UDAS - Ett svensk-tyskt asteroidprojekt

Transkript

1 UDAS - Ett svensk-tyskt asteroidprojekt Claes-Ingvar Lagerkvist 1, Gerhard Hahn 2, Björn Davidsson 1, Anders Erikson 2, Stefano Mottola 2, Ola Karlsson 1, Johan Lagerros 1, Tarmo Oja 1, and Johan Warell 1 1 Astronomiska Observatoriet, Uppsala Universitet, Box 515, S-75120, Uppsala 2 DLR, Institut für Weltraumsensorik und Planetenerkundung, Rutherfordstraße 2,D Berlin

2 2 Claes-Ingvar Lagerkvist UDAS är ett samarbetsprojekt mellan Astronomiska observatoriet i Uppsala och Institutionen för planetforskning vid DLR (Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt) i Berlin. Syftet med programmet är i första hand att genomföra uppföljningsobservationer av kända jordnära objekt för banförbättring. Dit hör också återupptäckter av objekt som observerats under tidigare apparitioner. Förutom asteroider som kommer nära jorden koncentrerar vi oss på objekt som har observerats under tidigare samarbeten mellan forskargrupperna i Uppsala och Berlin. 1 JORDNÄRA ASTEROIDER I augusti 1898 upptäckte G. Witt i Berlin en dittills helt okänd typ av himlakropp i vårt planetsystem. Som närmast solen (perihelium) är avståndet 1,13 AE, dvs strax utanför jordbanan och när den var som längst bort (aphelium) nådde den strax utanför Marsbanan. Den fick nummer 433 i den officiella asteroidkatalogen och namnet Eros. Eros var den först upptäckta i den grupp av asteroider som sedan kommit att kallas jordnära asteroider. Den är också en av de största. De allra flesta är små, knappt kilometerstora, stenbumlingar. I oktober 1911 var det dags igen. J. Palisa i Wien upptäckte då en asteroid som kom att få namnet 719 Albert. Denna är lite speciell så tillvida att det numera är den enda numrerade asteroid där man inte känner banan speciellt väl. Den betecknas därför som förlorad. K. Reinmuth upptäckte 1932 ett objekt med en vid den tiden helt unik bana. Den kommer så nära solen som 0,65 AE, dvs den passerar innanför jordbanan. Den fick så småningom numret och namnet 1862 Apollo. Samma år upptäcktes också 1221 Amor. Den 28 oktober 1937 hittades ett ovanligt långt asteroidspår på en plåt, också tagen av K. Reinmuth i Heidelberg. Den observerades bara under fyra nätter, men dess bana avslöjade att himlakroppen måste ha passerat mycket nära jorden, på 0,005 AE, dvs dubbla månavståndet. Asteroiden kallades Hermes, den enda namngivna asteroiden utan eget nummer. Den betraktas numera som förlorad liksom 719 Albert. Table 1. Antal kända jordnära asteroider. Grupp Definition Antal kända Aten a 1, 0 AE och Q 0, 983 AE 74 Apollo q 1, 017 AE och a 1, 0 AE 452 Amor 1, 017 AE q 1, 3 AE 439 I början upptäcktes dessa planetkorsande asteroider mer eller mindre av en slump, ofta av galaxastronomer. Länge hade geologer förkastat tanken

3 UDAS 3 på att det skulle finnas nedslagskratrar på jorden och de andra planeterna och deras månar. E. Shoemaker visade dock redan på 1960-talet att den välkända Barringerkratern i Arizona var resultatet av ett sådant nedslag för ungefär år sedan. Nedslagkroppen var i storlek som en ordinär långtradare. E. Helin och E. Shoemaker började därför så småningom en systematisk genommönstring efter sådana objekt genom att använda det lilla Schmidtteleskopet på Mount Palomar. Nu började ett mönster i banorna framträda och vi fick ganska snart den indelning av de planetkorsande objektens banor i aten-, amor- och apolloasteroider som vi fortfarande använder och där en representativ asteroid i