Perusteellinen luettelo
Tämä artikkeli käsittelee perushakemistoja. Katso FK-luettelosarja (The Catalogs of Fundamental Stars), katso Fundamental-luettelo (katalogi)
Perusluettelo ( viiteluettelo ) on astrometrinen luettelo, joka määrittelee kinemaattisen tähtitieteellisen koordinaattijärjestelmän (jota vastaavasti kutsutaan referenssikoordinaattijärjestelmäksi ) minkä tahansa sähkömagneettisen säteilyn alueella .
Joukkoa objekteja, joilla on tunnetut koordinaatit, kutsutaan joskus peruskoordinaatiston toteutumiseksi tietyllä alueella.
Astometristen luetteloiden joukossa on perusluetteloiden lisäksi myös toimivia luetteloita, jotka on koottu vain luettelointia varten. Tätä erottelua käytettiin useimmin aiemmin, tällä hetkellä näiden kahden tyypin välinen yhteys astrometriassa on minimaalinen.
Historia
Ensimmäinen perusluettelo laadittiin 1800-luvun lopulla, mutta sen tarkkuus ei kuitenkaan ylittänyt dynaamisen koordinaattijärjestelmän tarkkuutta . Sekä hän että perusluettelot, jotka seurasivat häntä optisella alueella, käyttivät tähtiä vertailukohteina . Tähtien oikeiden liikkeiden olemassaolo ajan mittaan johtaa minkä tahansa luettelon tarkkuuden huomattavaan heikkenemiseen, koska oikeiden liikkeiden virhe kertyy ajan myötä ja kasvaa lineaarisesti (tähtitieteellisten havaintojen nykyajan tarkkuudella tähtien oikeita liikkeitä voidaan pitää yhtenäisinä ja suoraviivainen, toisen kertaluvun komponentti huomioimatta). Nämä syyt johtivat optisten perusluetteloiden ( FK3 , FK4 , FK5 , FK6 , GC jne.)
jatkuvaan päivittämiseen ja uusien versioiden julkaisemiseen.
Oli projekteja, joilla koottiin kartoitus taivaskartan galakseista uuden sukupolven perusluetteloiden vertailukohteina. Ajatusta galaksien käytöstä ei kuitenkaan ollut vielä ehtinyt kehittää, kun tarkkuusperusluetteloiden universaalisointiongelmaan oli jo noussut esiin mahdollisuus seuraavaan, parempaan ratkaisuun.
Tämä päätös oli siirtyminen ekstragalaktisiin referenssikohteisiin - kvasaariin , jotka ovat maailmankaikkeuden kaukaisimpia (nykyaikaisessa mielessä) objekteja [1] . Ekstragalaktisten kohteiden etuna koordinaattijärjestelmän luomisessa on kyky ottaa kolme kuudesta astrometrisestä parametrista yhtä suureksi kuin nolla : oikeat liikkeet ja parallaksi . Tämä tarkoittaa sitä, että kaksi tärkeintä astrometristä parametria, joita todella tarvitaan referenssiluettelon toteuttamiseen - kohteen taivaankoordinaatit (esim. oikea nousu ja deklinaatio ) - eivät muutu ajan myötä, eli toisin sanoen objektit eivät liiku visuaalisesti suhteessa toisiinsa. Viitekoordinaatiston liittäminen paikallaan oleviin objekteihin on edullisempaa ja tarkempaa kuin toistensa suhteen liikkuvien kohteiden kanssa, koska näiden liikkeiden huomioiminen vaatii jatkuvia korjauksia.
ICRS
Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton vuonna 1997 tekemän päätöksen mukaan kansainvälisestä taivaanviittausjärjestelmästä ( ICRS ) [2] tuli yleiseen käyttöön suositeltu standardi taivaallinen koordinaattijärjestelmä . Se on toteutettu kahden vertailukoordinaattijärjestelmän muodossa [3] : radioalueella (ICRF) ja näkyvällä alueella (HCRF).
