NOWE WYDANIE KATALOGU B. BOSSA
GENERAL CATALOG O F 33 342 STARS DLA EPO KI 1950.0
B. K O Ł A C Z E K
Postęp w technice obliczeniow ej, tak ważnej w wielu dziedzinach astronomii a m .in. w astrometrii, staw ia także nowe wymagania pozycyjnym katalogom gwiazd, wymagania nie tylko pod względem dokładności, ale i formy. Elektronowe maszyny liczące w ykonują coraz więcej masowych obliczeń. Logarytmiczne tablice funkcji trygonometrycznych stały s ię niemal przeżytkiem. W tym przypadku sześćdziesiętny system stopniowy używany powszechnie dla deklinacji gwiazd, czy wyrażanie rekta- scenzji gwiazd w jednostkach czasowych są bardzo niewygodne i nieekonomiczne.
Nowe wydanie katalogu Bossa dla epoki 1950.0 zostało przygotowane dla potrzeb rachunku maszynowego. Zam iast rektascenzji i deklinacji podane s ą w katalogu współ rzędne QNX = 90 + a (kąt liczony od południka bieguna ekliptyki) i N GX = 90— 8, czyli odległość biegunowa. Obydwie te współrzędne podane s ą w jednostkach 1 obrotu.
1 obrót = 6.28318531 radianów = 24*1 = 360° = 1 296 000 « 1 mikroobrót = 1"296 " 1 nanoobrót = O'.'OOl
Współrzędne QNX, NG X zostały podane dla epoki 1950.0 z dokładnością 1 mikro- obrotu. Takiej dokładności współrzędnych katalogu należy bowiem oczekiwać dla tej epoki. Fakt ten jest spowodowany głównie przez niedostateczną znajomość ruchów własnych gwiazd i do ść od leg łą epokę obserwacji stanowiących podstawę tego katalogu (1905-1918). Omawiany katalog podaje także dla każdej gwiazdy je j w ielkość gwiazdo wą, typ Widmowy, ruch własny z do kładnością 1 nanoobrotu i kąt biegunowy kierunku ruchu własnego z dokładnością 1 m iliobrotu.
Cały katalog zaw ierający te dane dla 33 342 gwiazd (wszystkie gwiazdy do 7m i część gwiazd do 10m) ma 72 strony małego formatu. K atalog dostępny jest także w postaci taśm magnetycznych. Wydane przez ten sam ośrodek siedmiocyfrowe tablice trygonometryczne d la argumentu 0.1 obrotu pozw alają także na indywidualne wykorzysty wanie tego katalogu. Zam ieszczone na okładce tablice zamiany jednostek kątowych i cza sowych na jednostki obrotu i jego części ułatw iają przeliczanie jednostek, gdy to jest potrzebne.
L I T E R A T U R A
W.P. O v e r b e c k , Rationalized General Catalog o f 33 342 stars, Epoche 1950.0, Society of photographic Scientists and Engineers, 1966, Washington.
72 Z literatury naukowej
CZTEROOSIOWY MONTAŻ TELESKOPU
DO FOTOELEKTRYCZNEJ FOTOMETRII SZTUCZNYCH SATELITÓW ZIEMI
B. K O Ł A C Z E K
Początkowo obserwacje sztucznych satelitów Ziemi ograniczały się w yłącznie do pomiarów typu astrometrycznego. Geodezja i geofizyka, które pierwsze zastosowały sztuczne sate lity do badań figury Ziem i, je j pola grawimetrycznego, gęstości atmosfery itp ., wymagały do swoich badań dokładnej pozycji satelitów .
Dokładne fotometryczne pomiary satelitów były dość długo zaniedbane, podobnie zresztą jak to miało m iejsce w astronomii gwiazdowej, gdzie pozycyjne katalogi gwiazd były opracowane dziesiątk i lat wcześniej nim zostały rozpoczęte systematyczne pomiary fotometryczne.
Pierwsze pomiary prowadzone były w izualnie i głównym ich celem było wyznaczanie zakresu zmienności blasku, okresu i momentów ekstremów jasn ości.
Dokładna krzywa zmian jasn ości satelity obserwowana w ciągu szeregu przejść sate lity może dostarczyć informacji o jego kształcie i rozmiarach, obrocie wokół własnej osi i kierunku tej osi w przestrzeni, jak i danych charakteryzujących powierzchnię sate lity (metaliczna, malowana, matowa, błyszcząca) i jej zmiany zachodzące z biegiem czasu. Fotoelektryczne. pomiary jasn ości satelitów wykorzystane s ą także do badań nad ekstynkcją atmosferyczną.
Fotometria fotoelektryczna satelitów je st znacznie trudniejsza od fotometrii gwiazdo wej. Po pierwsze sate lity s ą obiektami poruszającymi s ię bardzo szybko i m ają dość duży zakres jasności i jej zm ienności. Po drugie, w przypadku gwiazd, pole widzenia teleskopu ogranicza s ię do kilku sekund, podczas gdy w przypadku satelitów nie można zejść poniżej kilku minut łuku ze względu na możliwe zgubienie sate lity spowodowane błędami prowadzenia teleskopu i efemeryd satelity.
Trzyosiowy system kamer Baker-Nunn nie zapewnia prowadzenia satelity z tą dokładnością (rzędu kilku minut łuku). Montaż kamery Bakei^Nunn zapewnia aproksy m ację topocentrycznej trajektorii s ate lity przez odcinek koła wielkiego. Taka aproksy macja wystarczała w zupełności do wykonywania fotograficznych obserwacji satelitów. Duże pole widzenia kamer Baker-Nunn 5°—30° pozwalało także na d u ż ą tolerancję do kładności efemeryd.
L e p s zą aproksymację topocentrycznej trajektorii satelity można uzyskać przez zastosowanie czteroosiowego montażu teleskopu. Montaż taki — montaż kamery Baker- -Nunn uzupełniony czwartą o s ią — został zastosowany w Aerospace Research Laboratory w Wright Paterson, A .F .B . Ohio, s ta c ji, która prowadzi prace z zakresu fotoelektrycznej fotometrii satelitarnej od 1962 r.
Czteroosiowy montaż teleskopu zezw ala na ustawienie bieguna orbity satelity w płaszczyźnie przechodzącej przez zenit i punkt największego wzniesienia satelity oraz wprowadzenie korekcji do ruchu teleskopu w zdłuż koła wielkiego bądź to przez zmianę wysokości punktu kulm inacji sate lity, system £(0 ) (rys. 1), bądź to przez wprowa dzenie dodatkowej rotacji wokół czwartej osi, system 6(0) (rys. 2).
Rysunek 1 przedstawia geometrię trajektorii czteroosiowego montażu teleskopu. Na rysunku przyjęto następujące oznaczenia!
P — biegun orbity sate lity
Z — zenit m iejsca obserwacji
Emax — punkt najw iększego w zniesienia satelity IVXY — topocentryczna'trajektoria satelity
Z literatury naukowej 73
P
R y s. 1. Aproksym acja trajektorii s a te lity uzyskana za pom ocą czteroosiowego montażu teleskopu
W 'X 'Y ' — koło wielkie aproksymujące trajektorię satelity
^ max ~ Punkt najw iększego w zniesienia koła wielkiego aproksymujące go tra
jektorię sate lity w przypadku u ży cia trzyosiowego montażu
E i — najw iększe wzniesienie koła w ielkiego aproksymującego trajektorię sa te lity w kącie godzinnym 6^ liczonym od południka kulm inacji satelity 5 ' — odległość punktu największego w zniesienia sate lity od takiego punktu
na aproksymującym kole wielkim
6 t- — odległość trajektorii satelity i koła wielkiego w dowolnym kącie godzin nym 0t- liczonym od południka punktu kulm inacji satelity.
Porównanie trajektorii aproksymujących topocentryczną trajektorię sate lity, a uzyska nych za pomocą różnych montaży teleskopu, pokazane je s t na rys. 2, 3. Jak w id a ć naj lepsze rezultaty daje system czteroosiowy typu 6 (0 )•
Praktyczne zastosowanie czteroosiowego montażu teleskopu do obserwacji satelitów wymaga przygotowania specjalnych efemeryd. D la czteroosiowego montażu typu E (d) n ależy obliczyć wartości £ ,(( ? ), gdzie:
EL x,i = Ei + A * |.
W przypadku stosowania montażu typu 8 ( 0 ) konieczne je s t obliczenie 8 (0 ) w funkcji czasu.
74 Z literatury n aukow ej
Rys. 2. Porównanie poprawek ( £ ma% — E^) do aproksymowanej trajektorii satelity przy zastosowa niu 2—, 3— i 4-osiowego montażu dla satelity o prawie kołowej orbicie na wysokości 1 000 km
i dla dużych wzniesień E
Na stacji Wright Paterson wprowadzono metodę kolejnych przybliżeń do opracowy wania tych efemeryd. Najpierw oblicza się parametry trzyosiowej trajektorii satelity, tj. wielkości E it 9 i (rys. 2):
tan E . = tan hi
1 cos (AZ' i -C) sin = cos A; s in (AZ ti~C).
Następnie ocenia się w przybliżeniu 6 (wykresy 3, 4) i ob licza się poprawkę do wielkości E-:
sin A E ■ = sin 8
cos 0. E max, i = E i 1+ A E t.
Ostatni etap powtarzamy aż do uzyskania odpowiedniej zgodności.
D la montażu typu 6 (0) korzysta s ię również z parametrów trzyosiowego montażu, po czym przyjmuje s ię najprawdopodobniejszą wartość A E i ob licza się wartości: 8Ź ,0^:
W
Rys# 3* Porów nanie poprawek ^ max — ) do aproksymowanej trajektorii s a te lity przy u ży ciu 2-f 3- i 4-osiowego montażu d la sate lity o prawie kołowej orbicie na w ysokości 1 000 km. Małe E