Grundlæggende katalog

Denne artikel handler om grundlæggende mapper. For en serie af kataloger FK (The Catalogs of Fundamental Stars), se Fundamental catalog (katalog)

Det grundlæggende katalog ( referencekatalog ) er et astrometrisk katalog, der definerer det kinematiske astronomiske koordinatsystem (som følgelig kaldes referencekoordinatsystemet ) i området for enhver elektromagnetisk stråling .

Et sæt objekter med kendte koordinater kaldes undertiden en realisering af et grundlæggende koordinatsystem i et givet område.

Blandt astrometriske kataloger er der udover grundlæggende kataloger også arbejdskataloger  - kun udarbejdet med det formål at katalogisere. Denne adskillelse blev oftest brugt i fortiden, i øjeblikket er forbindelsen mellem disse to typer i astrometri blevet minimal.

Historie

Det første grundlæggende katalog blev udarbejdet i slutningen af ​​det 19. århundrede, men dets nøjagtighed oversteg ikke nøjagtigheden af ​​det dynamiske koordinatsystem . Både han og de grundlæggende kataloger, der fulgte ham i det optiske område, brugte stjerner som referenceobjekter . Tilstedeværelsen af ​​​​stjernebevægelser over tid fører til en mærkbar forringelse af nøjagtigheden af ​​ethvert katalog, da fejlen i egenbevægelser akkumuleres over tid og øges lineært (med den moderne nøjagtighed af astronomiske observationer kan stjernernes korrekte bevægelser betragtes som ensartede og retlinet, idet der ses bort fra andenordens komponenten). Disse grunde førte til konstant opdatering og frigivelse af nye versioner af optiske fundamentale kataloger ( FK3 , FK4 , FK5 , FK6 , GC , etc.)

Der var projekter til at udarbejde en undersøgelse af himmelkortets galakser som referenceobjekter i den nye generations grundlæggende kataloger. Men ideen om at bruge galakser havde endnu ikke haft tid til at blive udviklet, da muligheden for den næste, bedre løsning på problemet med universalisering af præcision af fundamentale kataloger allerede var opstået.

Denne beslutning var overgangen til ekstragalaktiske referenceobjekter - kvasarer , som er de fjerneste (i moderne forstand) objekter i universet [1] . Fordelen ved ekstragalaktiske objekter til at skabe et koordinatsystem er evnen til at tage tre af de seks astrometriske parametre lig med nul : egenbevægelser og parallakse . Det betyder, at de to vigtigste astrometriske parametre, der faktisk er nødvendige for implementeringen af ​​referencekataloget - objektets himmelkoordinater (for eksempel højre opstigning og deklination ) - ikke ændres med tiden, eller med andre ord, objekter bevæger sig ikke visuelt i forhold til hinanden. At forbinde et referencekoordinatsystem med stationære objekter er mere at foretrække og nøjagtigt end med objekter, der bevæger sig i forhold til hinanden, da hensyntagen til disse bevægelser kræver konstante korrektioner.

ICRS

Ifølge beslutningen fra Den Internationale Astronomiske Union i 1997 blev International Celestial Reference System (ICRS) [2] det standard himmelske koordinatsystem anbefalet til almindelig brug . Det er implementeret i form af to referencekoordinatsystemer [3] : i radioområdet (ICRF) og i det synlige område (HCRF).

ICRF og HCRF

Den første implementering af ICRS blev bygget tilbage i 1995 baseret på resultaterne af observationer af 209 ekstragalaktiske radiokilder (hovedsageligt kvasarer), hvis nøjagtige koordinater blev opnået på basis af VLBI- observationer [4] . Den fik navnet ICRF ( International Celestial Reference Frame ) .  Dette er referencekoordinatsystemet i radioområdet. Senere blev det udvidet til 608 kilder.

Den 13. august 2009 besluttede konventet for Den Internationale Astronomiske Union at vedtage ICRF2 , en forbedret version af det originale ICRF-system, som siden er blevet kaldt ICRF1 [5] [6] . ICRF2 omfatter behandlede data fra nye observationer af fjerne radiokilder foretaget i årene siden ICRF1 blev vedtaget; derudover indgår nye radiokilder i antallet af referenceobjekter - i alt 3414 stk.

Da ICRF / ICRF2-systemet er defineret i radiobåndet, skal systemer defineret i andre bånd være i overensstemmelse med det.

