Системы координат (стр. 7 )

В решении современных астрометрических задач участвуют такие ПЗС телескопы-астрографы, как SLOAN (диаметр объектива 2,5 м, Apache Point Observatory, США), VST (диаметр объектива 2,65 м, европейская южная обсерватория ESO). Телескоп VST создается для обеспечения наблюдений на крупнейшем в мире наземном оптическом интерферометре VLT, расположенном в пустыне Паранал (Чили).

Большие телескопы для астрометрии

Несмотря на то, что главные задачи больших телескопов (диаметр оптики до 8-10 метров) лежат в области астрофизических исследований, тем не менее, в области позиционных определений для наземной астрометрии открываются уникальные возможности. Это поиск и исследование слабых спутников планет и новых объектов солнечной системы, новых планетных систем в окрестностях ближайших звезд, изучение орбит и масс двойных и кратных звездных систем, и др.

В качестве примера можно привести один из крупнейших телескопов мира - телескоп SUBARU (Национальная астрономическая обсерватория Японии), установленный в обсерватории Mauna Kea (Гавайские острова) на высоте 4200 метров, в месте с наилучшими астроклиматическими условиями. Телескоп SUBARU имеет диаметр первичного зеркала 8,2 метра, оснащен ПЗС камерой, включающей мозаику из 10 матриц, которые смогут регистрировать объекты до 26.6m. Кроме активной оптики телескоп снабжен также узлом адаптивной оптики, что обеспечивает предельное дифракционное разрешение, на уровне космического телескопа Хаббла (HST). Управление телескопом SUBARU обеспечивается наблюдателем в режиме удаленного доступа из любой обсерватории. Задачей астрометрического направления телескопа SUBARU является “глубокий” поиск и тщательное изучение слабых объектов Солнечной системы слабее 20m (астероиды, спутники Сатурна, Юпитера), включая планетоподобные объекты с целью определения их положений, звездных величин в пяти цветах, наблюдения двойных звезд и т. п. Точность определения положений наблюдаемых объектов посредством SUBARU около 0,01″.

Оптические интерферометры

Оптический интерферометр состоит минимум из двух телескопов, синхронно наблюдающих один и тот же объект. В основе определения координат посредством оптической интерферометрии лежит явление интерференции (сложения) световых волн при условии их когерентности (т. е. согласованности по амплитуде и фазе). Этот принцип был реализован в простом двухэлементном интерферометре Майкельсона, основные идеи которого в различных модификациях присутствуют в современных наземных (и космических) проектах. Для получения координаты наблюдаемого объекта (звезды) оптический интерферометр должен измерять угол между направлением на звезду и вектором базы (вектором, соединяющим фокусы объективов двух телескопов). Для получения второй координаты необходима другая база, различно ориентированная от первой. Определение угла между объектом и базой выполняется путем измерения задержки прихода сигнала (по расположению интерференционных колец).

Разрешающая способность D интерферометра зависит от длины его базы D и определяется в соответствии с формулой:

D = 1,22"×l/D

где l - длина волны наблюдаемого диапазона.

При увеличении диаметра телескопа или базы интерферометра разрешающая способность может быть увеличена. Развитие волоконно-оптических средств связи привело к созданию интерферометрических комплексов, включающих большие телескопы с диаметрами зеркал до 8 и более метров и базами до 200 метров.

Современные крупнейшие оптические интерферометры:

- интерферометрический комплекс VLTI (ESO – Европейская Южная обсерватория, Чили). Комплекс интерферометра включает 4 телескопа с зеркалами 8,2 м и базой 57-130 м, а также 2 вспомогательных телескопа диаметром 1,8 метра. Здесь для исключения влияния турбулентности атмосферы применяется адаптивная оптика;

- комплекс KEKI-KEKII (обсерватория Mauna Кеа, Гавайи, США). Два крупных телескопа диаметром 10 метров работают в режиме интерферометра Майкельсона с несколькими вспомогательными телескопами.

