслеживать в околоземном пространстве элементы космического мусора размером до 5-10 см. Сложность задачи расчёта пролёта ИСЗ над данной территорией заключается в том, что для подобных расчётов заранее требуется знать начальные параметры орбиты ИСЗ.

В настоящее время система NORAD предоставляет доступ к орбитальным элементам для более чем 14000 ИСЗ и объектов космического мусора (размером более 10 см) - исключение составляют секретные военные ИСЗ США, Франции и некоторых других стран. Доступ к этой базе предоставлен на сайте www.space-track.org, для доступа к базе необходимо пройти регистрацию на сайте. Впрочем, эти же элементы доступные и без регистрации с сайта http://celestrak.com. Полная база обновляется два раза в сутки, однако для разных ИСЗ обновления элементов делаются с разной периодичностью - наиболее часто для пилотируемых и низкоорбитальных ИСЗ, реже - для геостационарных и высокоорбитальных ИСЗ. Согласно американскому законодательству, эти элементы предоставляются только для личного использования, передача их третьим лицам преследуется законом США. Дополнительные элементы для некоторых секретных ИСЗ можно взять с сайта Майкла МакКанта (Mike McCant) [3].

Теперь перейдём непосредственно к описанию процесса расчёта обстоятельств пролёта ИСЗ над заданной территорией.

Для подобных расчётов существует довольно большой набор программного обеспечения. Наиболее известными программами являются "Orbitron" [4] Себастьяна Стоффа (Sebastian Stoff), "WxTrack" [5] Дэвида Тейлора (David Taylor) и "Heavensat" [6] Александра Лапшина. Каждая из них обладает своими преимуществами и недостатками, однако на наш взгляд, наиболее функциональной и удобной является программа Heavensat. На рис. 1 показано рабочее окно программы с рассчитанным треком пролёта заданного ИСЗ для заданной географической точки.

Рис. 1
Рис. 1. Рабочее окно программы Heavensat с рассчитанным треком ИСЗ.

[Вверх]

Программа имеет довольно большое число настроек и функций, однако легка в освоении. Дополнительную справочную информацию по настройке программы можно получить на сайте программы [6]. Укажем лишь самые общие настройки, необходимые для расчёта пролёта ИСЗ. Для начала нужно задать координаты точки, из которой будет производиться наблюдение спутников. Для этого заходим в пункт меню "Общие" - "Настройки" и в закладке "Наблюдатель" вводим координаты точки наблюдения (см. рис. 2). После введения координат и высоты точки наблюдения можно сохранить эту информацию в файл, для чего нужно нажать кнопку "Добавить в список" - позже, в случае необходимости, всегда можно будет загрузить эту точку из файла (нажав кнопку "Взять из списка" и выбрать нужную точку). После этого нажимаем кнопку "Применить" и "ОК".

Рис. 2
Рис. 2. Задание координат наблюдателя в "Heavensat".

Далее, необходимо загрузить базу данных орбитальных элементов ИСЗ. Для этого мы должны либо предварительно получить авторизацию на сайте space-track.org, либо воспользоваться доступом к этой базе через ресурс celestrak.com. Для загрузки баз данных орбитальных элементов ИСЗ из системы NORAD (в этой системе кеплеровские элементы называются TLE-элементы - от. англ. "Two-Line Element set", двухстрочный набор элементов), нужно открыть пункт меню "Спутники" - "Базы спутников" и нажать левую кнопку "Действие" - "Загрузить из Интернета" (см. рис. 3). Затем нужно выбрать желаемый источник орбитальных элементов и нажать кнопку "Загрузка". В результате будет загружена база данных TLE-элементов для большого числа ИСЗ (до 15000). После загрузки отмечаем интересующие нас наборы элементов в левой колонке маркерами.

Рис. 3_1
Рис. 3_2
Рис. 3. Загрузка орбитальных элементов ИСЗ из сети INTERNET.