Et sådant arbejde blev udført for det optiske område efter resultaterne af det første vellykkede rumastrometriske eksperiment Hipparcos (1997) blev opnået. Dette katalog indeholder næsten alle stjerner op til 9 m , og nogle svagere. Samtidig blev ICRS-systemet vedtaget som en international standard [2] .
Efterfølgende, blandt de objekter, der definerer referencesystemet, blev det anbefalet at udelukke binære stjerner, nogle variabler og andre stjerner, hvor der er tvivl om nøjagtigheden af ​​dataene. Det resulterende referencekoordinatsystem, som har mere end 100.000 stjerner, fik navnet HCRF [7] .

Forfatterne af Hipparcos-kataloget angiver følgende skøn over det mulige misforhold mellem ICRF-systemet og Hipparcos-katalogsystemet: [8]

• misforhold mellem systemet i retning af akserne kan være 0,6 mas;
• rotationen af ​​et koordinatsystem i forhold til et andet kan være omkring 0,25 mas/år.

Krav til en ideel referencemappe

I øjeblikket er der ingen referencemappe, der er tæt på ideelt. Specificiteten af ​​astrometriske observationer, der bruges til at kompilere referencekataloger, er sådan, at antallet af objekter for ethvert katalog vil være omvendt proportional med nøjagtigheden af ​​måling af dets astrometriske parametre. Denne feedback skyldes brugen i de fleste moderne kataloger af den nye generation af nøjagtigheden af ​​dataene fra det implementerede Hipparcos rumastrometriske projekt , som ikke omfattede svage stjerner (fra 11 m og svagere).

Egenskaber ved støttesystemet, der er nødvendige for at imødekomme behovene i moderne videnskab:

• inerti;
• stabilitet - ubetydeligheden af ​​ændringer i systemets nøjagtighed over tid;
• tilgængelighed - sammenfaldet af rækkevidden af ​​stjernestørrelser af referenceobjekter med det dynamiske område af instrumenter, der bruges i astronomiske observationer;
• equiaccuracy - fraværet af en betydelig afhængighed af stjernernes størrelser og andre karakteristika ved referenceobjekter.

Karakteristika for en referencemappe, der opfylder disse krav [9] :

• så mange referenceobjekter som muligt i det arbejdende lille synsfelt. Det lavere estimat af antallet af stjerner i kataloget, som vil sikre, at mindst flere referenceobjekter vil være i synsfeltet, er . [9] Dette estimat kan betragtes som generelt undervurderet, da det blev lavet uden at tage højde for den ujævne fordeling af stjerner over himmelsfæren og blev lavet for det mindst mulige antal referencestjerner - 4-8 stjerner i synsfeltet af bueminutter. Ved beregning for andre synsfelter og andre antal referenceobjekter kan det givne estimat stige med en størrelsesorden.
• størrelsesområde - 14 m  - 22 m plus et antal lysere objekter, der er nødvendige for nem identifikation og sammenligning med allerede eksisterende referencekataloger. For at opnå fuldstændig information om lyse objekter foretages nogle gange specielle observationer med væsentligt kortere lukkertider for at få ikke-overeksponerede billeder til nøjagtig bestemmelse af koordinaterne for lyse stjerner. Ulejligheden ved at arbejde i forskellige dynamiske områder fører imidlertid til, at kataloget oftest er sammensat ud fra observationer foretaget i det samme dynamiske område,
• nøjagtighed - 10-100 μas (mikrobuesekunder). Den moderne nøjagtighed af jordbaserede observationer når 10-100 ms (buemillisekunder), og nøjagtigheden af ​​referencesystemet for at opnå et godt resultat bør være 10-100 gange højere end nøjagtigheden af ​​observationer, for at undgå, at resultatet af disse observationer er ikke ødelagt af fejl i referencekataloget. Moderne observationsmateriale er observationer i det optiske område, og det dynamiske område af stjernestørrelser, som det er nødvendigt at arbejde med for at løse faktiske astronomiproblemer, har en tendens til at stige. På grund af dette er det for behovene for grundlæggende astrometri påkrævet at opnå god nøjagtighed af præcist svage objekter.
• antallet af astrometriske parametre, der skal bestemmes - det er ønskeligt at have alle seks parametre for fuldt ud at opnå den tredimensionelle hastighedsvektor for et objekt. Indtil videre er fire parametre nok til de fleste problemer (uden parallakse og radial hastighed), men med opnåelsen af ​​en nøjagtighed på millibuesekunder vil dette ikke være nok.
• direkte binding til ekstragalaktiske radiokilder. En sådan reference er nødvendig for at sikre systemets inertialitet, for at etablere et nulpunkt for parallakser og egenbevægelser og også for at etablere et nulpunkt for koordinater på himlen.
• fotometriske og spektrale data for objekter er nødvendige både for de interne behov i et eksperiment til at udarbejde et grundlæggende katalog og for at opnå en bred vifte af yderligere information, der kan udvindes fra dem. Ikke alle kataloger indeholder fotometriske data om indeholdte stjerner, men de er meget ønskelige, da hvert katalog vil have sin egen lysstyrkeligning og farveligning, som skal tages i betragtning for at opnå mere pålidelig information. De mest populære kataloger har meget dårlige fotometriske data.
• udsigtsområde. Forskellige opgaver kan kræve forskellige områder af himmelsfæren, og det er ikke altid nødvendigt at have et komplet overblik over det. Ofte udgives kataloger i en ufærdig form, der giver individuelle fragmenter af himlen, og i dette tilfælde vides det ikke på forhånd, om den planlagte udgivelse af en mere komplet version vil finde sted, og astronomen får brug af kataloget i dens, omend ufuldstændige, men muligvis endelige form. Sådanne kataloger er velegnede til at arbejde for eksempel med objekter i solsystemet, der ikke går ud over et bestemt område af himmelsfæren.
• fylde ensartethed. I enhver mappe vil der uundgåeligt være områder, der ikke indeholder referenceobjekter. Dette kan være i nærheden af ​​klare stjerner, hvor spredt lys ikke gør det muligt nøjagtigt at bestemme andre stjerners koordinater, uanset hvilken fotodetektor vi bruger. Disse kan være diffuse tåger eller store kantede galakser eller tætte områder af Mælkevejen, hvor billeder af klare stjerner overlapper hinanden. Disse områder kan fyldes med stjerner, hvis koordinater bestemmes af andre instrumenter, men påvirkningen af ​​systematiske forskelle i koordinater er uundgåelig.

Det næste astrometriske rumprojekt, GAIA , der blev lanceret i 2013 , forventer at producere et universelt referencekatalog på omkring en milliard objekter, der stort set opfylder de fleste af disse betingelser.

Noter

1. ↑ Institut for Astronomi ved Det Russiske Videnskabsakademi, Statens Astronomiske Institut. P. K. Sternberg, Statens Optiske Institut. S. I. Vavilova, NPO dem. S. A. Lavochkina. Redigeret af L. V. Rykhlova og K. V. Kuimov: OZIRIS Space Astrometric Experiment 61 (2005). Hentet 25. september 2011. Arkiveret fra originalen 8. april 2012. (ubestemt)
2. ↑ 1 2 IAU's XXIII generalforsamling. Opløsning B2  (engelsk) . INFORMATIONSBULLETIN nr. 81 24-25. IUA (1998). Dato for adgang: 29. december 2010. Arkiveret fra originalen 8. april 2012.
3. ↑ G.I. Pinigin. Redaktørens forord  // Udvidelse og forbindelse af referencerammer ved hjælp af jordbaseret CCD-teknik: International astronomisk konference. - Nikolaev: Atoll, 2001. - S. 7 . — ISBN 966-7726-33-9 .  (utilgængeligt link)
4. ↑ E. F. Arias, P. Charlot, M. Feissel og J.-F. Lestrade. Det ekstragalaktiske referencesystem fra International Earth Rotation Service, ICRS   // Astron . Astrophy: fortryk. — 1995. — Nej. 303 . - S. 604-608 .  (utilgængeligt link)
5. ↑ The International Celestial Reference Frame - ICRF2 Arkiveret 29. januar 2018 på Wayback Machine  
6. ↑ The Second Realization of the International Celestial Reference Frame af Very Long Baseline Interferometry Arkiveret 22. oktober 2009 på Wayback Machine , IERS hjemmeside Arkiveret 28. oktober 2007 på Wayback Machine  
7. ↑ IAU's XXIV generalforsamling. Opløsning B1.2  (engelsk) . INFORMATIONSBULLETIN nr. 88 29. IUA (1999). Hentet 29. december 2010. Arkiveret fra originalen 11. marts 2012.
8. ↑ Hipparcos- og Tycho-katalogerne. ESA, 1997, Tycho-kataloget, ESA SP-1200
9. ↑ 1 2 Institut for Astronomi RAS, Statens Astronomiske Institut. P. K. Sternberg, Statens Optiske Institut. S. I. Vavilova, NPO dem. S. A. Lavochkina. Redigeret af L. V. Rykhlova og K. V. Kuimov: OZIRIS Space Astrometric Experiment 26-28 (2005). Hentet 25. september 2011. Arkiveret fra originalen 8. april 2012. (ubestemt)