Hipparcos -Hipparcos

Hipparcos
Testy Hipparcos w ESTEC
Satelita Hipparcos w Large Solar Simulator, ESTEC, luty 1988
Nazwy HIPPARCOS
Typ misji Obserwatorium astrometryczne
Operator ESA
ID COSPAR 1989-062B
SATCAT nr. 20169
Strona internetowa http://sci.esa.int/hipparcos/
Czas trwania misji 2,5 roku (planowane)
4 lata (osiągnięte)
Właściwości statku kosmicznego
Statek kosmiczny HIPPARCOS
Producent Alenia Spazio
Matra Marconi Space
Rozpocznij masę 1140 kg (2510 funtów)
Sucha masa 635 kg (1400 funtów)
Masa ładunku 210 kg (460 funtów)
Moc 295 watów
Początek misji
Data uruchomienia 8 sierpnia 1989, 23:25:53 UTC
Rakieta Ariane 44LP H10 (V33)
Uruchom witrynę Centrum Przestrzenne Gujany , Kourou , ELA-2
Kontrahent Arianespace
Wprowadzona usługa Sierpień 1989
Koniec misji
Sprzedaż wycofany z eksploatacji
Dezaktywowany 15 sierpnia 1993
Parametry orbitalne
System odniesienia Orbita geocentryczna
Reżim Orbita transferowa geostacjonarna Orbita
geostacjonarna (planowana)
Wysokość perygeum 500,3 km (310,9 mil)
Wysokość apogeum 35 797,5 km (22 243,5 mil)
Nachylenie 6,84 °
Okres 636,9 minut
Rewolucja nr. 17830
Główny teleskop
Rodzaj Teleskop Schmidta
Średnica 29 cm (11 cali)
Długość ogniskowa 1,4 m (4 stopy 7 cali)
Długości fal widzialne światło
Transpondery
Zespół muzyczny Pasmo S
Przepustowość łącza 2-23  kb/s
Insygnia misji dziedzictwa Hipparcos
Odznaka Legacy ESA dla misji   Hipparcos

Hipparcos był naukowy satelita z Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA), zapoczątkowanej w 1989 roku i działająca do 1993 roku był to pierwszy eksperyment przestrzeń poświęcona precyzyjnego astrometrii , dokładnego pomiaru położeń ciał niebieskich na niebie. Umożliwiło to wykonanie pierwszych bardzo precyzyjnych pomiarów jasności wewnętrznej (w porównaniu z mniej precyzyjną jasnością pozorną ), ruchami własnymii paralaksami gwiazd, umożliwiając lepsze obliczenia ich odległości i prędkości stycznej . W połączeniu zpomiarami prędkości radialnych za pomocą spektroskopii astrofizycy byli w stanie ostatecznie zmierzyć wszystkie sześć wielkości potrzebnych do określenia ruchu gwiazd. Powstały katalog Hipparcos , katalog wysokiej precyzji ponad 118,200 gwiazd, została opublikowana w 1997 roku niższe precyzji Tycho Catalog ponad milion gwiazd został opublikowany w tym samym czasie, podczas gdy zwiększona Tycho-2 Katalog 2,5 mln gwiazdek został opublikowany w 2000 roku Hipparcos ' follow-up misji, Gaia , został uruchomiony w 2013 roku.

Słowo „Hipparcos” to akronim od High Precision PARallax COllecting Satellite, a także odniesienie do starożytnego greckiego astronoma Hipparcha z Nicei, znanego z zastosowań trygonometrii w astronomii i odkrycia precesji równonocy .

Tło

W drugiej połowie XX wieku dokładny pomiar pozycji gwiazd z ziemi napotkał zasadniczo nie do pokonania przeszkody w poprawie dokładności, zwłaszcza w przypadku pomiarów wielkokątowych i terminów systematycznych. Problemy były zdominowane przez efekty Ziemi „s atmosferę , ale zostały spotęgowane przez skomplikowane pod względem optycznych, termicznych i grawitacyjnych przegubów elastycznych instrumentów, a brak widoczności całego nieba. Formalna propozycja dokonania tych wymagających obserwacji z kosmosu została po raz pierwszy przedstawiona w 1967 roku.

