Catalog fundamental

Acest articol este despre directoare fundamentale. Pentru o serie de cataloage FK (The Catalogs of Fundamental Stars), vezi Catalog fundamental (catalog)

Catalogul fundamental ( catalog de referință ) este un catalog astrometric care definește sistemul de coordonate astronomice cinematice (care, în consecință, se numește sistemul de coordonate de referință ) în domeniul oricărei radiații electromagnetice .

Un set de obiecte cu coordonate cunoscute se numește uneori realizarea unui sistem de coordonate fundamental într-un interval dat.

Printre cataloagele astrometrice, pe lângă cataloagele fundamentale, există și cataloage de lucru  - întocmite doar în scopul catalogării. Această separare a fost folosită cel mai des în trecut, momentan legătura dintre aceste două tipuri în astrometrie a devenit minimă.

Istorie

Primul catalog fundamental a fost întocmit la sfârșitul secolului al XIX-lea, cu toate acestea, acuratețea sa nu a depășit acuratețea sistemului de coordonate dinamic . Atât el, cât și cataloagele fundamentale care l-au urmat în gama optică au folosit stelele ca obiecte de referință . Prezența mișcărilor proprii ale stelelor în timp duce la o deteriorare vizibilă a acurateței oricărui catalog, deoarece eroarea mișcărilor proprii se acumulează în timp și crește liniar (cu acuratețea modernă a observațiilor astronomice, mișcările proprii ale stelelor pot fi considerate uniforme). și rectilinie, neglijând componenta de ordinul doi). Aceste motive au condus la actualizarea constantă și lansarea de noi versiuni de cataloage optice fundamentale ( FK3 , FK4 , FK5 , FK6 , GC , etc.)

Au existat proiecte pentru a compila un studiu al galaxiilor de pe harta cerului ca obiecte de referință ale cataloagelor fundamentale ale noii generații. Cu toate acestea, ideea utilizării galaxiilor nu avusese încă timp să fie dezvoltată, când deja a apărut posibilitatea unei soluții următoare, mai bune, la problema universalizării cataloagelor fundamentale de precizie.

Această decizie a fost trecerea la obiecte de referință extragalactice - quasari , care sunt cele mai îndepărtate (în sensul modern) obiecte ale Universului [1] . Avantajul obiectelor extragalactice pentru crearea unui sistem de coordonate este capacitatea de a lua trei din cei șase parametri astrometrici egali cu zero : mișcări adecvate și paralaxa . Aceasta înseamnă că cei mai importanți doi parametri astrometrici care sunt de fapt necesari pentru implementarea catalogului de referință - coordonatele cerești ale obiectului (de exemplu, ascensiunea dreaptă și declinația ) - nu se modifică cu timpul sau, cu alte cuvinte, obiectele nu se mișcă vizual unele față de altele. Asocierea unui sistem de coordonate de referință cu obiecte staționare este mai de preferat și mai precisă decât cu obiectele care se mișcă unele față de altele, deoarece luarea în considerare a acestor mișcări necesită corecții constante.

ICRS

Conform deciziei Uniunii Astronomice Internaționale din 1997, Sistemul Internațional de Referință Ceresc (ICRS) [2] a devenit sistemul standard de coordonate cerești recomandat pentru utilizare generală . Este implementat sub forma a două sisteme de coordonate de referință [3] : în domeniul radio (ICRF) și în domeniul vizibil (HCRF).

ICRF și HCRF

Prima implementare a ICRS a fost construită încă din 1995 pe baza rezultatelor observațiilor a 209 surse radio extragalactice (în principal quasari), ale căror coordonate exacte au fost obținute pe baza observațiilor VLBI [4] . A fost numit ICRF ( International Celestial Reference Frame ) .  Acesta este sistemul de coordonate de referință în domeniul radio. Ulterior a fost extins la 608 surse.

La 13 august 2009, convenția Uniunii Astronomice Internaționale a decis să adopte ICRF2 , o versiune îmbunătățită a sistemului original ICRF, care de atunci a fost numit ICRF1 [5] [6] . ICRF2 include date prelucrate din noile observații ale surselor radio îndepărtate făcute în anii de la adoptarea ICRF1; în plus, în numărul de obiecte de referință sunt incluse surse radio noi - un total de 3414 piese.

Deoarece sistemul ICRF / ICRF2 este definit în banda radio, sistemele definite în alte benzi trebuie să fie în concordanță cu acesta.