respektive grupp har fått ge sitt namn åt gruppen. I tabell 1 ges antalet kända objekt i respektive grupp och definitionen av dem. Perihelavståndet är q och Q står för aphelavståndet. I skrivande stund finns som synes nästan 1000 kända objekt i dessa tre grupper, dessutom finns många fler asteroider som korsar Marsbanan. Dessa kan genom störningar från Jupiter eller genom närpassager med Mars fås att ändra sina banor till att bli amor- eller apolloasteroider. Fig. 1. Amorasteroiden 1580 Betulia fotograferad med Uppsalaobservatoriets Schmidtteleskop vid Mt Stromlo Observatory under närpassagen Under den 90 minuter långa exponeringen hann Betulia röra sig nästan 20 bågminuter. En himlakropp med en diameter av en kilometer har en visuell magnitud av ca 13 när den är nära jorden (0,1 AE, vilket inträffar under en mycket kort tidsrymd) men när den är i aphelium är den 10 magnituder ljussvagare. På det avståndet kan man inte direkt särskilja den från alla miljontals vanliga asteroider. Här ute tillbringar de den största delen av sin tid och det är under en mycket kort tid av omloppet runt solen som de kan upptäckas. De asteroider som kan komma nära jorden brukar med ett sammanfattande namn kallas för Near Earth Asteroids (NEAs). Många av dessa korsar inte jordens bana just nu, men kan komma att göra så genom de störningar som påverkar deras banor över långa tidsperioder. Man har dessutom definierat en undergrupp, med för närvarande (i mars 2000) 239 medlemmar, som kallas Potentially Hazardous Asteroids (PHAs) där det minsta nuvarande avståndet mellan jordens bana och banan av en PHA är mindre än 0,05 AE. Ett problem vid banberäkningar för dessa kroppar är att om de passerar tillräckligt nära en planet så kan man inte efter passagen göra förutsägelser med någon större precision. Bara under 1990-talet har vi haft 18 passager av olika små himlakroppar närmare jorden än km. Den närmaste passerade på ett avstånd av bara km. Som en jämförelse kan nämnas, att avståndet till månen är km. Totala antalet NEAs (se Tabell 1 för kända antal) är dock svårt att uppskatta med stor noggrannhet. Troligen känner vi fortfarande mindre än 10% av det totala antalet av alla kilometerstora NEAs. Nya uppskattningar

4 4 Claes-Ingvar Lagerkvist Fig. 2. Totala antalet kända NEAs under respektive år. Även om den första upptäcktes redan 1898 var totala antalet länge litet och i stort sett konstant långt in på 1970-talet. Den övre kurvan visar NEAs av alla storlekar och den undre visar NEAs större än 1 km. Fig. 3. Figuren visar den relativa nedslagsfrekvensen som funktion av energin vid nedslaget. Energin uttrycks i kiloton, megaton osv där ett kiloton motsvarar sprängkraften hos 1000 ton trotyl. Som jämförelse kan nämnas att Hiroshima bomben hade en sprängkraft på omkring 15 kt. Att energierna är så pass höga beror på de stora hastigheterna, upp mot 40 km/s vid nedslaget är inte ovanligt. Vi kan ur diagrammet utläsa att ett Tunguskaliknande nedslag inträffar vart 300:e år medan en kilometerstor kropp träffar jorden i genomsnitt vart :e år. Man brukar räkna med att en sådan kropp är stor nog för att i stort sett utplåna mänskligheten. Den himlakropp som slog ner för ca 65 miljoner år sedan och orsakade att dinosaurierna försvann var ädå större, km. gör emellertid gällande att det bara finns omkring 750 ± 200 kilometerstora NEAs, och då skulle vi redan ha hittat nära 40% av dem. Atenasteroiderna (med ett medelavstånd till solen a 1 AE och därför omloppstider