ICRF ja HCRF
Ensimmäinen ICRS-toteutus rakennettiin jo vuonna 1995 209 ekstragalaktisen radiolähteen (pääasiassa kvasaarien) havaintojen perusteella, joiden tarkat koordinaatit saatiin VLBI- havaintojen perusteella [4] . Se sai nimekseen ICRF ( International Celestial Reference Frame ) . Tämä on referenssikoordinaattijärjestelmä radioalueella. Myöhemmin se laajennettiin 608 lähteeseen.
Elokuun 13. päivänä 2009 Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton konventti päätti ottaa käyttöön ICRF2 :n, parannetun version alkuperäisestä ICRF-järjestelmästä, jota on sittemmin kutsuttu nimellä ICRF1 [5] [6] . ICRF2 sisältää käsiteltyä dataa uusista havainnoista kaukaisista radiolähteistä, jotka on tehty ICRF1:n käyttöönoton jälkeen; lisäksi uudet radiolähteet sisältyvät vertailukohteiden määrään - yhteensä 3414 kappaletta.
Koska ICRF / ICRF2- järjestelmä on määritelty radiokaistalla, muilla alueilla määriteltyjen järjestelmien on oltava sen kanssa yhdenmukaisia.
Tällainen työ tehtiin optiselle alueelle sen jälkeen, kun ensimmäisen onnistuneen avaruusastrometrisen kokeen Hipparcos (1997) tulokset saatiin. Tämä luettelo sisältää lähes kaikki tähdet 9 m asti ja joitain himmeämpiä. Samaan aikaan ICRS-järjestelmä otettiin käyttöön kansainvälisenä standardina [2] .
Myöhemmin vertailujärjestelmän määrittävien kohteiden joukosta suositeltiin jättämään pois binääritähdet, jotkin muuttujat ja muut tähdet, joiden tietojen oikeellisuudesta on epäilyksiä. Tuloksena oleva vertailukoordinaattijärjestelmä, jossa on yli 100 000 tähteä, sai nimen HCRF [7] .
Hipparcos-luettelon kirjoittajat esittävät seuraavat arviot mahdollisesta yhteensopimattomuudesta ICRF-järjestelmän ja Hipparcos-luettelojärjestelmän välillä: [8]
- järjestelmän välinen epäsopivuus akselien suunnassa voi olla 0,6 mas;
- yhden koordinaattijärjestelmän kierto suhteessa toiseen voi olla noin 0,25 mas/v.
Ihanteellisen viitehakemiston vaatimukset
Tällä hetkellä ei ole olemassa ihanteellista viitehakemistoa. Viiteluetteloiden kokoamiseen käytettyjen astrometristen havaintojen spesifisyys on sellainen, että minkä tahansa luettelon kohteiden lukumäärä on kääntäen verrannollinen sen astrometristen parametrien mittaustarkkuuteen. Tämä palaute johtuu siitä, että useimmissa uuden sukupolven luetteloissa on käytetty toteutetun Hipparcos -avaruusastrometrisen projektin tietojen tarkkuutta , joka ei sisältänyt himmeitä tähtiä (11 metristä ja himmeämmät).
Nykyajan tieteen tarpeisiin tarvittavat tukijärjestelmän ominaisuudet:
- inertia;
- vakaus - järjestelmän tarkkuuden muutosten merkityksettömyys ajan myötä;
- saavutettavuus - vertailukohteiden tähtien suuruusalueen yhteensopivuus tähtitieteellisissä havainnoissa käytettyjen instrumenttien dynaamisen alueen kanssa;
- tasatarkkuus - merkittävän riippuvuuden puuttuminen tähtien magnitudeista ja muista vertailukohteiden ominaisuuksista.
