CC BY
1ИССЛЕДОВАНИЕ АСТЕРОИДОВ, ОПАСНО СБЛИЖАЮЩИХСЯ С ЗЕМЛЕЙ, В 2022-2023 ГОДУ В АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ КУБАНСКОГО ГОСУНИВЕРСИТЕТА
Иванов А.Л., Иванов В.А., Лысенко В.Е., Яковенко Н.А.,
Курбатов Г.А., Щукин П.О.
ФГБОУ ВО «Кубанский государственный университет», г. Краснодар
Аннотация
Астрофизическая обсерватория Кубанского государственного университета (КубГУ) в 2022 - 2023 году перешла к наблюдениям астероидов, опасно сближающихся с Землей (ОСЗ) перешла к новой методике получения точных положений объектов и их фотометрических характеристик. Представлены результаты наблюдений и статистика работы обсерватории в указанный период.
Ключевые слова: астероид, ОСЗ, SNR, астероидно-кометная опасность, векторное сложение изображений.
Введение
Как и в предыдущие годы в астрофизической обсерватории КубГУ в 2022 и 2023 году продолжились наблюдения астероидов, опасно сближающихся с Землей (ОСЗ). Обнаружение и подхват таких объектов, является основной задачей большого числа обсерваторий, ведущих исследование малых тел Солнечной системы. Независимо от типа программного обеспечения, используемого для облегчения такого обнаружения, используемый метод обычно один и тот же: сделать три-четыре экспозиции с регулярным интервалом и определить, демонстрирует ли объект постоянное движение от одного кадра к другому. Такой подход является «классическим» или «традици-
онным». Однако, есть ограничения этого метода, заключающиеся в том, что для получения изображений, особенно очень быстро движущихся объектов, таких как ОСЗ, время экспозиции обычно не превышает нескольких секунд, после чего изображение объекта начнет вытягиваться в виде полосы без последующего улучшения отношения сигнал / шум (SNR). Другими словами, отношение SNR обычного метода ограничено отношением SNR однократной экспозиции.
Привлекательна концепция совмещения изображений. Она используется в астрономии для решения разных задач с помощью ряда программных инструментов (Astrometrica, IZMCCD, Maxim DL и др.). Если известно движение астероида, программа может суммировать экспозиции в соответствии с этим движением. В результате астероид выглядит на изображении как неподвижный объект, а звезды - как полосы. Ограничение этой техники состоит в том, что она требует предварительного знания о характере движения ОСЗ и большего отношения SNR, для выявления объекта на фоне неба (SNR> 5). При наблюдениях ОСЗ в черте города (красная/белая зона) возникает проблема с его выделением объекта на фоне неба порядка 18,7т/кв.сек. Поэтому долгое время в астрофизической обсерватории КубГУ проводились наблюдения объектов из Г лавного пояса астероидов (ГПА) с угловой скоростью не более 2-3 угловых секунд в минуту и не слабее 17 звездной величины. Большинство же ОСЗ, наблюдаемые при скоростях 10 - 15 угловых секунд в минуту, имели блеск не слабее 15,5 звездной величины.
В настоящее время особенно важны наблюдения объектов, открываемых на орбитах сближения с нашей планетой с определенными параметрами. В частности, мало изучена популяция малых ОСЗ с абсолютной звездной величиной до H = 28 до сих пор не очень хорошо изучена. Эти объекты диаметром около 10 м (при альбедо 0,14 согласно работе Стюарт и Бензель, 2004) [1] представляют собой переходные объекты между астероидами, ко-
16
метами и метеороидами. Еще три года назад большинство открываемых объектов, согласно различными обзорами (например, Catalina Sky Survey, LINEAR, Spacewatch, NEAT, LONEOS) находилось в пределах значений абсолютной звездной величины 19 - 20,5m (рис. 1), а это тела с размерами от сотен метров до 1 км. Стратегия состоит в том, чтобы обнаружить такие астероиды на больших геоцентрических расстояниях, что означает достижение визуальной величины около 20-22m. Ограничение величины текущей стратегии обнаружения ОСЗ исключает более мелкие объекты на больших расстояниях.
Рисунок 1 - Гистограмма популяции ОСЗ, на 5 января 2006 г., в сравнении с моделью Стюарта и Бинзеля (2004 г.) (пунктирная кривая) [2]
Что бы исправить положение дел, выполняется компиляция концепций и методов поиска и подхвата новых объектов (рис. 2). Актуальным стал переход от классических телескопов, «малосветосильных», - к новым оптическим системам, либо переход к главному фокусу старых телескопов с использованием корректоров из новых видов стекол с низкой дисперсией. Кроме этого, появляются кластерные телескопы, состоящие из 4-х, 8-ми и более трубных систем, обладающих высокой светосилой и установленных на
единую монтировку [3]. Важный фактор «быстрого накопления фотонов» требует светосильных систем, а быстрые объекты потребовали использования больших и малошумящих приемников, а также нового программного обеспечения для наблюдений, хранения и обработки изображений.
Рисунок 2 - Г истограмма популяции ОСЗ по состоянию на декабрь 2023 (взято с сайта: https://neo.ssa.esa.mt/discovery-statistics)
Различные авторы предлагали решения проблемы поиска и наблюдения ОСЗ, например, в 2013 году в статье M. Shao, и др. [4] предлагалась техника синтетического отслеживания, но с камерами, у которых изображения небольшого размера, не более 0,26 мегапикселя. В 2015 году Хайнц [5] нашел решение для камер большого размера 12 000 х 12 000 пикселей (144 мегапикселя), но обработка данных имела большую продолжительность, около 50 дней! В 2019 году Дэниел Парротт в статье «Синтетический трекер с ускорением на GPU для слепого обнаружения NEO, MBA и других движу-
щихся объектов» [6] предложил использование синтетического отслеживания с недавними достижениями в области вычислительной мощности, в частности графических процессоров (GPU). В сочетании с КМОП - технологиями, которые имеют низкий уровень шума при считывании, они позволяют использовать короткие выдержки, и такой метод теперь может использоваться для обнаружения как слабых, так и быстро движущихся астероидов.
Оборудование
В КубГУ 2022 году для проведения экспериментов и тестов был собран прототип астрометрического поста на базе оптических труб RASA11 (диаметр 279 мм фокусное расстояние 630 мм) и ACF 16"LX200 (диаметр 406 мм фокусное расстояние 4000 мм) и программного обеспечения для синтетического отслеживания, любезно предоставленного Национальным астрономическим агентством. Комплекс был собран в Кубанском госуниверситете в астрофизической обсерватории, в четырехметровом куполе на экваториальной монтировке «Paramount ME» и малом куполе 2,4 метра на монтировке EQ-8 PRO (рис. 3).
Рисунок 3 - Общий вид телескопов RASA11 (слева) и ACF 16"LX200
(справа)
19
Главной частью проекта стал компьютер с видеокартой NVIDIA GeForce RTX 3080, любезно предоставленный ИПМ РАН им. М.В. Келдыша и обеспечивающий максимальную производительность при обработке наблюдений.
В наблюдениях использовались две камеры SBIG STF 8300M (3326 x 2504 пикс, 17.96 x 13.52 мм, 5.4 x 5.4 микрон) с телескопом RASA11 ROWE-ACKERMANN SCHMIDT (279/630 мм) получается рабочее поле 71 х 98 угловых минут и масштаб 1,77"/пиксель. На камере FLI 16803-PL (36x36 мм, 4096 x 4096 пикселей, пиксель = 9 микрон) с телескопом ACF 16"LX200 (406/4000 мм) масштаб 0,46"/пиксель без бининга, в работе применялся би-нинг 3х3, масштаб 1,38"/пиксель и рабочее поле зрения 32 х 32 угловых минут.
Для управления телескопом ACF16"LX200 применялось программное обеспечение, входящее в комплект экваториальной монтировки «Paramount ME» - «The Sky X», используемое для наведения и коррекции движения. В качестве общего управления системой комплекса использовалось программное обеспечение MaxIm DL 5.24, которое через интерфейс платформы ASCOM осуществляет подключение ко всем устройствам и согласует их драйверы, устраняя неполадки за счет четкого разделения приложений и устройств с помощью универсального интерфейса. Начиная с платформы ASCOM 6, эти документы автоматически генерируются из источников интерфейса, чтобы гарантировать точное соответствие между документами и фактическими устройствами.
Наблюдения
С июля 2022 года в астрофизической обсерватории КубГУ начались тестовые испытания системы: служба времени + телескоп + ПЗС-камера + центр управления + служба хранения и обработки информации.
Важным фактором при наблюдении ОСЗ являлось определение ошибки синхронизации, которая выполняется калибровкой с использованием спутников GNSS. В нашей работе было выбрано два спутника, по которым нам удалось учесть ошибку синхронизации для учета времени в последующих наблюдениях. Для этого изображения спутников прогонялись несколько раз, чтобы обнаружить случайные ошибки синхронизации. Оценки измерений ошибки синхронизации составили: -0.58 +/- 0.36.
30 сентября 2022 года в астрофизической обсерватории КубГУ впервые было использовано синтетическое сложение, это позволило обнаружить ОСЗ (2022 SE37) с блеском около 19m, что было бы невозможно при использовании обычных методов. Как слабые, так и быстро движущиеся астероиды становятся более доступными благодаря улучшенному соотношению сигнал / шум (SNR), достигаемому с помощью синтетического отслеживания. Для получения материала учитывалась скорость движения 2022 SE37. Был проведен ряд экспериментов для выявления оптимальных экспозиций, а также количество кадров необходимое для проработки изображения объектов с высоким отношением Сигнал/Шум. Перед процедурой синтетического сложения все изображения калибровались по стандартной методике (коррекция смещения, темного поля и плоского поля) в программном обеспечении CCD Soft v.5.0, которое позволяет учитывать все данные в автоматическом режиме. После чего в программное обеспечение «Tycho» загружается партия изображений для выравнивания и астрометрической обработки. На одиночных кадрах, как правило объект не виден, либо отношение SNR очень низкое, менее 2. На рисунке 4 представлено распределение шумов и сигнала одиночного кадра 10 сек для 2022 SE37.
V&:
Refresh Overlay View
Value
2.61
5348
1.125
4.6Г
30376
29828
29811
229.50
30270
29352
2333.11
972.56
Key
SNR
Rux
C
FWHM
Peak.ADU
Medan
Average
Std_Dev
Noise _Max
Noise_Mn
X
Y
Рисунок 4 - Одиночный кадр с SNR = 2,61
Рисунок 5 - Синтетическое отслеживание объекта с SNR = 27
На рисунке 5 этот же объект, 2022 SE37, полученный в результате син-
тетического отслеживания. SNR вырос почти в 10 раз и астероид удалось
идентифицировать, получив его точные положения с хорошими значениями,
менее 1 угловой секунды:
220930 C40 0.3+/ 0.6+ 220930 C40 0.4+/ 0.3+ 220930 C40 0.1-/ 0.5+ 220930 C40 0.1-/ 0.2+ 220930 C40 0.2+/0.3+
® Orbital elements:
2022 SE37 Earth МОЮ =0.1047 АО
Epoch 2022 Aug, 9.0 П = JDT 2459300.5 Veres
M 355.92647
(2000,0)
п 0.23628146 Perl. 341,88524
a 2.2300300 Nooe 322.10294
е 0,6476144 Incl. 9,43505 -i
Р 3.44 Н 19.67 G 0.1
P Q
+0,56163238 +0,82117155
-0.73727456 +0.44118423
0.37549265 +0,36198537
5 U 9
Рисунок 6 - Орбитальные элементы 2022 SE37 полученные из наблюдений
Рисунок 7 - Синтетическое отслеживание 4,97'Vmin, объект 19,5m экспозиция
20 сек. одиночный кадр и 16 кадров вошло в синтетическое отслеживание
Рисунок 8 - Синтетическое отслеживание 12,27mm, объект 19,5m экспозиция 20 сек. одиночный кадр и 47 кадров вошло в синтетическое отслеживание
Анализ наблюдений
По итогам наблюдений за 2022 и 2023 годы было выполнено 26 и 111 подхватов ОСЗ соответственно, получено 14 836 измерений объектов ГПА, ОСЗ и комет. Полученный материал в результате эксперимента был откалиброван и обработан в программе Tycho. Для оценки размеров ОСЗ и астероидов в метрах, центр малых планет рекомендует использовать следующую формулу [7]: D = 10 [3Д236 - 0>5 log 10 (a) - 0>2 Н]
где: a - альбедо, Н - абсолютная звездная величина в V, D - диаметр в метрах.
Вышеприведенное выражение предполагает сферический объект с однородной поверхностью (без изменения альбедо). При использовании этого
выражения для оценки размера объекта важно учитывать неопределенность H (обычно 0,5 звездной величины), а также неопределенность альбедо (обычно предполагаемую на основе спектрального класса, соответствующего составу объекта - например, астероид S-класса с альбедо 0,15). Как видно, ошибка в предполагаемом альбедо может привести к существенно ошибочному диаметру. Например, предположим, что альбедо 0,15 для H=22, но, если фактическое альбедо было бы намного ближе к 0,05, расчетный диаметр был бы слишком мал почти в 2 раза.
Результаты исследования астероидов в 2022 - 2023 году сведены в таблицу:
Имя АСЗ Абсолютная Диаметр, м
по классификации Центра звездная ве- Альбедо Альбедо Альбедо
малых планет (MPC) личина, H 0,5 0,25 0,05
2022 SE37 19.67 220 310 690
2022 TG1 25.64 14 20 44
2022 TY1 23.09 45 64 140
2022 TZ1 23.30 41 58 130
2022 TM2 25.37 16 22 50
2022 TS2 24.58 23 32 72
2022 UN 21.60 90 130 280
2022 UK1 24.49 24 34 75
2022 UE3 24.47 24 34 76
2022 UV4 28.87 3,2 4,5 10
2022 UH9 23.76 33 47 110
2022 UA13 26.34 10 14 32
2022 UV15 26.03 12 17 37
2022 UL16 22.57 58 81 180
2022 UK24 28.18 4.3 6.1 14
2022 VF1 22.26 66 94 210
2022 VG2 26.38 10 14 31
2022 WS10 26.56 9.2 13 29
2022 WJ11 25.51 15 21 47
2022 XC 26.28 10 15 33
2022 XE 23.30 41 58 130
2022 YX1 28.46 3.8 5.4 12
2022 YX2 28.50 3.8 5.3 12
2022 YM3 20.43 150 220 490
2023 AB 25.01 19 26 59
2023 AC 18.53 370 520 1200
2023 AP 23.43 39 55 120
2023 AJ1 20.38 160 220 500
2023 DN 26.28 10 15 33
2023 DX1 25.63 14 20 44
2023 EC 25.53 15 21 47
2023 EK2 23.00 47 67 150
2023 GF 24.64 22 31 70
2023 GK 22.46 61 86 190
2023 GR1 25.43 15 22 49
2023 GT1 28.30 4.1 5.8 13
2023 HB4 26.89 7.9 11 25
2023 HO5 26.20 11 15 34
2023 JL 27.79 5.2 7.4 16
2023 JD2 23.75 33 47 110
2023 JN2 27.08 7.2 10 23
2023 KT3 23.74 34 47 110
2023 KY3 26.05 12 16 37
2023 KE5 25.82 13 18 41
2023 LC 28.61 3.6 5 11
2023 LD 26.34 10 14 32
2023 LL 25.02 19 27 59
2023 LQ1 27.14 7.5 11 24
2023 MP 25.08 19 27 59
2023 MZ 23.64 47 67 150
2023 MZ5 26.16 12 17 38
2023 NT1 25.01 19 27 59
2023 NU1 22.60 75 110 240
2023 OS 24.27 30 42 94
2023 OW 24.76 30 42 94
2023 OZ1 20.32 190 270 590
2023 OQ3 25.05 19 27 59
2023 OE6 19.63 300 420 940
2023 PD 24.97 30 42 94
2023 PF 22.56 75 110 240
2023 PP 23.05 47 67 150
2023 QC 24.56 30 42 94
2023 QN 18.96 470 670 1500
2023 QG4 22.63 75 110 240
2023 QM5 26.90 12 17 38
2023 QC7 23.21 47 67 150
2023 QL7 20.74 190 270 590
2023 QO7 24.28 30 42 94
2023 QS7 21.38 120 170 380
2023 RH 25.46 19 27 59
2023 RF1 25.75 19 27 60
2023 RS1 24.06 30 42 94
2023 RP2 27.20 7.5 11 24
2023 RJ3 21.11 120 170 380