Имеются действующие наземные интерферометрические комплексы, связывающие десятки телескопов и проекты создания комплексов с базами до сотен метров (обсерватории Kitt Peak, Canary Islands, Cerro Tolo, La Silla, Mauna Кеа и др.).

Оценивая в целом возможности оптических интерферометрических телескопов и комплексов для наземной астрометрии можно говорить о предельной точности позиционных определений, порядка 0,001″, а с использованием активной оптики и больших интерферометрических комплексов с малым полем предел может быть отодвинут до (10÷100)″∙10-6.

Контрольные вопросы к разделу 3.2

1.  Какие требования предъявляются к фундаментальным астрометрическим инструментам?

2.  В каких системах координат устанавливаются классические астрооптические инструменты?

3.  Сколько осей вращения имеет каждый оптический инструмент, перечисленный в п.3.2.2.?

4.  Отличия современных оптических инструментов от классических.

5.  Оптический интерферометр: принцип действия.

6.  Привести примеры действующих больших оптических телескопов и интерферометрических комплексов.

3.3. Создание фундаментальной и инерциальной систем координат

3.3.1. Общие положения

Инерциальная система координат – система, обладающая лишь прямолинейным и равномерным движением. Если для определения координат и скоростей тел используется классическая механика, то система отсчета должна быть инерциальной.

Фундаментальная система координат отличается от инерциальной наличием некоторого вращения. Фундаментальную систему координат иначе называют квазиинерциальной.

Небесная фундаментальная система – средняя экваториальная система (связанная со средним полюсом мира), обладающая лишь прецессионным движением. Небесная фундаментальная система координат закрепляется на небесной сфере данными фундаментального каталога, содержащими для некоторого числа звезд и некоторой эпохи значения экваториальных координат и их изменений. Эти данные позволяют воспроизводить среднюю экваториальную координатную сетку для любой эпохи.

Чтобы практически задать любую координатную систему, надо

1)  принять определенную математическую модель и развить ее теорию;

2)  реализовать систему координат, привязав ее к реальным, физически существующим объектам (например, к ИСЗ, телам Солнечной системы, звездам, галактикам, квазарам).

Определить основные плоскости и оси системы отсчета можно двумя способами: кинематическим и динамическим [1].

Если существуют выбранные тела, координаты которых известны и постоянны, то с этими телами можно связать инерциальную систему координат. Это - кинематическое определение. В действительности координаты небесных тел точно не известны из-за ошибок наблюдений и, кроме этого, могут изменяться по ряду причин. В этом случае наилучшим приближением к инерциальной системе будет система, определяемая объектами, координаты которых известны с наилучшей точностью и искажены лишь случайными ошибками. В настоящее время наилучшей системой является система, задаваемая координатами внегалактических радиоисточников (ICRF). Наилучшей оптической реализацией квазиинерциальной системы является каталог звезд HIPPARCOS.

Систему координат можно определить динамическим образом, если в качестве тел выбрать тела солнечной системы, координаты которых определяются на основе уравнений движения. В простейшем случае - кеплеровском движении тела по эллиптической орбите относительно центрального тела – основная плоскость системы координат может быть определена плоскостью орбиты, которая в этом случае сохраняет свое положение в пространстве; ось z может быть определена как перпендикуляр к плоскости орбиты, а ось x, например, совпадать с большой полуосью эллипса. В действительности ни положение плоскости орбиты в пространстве, ни положение большой полуоси в плоскости орбиты не остаются постоянными из-за возмущений со стороны других тел солнечной системы, эффектов общей теории относительности. Поэтому динамическая система отсчета задается эфемеридами - таблицами положений Солнца, Луны и больших планет. В настоящее время широко используются эфемериды DE200/LE200, DE403/LE403 и DE405/LE405, вычисленные в Лаборатории реактивного движения (Jet Propulsion Laboratory, JPL, США). Аналогичные по точности эфемериды EPM2004 разработаны в Институте прикладной астрономии Российской академии наук (ИПА РАН). Они используются в качестве эфемеридной основы в вычислениях эфемерид Солнца, Луны и больших планет при составлении Астрономических Ежегодников.