Nämä vaatimukset täyttävän viitehakemiston ominaisuudet [9] :
- mahdollisimman monta vertailukohdetta toimivassa pienessä näkökentässä. Alempi arvio luettelon tähtien lukumäärästä, joka varmistaa, että näkökentässä on vähintään useita vertailukohteita, on . [9] Tätä arviota voidaan pitää yleisesti aliarvioituna, koska se tehtiin ottamatta huomioon tähtien epätasaista jakautumista taivaanpallolla, ja se tehtiin mahdollisimman pienelle määrälle vertailutähtiä - 4-8 tähteä näkökentässä. kaariminuutteja . Laskettaessa muita näkökenttiä ja muita vertailukohteiden määriä annettu arvio voi kasvaa suuruusluokkaa.
- suuruusalue - 14 m - 22 m , sekä useita kirkkaampia kohteita, joita tarvitaan helppoon tunnistamiseen ja vertailuun olemassa oleviin viiteluetteloihin. Täydellisten tietojen saamiseksi kirkkaista kohteista tehdään joskus erityisiä havaintoja huomattavasti lyhyemmillä suljinnopeuksilla, jotta saadaan ei-ylivalottuneet kuvat kirkkaiden tähtien koordinaattien tarkkaa määritystä varten. Eri dynaamisilla alueilla työskentelyn haitallisuus johtaa kuitenkin siihen, että luettelo on useimmiten koottu samalla dynaamisella alueella tehdyistä havainnoista,
- tarkkuus - 10-100 μas (mikroarkkisekuntia). Maanpäällisten havaintojen nykyaikainen tarkkuus on 10–100 ms (kaaren millisekuntia), ja vertailujärjestelmän tarkkuuden hyvän tuloksen saamiseksi tulisi olla 10–100 kertaa suurempi kuin havaintojen tarkkuus, jotta vältytään näiden havaintojen tulosta eivät pilaa viiteluettelossa olevat virheet. Nykyaikainen havaintomateriaali on havaintoja optisella alueella, ja tähtien magnitudien dynaaminen alue, jolla on tarpeen työskennellä todellisten tähtitieteen ongelmien ratkaisemiseksi, pyrkii kasvamaan. Tästä johtuen perusastrometrian tarpeisiin vaaditaan täsmällisesti haaleiden kohteiden hyvä tarkkuus.
- määritettävien astrometristen parametrien lukumäärä — on toivottavaa, että kaikki kuusi parametria on olemassa, jotta kohteen kolmiulotteinen nopeusvektori saadaan täydellisesti. Toistaiseksi neljä parametria riittää useimpiin ongelmiin (ilman parallaksia ja säteittäistä nopeutta), mutta millikaarien sekuntien tarkkuudella tämä ei riitä.
- suora sitoutuminen ekstragalaktisiin radiolähteisiin. Tällainen viittaus on välttämätön järjestelmän inertiaalisuuden varmistamiseksi, nollapisteen muodostamiseksi parallakseille ja oikeille liikkeille sekä koordinaattien nollapisteen määrittämiseksi taivaalle.
- Objektien fotometriset ja spektritiedot ovat välttämättömiä sekä perusluettelon kokoamiskokeilun sisäisiin tarpeisiin että monenlaisen niistä poimittavan lisäinformaation saamiseksi. Kaikki luettelot eivät sisällä fotometrisiä tietoja sisältämistä tähdistä, mutta ne ovat erittäin toivottavia, koska jokaisessa luettelossa on oma kirkkausyhtälönsä ja väriyhtälönsä, jotka on otettava huomioon luotettavamman tiedon saamiseksi. Suosituimmissa luetteloissa on erittäin huonot fotometriset tiedot.
- näköala. Erilaiset tehtävät voivat vaatia erilaisia taivaanpallon alueita, eikä täydellistä näkymää siitä aina tarvita. Usein luettelot julkaistaan keskeneräisessä muodossa, jolloin saadaan yksittäisiä katkelmia taivaasta, ja tässä tapauksessa ei ole etukäteen tiedossa, toteutuuko suunniteltu täydellisemmän version julkaisu, ja tähtitieteilijä saa luettelon käyttöön sen, vaikkakin epätäydellinen, mutta mahdollisesti lopullinen muoto. Tällaiset luettelot sopivat työskentelemään esimerkiksi aurinkokunnan esineiden kanssa, jotka eivät ylitä tiettyä taivaanpallon aluetta.