mindre än ett år) utgör ett speciellt bekymmer. De befinner sig nästan hela tiden innanför jordbanan och är därför svåra att observera på grund av sin närhet till solen. Dessutom visar bansimuleringar att det kan finnas en population vars banor ligger helt innanför jordbanan, (sk Inner Earth Objects, IEO, av vilka somliga utvecklas till jordbanekorsare). Hittills har inga sådana upptäckts, främst pga svårigheten att observera nära solen. Osäkerheten i totalantalet NEAs med diametrar mindre än en kilometer är således mycket stor, och det kommer att ta många år innan vi har en bra uppfattning om storleksfördelningen av NEAs. Ett oberoende mått på nerslagsfrekvensen kan fås ur kraterräkningar på månen som sedan kan räknas om till projektilstorlekar med hjälp av lämpliga skalningsmodeller. Detta ger för den nuvarande populationen kilometerstora NEAs som resultat. Antalet NEAs med diametrar större än 100 m uppskattas till Man kan uppskatta att under en miljon år har jorden träffas tre gånger av kilometerstora bumlingar. Effekten av sådana nedslag blir naturligtvis katastrofal för så gott som allt djurliv på jorden. Stoftet som kastas upp i atmosfären gör att det blir totalt mörkt, och kallt, under flera år. Det ger å andra sidan en unik möjlighet för nya arter att blomma upp och gamla att utvecklas vidare. Som synes i Fig. 3 så inträffar en sådan händelse som den i Tunguska 1908 ungefär vart 300:e år. Här exploderade en liten himlakropp ( 30-50m m) troligen ganska högt upp i atmosfären. Den totala energin som frigjordes vid explosionen var dock hela megaton, och ödelade tusentals kvadratkilometer, lyckligtvis i ett nästan obebott område i den sibiriska tajgan.

5 UDAS 5 Dessa uppskattningar innefattar dock bara asteroider. Att uppskatta kometernas bidrag är mycket svårare då de långperiodiska kometerna dyker upp utan förvarning. De torde dock vara ansvariga för vattnet i världshaven, så deras bidrag har varit betydande för livets uppkomst och utveckling på jorden. Effekten av ett nerslag av en m stor projektil är till stora delar regionalt begränsad, även om det kan ge stora på verkningar av världsekonomin. Med stor sannolikhet sker en träff i havet med enorma flodvågor, sk tsunami, längs kusterna. Mot ännu mindre projektiler (< 100 m) så skyddar jordatmosfären delvis mot nedslagskonsekvenserna men flera gånger under året observeras mycket ljusstarka stjärnfall, s. k. bolider. Fig. 4. I februari detta år gick den amerikanska sonden NEAR in i en omloppsbana runt amorasteroiden Eros. Eros är en av de allra största jordnära asteroiderna vilket återspeglar sig i denna figur där den mera typiska kilometerstora jordnära asteroiden Castalia har lagts in som en jämförelse. Vi avslutar med några tänkvärda statistiska jämförelser. Risken att dö av ett asteroidnedslag (jämför Fig. 2 och Fig. 3) är lika stor som risken att omkomma i en flygolycka (om man flyger förstås). Chansen att vinna högsta vinsten på penninglotteriet (om man köper en lott) är ungefär lika stor som risken att man ska dö av nedslaget från en kilometerstor himlakropp. Risken för ett nedslag är dock förstås lika stor antingen man flyger eller köper penninglotter. Det är därför viktigt att utöka vår kunskap om dessa NEAs, både när det gäller det totala antalet för att kunna uppskatta kollisionsfrekvensen och deras fysikaliska natur som är avgörande både för den energi som utvecklas vid nedlaget och eventuella möjligheter att kunna avlänka deras banor. Därför finns i dag