Различные реализации координат можно классифицировать следующим образом [10]: звездная (фундаментальная, FK5), планетная (динамическая, DE405/LE405), внегалактических радиоисточников (ICRF – по РСДБ наблюдениям), космическая (HCRF – по наблюдениям с космического аппарата HIPPARCOS). Фундаментальный каталог FK6, принятый к использованию с 1998 г., является комбинацией результатов космических и наземных наблюдений звезд и квазаров.

3.3.2. Теоретические основы определения координат звезд и их изменений

3.3.2.1. Определение прямых восхождений и склонений небесных тел

позиционным методом

Определение координат звезд традиционно выполняется либо позиционным методом (измерение направлений), либо фотографическим. В позиционном методе прямые восхождения и склонения светил определяются из наблюдений их прохождений через меридиан и из измерений их меридианных зенитных расстояний. Для наблюдений используются меридианные круги, вертикальные круги и пассажные инструменты. Методы схожи с методами геодезической астрономии – данные способы можно отнести к способам измерений в одном вертикале, когда горизонтальные углы не измеряются.

При прохождении светила через меридиан справедливы соотношения:

d = f ± Z, a = s = S + l – для верхней кульминации,

d = 180 – (f + Z), a = s ± 12h = S + l ± 12h – для нижней кульминации.

Таким образом, если на пункте с известными координатами f, l измерить зенитные расстояния Z звезд в меридиане и время прохождения S через меридиан, то можно найти положения звезд a, d. На практике задаются приближенные координаты a0, d0, f0,l0. Далее из решения системы уравнений наблюдений определяются поправки к этим координатам Da, Dd, Df, Dl. Кроме того, в систему уравнений наблюдений включаются параметры инструмента (в том числе величина внемеридианной установки инструмента).

Преимущества меридианных наблюдений:

1) наблюдения прямых восхождений и склонений независимы, и их можно выполнять отдельно друг от друга;

2) ошибки наблюдений, искажающие прямое восхождение, не влияют на склонение, и наоборот;

3) наблюдения производятся в одном вертикале, что обуславливает относительную простоту конструкции инструментов;

4) основные формулы обработки меридианных наблюдений просты, что облегчает определение различных параметров;

5) рефракция влияет только на склонение.

Однако остается сложным учет влияния на наблюдения инструментальных ошибок, изменения внешних условий, аномальной рефракции и других факторов. Необходимость строгого учета соответствующих поправок возрастает с повышением требований к точности наблюдений.

Существует два метода определения координат звезд: абсолютный и относительный. Абсолютный метод предполагает независимое определение координат звезд без использования точных координат из прежних наблюдений и требует специального исследования параметров инструмента. При относительном, или дифференциальном методе получают координаты определяемых звезд относительно координат опорных звезд, которые берутся из какого-нибудь фундаментального каталога. Параметры инструмента при этом определяют из анализа наблюдений опорных звезд.

Абсолютные определения прямых восхождений

(времени прохождения через меридиан)

Определение прямых восхождений сводится к фиксации момента прохождения звезды через меридиан T. Если учесть ошибки, возникшие из-за неправильной ориентировки инструмента и коллимации DT, а также поправку часов u, то прямое восхождение звезды будет равно

a = T + u + DT.

При определении абсолютных прямых восхождений основными являются три следующих процесса:

1. Определение абсолютного азимута.

Абсолютный азимут определяется путем регулярных наблюдений прохождений Полярной в верхней и нижней кульминациях, с параллельными отсчетами мир и наблюдениями прохождений южных звезд для определения поправки часов. Наблюдения одной лишь Полярной для определения азимута не слишком выгодны, так как здесь может проявиться остаточное влияние неравенства цапф (систематической инструментальной погрешности). Поэтому целесообразно использовать наблюдения различных близполюсных звезд.

2. Выравнивание прямых восхождений внутри системы. Здесь накладывается условие ∑Da = 0 для всех звезд каталога.

3. Определение начала координат системы прямых восхождений - положения точки весеннего равноденствия.