O astfel de muncă a fost efectuată pentru domeniul optic după ce au fost obținute rezultatele primului experiment astrometric spațial de succes Hipparcos (1997). Acest catalog conține aproape toate stelele de până la 9 m și unele mai slabe. În același timp, sistemul ICRS a fost adoptat ca standard internațional [2] .
Ulterior, dintre obiectele care definesc sistemul de referință, s-a recomandat excluderea stelelor binare, a unor variabile și a altor stele cu privire la care există îndoieli cu privire la acuratețea datelor. Sistemul de coordonate de referință rezultat, care are peste 100.000 de stele, a primit numele HCRF [7] .

Autorii catalogului Hipparcos indică următoarele estimări ale posibilei nepotriviri între sistemul ICRF și sistemul de catalog Hipparcos: [8]

• nepotrivirea între sistem în direcția axelor poate fi de 0,6 mas;
• rotația unui sistem de coordonate față de altul poate fi de aproximativ 0,25 mas/an.

Cerințe pentru un director de referință ideal

În prezent, nu există un director de referință care să fie aproape de ideal. Specificul observațiilor astrometrice utilizate pentru compilarea cataloagelor de referință este de așa natură încât pentru orice catalog numărul de obiecte va fi invers proporțional cu acuratețea măsurării parametrilor astrometrici. Acest feedback se datorează utilizării în majoritatea cataloagelor moderne ale noii generații a preciziei datelor din proiectul astrometric spațial implementat Hipparcos , care nu a inclus stele slabe (de la 11 m și mai slabe).

Proprietățile sistemului de suport necesare pentru a răspunde nevoilor științei moderne:

• inerţie;
• stabilitate - nesemnificația schimbărilor în acuratețea sistemului în timp;
• accesibilitate - coincidența intervalului de mărimi stelare ale obiectelor de referință cu intervalul dinamic al instrumentelor utilizate în observațiile astronomice;
• echiacuratețe - absența unei dependențe semnificative de mărimile stelare și alte caracteristici ale obiectelor de referință.

Caracteristicile unui director de referință care îndeplinește aceste cerințe [9] :

• cât mai multe obiecte de referință în câmpul vizual mic de lucru. Estimarea inferioară a numărului de stele din catalog, care va asigura că cel puțin mai multe obiecte de referință vor fi în câmpul vizual, este de . [9] Această estimare poate fi considerată în general subestimată, deoarece a fost făcută fără a ține cont de distribuția neuniformă a stelelor pe sfera cerească și a fost făcută pentru cel mai mic număr posibil de stele de referință - 4-8 stele în câmpul vizual. de minute de arc. Când se calculează pentru alte câmpuri de vedere și alte numere de obiecte de referință, estimarea dată poate crește cu un ordin de mărime.
• interval de magnitudine - 14 m  - 22 m , plus un număr de obiecte mai strălucitoare necesare pentru identificarea și compararea ușoară cu cataloagele de referință deja existente. Pentru a obține informații complete despre obiectele luminoase, uneori se fac observații speciale cu viteze de expunere semnificativ mai scurte pentru a avea imagini nesupraexpuse pentru determinarea precisă a coordonatelor stelelor strălucitoare. Cu toate acestea, inconvenientul de a lucra în diferite intervale dinamice duce la faptul că catalogul este cel mai adesea compilat din observații făcute în același interval dinamic,
• precizie - 10-100 μas (secunde microarc). Precizia modernă a observațiilor la sol ajunge la 10–100 ms (milisecunde de arc), iar acuratețea sistemului de referință pentru a obține un rezultat bun ar trebui să fie de 10–100 de ori mai mare decât acuratețea observațiilor, pentru a evita ca rezultatul acestor observații nu este stricat de erorile din catalogul de referință. Materialul de observație modern este observațiile din domeniul optic, iar intervalul dinamic al mărimilor stelare cu care este necesar să se lucreze pentru a rezolva problemele actuale ale astronomiei tinde să crească. Din acest motiv, pentru nevoile astrometriei fundamentale, este necesar să se obțină o precizie bună a obiectelor precise slabe.
• numărul de parametri astrometrici care trebuie determinat — este de dorit să aveți toți cei șase parametri pentru a obține pe deplin vectorul viteză tridimensional al unui obiect. Până acum, patru parametri sunt suficienți pentru majoritatea problemelor (fără paralaxă și viteză radială), dar odată cu obținerea preciziei de milisecunde de arc, acest lucru nu va fi suficient.
• legarea directă la sursele radio extragalactice. O astfel de referință este necesară pentru a asigura inerțialitatea sistemului, pentru a stabili un punct zero pentru paralaxe și mișcări adecvate și, de asemenea, pentru a stabili un punct zero al coordonatelor pe cer.
• datele fotometrice și spectrale ale obiectelor sunt necesare atât pentru nevoile interne ale unui experiment în alcătuirea unui catalog fundamental cât și pentru obținerea unei mari varietăți de informații suplimentare care pot fi extrase din acestea. Nu toate cataloagele conțin date fotometrice despre stelele conținute, dar sunt foarte de dorit, deoarece fiecare catalog va avea propria ecuație de luminozitate și ecuație de culoare, care trebuie luate în considerare pentru a obține informații mai fiabile. Cele mai populare cataloage au date fotometrice foarte slabe.
• zona de vizualizare. Sarcini diferite pot necesita zone diferite ale sferei cerești, iar o vedere completă a acesteia nu este întotdeauna necesară. Adesea, cataloagele sunt publicate într-o formă neterminată, oferind fragmente individuale ale cerului și, în acest caz, nu se știe dinainte dacă va avea loc publicarea planificată a unei versiuni mai complete, iar astronomului i se oferă utilizarea catalogului în forma sa, deși incompletă, dar posibil finală. Astfel de cataloage sunt potrivite pentru a lucra, de exemplu, cu obiecte ale sistemului solar care nu depășesc o anumită zonă a sferei cerești.
• uniformitate de umplere. În orice director, vor exista inevitabil zone care nu conțin obiecte de referință. Aceasta poate fi vecinătatea stelelor strălucitoare, unde lumina împrăștiată nu face posibilă determinarea cu precizie a coordonatelor altor stele, indiferent de fotodetectorul pe care îl folosim. Acestea pot fi nebuloase difuze sau galaxii unghiulare mari sau regiuni dense ale Calei Lactee unde se suprapun imaginile stelelor strălucitoare. Aceste regiuni pot fi umplute cu stele ale căror coordonate sunt determinate de alte instrumente, dar influența diferențelor sistematice de coordonate este inevitabilă.