[Вверх]

Если нам нужно рассчитать пролёт конкретного ИСЗ, то нужно заранее узнать его номер (SCN - Satellite Catalog Number) [7] по классификации NORAD, либо международное обозначение (NSSDC ID) - как правило, эта информация предоставляется в пресс-релизах. Введя один из этих номеров в строке поиска (см. рис. 4), в итоге в поле "Наименование" останется только искомый спутник. Его нужно внести в список "Спутники пользователя", просто нажав на данной строке курсором мыши два раза. Нажимаем кнопки "Применить" и "ОК", и после этого автоматически переходим на закладку "Расчёты". В ней переходим на подзакладку "Прохождения" (см. рис. 5), где выставляем время, начиная с которого необходимо искать пролёты ИСЗ (время выставляется системное, поправка на часовой пояс для данной точки Земли задаётся вручную при указании координат пункта наблюдения), продолжительность времени, в течении которого будут искаться прохождения, а также ограничения на высоту Солнца над горизонтом (интервал от 0° до -6° соответствует наступлению гражданских сумерек, от -6° до -12° - навигационных сумерек, от -12° до -18° - астрономических сумерек, ниже -18° - наступлению ночи), а также ограничению на минимальную высоту пролёта ИСЗ над горизонтом (рекомендуется ставить не менее 15° при визуальных наблюдениях) и на яркость ИСЗ в звёздных величинах [8].

Рис. 4
Рис. 4. Поиск нужного ИСЗ в списке орбитальных элементов.

Рис. 5
Рис. 5. Окно результата расчёта прохождения ИСЗ в заданный период времени над заданной территорией.

Кроме этого, чтобы программа искала обстоятельства пролёта только интересующего нас ИСЗ, а не всех доступных ИСЗ, подпадающих под назначенные ограничения, в блоке "Источник спутников" нужно выбрать "Пользовательские" - выше мы указали, как внести в пользовательский список интересующие нас ИСЗ. После этого нажимаем кнопку "Начать" и программа после расчётов выдаст таблицу, в которой построково будут перечислены все прохождения выбранного ИСЗ над заданным регионом Земли в выбранный интервал времени с выбранными ограничениями на условия видимости (выводимую информацию удобнее всего сортировать по времени восхода ИСЗ над местным горизонтом - см. блок "Сортировать по" подзакладки "Прохождения"). Полученную таблицу можно сохранить в виде текстового файла (кнопка "Сохранить" подзакладки "Прохождения"). Нажав два раза по любой из строк, переходим на вкладку "Карта", на которой будет отмечена траектория ИСЗ на фоне звёзд (см. рис. 1). Метки времени вдоль траектории позволяют ориентироваться в положении ИСЗ в течение его прохождения по небу. Масштаб карты можно менять, а также есть возможность включать эмуляцию реального времени, при которой спутник будет двигаться по карте в режиме реального времени. Это позволяет оперативно находить ИСЗ на небе при его съёмке.

Отдельно слкдует обратить внимание на опцию "Необходимо освещение"закладки "Прохождения". Дело в том, что отбрасываемая Землёй тень накладывает значительные ограничения на видимость ИСЗ, особенно в полугодие примерно с сентября по март. Посмотрим на Рис. 6, на котором схематично показано движение спутника вокруг Земли. Наблюдатель находится на ночной стороне Земли в точке N. Если спутник двигается против часовой стрелки, то он для наблюдателя восходит в точке U, продолжает движение по небу, а достигнув точки входа в полутень Земли S1 начинает тускнеть и полностью "исчезает" для наблюдателя при достижении точки входа в тень Земли S2.

Рис. 6
Рис. 6. Область видимости ИСЗ из точки наблюдения N: спутник из точки N виден только на отрезке дуги US2.

Для некоторых ИСЗ в данный отрезок времени может вообще не быть периодов видимости. Именно для того, чтобы отфильтровать такие события и нужно выставить маркер в опции "Необходимо освещение" -- тогда программа отобразит только те пролёты, для которых есть участки видимости спутника из данной точки наблюдения. Подробнее про вхождение ИСЗ в тень Земли будет рассмотрено в §1 "Оптические наблюдения" Главы 5.