При абсолютном методе определения прямых восхождений звезд необходимо наблюдать Солнце для фиксации положения точки весеннего равноденствия на небе относительно звезд. Кроме Солнца наблюдают планеты Солнечной системы и малые планеты, если элементы их орбит известны с достаточной степенью точности.

Из наблюдений Солнца можно найти его прямое восхождение a⊙, не зная прямых восхождений других светил, по формуле:

sin a⊙= tg d⊙/tge.

Склонение Солнца d⊙ можно найти, измеряя зенитное расстояние Солнца в верхней кульминации z ⊙; наклон эклиптики к экватору e определяется по теории движения Солнца.

Если при измерении зенитного расстояния Солнца отмечать по часам момент T¢⊙ прохождения Солнца через меридиан, то из уравнения

s = a⊙ = T¢⊙ + u

будет известна также поправка часов u для каждого дня наблюдений и ход часов w.

Таким образом, абсолютный метод определения прямых восхождений сводится к следующему. Выбирается несколько десятков звезд, расположенных более или менее равномерно вдоль эклиптики и небесного экватора, несколько ярких, чтобы каждую из них можно было бы наблюдать и днем, до или после наблюдений Солнца. Такие звезды называются главными или часовыми.

При наблюдении часовых звезд отмечаются моменты их прохождения через меридиан T¢1, T¢2, ..., T¢n. При наблюдении Солнца отмечается момент T¢⊙ его прохождения через меридиан и измеряется зенитное расстояние z⊙. По измеренному зенитному расстоянию Солнца вычисляются его склонение d⊙ и прямое восхождение a⊙ для каждого дня наблюдений в моменты его верхней кульминации. Далее вычисляются поправки часов на моменты наблюдений Солнца, а по ним – ход часов.

Для каждого дня наблюдений Солнца и часовых звезд составляются следующие уравнения

a⊙ = T¢⊙ + u,

a1 = T¢1 + u + w(T¢1 - T¢⊙),

a2 = T¢2 + u + w(T¢2 - T¢⊙),

........................................

an = T¢n + u + w(T¢n - T¢⊙).

Из этих уравнений и определяются прямые восхождения Солнца и часовых звезд абсолютным методом. При этом выгоднее производить такие определения по наблюдениям, проведенным при небольших значениях абсолютной величины склонения Солнца, то есть около дней весеннего и осеннего равноденствий.

Абсолютные определения склонений

Склонения звезд определяются по измеренным зенитным расстояниям в меридиане. При этом должны быть учтены все погрешности измерений – как инструментальные, так и рефракционные. Главной проблемой при определении склонений является независимое определение широты места. Обычно ее совмещают с определением поправки постоянной рефракции.

Данную задачу решают по измерениям зенитных расстояний множества звезд в верхней и нижней кульминациях. Для каждой звезды, наблюдавшейся в двух кульминациях, можно написать

dв = f ± zв = (f 0 + Df) ± (zв 0 + Drв) = dв0 + Df ± Drв,

dн = 1800 – (f +zн) = 1800 – (f 0 + Df) - (zн 0 + Drн) = dн0 - Df - Drн,

dв – dн= 2Df + (rн ± rв) Dk/k, (3.1)

где dн, dв - склонения одной и той же звезды, вычисленные по наблюденным zн, zв с принятым значением широты f0; Df - поправка в принятое значение f0; Drв, Drн - поправки за неучтенное влияние рефракции, Dk - поправка постоянной рефракции k.

Разности (dв – dн) теоретически должны быть равны нулю. Поправки к широте находятся из обработки ряда наблюдений. Уравнения вида (3.1), составляемые по наблюдениям близполюсных звезд, рассматриваются как уравнения поправок к принятому значению широты Df и постоянной рефракции Dk.

Относительные определения прямых восхождений и склонений.

Относительные определения координат звезд сводятся к измерению разностей координат определяемых и опорных звезд. Опорными звездами здесь называются звезды фундаментального каталога, определяемыми – звезды, положения которых относительно фундаментальной системы следует определить.