Chociaż pierwotnie zaproponowano ją francuskiej agencji kosmicznej CNES , uznano ją za zbyt skomplikowaną i kosztowną dla pojedynczego programu krajowego. Jej przyjęcie w programie naukowym Europejskiej Agencji Kosmicznej w 1980 roku było wynikiem długiego procesu badań i lobbingu . Podstawową motywacją naukową było określenie fizycznych właściwości gwiazd poprzez pomiary ich odległości i ruchów w przestrzeni, a tym samym umieszczenie teoretycznych badań struktury i ewolucji gwiazd oraz badań struktury i kinematyki galaktycznej na bezpieczniejszej podstawie empirycznej. Obserwacyjnie, celem było określenie pozycji, paralaks i rocznych ruchów własnych około 100 000 gwiazd z bezprecedensową dokładnością 0,002  sekundy kątowej , co w praktyce przewyższyło cel dwukrotnie. Nazwa teleskopu kosmicznego, „Hipparcos”, była akronimem od High Precision Parallax Collecting Satellite , odzwierciedlała również imię starożytnego greckiego astronoma Hipparcha , uważanego za twórcę trygonometrii i odkrywcę precesji równonocy (z powodu chybotania się Ziemi na swojej osi).

Satelita i ładunek

Mikrografia optyczna części głównej siatki modulującej (na górze) i siatki mapowania gwiazd (na dole). Długość głównej siatki wynosi 8,2 mikrometra .

Statek kosmiczny posiadał pojedynczy, całkowicie odbijający, ekscentryczny teleskop Schmidta o aperturze 29 cm (11 cali). Specjalne zwierciadło łączące wiązki nałożyło na wspólną płaszczyznę ogniskowania dwa pola widzenia oddalone od siebie o 58°. To złożone lustro składało się z dwóch luster nachylonych w przeciwnych kierunkach, z których każde zajmowało połowę prostokątnej źrenicy wejściowej i zapewniało niewinietowane pole widzenia około 1° × 1°. W teleskopie zastosowano system siatek na powierzchni ogniskowej, składający się z 2688 naprzemiennych, nieprzezroczystych i przezroczystych pasm, o okresie 1,208 sekundy łuku (8,2 mikrometra). Za tym systemem siatkowym lampa dysektora obrazu ( detektor typu fotopowielacz ) o czułym polu widzenia o średnicy około 38-arc-sec zamieniała zmodulowane światło na sekwencję zliczeń fotonów (o częstotliwości próbkowania 1200 Hz ), z której można wyprowadzić fazę całego ciągu impulsów z gwiazdy. Pozorny kąt między dwiema gwiazdami w połączonych polach widzenia, modulo okresu siatki, został uzyskany z różnicy faz dwóch ciągów impulsów gwiazdy. Pierwotnie ukierunkowany na obserwację około 100 000 gwiazd, z astrometryczną dokładnością około 0,002 sekundy łukowej, ostateczny Katalog Hipparcos obejmował prawie 120 000 gwiazd o medianie dokładności nieco lepszej niż 0,001 sekundy łukowej (1 milisekunda).

Dodatkowy system fotopowielaczy obserwował dzielnik wiązki w ścieżce optycznej i był używany jako urządzenie do mapowania gwiazd. Jego celem było monitorowanie i określanie położenia satelity, a tym samym gromadzenie danych fotometrycznych i astrometrycznych wszystkich gwiazd do około 11 magnitudo. Pomiary te wykonano w dwóch szerokich pasmach w przybliżeniu odpowiadających B i V w systemie fotometrycznym (Johnson) UBV . Pozycje tych ostatnich gwiazd miały być określone z dokładnością do 0,03 sekundy łuku, czyli o 25 razy mniej niż główne gwiazdy misji. Pierwotnie ukierunkowany na obserwację około 400 000 gwiazd, powstały Katalog Tycho obejmował nieco ponad 1 milion gwiazd, a późniejsza analiza rozszerzyła go na Katalog Tycho-2 zawierający około 2,5 miliona gwiazd.

Kontrolowano położenie statku kosmicznego względem jego środka ciężkości, aby skanować sferę niebieską w regularnym, precesyjnym ruchu, utrzymując stałe nachylenie między osią obrotu a kierunkiem do Słońca. Statek kosmiczny obracał się wokół swojej osi Z z prędkością 11,25 obrotu na dzień (168,75 sekundy łuku/s) pod kątem 43° do Słońca . Oś Z obracała się wokół linii Słońce-satelita z prędkością 6,4 obrotów/rok.

Statek kosmiczny składał się z dwóch platform i sześciu pionowych paneli, wszystkie wykonane z aluminiowego plastra miodu. Panel słoneczny składał się z trzech rozkładanych sekcji, generujących łącznie około 300 W. Dwie anteny na pasmo S zostały umieszczone na górze i na dole statku kosmicznego, zapewniając dookólną szybkość transmisji danych w łączu w dół na poziomie 24   kbit/s . Postawy i orbity podsystemu kontroli (obejmujące 5- Newton hydrazyny silniki manewrów Oczywiście, 20 miliniutonometrach silniki gazu zimnego do sterowania położeniem i żyroskopy do oznaczania nastawienie) zapewnia prawidłowe dynamiczne kontroli położenia i określania w czasie trwania działania.