2023 RL3 21.81 120 175 390
2023 RN3* 10.84 19000 27000 59000
2023 RF4 25.23 19 27 59
2023 QB20 26.62 12 17 38
2023 RE5 27.36 7.5 11 24
2023 RE6 21.11 120 170 380
2023 RL6 25.46 19 27 59
2023 RY7 25.60 19 28 60
2023 RZ7 23.97 47 67 150
2023 RW9 22.05 75 110 240
2023 SJ 24.38 30 42 94
2023 SQ 25.04 19 27 59
2023 SB1 28.26 4.7 6.7 15
2023 SF3 24.60 30 42 94
2023 SW5 25.38 19 27 59
2023 SP6 28.02 4.7 6.7 15
2023 SA7 23.97 47 67 150
2023 SX7 25,05 18 26 58
2023 TG 28.16 4.7 6.7 15
2023 TL3 25.32 19 27 59
2023 TH8 26.43 12 17 38
2023 TL8 25,06 19 27 59
2023 TU9 23.23 47 67 150
2023 TP15 25.98 19 27 59
2023 TR15 28.04 4.7 6.7 15
2023 TP22 22.49 75 110 240
2023 UU1 27.39 7.5 11 24
2023 UV1 26.46 12 17 38
2023 UW1 26.77 13 18 38
2023 UR2 26.42 12 17 38
2023 UE3 28.49 4.7 6.7 15
2023 UF3 27.22 7.5 11 24
2023 UG3 26.22 12 17 38
2023 UF6 25.79 19 27 59
2023 UN7 24.18 30 42 94
2023 VF 23.32 47 67 150
2023 VG 28.32 4.7 6.7 15
2023 VJ 25.48 19 27 59
2023 VW1 24.69 30 42 94
2023 VB2 28.23 4.7 6.7 15
2023 VZ2 26.86 12 17 38
2023 VD3 27,12 7.5 11 24
2023 XA 26.27 10 15 33
2023 XK 25.21 19 27 59
2023 XD3 27,02 7.5 11 24
2020 XN2 23.41 47 67 150
* - комета
Заключение
В процессе исследований отработана методика наблюдений с учетом специфики алгоритмов дальнейшей обработки методом синтетического слежения.
Итогом данной работы стало первое предварительное определение размеров 137-и ОСЗ по максимальным, минимальным и средним оценкам границ в зависимости от альбедо. Все объекты малоизучены, так как наблюдались пока в первом прохождении возле Земли и требуют дальнейших ис-
следований таксонометрического класса и радарных исследований в последующие сближения с нашей планетой.
Библиографический список
1. Bias-corrected population size distribution and impact hazard for the near-Earth objects // Stuart, J.S., Binzel, R.P.: 2004, Icarus 170, 295
2. Search for very close approaching NEAs // P.Veres, L. Kornos and J. Toth / Contrib. Astron. Obs. Skalnat'e Pleso / 36, 171 - 180, (2006)
3. Экспериментальный макет многоканального телескопа /Иванов
А.Л., Иванов В.А., Лысенко В.Е., Иванова Н.В., Яковенко Н.А. // Международный научный журнал «Экологический вестник научных трудов Черноморского экономического сотрудничества (ЧЭС)» №4 ВыпускЗ. 2017 год Краснодар: С. 61 - 64.
4. «Finding Very Small Near-Earth Asteroids using Synthetic Tracking» // Shao, Zhai, Turyshev 2013 г.
5. «Digital Tracking Observations Can Discover Asteroids Ten Times Fainter than»//Aren N. Heinze, Stanimir Metchev, and Joseph Trollo /2015г.
6. «GPU-accelerated synthetic tracker for blind detection of NEO, MBA and other moving objects» // Daniel Parrott / 2019г.
7. https: //cneos.j pl. nasa.gov/tools/ast_size_est.html