Из наблюдений звезд в меридиане получают для каждой опорной и для каждой определяемой звезды моменты прохождения через меридиан T и Ti и зенитные расстояния z и zi. При отсутствии погрешностей измерений разность моментов прохождений звезд после учета хода часов есть разность их прямых восхождений, то есть

T - Ti = a – ai = Dai,

а разность зенитных расстояний есть разность склонений этих звезд, то есть

z – zi = di – d = Ddi

(кульминация к югу от зенита),

z – zi = d – di = Ddi

(кульминация к северу от зенита).

Из этих соотношений получаются искомые координаты определяемой звезды, так как опорной звезды известны.

3.3.2.2. Фотографический метод определения координат звезд

На фотографиях находятся положения определяемых звезд относительно опорных. Таким образом, фотографическим методом, в основном, определяются относительные положения звезд. Если измерения выполняются относительно внегалактических объектов, то определяются абсолютные положения.

При обработке фотографических наблюдений используют три различных вида координат: экваториальные (a, d), идеальные (x, h) и измеренные (x, y) (см. рис.3.7)

Экваториальные координаты звезд a, d отнесены к эпохе соответствующего звездного каталога. В конкретных случаях они могут быть редуцированы к моменту наблюдений или к другой эпохе.

Эти сферические координаты преобразуются в плоские на снимке по законам центральной проекции. Началом такой системы координат служит оптический центр снимка O. Ось Oh является изображением на снимке круга склонений. Положительное направление оси Ox соответствует возрастанию прямых восхождений. Эта система никак не зафиксирована на снимке и является лишь математическим описанием центрального проектирования сферической системы координат на плоскость снимка, поэтому ее называют идеальной. Другие названия – тангенциальная или стандартная.

Измерения на снимке ведутся относительно направлений осей координатно-измерительного прибора, в системе (xyC). За начало такой системы часто принимают геометрический центр снимка. Расхождение между координатами x, h и x, y обусловлены различными факторами, которые влияют на центральное проектирование (ошибки объектива, внешние влияния, ошибки установки осей астрографа и т. д.). Влияют также ошибки координатно-измерительного прибора и деформации фотоматериала.

Связь напрямую между экваториальными координатами объектов a, d и их измеренными координатами не представляется возможной. Для установления этой связи используются идеальные координаты x, h. Здесь выполняется учет проекции, искажений снимка.

Средняя квадратическая ошибка положения звезды полученного в результате обработки астронегатива, составляет 0,1 ÷ 0,2″ [9].

Описанные выше общие принципы получения координат звезд по изображениям звездного неба справедливы и для современных средств наблюдений. Использование больших телескопов и телескопов-интерферометров, применение ПЗС-матриц, цифровая обработка изображений позволяют определять положения звезд с точностью (0,01 ÷ 0,1)″∙10-3.

3.3.2.3 Определение параллаксов и собственных движений звезд

Для измерения годичного параллакса какой-либо звезды ее надо наблюдать из диаметрально противоположных точек земной орбиты (через полгода), а именно из тех точек, для которых параллактическое смещение по измеряемой координате должно быть наибольшее. Влияние годичного параллакса p на координаты звезд определяется формулами

a – a0 = p cosd⊙ sin(a⊙ – a0)/ cosd0 = pm,

d – d0 = p [sind⊙cosd0 – cosd⊙sind0cos(a⊙ – a0)] = pn,

где a0, d0– гелиоцентрические координаты звезды,

a, d – геоцентрические координаты звезды,

a⊙, d⊙ – координаты Солнца.

Данные формулы можно написать для первого наблюдения звезды в году в виде a1 – a0 = pm1, d1 – d0 = pn1, и для второго, тщательно учтя при этом влияние на координаты всех других явлений (аберрации, прецессии, нутации, собственного движения и т. д.), a2 – a0 = pm2, d2 – d0 = pn2. Тогда из двух измерений прямого восхождения и склонения можно вычислить параллакс:

p = (a2 – a1)/(m2 – m1), p = (d2 – d1)/(n2 – n1).

В действительности измеряют не координаты звезды, а их изменения путем измерения положений исследуемой звезды относительно двух-трех близких к ней на небе опорных звезд с малыми параллактическими смещениями. К настоящему времени параллаксы более чем 100 тыс. звезд определены с помощью астрометрического спутника HIPPARCOS.