flera olika forskargrupper som uteslutande ägnar sig åt att leta efter sådana objekt. I dag bedrivs dessa sökprojekt med moderna CCDdetektorer och sofistikerade dataprogram som ur de enorma datamängderna letar rätt på alla rörliga objekt. Det finns sökprojekt med fantasieggande namn såsom Spacewatch, LIN- EAR, LONEOS, NEAT. För en förklaring av namnen, och mera information, hänvisas till referenslistan sist i artikeln där mera information kan inhämtas om dessa. Resten av den här artikeln ska ägnas åt vårt eget sökprojekt UDAS Uppsala DLR Asteroid Survey som är ett samarbetsprojekt mellan Uppsalaobservatoriet och Institutionen för planetforskning vid DLR i Berlin. 2 KVISTABERGS OBSERVATORIUM Kvistabergs observatorium kom till genom en donation av Nils Tamm ( ), en framstående amatörastronom och konstnär. I mitten på 1940-talet beslöt han sig för att donera sin egendom Kvistaberg, belägen ca 50 km

6 6 Claes-Ingvar Lagerkvist söder om Uppsala vid Mälarens norra strand, jämte en större summa pengar till Uppsala universitet - detta för att astronomerna i Uppsala skulle kunna utföra sina observationer från en plats fjärran från Uppsalas ljus och rök. Astronomerna i Uppsala, under ledning av professorerna Gunnar Malmquist och Åke Wallenquist började planera för observationsstationen, och ganska snart beslöt man sig för att man som huvudinstrument ville ha ett Schmidtteleskop. Detta ger en god avbildning över ett stort fält, samtidigt som det är ett spegelteleskop praktiskt taget utan färgfel, och är särskilt lämpat för stellarstatistiska studier, som då var en av de vetenskapliga huvudinriktningarna för Uppsalaastronomerna. Med ett Schmidtteleskop skulle man på kort tid kunna samla fotometriskt och astrometriskt material för många stjärnor, vilket ju är särskilt viktigt i vårt klimat, där det klara vädret inte är alltför vanligt. Fig. 5. Nils Tamm, vars donation gjorde byggandet av Kvistabergs observatorium möjligt, var även en flitig observatör av variabla stjärnor, novor och planeter. För att hedra Nils Tamm fick nyligen asteroiden 7833 namnet Nilstamm. Schmidtteleskopet man beslöt sig för att bygga var ett stort teleskop, helt i världsklass. Bygget skedde i egen regi under ledning av prof. Wallenquist, vilket gjorde det möjligt att bygga ett större teleskop än vad som hade varit möjligt, om man beställt det kommersiellt. Nackdelen var, att konstruktionen och byggandet tog längre tid, och det dröjde ganska länge, innan instrumentet kunde tas i bruk. Det invigdes högtidligen i juni 1964 och har sedan dess varit i flitigt bruk. Teleskopets spegel har en diameter på 135 cm, korrektionsglaset är 100 cm och fokallängden 300 cm, bildskalan blir då 69 /mm. Kassetten är gjord för plåtar av dimensionen 24x24 cm vilket betyder, att man avbildar ett fält på cirka 4x4 grader på en plåt det låter litet men 64 fullmånar skulle kunna få rum inom hela bildfältet. Till en början användes teleskopet uteslutande fotografiskt, vilket ju är det normala för Schmidtteleskop. Under de nästan 40 år som teleskopet har varit i bruk har över 3000 fotografiska plåtar tagits med det. Det finns dock även en hyperbolisk sekundärspegel, vilket möjliggör fotoelektriska observationer med en fotometer i Cassegrainfokus. För ungefär två år sedan utrustades teleskopet med en CCD-kamera i primärfokus vilket resten av den här artikeln ska handla om. Fig. 6. Stora Schmidtteleskopet på Kvistaberg är med sin 135 cm spegel ett av världens största av denna teleskoptyp.