Теперь рассмотрим ещё один важный момент, который редко где освещается -- вопрос падения проницания при засветке.

Под засветкой будем понимать световое загрязнение неба, т.е. его "подсвечивание" тем или иным источником света, как правило удалённым. Из всех возможных источников зесветки неба мы рассмотрим три:

  1. Засветка от искусственных источников света ("городская засветка").
  2. Засветка от Луны.
  3. Засветка от сумерек.

Для начала о городской засветке. Вдали от городов, в поле тёмной ночью человек со стандартным зрением может видеть звёзды примерно до 6m-6,5m. Свет более слабых звёзд ограничен диаметом зрачка глаза в темноте (около 7 мм), чувствительностью сетчатки глаза к свету и собственным свечением ночного неба -- молекулы газов атмосферы в течении ночи испускают излучение в том числе и в видимом диапазоне спектра. Если бы не это свечение, то человек мог бы увидеть в исключительно тёмных местах Земли звёзды до 8m-10m! Таким образом, сама атмосфера накладывает ограничение на проницание при визуальных наблюдениях. Яркость неба в наиболее тёмных местах Земли составляет примерно 21,8-22 m/"2 (звёздных величин с квадратной угловой секунды), а годы максимума солнечной активности проницание меньше этих значений на 0,4-0,6 m/"2 [11], за счёт повышенной ионизации частицами солнечного ветра и последующей рекомбинации ионов в ионосфере Земли, что и является причиной свечения неба. Городское уличное освещение создаёт значительную "подсветку" неба -- именно поэтому в городах не видно такого изобилия звёзд на небе, как за городом.

В зависимости от размера города уровень засветки может быть разным -- в некоторых столицах видны лишь самые яркие звёзды на небе. Для измерения уровня засветки можно использовать прибор, который называется "Sky Quality Meter - L" [9]. Цена его на начало 2013 г. порядка $135 без затрат на пересылку. При помощи этого небольшого устройства можно узнать яркость неба в месте наблюдения.

Рис. 7
Рис. 7. Прибор "Sky Quality Meter - L" [9].

В настоящее время учёные встревожены тем, что уровень светового загрязнения ("light pollution") достиг того уровня, при котором следующее попление жителей Европы будет первым, которое не будет видеть свечения Млечного пути... Сейчас любители астрономии для поиска тёмных мест для наблюдений часто используют т.н. карты засветки, которые представляют собой изофоты предельного проницания в зените, наложенные на карты местности. Наиболлее известные из таких карт являются карты, составленные итальянским астрономом Пьерантонио Чинзано (Pierantonio Cinzano), в основу которых легли снимки ИСЗ серии NOAA. Т.к. уровень засветки почти повсеместно растёт, данные карт Чинзано устаревают быстро, и для большей оперативности пользуются картами ночных огней наподобии сервиса "Blue Marble Navigator". Более подробно про карты засветки и поиск тёмных мест можно узнать на нашем сайте www.darksky.belastro.net.

"Sky Quality Meter - L" показывает яркость неба в m/"2, что не очень удобно для оценок. Чаще всего наблюдатель оценивает "темноту" неба про предельному проницанию, т.е. максимальному блеску видимых звёзд. Довольно точно проницание можно оценить по методика IMO (International Meteor Organization, www.imo.net), подробно описанной в статье Константина Морозова "Наблюдение Персеид - это просто!". Метод основан на подсчёте числа звёзд, видимых в специальных фотометрических площадках карт Брно (см. пункт "Визуальные наблюдения ИСЗ"). Перевод показаний "Sky Quality Meter - L" (VSQM) в предельное визуальное проницание (mmax) не так прост. Наблюдатели часто замечали, что по показаниям "Sky Quality Meter - L" небо довольно тумное, а визуальное проницание всё равно малое. Связано это с тем, что на проницание, помимо яркости неба, влияет и коэффициент экстинкции "k", т.е. уменьшение проницания на 1m при увеличении атмосферной массы (длины пути, который проходит свет через атмосферу, отнесенной к кратчайшему возможному пути -- в зените) на единицу. Говоря проще, коэффициент экстинкции характеризует степень "мутности" атмосферы. При увеличении плотности дымки в тёмных регионах Земли яркость неба заметно не изменится, а проницание (т.е. яркость минимально тусклых звёзд, ещё видимых глазом) может упасть заметно. Для перевода VSQM в mmax поступают следующим образом. Вначале вычисляют яркость неба в зените в наноламбертах [11]:

,

а затем и проницание mmax [14]:
.

Сложность использования этих формул заключается в том, что коэффициент экстинкции величина переменная во времени и предсказать её невозможно -- она определяется из наблюдений. Существует несколько методик по определению коэффициента экстинкции, но все они не визуальные и сложны для любителей. Потому приходится использовать ориентировочные значения. На уровне моря при хорошей прозрачности атмосферы коэффициент экстинкции k ≈ 0,2, а при плохой прозрачности k ≈ 0,5. В принципе, имея в наличии "Sky Quality Meter - L" и определяя визуальное проницание по методике IMO, из вышеприведённых формул можно выразить "k" и определить его значение. Однако, величина экстинкции будет сильно зависить от точности определения предельного проницания по тетодике IMO -- только для достаточно тёмного неба точность становится достаточной. Помимо этих формул для пересчёта можно использовать сервис www.omahaastro.com/sqm.php, который не учитывает экстинкции.

Эти значения можно использовать для анализа блеска ИСЗ, которые наблюдатель может увидеть визуально. Если наблюдатель использует оптический инструмент (бинокль и т.д.), то проницание будет выше -- чтобы оценить его можно использовать сервис "Telescope Limiting Magnitude Calculator".

Теперь перейдём к засветке от Луны, описание которой гораздо реже встречается. Луна, второй по яркости объект в небе, создаёт ощутимую засветку. На Рис. 8 показаны кривые падения проницания при различной высоте Луны над горизонтом (для нескольких значений фазы Луны). Падение проницания расчитаны по отношению к mmax = 4,77m (19m/"2), т.е. для городских условий. Величины dV здесь и ниже нужно прибавлять к mmax (с учётом знака dV!).

Рис. 8
Рис. 8. Падение проницания з зените в зависимости от высоты Луны над горизонтом при различных фазах (в безлунную ночь VSQM = 19m/"2 в зените) [11].

Эти данные нужно учитывать при планировании наблюдений ИСЗ, особенно если их траектория пролёта проходит вблизи Луны. Отдельно надо упомянуть о предельном проницании вблизи диска Луны -- см. Рис. 9, данные для которого взяты из статьи [12].

Рис. 9
Рис. 9. Предельное проницанийе в зависимости от углового расстояния от Луны [12].

Наконец, переходим к рассмотрению засветки утренней и вечерней зари. Изменяя значение параметра "Высота солнца <" в программе "Heavensat" (см. Рис. 5), можно фильтровать те ИСЗ, которые пролетают уже на слишком светлом небе. Но какова яркость неба на заре? На Рис. 10 показано измеренное изменение яркости неба при помощи "Sky Quality Meter - L" (данные взяты из книги [13], отмеченной аббревиатурой "ASHOT") и наложены две теоретические кривые -- из [10-11] ("Shaefer") и по данным meteoweb.ru, которые приведены ниже:

VSQM = 0,0073·h3 + 0,1224·h2 - 0,5222·h + 7,3899 (-12° < h < 2°)

где "h" -- высота солнца над горизонтом. Формула применима для высоты точки наблюдения около 150-200 м.

Рис. 10
Рис. 10. Изменение яркости неба в зените на заре.

На Рис. 11 показан график изменения проницания в зените относительно значения mmax = 4,77m.

Рис. 11
Рис. 11. Падение проницания на заре относительно mmax = 4,77m в зените.