Zasady

Niektóre kluczowe cechy obserwacji były następujące:

  • dzięki obserwacjom z kosmosu można uniknąć lub zminimalizować skutki obserwacji astronomicznej spowodowane atmosferą , instrumentalnym zginaniem grawitacyjnym i zniekształceniami termicznymi;
  • Widoczność całego nieba pozwalała na bezpośrednie połączenie gwiazd obserwowanych na całej sferze niebieskiej;
  • dwa kierunki obserwacji satelity, oddzielone dużym i odpowiednim kątem (58°), zaowocowały sztywnym połączeniem quasi-natychmiastowych jednowymiarowych obserwacji w różnych częściach nieba. To z kolei doprowadziło do określenia paralaksy, które są absolutne (a nie względne, w odniesieniu do jakiegoś nieznanego punktu zerowego);
  • ciągłe skanowanie satelity oparte na ekliptyce skutkowało optymalnym wykorzystaniem dostępnego czasu obserwacyjnego, a wynikowy katalog zapewniał w miarę jednorodną gęstość nieba i jednolitą dokładność astrometryczną na całej sferze niebieskiej;
Zasady pomiarów astrometrycznych. Wypełnione okręgi i linie ciągłe pokazują trzy obiekty z jednego pola widzenia (o wielkości około 1°), a otwarte okręgi i linie przerywane pokazują trzy obiekty z odrębnego obszaru nieba nałożone ze względu na duży kąt podstawowy. Po lewej: pozycje obiektów w jednej epoce odniesienia. Środek: ich ruchy przestrzenne w ciągu około czterech lat, z dowolnymi wektorami ruchu własnego i współczynnikami skali; trójkąty pokazują swoje pozycje w ustalonej epoce pod koniec przedziału. Po prawej: całkowite zmiany pozycji, w tym dodatkowe ruchy pozorne spowodowane roczną paralaksą, cztery pętle odpowiadające czterem orbitom Ziemi wokół Słońca. Ruchy wywołane paralaksą są w fazie dla wszystkich gwiazd w tym samym obszarze nieba, więc względne pomiary w obrębie jednego pola mogą dostarczyć tylko względnych paralaks. Chociaż względne odstępy między gwiazdami zmieniają się stale w okresie pomiarowym, są one opisywane przez zaledwie pięć parametrów liczbowych na gwiazdę (dwie składowe położenia, dwie dotyczące ruchu własnego i paralaksa).
  • różne geometryczne konfiguracje skanowania dla każdej gwiazdy, w wielu epok całego programu obserwacji 3-letniej spowodowało sieci gęstej pozycji jednowymiarowych, z których barycentryczne kierunek, koordynują paralaksy , a obiekt jest właściwy ruch , może być rozwiązany za w tym, co w rzeczywistości było globalną redukcją metodą najmniejszych kwadratów całości obserwacji. W procesie wyprowadzono parametry astrometryczne oraz ich błędy standardowe i współczynniki korelacji ;
  • ponieważ liczba niezależnych obserwacji geometrycznych przypadających na obiekt była duża (zwykle rzędu 30) w porównaniu z liczbą niewiadomych dla modelu standardowego (pięć astrometrycznych niewiadomych na gwiazdę), rozwiązania astrometryczne niezgodne z tym prostym pięcioparametrowym modelem można rozszerzyć do brać pod uwagę efekty gwiazd podwójnych lub wielokrotnych lub nieliniowych ruchów fotocentrycznych przypisywanych nierozdzielonym astrometrycznym układom podwójnym ;
  • nieco większa liczba rzeczywistych obserwacji na obiekt, rzędu 110, dostarczała dokładnych i jednorodnych informacji fotometrycznych dla każdej gwiazdy, na podstawie których można było przeprowadzić klasyfikację średnich wielkości gwiazdowych, amplitud zmienności, a w wielu przypadkach również klasyfikację okresu i typu zmienności.
Ścieżka na niebie jednego z obiektów Katalogu Hipparcos, na przestrzeni trzech lat. Każda linia prosta wskazuje obserwowane położenie gwiazdy w określonej epoce: ponieważ pomiar jest jednowymiarowy, dokładna lokalizacja wzdłuż tej linii położenia nie jest określona przez obserwację. Krzywa jest modelowaną ścieżką gwiezdną dopasowaną do wszystkich pomiarów. Wywnioskowana pozycja w każdej epoce jest oznaczona kropką, a reszta krótką linią łączącą kropkę z odpowiednią linią pozycji. Amplituda ruchu oscylacyjnego tworzy paralaksę gwiazdy, przy czym składowa liniowa reprezentuje ruch własny gwiazdy.