7 UDAS 7 3 CCD-KAMERAN En CCD-kamera (Charge-Coupled Device) är ett elektroniskt avbildningssystem som ofta används inom astronomin. En CCD består av ett halvledarmaterial där elektroner frigörs när de belyses. Ytan på en CCD består av ett stort antal bildelement, pixlar, som kan läsas ut var och en för sig. CCD-tekniken är inte bara effektiv för att avbilda ljussvaga objekt, antalet frigjorda elektroner är dessutom proportionellt mot antalet inkommande fotoner. Detta gör att ett objekts uppmätta ljusstyrka är direkt proportionell mot den riktiga ljusstyrkan vilket inte är fallet för en fotografisk avbildning. CCD-kameran Antal pixlar Pixelstorlek 15 µm=1 Utläsningshastighet 400 kbit/s Intensitetsskala steg Den CCD-kamera som används på Kvistaberg är till största delen byggd vid DLR i Berlin. Det yttre metallhöljet är dock tillverkat vid Kvistabergs verkstad. Själva CCD-chipet består av pixlar. Monterad i Schmidtteleskopets primärfokus fås ett fält på drygt 30x30 bågminuter, dvs fullmånen får precis rum. Kameran är konstruerad för att kunna användas i två lägen. Det första är en vanlig bildtagningsfunktion där chipet läses av efter exponeringen. Det andra läget tillåter konstant utläsning och kallas scanningsläge. Vid scanfotografering slås teleskopets drivning av och stjärnorna driver med jämn hastighet över kamerans synfält. En stjärna nära himmelsekvatorn som dyker upp vid chipets östra kant tar då två minuter på sig att passera över fältet och försvinna i väster. För att erhålla skarpa bilder av det förbipasserande stjärnfältet läses kamerans chip kontinuerligt ut kolumnvis i rätt hastighet under exponeringen, så att den aktuella stjärnans ljus hela tiden registreras av samma pixelrad. Därvid erhålles en effektiv exponeringstid av två minuter för ett långt himmelssvep, förutom de två första och sista minuterna av exponeringen då exponeringstiden byggs upp och under vilka stjärnorna inte passerar över hela chipet. Normalt varar scanningarna i 10 minuter vilket betyder att ett 2,5 grader långt fält med bredden en halv grad exponeras. Kameran kyls för att reducera bildstörningar och till en början kyldes den med en alkoholblandning i ett cirkulerande system som passerade genom ett bad kylt med torris. Nu är detta system utbytt mot flera Peltierelement som alstrar kylan genom elektricitet (den omvända processen till termoelement). Dessutom finns en svag uppvärmning runt kamerafönstret, som täcker det vakuuminneslutna CCD-chipet, för att förhindra isbildning. Kamerafunktionerna styrs via dator med ett program gjort av Stefano Mottola vid DLR i Berlin.

8 8 Claes-Ingvar Lagerkvist Fig. 7. Kameran kan naturligtvis användas även för annat än asteroidfotografering vilket denna 60 sekunder långa exponering av Virvelgalaxen M51 visar. 4 OBSERVATIONER PÅ KVISTABERG Som alla vet är vädret i Sverige inte det allra bästa. Det gäller alltså att ta vara på de få tillfällen som bjuds för att kunna upprätthålla ett någorlunda kontinuerligt observationsprogram. De satellitbilds- och väderprognostjänster som är tillgängliga via internet är fundamentala för planeringen av observationerna. En normalmånad bjuder på omkring fem användbara nätter under de tre månfria veckorna centrerade på nymåne, vilket betyder ungefär en natts tjänst per observatör. Vid ankomst till Kvistaberg vidtager startförfarandet. Drivning, CCDkamera, kamerafläktar och dator slås på. Därefter öppnas spalten i kupolen liksom skyddsluckorna för teleskopets stora spegel och korrektorlins. Efter knappt en halvtimme har kameran kylts till åtminstone 35 C och observationerna kan börja. När det gäller att upptäcka nya objekt vill man