Următorul proiect spațial astrometric, GAIA , lansat în 2013 , se așteaptă să producă un catalog de referință universal de aproximativ un miliard de obiecte care satisface în mare parte majoritatea acestor condiții.

Note

1. ↑ Institutul de Astronomie al Academiei Ruse de Științe, Institutul Astronomic de Stat. P. K. Sternberg, Institutul optic de stat. S. I. Vavilova, NPO ei. S. A. Lavochkina. Editat de L. V. Rykhlova și K. V. Kuimov: OZIRIS Space Astrometric Experiment 61 (2005). Preluat la 25 septembrie 2011. Arhivat din original la 8 aprilie 2012. (nedefinit)
2. ↑ 1 2 A XXIII-a Adunarea Generală a UAI. Rezoluția B2  (engleză) . BULETIN DE INFORMARE Nr. 81 24-25. IUA (1998). Data accesului: 29 decembrie 2010. Arhivat din original pe 8 aprilie 2012.
3. ↑ G.I. Pinigin. Prefața editorului  // Extinderea și conectarea cadrelor de referință utilizând Tehnica CCD bazată pe sol: Conferință astronomică internațională. - Nikolaev: Atoll, 2001. - P. 7 . — ISBN 966-7726-33-9 .  (link indisponibil)
4. ↑ E. F. Arias, P. Charlot, M. Feissel și J.-F. Lestrade. Sistemul de referință extragalactic al Serviciului Internațional de Rotație a Pământului, ICRS   // Astron . Astrophys: pretipărire. — 1995. — Nr. 303 . - P. 604-608 .  (link indisponibil)
5. ↑ The International Celestial Reference Frame - ICRF2 Arhivat 29 ianuarie 2018 la Wayback Machine  
6. ↑ The Second Realization of the International Celestial Reference Frame by Very Long Baseline Interferometry Arhivat 22 octombrie 2009 pe Wayback Machine , site-ul web IERS Arhivat 28 octombrie 2007 la Wayback Machine  
7. ↑ A XXIV-a Adunare Generală a UAI. Rezoluția B1.2  (engleză) . BULETIN DE INFORMARE Nr. 88 29. IUA (1999). Consultat la 29 decembrie 2010. Arhivat din original la 11 martie 2012.
8. ↑ Cataloagele Hipparcos și Tycho. ESA, 1997, The Tycho Catalog, ESA SP-1200
9. ↑ 1 2 Institutul de Astronomie RAS, Institutul Astronomic de Stat. P. K. Sternberg, Institutul optic de stat. S. I. Vavilova, NPO ei. S. A. Lavochkina. Editat de L. V. Rykhlova și K. V. Kuimov: OZIRIS Space Astrometric Experiment 26-28 (2005). Preluat la 25 septembrie 2011. Arhivat din original la 8 aprilie 2012. (nedefinit)