Значения вблизи h = 0° могут иметь значительную ошибку. Рассчёт по формулам в статьях [10] и [11] можно применить для оценки падения проницания от Луны и зари для любой точки на небе, что позволяет оценитвать предельную яркость ИСЗ, которые можно будет ивидеть. Алгоритм расчёта описан [ТУТ] (PDF, 150 кБ).

Для облегчения подготовки к наблюдениям ИСЗ в условиях засветки была написана специальная программа -- "MagVision" [15] (автор -- Елена (aka Tau)).

Кратко о работе с программой "MagVision":

  1. При запуске программы в окне выводятся широта и долгота точки наблюдения, которые берутся из файла "magvis.ini" из корневой директории программы. В случае отсутствия файла будут печататься некоторые значения по умолчанию. Около всех полей ввода значений в градусах (долгота, широта, координаты маркера) появилась картинка (аналог кнопки) для возможности ввода в градусах, минутах и часах/минутах (для прямого восхождения).
  2. Дата вводится с разделителями - точками.
  3. Время вводится местное в формате часы и минуты. Разделитель - двоеточие. Разница между местным и всемирным временем берется тоже из файла "magvis.ini", если он существует.
  4. VSQM и коэффициент экстинкции "k" тоже берутся из ini-файла.
  5. VSQM и mmax являются взаимосвязанными величинами. Можно вычислить одно из другого, выбрав маркером активный аргумент. При этом неактивный аргумент будет вычисляться автоматически на основе активного.
  6. Вычислять падение проницания для любой точки неба можно либо относительно проницания в зените, либо относительно проницания в данной точке в безлунную ночь. Выбор производится в нижней части окна программы, в блоке "dmag".
  7. При нажатии кнопки "СТАРТ" начинаются вычисления. Этот процесс занимает приблизительно 1-2 секунды.
  8. После окончания процесса появляется цветовая карта падения проницания. Если поводить по ней мышью, то в левом верхнем углу картинки будут отображаться азимут, высота и значение падения пронциания в звёздных величинах относительно предельного проницания.
  9. Внизу слева на изображении печатаются координаты Луны и Солнца. На карте Луна и Солнце отображаются значками.
  10. Две кнопки со стрелками позволяют листать картинку по времени вперед/назад с заданным шагом.
  11. В меню есть возможность сохранить цветовую карту.
  12. Можно использовать маркер, который можно задавать в азимутальных или экваториальных координатах. На схеме неба он отображается красным квадратиком. Значение падения проницания в точке маркера печатаются в окне красным шрифтом. Если маркер задан в экваториальных координатах и маркер под горизонтом, то печатается "под гориз." В горизонтальных координатах маркер неподвижен относительно горизонта, в экваториальных -- участвует во вращении неба (его экваториальные координаты неизменны).
  13. Есть функция вычисления падения проницания в точке-маркере в течении заданного времени. Вызов функции через меню или картинку с карандашиком около полей координат маркера. Ничего не рисуется, в файл сохраняется ряд значений, и файл тут же открывается Notepad-ом.
  14. При активации расчёта зпсветки от Луны или Солнца надпись о высоте этих ветил над горизонтом меняется с чёрного на красный.
  15. Чтобы отображались и экваториальные координаты под курсором, в поле построения карты засветки нужно поставить маркер рядом с "RA= Dec=". Координаты появятся после нового цикла расчётов.
На Рис. 12 - 14 показаны скриншоты программы при расчёте падения проницания от различных источников засветки.
Рис. 12
Рис. 12. Окно программы "MagVision" с результатами расчёта падения проницания от Луны.

Рис. 13
Рис. 13. Окно программы "MagVision" с результатами расчёта падения проницания от сумерек.

Рис. 14
Рис. 14. Окно программы "MagVision" с результатами расчёта падения проницания от Солнца днём.


[Вверх]

© BelAstro.Net, Lupus, 30.01.2013


[Портал BelAstro.Net] [Email]