effektivt svepa av en stor del av himlen på kort tid, och då utnyttjas möjligheten att ta scanbilder. Här låter man teleskopet stå still och varje stjärna passerar längs en bestämd pixelrad. Resultatet blir en bild där utsträckningen i rektascension beror på hur länge man låter utläsningen fortgå. Varje bild som tas, antingen det rör sig om en stillbild eller scan, upprepas tre gånger. Eftersom asteroiderna rör sig något mellan exponeringarna kan de upptäckas genom sin rörelse mot stjärnbakgrunden. En typisk huvudbältsasteroid i opposition förflyttar sig en halv bågsekund per minut, vilket kräver ett tidsintervall av ungefär fem minuter mellan bilderna för att objektet tveklöst skall kunna upptäckas. 4.1 Att upptäcka asteroider När nattens observationer är gjorda sparas de på en jazdisk (en minnesskiva som rymmer upp till 2 Gbyte data) som tas med till observatoriet i Uppsala för att genomgå en reduktion. Bildanalysen sker med mjukvara som utvecklats vid DLR i Berlin och har använts framgångsrikt i ODAS-projektet under flera år. (ODAS var ett tysk-franskt asteroidsökprogram som under tiden letade efter NEAs, det var vid den tiden det första och enda europeiska NEA-programmet, men fick ställas in pga brist på fortsatt finansiering.) I praktiken sker bildanalysen i Berlin, dit bilderna förs över via internet. Därifrån skickas också de verifierade asteroidpositionerna till Minor Planet Center i Cambridge, USA. I Berlin finns också UDAS websida som beskriver projektet, ger den aktuella observationsstatistiken, liksom information för intresserade observatörer som vill göra uppföljningsobservationer av nyupptäckta UDAS-asteroider.

9 UDAS 9 Fig. 8. Tre bilder av samma stjärnfält där vi överst kan se hur kometen C/1999 S4 rör sig mellan exponeringarna. Denna komet, som upptäcktes av LINEAR, kommer i sommar troligen att bli synlig med blotta ögat. Under visas tre bilder av asteroiden som upptäcktes av E. Bowell. Analysen görs med en serie program som leder fram till att asteroidernas koordinater och ljusstyrkor skrivs ut på ett standardiserat format som kan rapporteras till Minor Planet Center. I steg ett beräknas koordinater och intensiteter för samtliga objekt på bilden vars ljusstyrkor är tillräckligt höga för att kunna skiljas från himlens bakgrundsbrus. På så sätt erhålles en digital databas över objekten i stjärnfältet, vilket lätt kan jämföras dels med informationen i stjärnkatalogen, dels med informationen i de två andra bilderna tagna av samma fält. Det andra steget i reduktionsprocessen är att identifiera de ljusaste stjärnorna med informationen från en stjärnkatalog. Hubble Guide Star Catalog, som innehåller 15 miljoner stjärnor ljusare än sextonde magnituden, räcker till i de flesta fall eftersom det även i ett stjärnfattigt stillbildsfält finns minst ett par dussin stjärnor. I det tredje steget jämförs de tre bilderna i samma serie med varandra för att upptäcka olikheter mellan dem. I detta steg identifieras alla objekt som rör sig med rimliga hastigheter, och som är konsistenta med tidsintervallet mellan bilderna. Runt varje rörligt objekt klipps i varje bild ett litet fält ut och sparas Fig. 8. Dessa kan sedan visas som en film i snabb sekvens efter varandra för att verifiera om det verkligen rör sig om en potentiell asteroid/komet eller inte. 4.2 Är asteroiden tidigare okänd? Under de klaraste månfria nätterna upptäcks objekt ljusare än magnitud tjugo, men denna gräns försämras snabbt med ett par magnituder vid starkt månsken, dis, cirrusmoln eller nysnö. I vissa scanfält tagna nära ekliptikan registeras upp till ett tjugotal asteroider, av vilka knappt hälften brukar vara tidigare