Profile brzegu Księżyca

Do przygotowania precyzyjnej efemerydy zjawiska brzegowego zakrycia gwiazdy przez Księżyc programy obliczeniowe potrzebują:

• dokładnego położenia zakrywanej gwiazdy na sferze niebieskiej (np katalog  XZ80Q)
• dokładnego położenia  Księżyca na sferze niebieskiej (np teoria ruchu i elementy orbity Księżyca DE 430)
• dokładnego odwzorowania kształtu powierzchni Księżyca (profilu brzegu) w miejscu wizualnego zetknięcia się gwiazdy z jego tarczą (np. LOLA/LRO lub Kaguya)

BAZY DANYCH WYSOKOŚCIOWYCH POWIERZCHNI KSIĘŻYCA (PROFIL BRZEGU TARCZY KSIĘŻYCA):

Nowoczesne modele profilu brzegu tarczy Księżyca oparte są na danych dostarczonych przez sztuczne satelity, badające jego powierzchnię z relatywnie bliskiej odległości. Podczas misji sond Kaguya oraz Lunar Reconnaissance Orbiter pomiary wysokościowe powierzchni Księżyca wykonano w oparciu o technikę laserową.

Pomimo tego w dalszym ciągu wyświetlanie profili w programach obliczających zakrycia brzegowe nie jest optymalne. Dane pochodzące z laserowych pomiarów wysokości punktów na powierzchni Księżyca trudno jest dokładnie przełożyć na realnie obserwowany brzeg tarczy. Wobec tego w dalszym ciągu ogromne znaczenie mają amatorskie obserwacje brzegowych zakryć gwiazd przez Księżyc.

• LOLA/LRO – Profil Księżyca według danych LOLA stworzony na potrzeby programu Occult zawiera 72,036,000 punktów rozmieszczonych wokół brzegu tarczy Księżyca.

• Kaguya –  zakończona w 2009 roku misja sondy Kaguya (Selene) przyniosła efekt w postaci pomiaru 10.340.710  punktów wysokościowych (1,7 GB danych). Sonda wyposażona była w wysokościomierz laserowy (LALT – Laser Altimete) o dokładności pomiarów wysokości terenu wynoszącej 5 m.
• Używany w programie GRAZPREP od 2011 r.

• MOONLIMB – używany w latach 1995-2007 model profilu Księżyca oparty w całości na wynikach pochodzących z obserwacji centralnych zakryć gwiazd przez Księżyc i zakryć brzegowych, zebranych przez HMNAO, ILOC i IOTA. Dokładność profilu MOONLIMB była więc silnie uzależniona od jakości historycznych obserwacji zakryć gwiazd przez Księżyc i ostatecznie wynosiła około 0,1″. Profil MOONLIMB obliczano z wykorzystaniem najdokładniejszych danych w tamtym okresie czasu – teorii ruchu Księżyca DE405/LE405 oraz astrometrycznym katalogu gwiazd Hipparcos. W tym modelu profilu Księżyca punktem odniesienia był środek jego masy. Dane były w zasadzie niezależne od profilu Watts’a i podobnie jak ACLPPP nie pokrywały w całości obszarów okołobiegunowych. Wynikało to z niepełnego pokrycia przez obserwacje wszystkich możliwych kombinacji libracji przy różnych kątach pozycyjnych. MOONLIMB ograniczał się do obszarów położonych wokół obu biegunów Księżyca nie dalej niż 30° w kącie AA. Oznaczało to zakres od 330° do 30° przy północnym biegunie Księżyca oraz od 150-210° przy południowym. Wersja z 2002 roku zawierała łącznie 63.438 punktów profilu Księżyca z okolic okołobiegunowych uzyskanych z ponad 50 tysięcy obserwacji. Całkowita liczba obserwacji użytych w MOONLIMB wynosiła około 350 tysięcy. Punkty pogrupowane były w 323 kombinacjach obu libracji (z krokiem 1°) i kąta AA (z krokiem 0,2°) – dane pokrywały ok. 34% pozycji teoretycznie możliwych do obserwacji. Do wizualizacji projektu MOONLIMB, jego autor Dietmar Buettner używa programu LIMBVIEW 2.0 (wersja z 2014 r.). Model tego profilu był także używany przez program GRAZEREG autorstwa dr Eberharda Riedel’a.

• Kubo-Watts – dane te były pośrednim etapem pomiędzy profilami ACLPPP a Kaguya. Bazowały całkowicie na danych Watts’a z uwzględnieniem korekty na przesunięcie pomiędzy środkiem masy a geometrycznym środkiem Księżyca – około 0,5″. Poprawki te były oparte na analizie danych z obserwacji zakryć gwiazd przez Księżyc przeprowadzonych przez Y. Kubo (Japonia). Dane te wykorzystywał Reinhold Büchner z IOTA/ES w autorskim programie obliczającym efemerydy zakryć.

• ACLPPP – ACLPPP oznacza skrót od Automatic Computer Lunar Profile Plotting Program. Został przedstawiony w 1975 roku przez Bertona Stevensa z IOTA. Było to połączenie profilu Watts’a z danymi uzyskanymi z obserwacji zakryć gwiazd przez Księżyc. Po raz pierwszy dołączono dane z realnie zaobserowanych zakryć brzegowych. Miało to na celu wypełnienie braku w danych z regionów Cassini’ego oraz poprawę ogólnej dokładności. ACLPPP wprowadził jednocześnie nowy format wyświetlania profilu brzegu Księżyca. Dzięki temu zakrycia brzegowe zaczęły być obserwowane z powodzeniem na całym świecie. Rzecz jasna ACLPPP miał też ograniczenia – ze względu na małą ilość obserwacji nie miał pełnego pokrycia okołobiegunowych regionów Księżyca a dokładność profilu obniżały zdarzające się obserwacje niepewne. Rozdzielczość profilu dodatkowo obniżało zastosowanie pseudografiki – liter odwzorowujących linię brzegu tarczy Księżyca (o – dane Kubo-Watts, x- ACLPPP, *- MOONLIMB, D, B,W, …) był zaimplementowany od 1993 r. w programie GRAZEREG przez dr Eberharda Riedel’a. Używany także przez dr Mitsuru Soma w opracowaniu redukcji obserwacji aż do czasu pojawienia się dokładniejszych danych z sondy Kaguya.

• Watts – opublikowany przez Chestera B. Watts’a z US Naval Observatory w roku 1963. Utworzony na podstawie analogowych fotografii powierzchni Księżyca wykonanych przez 70-cm refraktor. Zawiera 1800 kart, pomiary wykonano z krokiem 0,2° w kącie AA (Axis Angle) – dało to prawie pół miliona punktów wysokościowych. Katalog był częściowo niekompletny w okolicach znajdujących się za biegunami Księżyca – obszary te nazwano „regionami Cassini’ego”. Wynikało to z warunków geometrii oświetlenia powierzchni Księżyca. Kolejnymi ograniczeniami było przesunięcie pomiędzy środkiem masy Księżyca i jego środkiem geometrycznym (około 0,5″) oraz przesunięcie pomiędzy kątem AA i osią obrotu Księżyca. Cyfrowa forma katalogu, użyteczna dla pierwszych komputerów, została stworzona przez HM Nautical Almanac Office (HMNAO) w 1970 r. w Anglii. Profil skorygowany w roku 1981 przez zespół Morrison/Appleby, w roku 1991 przez Rosseló/Jordi.