- täytteen tasaisuus. Missä tahansa hakemistossa on väistämättä alueita, jotka eivät sisällä viiteobjekteja. Tämä voi olla kirkkaiden tähtien läheisyyttä, jossa sironneen valon avulla ei voida määrittää tarkasti muiden tähtien koordinaatteja riippumatta siitä, mitä valoilmaisinta käytämme. Nämä voivat olla hajasumuja tai suuria kulmikkaita galakseja tai Linnunradan tiheitä alueita, joissa kirkkaiden tähtien kuvat menevät päällekkäin. Nämä alueet voidaan täyttää tähdillä, joiden koordinaatit määritetään muilla välineillä, mutta systemaattisten koordinaattierojen vaikutus on väistämätöntä.
Seuraava astrometrinen avaruusprojekti, GAIA , käynnistettiin vuonna 2013 , odottaa tuottavan noin miljardin esineen universaalin viiteluettelon, joka täyttää suurimman osan näistä ehdoista.
Muistiinpanot
- ↑ Venäjän tiedeakatemian tähtitieteen instituutti, valtion tähtitieteellinen instituutti. P. K. Sternberg, Valtion optinen instituutti. S. I. Vavilova, NPO. S. A. Lavochkina. Toimittaneet L. V. Rykhlova ja K. V. Kuimov: OZIRIS Space Astrometric Experiment 61 (2005). Haettu 25. syyskuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 8. huhtikuuta 2012. (määrätön)
- ↑ 1 2 IAU:n XXIII yleiskokous. Resoluutio B2 (englanniksi) . TIEDOTUS NO. 81 24-25. IUA (1998). Käyttöpäivä: 29. joulukuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 8. huhtikuuta 2012.
- ↑ G.I. Pinigin. Toimittajan esipuhe // Viitekehysten laajentaminen ja yhdistäminen maapohjaisen CCD-tekniikan avulla: Kansainvälinen tähtitieteellinen konferenssi. - Nikolaev: Atolli, 2001. - S. 7 . — ISBN 966-7726-33-9 . (linkki ei saatavilla)
- ↑ E. F. Arias, P. Charlot, M. Feissel ja J.-F. Lestrade. Kansainvälisen maankiertopalvelun, ICRS:n, ekstragalaktinen vertailujärjestelmä // Astron . Astrofia: esipainettu. – 1995. – Ei. 303 . - s. 604-608 . (linkki ei saatavilla)
- ↑ Kansainvälinen taivaallinen viitekehys - ICRF2 arkistoitu 29. tammikuuta 2018 Wayback Machinessa
- ↑ Kansainvälisen taivaallisen viitekehyksen toinen toteutus Very Long Baseline Interferometry -menetelmällä Arkistoitu 22. lokakuuta 2009 Wayback Machinessa , IERS- verkkosivusto Arkistoitu 28. lokakuuta 2007 Wayback Machinessa
- ↑ IAU:n XXIV yleiskokous. Resoluutio B1.2 (englanniksi) . TIEDOTUSTIEDOTE nro 88 29. IUA (1999). Haettu 29. joulukuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 11. maaliskuuta 2012.
- ↑ Hipparcos- ja Tycho-luettelot. ESA, 1997, The Tycho Catalogue, ESA SP-1200
- ↑ 1 2 Institute of Astronomy RAS, State Astronomical Institute. P. K. Sternberg, Valtion optinen instituutti. S. I. Vavilova, NPO. S. A. Lavochkina. Toimittaneet L. V. Rykhlova ja K. V. Kuimov: OZIRIS Space Astrometric Experiment 26-28 (2005). Haettu 25. syyskuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 8. huhtikuuta 2012. (määrätön)