okända. Det betyder att de antingen är helt okända eller kan ha observerats vid något enstaka tillfälle tidigare, men inte har någon bana bestämd beroende på för få observationer. Positionerna för de asteroider som registreras jämförs med den aktuella asteroiddatabasen vid Minor Planet Center. Via internet kan man även direkt kontrollera om en intressant asteroid är känd eller inte. De objekt som upptäcks under observationerna följs upp så snart som möjligt, för att observationerna skall kunna utnyttjas för att bestämma en preliminär bana. Snabba uppföljande observationer garanterar i princip att objektet inte tappas bort innan en tillräckligt bra bana har kunnat beräknas, så att det kan återfinnas vid nästa opposition. Eftersom vädret ofta är dåligt för astronomiska observationer i Sverige har många okända objekt inte kunnat återfinnas då nästa klara månfria natt infunnit sig. Förhoppningsvis har dessa asteroider då observerats av något

10 10 Claes-Ingvar Lagerkvist annat sökprogram, varvid de olika observationerna kan länkas och objektens identitet blir säkerställda. När detta gjorts kan asteroiderna lätt återfinnas. Det är inte enbart egna asteroider som observeras inom UDAS-programmet. Även nyligen gjorda upptäckter av jordbanekorsande asteroider följs upp för att säkerställa deras banor, liksom återupptäckter av förlorade asteroider eller kometer på väg mot perihelium som inte observerats under den aktuella apparitionen. Vetenskapligt intressanta observationsobjekt saknas aldrig! Ett bra exempel på hur nyupptäckta asteroider kan länkas ihop med enstaka observationer från tidigare apparitioner, och t.o.m. ledde fram till att asteroiden kunde numreras efter bara några månader, är 1999 WF 8. Den upptäcktes av UDAS den 28 november 1999, följdes upp natten därpå och fick då sin provisoriska beteckning. Positionerna länkades ihop med andra observatoriers, och en preliminär bana publicerades. Med utgångspunkt från denna bana lyckades Andreas Doppler, amatörastronom från Berlin, identifiera enstaka observationer från 1977, 1997 och Med den förbättrade banan hittade han dessutom ett spår på en digitaliserad plåt från Palomar Sky Survey (POSS). På så vis länkades 65 positioner från fem oppositioner ihop. Asteroidens bana blev så välbestämd att Minor Planet Center tilldelade den numret i den officiella asteroidkatalogen. Teamet från UDAS deltar i ytterligare ett intressant och mycket framgångsrikt projekt. I samarbete med DANEOPS (DLR-Archenhold NEO Precovery Survey) programmet får vi efemerider av nyligen upptäckta jordnära asteroider vars banor kan förbättras genom att leta i gamla plåtarkiv efter observationer. Detta sker genom att man integrerar banan tillbaka i tiden, med hänsyn till störningarna från alla planeter, och sedan kontrollerar om asteroiden i fråga har blivit observerad tidigare. Flera tusen plåtar, främst från POSS och UK Schmidt teleskopet i Siding Spring i Australien, finns tillgängliga i digitaliserad form. På så vis har mer än 30 banor av NEO och Marskorsare förbättrats avsevärt genom DANEOPS eftersom banbågen har kunnat förlängas med många år. Sammanfattningsvis har UDAS programmet hittills under 47 observationsnätter (november 1999 till och med mars 2000) lyckats samla in nästan 3000 helautomatiskt bestämda astrometriska positioner av över 700 asteroider och kometer, varvid 19 nya asteroider (observerade mer än en natt) har hittats. 5 REFERENSER Planetgruppen, Uppsala: eng.html Planetgruppen, Berlin: Europeiska forskningsnoden för asteroider: Minor Planet Center: UDAS: LINEAR:

11 UDAS 11 Spacewatch: Catalina Sky Survey: LONEOS: disc.html NEAT: spravdo/neat.html ODAS: