Вы здесь: Главная > Космический щит > Работы по созданию наземных оптических систем обнаружения и сопровождения, проводимые в России

Работы по созданию наземных оптических систем обнаружения и сопровождения, проводимые в России

.

В России работы по созданию современной системы обнаружения телескопами с апертурой свыше 1 м проводятся, по-видимому, только в Институте солнечно-земной физики (ИСЗФ) СО РАН. Такая система обнаружения строится на базе телескопа АЗТ-33, разработанного в ЛОМО. С использованием современной ПЗС-системы, покрывающей большую часть поля зрения, эта система сможет иметь диаметр поля зрения около 3° с проницающей способностью до 23m при экспозиции около 1 мин. Этот телескоп диаметром 1,6 м находится в стадии изготовления, и уже подготовлена астрономическая башня для его установки на Саянской обсерватории в Мондах, где смонтирован и работает также телескоп АЗТ-33ИК, ориентированный на исследования космических объектов в инфракрасной области спектра (см. рис. 6.12 на вклейке). АЗТ-33ИК может быть использован и в программах изучения физических свойств открытых и вновь открываемых объектов.


Разработки обзорных телескопов большого диаметра в России проводились и проводятся (см., напр., [Аронов и др., 2007]). Но пока в России не будет на государственном уровне принята целевая программа развития отечественных средств обнаружения и мониторинга потенциально опасных небесных тел, такие разработки в области астероидно-кометной опасности будут не востребованы. Стоит также упомянуть об обзорных телескопах, которые могут использоваться для нужд обороны. Опыт США показывает, что если решения о создании системы мониторинга принимаются на государственном уровне, то отдельные элементы такой системы можно довольно быстро создать при минимальном дополнительном вложении средств за счет уже имеющихся ресурсов в других областях деятельности государства, например, используя телескопы, предназначенные для контроля космического пространства в прикладных целях.
Обсудим необходимые доработки существующих российских телескопов для их возможного использования в качестве телескопов обнаружения.
Как правило, существующие астрономические инструменты предназначены для исследований небольших участков неба и имеют фокусные расстояния, превышающие несколько метров. В основном на российских обсерваториях установлены телескопы системы Кассегрена или Ричи — Кретьена. Такие инструменты имеют поля зрения менее 1°, но линейные размеры этих полей нередко превышают 10 см. Понятно, что при использовании приемника 3 × 3 см, большая часть поля зрения «пропадает». Для использования всего доступного поля зрения с современным единичным ПЗС-приемником (не блоком) необходима разработка и создание специального оптического устройства, вводимого в оптическую схему телескопа, которое, с одной стороны, согласует разрешение матрицы с масштабом изображения, и, с другой стороны, дает более или менее качественное поле зрения и позволяет использовать все теоретически доступное поле зрения телескопа. Понятно, что такие узкопольные телескопы рационально использовать только для задачи мониторинга, но не обнаружения.
Вторая очевидная проблема — это дооснащение телескопов действительно современными приемниками излучения.
Основная характеристика приемника, которая определяет проницающую способность инструмента — это квантовая эффективность. У современных приемников она достигает 90 % в видимом диапазоне спектра. Вторая важная характеристика — это динамический диапазон. Для приемника на основе ПЗС-матрицы эта характеристика напрямую связана с размером пиксела. Для пиксела размером 16 × 16 мкм емкость заряда, который этот пиксел может накопить, равна примерно 180 000 зарядов электрона. Меньше размер — меньше емкость — меньше динамический диапазон. Кроме того, размер пиксела и их число определяют линейные размеры всей матрицы.
Для уменьшения темновых токов, которые становятся существенным негативным фактором в условиях накопления, в астрономических матрицах применяются системы охлаждения. Как правило, это либо элементы Пельтье, либо системы азотного охлаждения. Элементы Пельтье дают «умеренное» охлаждение. Один каскад при условии эффективного отвода тепла с нагреваемой поверхности дает разность температур примерно в 30 градусов между нагреваемой и охлаждаемой поверхностями. Соответственно двухкаскадный элемент Пельтье дает охлаждение примерно на 50 градусов. Подчеркнем, что такое охлаждение достигается относительно температуры окружающего воздуха. Так, если температура возле телескопа +20 °C, то температура матрицы может достигать –35 °C. Азотное охлаждение позволит получить температуру светочувствительной поверхности до –130 °C. Недостатком второго типа охлаждения является необходимость периодической заправки азотом, а значит, нужно иметь под рукой источник азота. Это не всегда может быть выполнено.