Годичные собственные движения звезд по прямому восхождению ma и склонению md определяются из меридианных и фотографических наблюдений положений звезд, выполненных в различные эпохи.

Пусть ak, a0 и dk, d0 – координаты одной и той же звезды, приведенные на эпоху и систему заданного каталога; tk и t0 – соответствующие эпохи наблюдений звезды; Da0 и Dd0 – систематические разности между заданным и текущим каталогом. Тогда можно составить уравнения поправок вида [3]

ak – a0 = Da0 + ma( tk – t0),

dk – d0 = Dd0 + md ( tk – t0)

с неизвестными Da0, ma, Dd0, md. При k > 2, когда звезда фигурирует во многих каталогах, эти уравнения решаются по способу наименьших квадратов. Практика показывает, что если в среднем tk – t0 ≈ 50 лет, то собственные движения звезд получаются с точностью 0.003″/год.

3.3.3. Построение фундаментальной системы координат

3.3.3.1. Звездные каталоги положений и собственных движений.

Систематические ошибки каталогов

Построение фундаментальной системы координат (ФСК) выполняется в два этапа:

1) построение целого ряда исходных звездных каталогов;

2) построение фундаментального звездного каталога, задающего фундаментальную систему координат на небесной сфере совместно с уточнением системы собственных движений звезд.

Каждый исходный каталог строится на основе определения координат звезд путем наблюдений на отдельном инструменте за небольшой интервал времени. Каждый исходный каталог имеет свою эпоху. Существуют два типа исходных каталогов – абсолютные и относительные.

В абсолютных каталогах экваториальные координаты звезд a, d получены позиционными методами по наблюдениям прохождений звезд в меридиане. В относительных каталогах координаты звезд даются относительно опорных звезд, содержащихся в абсолютном каталоге. Исходной информацией для составления относительных каталогов являются разности координат Da, Dd определяемых и опорных звезд. Здесь используются фотографические и позиционные методы. Относительный каталог воспроизводит систему координат опорного каталога и позволяет распространить ее на большое число слабых звезд, что важно для практического применения системы координат, так как фундаментальная система закрепляется относительно малым числом ярких звезд.

Каталоги звезд содержат как случайные, так и систематические ошибки. Совокупность систематических ошибок каталога, искажающих координатную сетку, задаваемую этим каталогом, называется системой каталога. Поправки в координаты Da, Dd за систему являются функциями a, d, а также, если наблюдения выполнялись фотографическим или фотоэлектрическим методами, функциями блеска звезд (m) и спектрального класса (sp):

Da = Daa + Dad + Dam + Dasp,

Dd = Dda + Ddd + Ddm + Ddsp.

Поправки к собственным движениям звезд Dma, Dmd, являются также функциями экваториальных координат:

Dma = (Dma)a + (Dma)d,

Dmd = (Dmd)a + ( Dmd)d.

Величины систематических поправок обычно составляют в среднем несколько сотых секунд дуги.

Для составления фундаментального каталога используются следующие исходные данные:

- n каталогов, из которых k – абсолютных, (n-k) – относительных;

- T1 … Tn – эпохи равноденствий каталогов,

- t1 … tn – эпохи их наблюдений,

- параметры прецессии,

- система собственных движений звезд.

Параметры прецессии и система собственных движений соответствуют системе фундаментального каталога.

Порядок решения задачи составления фундаментального каталога:

1) редуцирование (перевычисление) координат звезд на одну эпоху T0 с учетом прецессии и собственных движений;

2) составление разностей координат общих звезд;

3) осреднение разностей;

4) поиск поправок к координатам Da, Dd и собственным движениям звезд Dma, Dmd каталога T0.

Результат решения задачи – вывод новой фундаментальной системы координат. Фундаментальные каталоги имеют обозначение FKN, где N - порядковый номер: FK3, FK4, FK5. В настоящее время используется фундаментальная система координат, заданная каталогом FK6 (см. п. 3.3.3.2.).

