Телефизионные наблюдения ИСЗ

Оценки точности определения контрастов по телевизионным снимкам планет показали, что в реальных условиях наблюдений относительная ошибка одного измерения контраста составляет ± 6%, пороговая величина контраста, регистрируемая телевизионной системой, равна 0,05.

Снимки облаков Венеры

В качестве примера наблюдений планет, выполненных с помощью телевизионной  аппаратуры, приведем здесь снимки Венеры, полученные в Крымской астрофизической  обсерватории АН СССР. Наблюдения были выполнены в фокусе кудэ менискового  телескопа МТМ-500 (D = 0,5 м, F = 6,5 л). Эквивалентное фокусное расстояние телескопа удлинялось до 30—50 м с помощью дополнительного оптического устройства. В итоге вся оптическая система телескопа имела 10 отражающих поверхностей, что, естественно, весьма неблагоприятно для наблюдений малоконтрастных деталей планет. Однако для проведения испытаний телевизионного устройства это было выгодно тем, что при успешном его применении в этих тяжелых условиях можно сделать уверенное заключение, что при работе на хорошем телескопе, отвечающем требованиям планетных исследований, телевизионная аппаратура даст несомненное преимущество перед фотографическим методом наблюдений.

Наблюдения проводились с помощью  передающей телевизионной трубки ЛИ-217 весной 1969 г. в условиях вечерней видимости планеты. Фотографирование с экрана кинескопа велось на фотопленку «Микрат-200» с временем экспозиции 1 сек в моменты наилучшей видимости изображения планеты на телевизионном экране (Прокофьева, Услибер, 1969, 1971).

Была поставлена задача регистрации  темных пятен на диске Венеры, которые  обычно видны лишь в ультрафиолетовой области спектра. Как известно, их изучение

весьма затруднительно при фотографических  наблюдениях планет, поскольку эти пятна, или ультрафиолетовые облака, как их иногда называют, имеют малый контраст и видны лишь в узком спектральном диапазоне при длинах волн короче 380нм. Хорошие фотографические снимки этих деталей облачного покрова Венеры обычно удавалось получать лишь на телескопах достаточно большого размера и в условиях хорошего качества изображений (см., например, Росс, 1928, Койпер, 1954, Дольфусс, 1960 и Шаронов, 1958).

Телевизионная аппаратура позволила зарегистрировать темные пятна на диске Венеры во все дни наблюдений, несмотря на недостатки используемой питающей оптики и посредственное качество изображений, обеспечившее угловое разрешение не выше 2" — 1,"5.

Телевизионные снимки Венеры были сделаны  в двух спектральных областях: ультрафиолетовой и красной. Соответствующие кривые реакции аппаратуры приведены на рис. 75. В обоих случаях наблюдения проводились в одном и том  же режиме работы аппаратуры. Для учета  возможных неравномерностей чувствительности аппаратуры по полю зрения изображение планеты в красной и ультрафиолетовой областях спектра проектировалось на одно и то же место фотокатода передающей трубки. На снимках в красной области спектра никаких деталей не видно. Снимки Венеры в ультрафиолетовой области спектра (рис. 1) показали наличие темных пятен. Величина их контраста колебалась от 1 до 0,06.

Наблюдения искусственных  спутников Земли

Искусственные спутники Земли (ИСЗ) можно  разделить на две группы. К первой относятся близкие, или низколетящие ИСЗ, которые находятся на высотах до 1,5 тыс. км. Они имеют большую угловую скорость (порядка нескольких градусов за секунду времени и довольно ярки (0^m – 9^m). Ко второй группе относятся далекие ИСЗ, которые находятся на расстояниях в десятки тысяч километров (Галкина, Прокофьева, 1966). Они имеют небольшую угловую скорость и малый блеск. Их видимые звездные величины в большинстве случаев лежат в пределах 10^m- 14^m, но могут быть и больше. Различия в яркости и угловой скорости обусловливают применение несколько иной методики для регистрации изображений низколетящих и далеких ИСЗ.

Наблюдение низколетящих искусственных  спутников Земли является весьма трудной задачей в случае применения обычных фотографических средств. Это связано- с большими угловыми скоростями видимого движения спутников.

