Можно ли использовать звездные покрытия для наблюдения за объектами пояса Койпера?

Первый намек на форму Ultima Thule был получен в результате исследования покрытия с использованием набора небольших телескопов. Кто-нибудь исследовал возможность и эффективность проведения опросной кампании с использованием того же метода?

Учитывая, что это было сделано для произвольно выбранного объекта в течение нескольких лет, может показаться, что если вы просто хотите сделать то же самое для стольких объектов пояса Койпера, с которыми вы можете справиться, вы сможете получить аналогичные данных по значительному количеству объектов в год при относительно небольших затратах.

Редактировать: тип проекта, о котором я думаю, будет направлен на получение подробной формы (например, какая часть KBOs является контактными двоичными файлами?) и данных о размере. Например, линия из нескольких сотен приборов класса 0,5 м на расстоянии от 100 м до км.

Редактировать 2: я думаю, что на самом деле я не сказал, какова будет цель опроса. Чтобы уточнить, цель состоит в том , чтобы собрать мелкие детали формы KBO . Например, насколько распространены контактные двоичные файлы?

Ответы (1)

Да, это возможно, и это было протестировано группой TAOS (автоматическая съемка транснептунских затмений), среди прочих. Эта группа находится в процессе создания проекта TAOS-II , который будет использовать несколько телескопов и CMOS-камер с быстрым считыванием (поскольку покрытия длятся всего несколько секунд) для поиска покрытий, вызванных неизвестными объектами пояса Койпера. Несколько телескопов очень полезны для создания уверенности в том, что вы имеете дело с реальным событием, а не с атмосферными колебаниями или другим инструментальным эффектом. Подробная работа и расчеты того, сколько объектов вы увидите, что необходимо для их обнаружения и устранения дифракции Френеля и других проблем, приведены в разделе Roques et al. в книге «Солнечная система за пределами Нептуна» , которая доступна здесь..

В общем, для съемок, таких как затмения неизвестными объектами пояса пояса земной коры, имеет значение etendue (произведение площади обзора телескопа и количества неба, охваченного одной экспозицией) (но это часто более сложно, поскольку глубина съемки не просто масштабируется с площадью телескопа). ) в том, что более высокое значение etendue равно «лучшему» обзору. Таким образом, для камеры (камер) в опросе это площадь сенсора.это имеет значение, что является произведением размера пикселя и нет. пикселей (а также количество датчиков и размер промежутков между ними, если вы их разбиваете). Площадь/диаметр телескопа, как правило, определяются тем, насколько яркими являются объекты вашего обзора, а практические аспекты, такие как стоимость и технологичность, имеют тенденцию влиять на соотношение f/и, следовательно, на фокусное расстояние и масштаб пикселей на вашем детекторе. Редкость ваших целей и сколько вы хотите найти, укажите, какую площадь вам нужно покрыть. (Площадь телескопа также влияет на это, поскольку, как правило, вы получаете больше целей на область, если используете телескоп большего размера и слабее). Таким образом, вы в конечном итоге торгуете всеми этими вещами, чтобы получить лучший обзор для вашей конкретной науки и типа целей, обычно ограниченный доступным или потенциальным бюджетом.

В случае попытки разрешить затмения KBO с временным разрешением, время экспозиции определяется временной шкалой события, которая зависит от скорости KBO поперек луча зрения и диаметра KBO. Для типичных скоростей КБО в 20 км/с это означает, что покрытие Плутона (примерно 2000 км в диаметре) продолжается. 2000 г. к м / 20 к м с − 1 "=" 100 с . Если вы хотели найти небольшие 20-километровые КБО, похожие на MU69/Ultima Thule 2014 года, то события 20 к м / 20 к м с − 1 "=" 1 с долго (оба этих расчета предполагают, что затмение распространяется на большую часть пояса пояса окклюзии, а не на пастбище).