3.3.3.2. Каталоги FK5, FK6, HIPPARCOS

Астрооптические фундаментальные каталоги FK1 – FK5

Первый фундаментальный каталог Ауверса (1879г), обозначение каталога FK, содержал 539 звезд и был составлен на основании восьми каталогов, причем наибольшую часть здесь составили Пулковские и Гринвичские наблюдения. Позднее составлялись и публиковались фундаментальные каталоги NFK, FK3, FK4 (см. табл.3.1). Со временем повышалась точность каталогов, и увеличивалось количество звезд.

Таблица 3.1

Характеристики фундаментальных каталогов

Последний каталог, составленный в 1988 г. на основе только астрооптических наблюдений – каталог FK5. Носители системы координат – 1535 звезд, точность их положений того же порядка, как и в каталоге FK4: по прямому восхождению (0.001 ÷ 0.002s)sec d, по склонению - 0.02 ÷ 0.03″. В линейной мере для Земли это соответствует величине 0,5 м, что не удовлетворяет современным требованиям к точности.

Основная плоскость системы FK5 задавалась экватором на стандартную эпоху J2000.0, а начало отсчета прямых восхождений - пересечением экватора с эклиптикой на эпоху J2000.0. Согласно решению МАС эклиптика определялась динамическим образом на основании наблюдений тел солнечной системы.

Проблемы астрооптических каталогов:

1.  FK5 на практике – результат экстраполяции ранее полученных данных на требуемую эпоху. При этом ошибки принятых собственных движений звезд приводят к тому, что с течением времени фундаментальные каталоги все менее точно воспроизводят систему небесных координат.

2.  Фундаментальные каталоги, как правило, содержат малое число звезд. Наблюдения положений звезд должны периодически повторяться по все расширяющейся программе.

3.  Большинство обсерваторий расположено в северном полушарии, поэтому южное небо изучено значительно хуже северного и, следовательно, система координат южного неба особенно нуждается в улучшении.

4.  Атмосферные помехи существенно снижают точность каталогов.

Каталог HIPPARCOS

(HIght Precision PARallax Collecting Satellite - cпутник, собирающий параллаксы высокой точности)

Астрометрический спутник HIPPARCOS Европейского космического агентства (ESA) был запущен 8 августа 1989г, передача данных выполнялась с ноября 1989 по март 1993. На спутнике установлен зеркальный телескоп, поле зрения которого около 10. Здесь выполнялись измерения видимых взаимных расстояний между звездами. Телескоп медленно вращался с постепенным изменением направления оси вращения. Таким образом, все небо было осмотрено несколько раз. Измерены звездные величины и цвета свыше 1 млн. звезд. Открыто несколько тысяч двойных звезд.

ESA издало каталог HIPPARCOS в июне 1997г. Он содержит 118 218 звезд, порог звездной величины 12.4m, точность по прямому восхождению a 0.77″·10-3, по склонению d - 0.64″·10-3. Систематическая ошибка астрометрических измерений менее 0.1″·10-3. Положения звезд получены для равноденствия J2000.0 на среднюю эпоху каталога J1991.25, относительно квазаров в системе ICRF (см. п.3.3.4.2). Согласование каталога HIPPARCOS с ICRF было выполнено со стандартной ошибкой 0.6″·10-3 для ориентировки в эпоху 1991.25 и 0.25″ ·10-3/год для вращения.

Каталог FK6

По решению Генеральной ассамблеи Международного астрономического союза (МАС) с 1 января 1998 г вместо FK5 была введена система фундаментального каталога FK6. Каталог является комбинацией результатов миссии HIPPARCOS и наземных наблюдений.

Положения 4000 звезд каталога HIPPARCOS были перевычислены на равноденствие и эпоху J2000.0. Они образовали фундаментальный каталог FK6. Таким образом, каталог FK6 отличается от каталога FK5 иной реализацией, большим количеством звезд и более высокой точностью (см. табл.3.2)

Таблица 3.2.

Характеристики каталогов FK5 и FK6

Каталоги Астрономического Ежегодника (АЕ) - с 2004 г содержат положения звезд в системе FK6.