Применение телевизионной аппаратуры позволяет существенно (примерно на 4^m- 5^т) повысить проницающую способность и проводить наблюдения ИСЗ с довольно простой питающей оптикой. Обычно используются объективы с фокусным расстоянием 150—500 мм, что обеспечивает размеры поля зрения, достаточные для поиска и обнаружения спутника. Передающая телевизионная 'камера с укрепленным на ней объективом устанавливается на параллактической или азимутальной монтировке. Поиск и обнаружение объекта производятся, как правило, визуально, на экране кинескопа ВКУ, или автоматически, при обработке видеосигнала в ЭВМ. Другое ВКУ служит для фото- или киносъемки с экрана. Чтобы регистрировать время съемки, в состав телевизионной аппаратуры вводится дополнительное импульсное устройство, синхронизированное кадровыми синхроимпульсами, которое вырабатывает сигналы моментов начала и конца каждого телевизионного кадра. Эти импульсы управляют работой печатающего хронографа (Агапов и др., 1964, 19656).

В процессе наблюдений телескоп с  передающей камерой направляется на тот участок неба, где, согласно эфемеридным  данным, должен пролетать искомый  спутник. После его появления  в поле зрения изображение спутника удерживается в центре экрана коррекцией движения телескопа. В качестве примера приведем некоторые результаты телевизионных наблюдений ИСЗ с помощью суперортикона ЛИ-214, сочлененного с ЭОП типа УМ-92 (Агапов и др., 1965). В качестве питающей оптики был использован объектив «Гелиос-53»(1> = 80 мм, Р= 200 мм). Масштаб изображения на фотокатоде ЭОП составлял 17'/мм в поле зрения 9°. На рис. 89 и 90 приведены фотографии телевизионных изображений двух ИСЗ. Спутник «Алуэтт» (рис. 1) в момент наблюдения имел блеск З^т .Снимок ИСЗ «Транзит-4а» сделан в момент, когда он имел блеск около 8^го (рис. 2).

Одной из основных целей оптических наблюдений ИСЗ является возможно более  точное определение элементов их орбит. Это требует наличия на снимках нескольких точечных изображений  объекта, что достигается применением затвора того или иного типа, прерывающего на некоторое время световой поток. Учет дисторсионных искажений делается по снимкам специальной сетки, изготовленной с высокой точностью.

Точность измерения координат  можно повысить, если в процессе наблюдений производить смену широкоугольного объектива на другой, имеющий в 2-4 раза большее фокусное расстояние, или использовать две параллельные системы па одной монтировке. В этом случае небесное пространство просматривается камерой с широкоугольным объективом, а «сопровождение» спутника и определение его координат осуществляется камерой, имеющей объектив с меньшим полем зрения.

При необходимости контроля значительной области неба несколько телескопических  систем объединяются в единую «веерную сборку», где каждый соседний участок неба контролируется отдельной передающей камерой (Холломэн, 1961; Томас, 1967). Изображения рассматриваются операторами на телевизионных экранах, а видеосигнал ог объекта, несущий координатную информацию, обрабатывается в электронно - вычислительной машине. Аппаратура, построенная по этому принципу, может регистрировать ИСЗ до И"¹ ночью и до 4"* днем (Холломэн, 1961, Томас, 1967).

Особенности наблюдений далеких ИСЗ  заключаются в необходимости  применения телескопов с достаточно большой проницающей способностью. Передающая телевизионная камера устанавливается в фокусе телескопа, и изображение участка звездного неба контролируется на телевизионных экранах видеоконтрольных устройств, одно из которых служит для правильной установки телескопа и отождествления нужного участка неба, а другое — для фотографирования. Размеры поля зрения ограничиваются входным фотокатодом и, как правило, составляют несколько десятков угловых минут.

В некоторых случаях, когда условия  наблюдений неблагоприятны (малая высота ИСЗ над горизонтом, рассеянный свет Луны и т. д.), принимаются различные меры для увеличения проницающей способности: перевод работы передающей телевизионной трубки в режим накопления или увеличения контраста (путем увеличения отрицательного смещения на сетке мишени), компенсация скорости перемещения изображения ИСЗ на экранекинескопа путем сообщения некоторой дополнительной скорости телескопу и т. д.

Визуальный контроль движения ИСЗ  по экрану ВКУ дает возможность не только следить за спутником (перемещая телескоп), но и выбирать моменты фотографирования с тем, чтобы получать снимки спутника на фоне характерных конфигураций звезд, удобных для измерения его координат.

Первые в СССР наблюдения ИСЗ  описанным методом были выполнены  на телескопе МТМ-500 в Крымской астрофизической обсерватории (Агапов и др., 1965а). В течение одной ночи было получено около 60 снимков. Для увеличения проницающей способности видимая скорость движения ИСЗ по экрану ВКУ уменьшалась движением телескопа (рис. 3). Изображение спутника слегка растянуто в направлении, отличающемся от направления растянутости звездных изображений.

1 Напряжения на всех электродах суперортикона даются относительно термокатода, потенциал которого принимается равным нулю.