Учитывая, что вам понадобится несколько точек во время покрытия, как для того, чтобы убедиться, что оно реально, так и для измерения диаметров и т. д., вам потребуется как минимум 5 точек на протяжении всего события. Для событий на 20 км KBOs/1s это означает как минимум 5 кадров в секунду, в идеале больше. Это означает, что вам нужно получить достаточное отношение сигнал-шум на ваших целевых звездах при экспозиции 0,2 или 0,1 с.

Как обсуждалось в комментариях к ответу автору вопроса, научные датчики CMOS, такие как Andor Marana (имеющиеся в продаже, близкие к специальным детекторам, используемым TAOS-II, с ценой ~ 31 тыс. долларов; январь 2019 г.) будут лучше в обоих случаях: часть сигнала» (из-за более высокой квантовой эффективности) и части «шума» (более крупные, менее шумные пиксели, охлаждение и стабилизация температуры), чем у потребительского датчика DSLR. Глядя на исследование темнового тока DSLRпо данным Photonics.com, темновой ток составляет ~ 50 отсчетов на пиксель в секунду (данные Photonics.com приведены для 30-секундной выдержки и при условии 1500 DN), увеличиваясь до ~ 100 отсчетов на пиксель в секунду (в среднем ~ 3000 DN для 3 пикселей) после 100 кадров по мере нагрева сенсора. Для Marana этот показатель составляет 0,26 отсчета/пиксель/секунду (принимая значение из таблицы данных 0,2 электрона/пиксель/с и предполагая коэффициент усиления 1,3, чтобы соответствовать полной емкости ямы в 85 тыс. электронов для 16-битного АЦП (65536 уровней)), почти в 400 раз меньшее значение. (Диапазон данных АЦП является еще одним отличием: Marana может выполнять 16-битную оцифровку, тогда как DSLR обычно имеют 12 или 14 бит, что дает только 4096 или 16 384 уровня для записи всех уровней сигнала в изображении)

Другое использование покрытий - это мониторинг предсказанных покрытий известными астероидами и объектами пояса Койпера. Это можно использовать для получения лучшего представления о размере и форме объекта (как вы заметили для Ultima Thule/2014 MU69), поиска дополнительных спутников или колец вокруг объекта (как это было сделано для KBO Haumea (Nat Geo article ) и Centaur Chariklo ( статья Space.com )) и искать и отслеживать изменения в атмосфере (как это делалось для Плутона с момента первого покрытия в 1988 году).

Интересный. TAOS-II кажется похожим, но использует меньше крупных погребений. Я больше думал о нескольких сотнях захоронений класса 0,5 м с интервалом от 100 м до км.
Несколько сотен телескопов с камерами, работающими со скоростью 20 кадров в секунду, были бы очень дорогим проектом и очень большим проектом по обработке данных...
@astrosnapper: Я подозреваю, что устройство класса Raspberry Pi на каждом инструменте может извлекать данные об отдельных звездах в режиме реального времени, что снизит скорость передачи данных до ~ 1-10 кбит / с на камеру. Храните видео на несколько дней в цикле и загружайте только те окна, которые показывают что-то интересное. Что касается инструментов; $1-3к/чел? Раз 1000 и нужен бюджет в несколько миллионов. Не дешево, но и не на виду.
@BCS Я попросил у Андора расценки на одну из их научных CMOS-камер Marana : 31 000 долларов. И они немного меньше, чем пользовательские чипы e2v, которые использует TAOS-II. Также 2048 x 2048 пикселей x 20 Гц x 16 бит составляет 160 МБ/с; Я не думаю, что вы получите это в Pi, не говоря уже о том, чтобы обработать его за достаточно короткое время. Я думаю, вам понадобится FPGA, а их программирование недешево.
@astrosnapper: Насколько велика разница между этой CMOS и датчиком от DSLR среднего класса (который вы можете получить, включая корпус, в 10 раз дешевле)? -- И мои значения пропускной способности - это скорости сети, при условии, что вы маскируете каждый кадр до одного 8-10-битного значения на звезду, что вполне соответствует тому, что вы можете сделать с ядром ARM, используемым в смартфонах (вам может понадобиться специальная плата, но для сборки 1k+ единиц это жизнеспособно). Я все еще предполагаю $1-3k/per.
Самые большие различия будут заключаться в размере пикселя (у Marana 11 микрон пикселей, по крайней мере вдвое больше, чем у SLR) и, следовательно, площади чипа (очень важно, если вы занимаетесь съемкой, подобной TAOS; менее важно в случае просмотра известных объектов). ) и более низкий уровень шума, более высокая квантовая эффективность и более низкий считывающий шум и темновой ток. Да, для платы «окна интересов» что-то вроде ARM (Cortex?) или FPGA может выполнять эту работу, но для индивидуального проектирования вещей требуется платить человеку за это, и люди быстро становятся дорогими, когда зарплата, льготы и накладные расходы складываются.
Имеет ли значение размер чипа или количество пикселей? Я ожидаю второго. (IIRC, учитывая апертуру, размер сенсора и размер пикселя, вы можете вычислить фокусное расстояние, чтобы ваша разрешающая способность соответствовала размеру пикселя.) - Высокая эффективность, низкий уровень шума были бы хороши, но если вы ищете полное перекрытие умеренно яркие звезды, насколько хорошие вам действительно нужны? Что дает вам больше: больше полезных звезд или более длинную линейку камер? -- Что касается пользовательской интеграции COTS; отдать в какой-нибудь университет?
@BCS Я изменил свой ответ, чтобы добавить некоторые из приведенных выше комментариев (и то, что я собирался добавить о сенсорной области) - посмотрите, что вы думаете
Итак, в основном: преимущество пикселей сенсора более высокого качества заключается в том, что больше звезд можно использовать выше уровня шума. Преимуществом хорошего ADC является более высокое разрешение по краю окклюзии. Практические ограничения на фокусное расстояние делают размер ограничивающим FOV. Итак, то, что я предлагаю, — это компромисс: длинная линейка близких космических инструментов, каждый из которых получает меньше звезд и которые видят только тотальность. Это плохо справлялось бы со сбором некоторых видов данных, но давало бы хорошие результаты для формы тела , что я и предлагаю сделать. [Добавил этот последний бит к вопросу.]
В сегодняшней статье в журнале Nature Astronomy (29 января 2018 г.) сообщается о первом потенциальном затмении объекта KBO размером примерно 1 км, обнаруженном с помощью коммерческих CMOS-камер. В нем использовались две системы, базирующиеся в Японии и состоящие из 11-дюймового астрографа Celestron f2.2, CMOS-камер ZWO ASI1600 (с ними не знакомы) и фокального редуктора Matabones. Стоимость одной системы указана как 16 тысяч долларов США. Наблюдения ~ 2 тысячи звезды до V ~ 13 в поле 2,3x1,8 градуса при частоте 15,4 Гц. 60-часовой запуск данных = 50 ТБ данных
Аккуратный! Это приблизительно соответствует той системе, о которой я думаю. 16 миллионов долларов США за 1 тысячу станций, хотя это больше, чем я думал, вероятно, легче получить, чем доступ к 100-километровому тракту с хорошей видимостью, чтобы их поставить. И тогда я задаюсь вопросом, что «оптовые скидки» сделают с этой ценой? -- Черт возьми, прейскурантная цена на эти биты составляет <5 тысяч долларов США, интересно, куда ушли остальные 10 тысяч? (Я не могу читать статью.)
«переносной куполообразный корпус» показан и упомянут в подписи к дополнительному рисунку, но только для 1 телескопа «из-за отсутствия финансовых ресурсов». Другими расходами могут быть компьютеры, хранение, аренда помещения, коммунальные услуги и расходы на персонал (всегда дорого), но никаких дополнительных подробностей не приводится ( статьи в Nature всегда кратки). @BCS, я думаю, мы сильно согласны с тем, что это возможно, просто разные (но сходящиеся ;-) идеи о реальных затратах ...
Можно ли использовать звездные покрытия для наблюдения за объектами пояса Койпера?
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v