3.3.4. Построение инерциальной системы координат

3.3.4.1. Уточнение теории прецессии и нутации.

Понятие небесного эфемеридного полюса

Теория прецессии и нутации, задающая параметры ориентации оси Мира (средней оси вращения Земли), постоянно уточняется. Теория прецессии МАС(1976) и нутации МАС (1980) была разработана на основе оптических наблюдений. Модель нутации МАС (1980) содержит 106 членов разложения и основана на теории твердой Земли Киношита и геофизической модели Джильберта и Дзевонски (твердое внутреннее ядро, жидкое внешнее ядро и распределение эластических параметров, выведенных по большому набору сейсмологических данных). Модель нутации IERS(1996), определенная по наблюдениям ПВЗ, включает в себя по 263 члена нутации в долготе и в наклоне. И наконец, модель нутации МАС 2000 и 2000А содержит 678 членов лунно-солнечной нутации и 678 членов планетарной нутации. Новая теория основана на решении линеаризованного динамического уравнения с использованием данных, полученных по набору измерений РСДБ. В моделях нутации МАС 2000 направление на полюс обеспечивается с точностью 2″·10-4. Здесь появились суточные и субсуточные члены. В резолюции B1.6 XXIV Генеральной Ассамблеи МАС (2000г) указывается, что новая теория нутации МАС2000 должна применяться при астрономических вычислениях всеми пользователями, начиная с 1 января 2003 г. В то же время рекомендуется продолжить теоретические разработки новых теорий нутации неупругой Земли, продолжить РСДБ наблюдения, чтобы увеличить точность вычисления нутационных углов, а также исследовать непредсказуемую субсуточную нутацию.

По решению XXVI Генеральной ассамблеи МАС (2006 г.), начиная с 1 января 2009 г. рекомендуется использовать новые теории прецессии IAU2006 и нутации IAU200A_R06. Новая модель прецессии согласуется с динамической теорией; в этой модели по данным РСДБ-измерений уточнены скорость прецессии и скорость изменения динамического сжатия Земли DJ2. В терию нутации внесены небольшие поправки из-за изменений среднего наклона эклиптики к экватору e0.

На основании теории прецессии и нутации устанавливается положение истинного полюса мира. Такой полюс называется небесным эфемеридным полюсом (НЭП). Референц-ось, проходящая через НЭП, не совпадает с мгновенной осью вращения Земли и вектором кинетического момента и почти не имеет суточных колебаний ни в инерциальной, ни в земной системах. Степень удаления НЭП от истинного небесного полюса зависит от точности принятых моделей прецессии и нутации.

Вычисляемое на основе теории положение НЭП стало возможно оперативно уточнять по наблюдениям РСДБ. Смещения небесного полюса публикуются в МСВЗ в бюллетене А как поправки к нутации по долготе ddysine и по наклону dde. Точность этих поправок - 0.0005″.

В связи с повышением точности наблюдений на Генеральной Ассамблее МАС в 2000 г. было принято расширенное определение НЭП. Для астрометрических задач, в которых требуется микросекундный уровень точности, с 1 января 2003 г необходимо использовать небесный промежуточный полюс (НПП, по-английски Celestial Intermediate Pole, CIP). Задание небесного промежуточного полюса связано с концепцией “невращающегося начала отсчета”, см. п. 3.3.4.4.

3.3.4.2. Построение инерциальной системы координат на основе

наблюдений квазаров методами РСДБ.

Международная небесная система координат ICRS

С 1 января 1998 г. по решению МАС определена Международная небесная система координат (International Celestial Reference System – ICRS), оси которой фиксированы по отношению к квазарам, причем направления осей согласованы с системой FK5. Начало – в центре масс Солнечной системы (барицентре), основная плоскость – средний экватор J2000.0. Новая система отсчета основывается на кинематическом принципе: считается, что оси системы остаются неподвижными относительно самых удаленных из известных объектов Вселенной.

Из за большого объема этот материал размещен на нескольких страницах: 1 2 3 4 5 6 7 8