Опыт работы специализированных инструментов показывает, что для целей мониторинга на переоборудуемом телескопе хорошо подходит ПЗС-матрица с числом пикселов не менее 2048 × 2048, с размером пиксела около 16 × 16 мкм и охлаждением 2– или 3-каскадным элементом Пельтье.
Теперь обозначим проблему, не связанную с переоснащением телескопа, но от решения которой также будет зависеть успешность превращения обычного астрономического телескопа в средство мониторинга. Это программное обеспечение. В течение ночи при работе системы мониторинга с максимальной эффективностью количество информации будет исчисляться гигабайтами. При этом информация об обнаруженных объектах должна появляться уже после второго сканирования одной и той же части неба и проверяться после третьего сканирования. Поэтому к программному обеспечению по обработке изображений будут предъявляться очень жесткие требования по быстродействию, так как информацию нужно получать практически в реальном времени. У нас в стране проблема получения информации в реальном времени решена на отдельных малых обзорных инструментах (например, роботизированная система MASTER (Mobile Astronomical System of the Telescope-Robots [http://observ.pereplet.ru/]). С увеличением апертуры обзорных инструментов требования к быстродействию программного обеспечения будут более жесткими. Чтобы на каждой обсерватории не занимались созданием своего программного обеспечения, нужно решить проблему оснащения переоборудованных телескопов обнаружения унифицированным программным обеспечением. Например, такое программное обеспечение сейчас создается в ГАО РАН с учетом собственного наблюдательного опыта и опыта других наблюдателей и программистов (программа «Апекс»).
Рассмотрим теперь требования к системам сопровождения (мониторинга). Поскольку предполагается массовое обнаружение объектов и оперативное определение их предварительных орбит, возникает задача оперативного «подхватывания» таких объектов и их сопровождения до получения достаточной информации для уточнения орбиты и последующей каталогизации объектов. Объекты достаточно яркие (ярче 20m) могут сопровождаться большим количеством телескопов умеренного размера, которые уже есть в мире. Это и профессиональные инструменты и даже инструменты продвинутых любителей астрономии.
Объекты более слабые (20–22m) могут сопровождаться только достаточно крупными (более 1 м в диаметре) и, как правило, профессиональными инструментами. Такие инструменты работают обычно по своим программам, и их участие в регулярных наблюдениях потенциально опасных объектов может быть обеспечено только включением в наблюдательную программу федерального масштаба.
Объекты 22–24m могут сопровождаться инструментами с апертурой около 2 м и более. Таких инструментов в нашей стране единицы: это инфракрасный телескоп АЗТ-33ИК (ИСЗФ) с апертурой 1,7 м в Мондах, 2-м телескоп Цейсс-2000 (ТФ ИНАСАН) в Терсколе, 6-м телескоп в Архызе (САО), российско-турецкий 1,5-м телескоп, установленный недалеко от Антальи. Все эти телескопы также задействованы в научных наблюдательных программах, не связанных с регулярными наблюдениями опасных небесных тел. Поэтому очевидно, что вместе с проектированием телескопов обнаружения целесообразно проектировать и телескопы слежения. Телескопы слежения в принципе гораздо менее дорогостоящие, чем телескопы обнаружения. Требования к ним несколько другие. Рассмотрим их.
Предельная звездная величина телескопа слежения должна быть такой же или больше, чем у телескопа обнаружения. Это связано с тем, что получение достоверной информации о слабом объекте требует повышения отношения сигнал/шум. Это может быть достигнуто, с одной стороны, увеличением светового диаметра, а с другой — увеличением времени экспозиции (для телескопов обнаружения оно мало — не более 1 мин).
При полях зрения в несколько градусов в системе обнаружения для регистрации изображений должен использоваться приемник излучения гигапиксельных размеров. Это даст на выходе от нескольких до десятков гигабайт информации с одного изображения. Оперативная обработка такой информации возможна, но для обеспечения оперативности всей системы «обнаружение + слежение» желательно, чтобы оба телескопа работали в одном комплексе, т. е. были смонтированы в одном месте. Поле зрение телескопа слежения при этом можно уменьшить в несколько раз без потери эффективности. Это позволит несколько сократить расходы и, например, обойтись одной и не очень дорогой ПЗС-матрицей.

Комментирование записей временно отключено.