Rozwój, uruchomienie i działalność

Hipparcos satelita był finansowany i zarządzany w ramach ogólnego upoważnienia Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA). Głównymi wykonawcami przemysłowymi były Matra Marconi Space (obecnie EADS Astrium ) i Alenia Spazio (obecnie Thales Alenia Space ).

Inne elementy sprzętowe zostały dostarczone w sposób następujący: lustro belkowy połączenie z REOSC w Saint-Pierre-du-Perray , Francja ; lustra sferyczne, składane i przekaźnikowe firmy Carl Zeiss AG w Oberkochen , Niemcy ; zewnętrzne przegrody światła rozproszonego firmy CASA w Madrycie , Hiszpania ; Modulowany siatki z CSEM w Neuchatel , Szwajcaria ; system sterowania mechanizmem i elektronika sterowania termicznego firmy Dornier Satellite Systems z Friedrichshafen w Niemczech; filtry optyczne, struktury eksperymentalne oraz system kontroli orientacji i orbity z Matra Marconi Space w Vélizy we Francji; mechanizmy przełączania instrumentów firmy Oerlikon-Contraves w Zurychu , Szwajcaria; lampy dysektorowe obrazu i detektory fotopowielacza zmontowane przez Holenderską Organizację Badań Kosmicznych ( SRON ) w Holandii ; mechanizm ponownego ustawiania ostrości zaprojektowany przez TNO-TPD w Delft w Holandii; moc elektryczna podsystem z British Aerospace w Bristol , Wielka Brytania ; system kontroli struktury i reakcji firmy Daimler-Benz Aerospace w Bremie w Niemczech; panele słoneczne i system kontroli termicznej firmy Fokker Space System w Leiden w Holandii; obsługa danych i telekomunikacja System z Saab Ericsson przestrzeni w Göteborgu , Szwecja ; oraz silnik doładowania apogeum od SEP we Francji. Grupy z Institut d'Astrophysique w Liège , Belgia i Laboratoire d'Astronomie Spatiale w Marsylii , Francja, przyczyniło parametrach optycznych, procedur kalibracji i test wyrównania; Captec w Dublinie . Irlandia i Logica w Londynie wniosły wkład w oprogramowanie pokładowe i kalibrację.

Hipparcos satelita został wystrzelony (z bezpośredniej transmisji satelitarnej TV-Sat 2 jako współ-osobowe) w sprawie Ariane 4 rakiety , V33 lotu, od Centre Spatial Guyanais , Kourou , Gujana Francuska , w dniu 8 sierpnia 1989 roku wyruszyli w geostacjonarnej transferu orbita (GTO), silnik przyspieszający apogeum Mage-2 nie odpalił, a zamierzona orbita geostacjonarna nigdy nie została osiągnięta. Jednak po dodaniu kolejnych stacji naziemnych, oprócz centrum kontroli operacji ESA w Europejskim Centrum Operacji Kosmicznych (ESOC) w Niemczech , satelita z powodzeniem działał na orbicie geostacjonarnej (GTO) przez prawie 3,5 roku. Wszystkie pierwotne cele misji zostały ostatecznie przekroczone.

Wliczając oszacowanie działalności naukowej związanej z obserwacjami satelitarnymi i przetwarzaniem danych, misja Hipparcos kosztowała około 600 milionów euro (w warunkach ekonomicznych roku 2000), a w jej realizację zaangażowało się około 200 europejskich naukowców i ponad 2000 osób z europejskiego przemysłu.

Katalog wejściowy Hipparcos

Obserwacje satelitarne opierały się na predefiniowanej liście gwiazd docelowych. Gwiazdy były obserwowane, gdy satelita się obracał, przez czuły obszar detektora rurowego detektora obrazu. Ta wstępnie zdefiniowana lista gwiazd utworzyła Hipparcos Input Catalog (HIC): każda gwiazda w końcowym katalogu Hipparcos była zawarta w Katalogu danych wejściowych. Katalog danych wejściowych został opracowany przez konsorcjum INCA w latach 1982-1989, sfinalizowany przed wprowadzeniem na rynek i opublikowany zarówno w formie cyfrowej, jak i drukowanej.

Chociaż w pełni zastąpiony przez wyniki satelitarne, zawiera jednak dodatkowe informacje na temat wielu elementów systemu, a także zestawienia prędkości radialnych i typów widmowych, które nie zostały zaobserwowane przez satelitę, ale nie zostały uwzględnione w opublikowanym Katalogu Hipparcos .

Ograniczenia dotyczące całkowitego czasu obserwacji oraz jednorodności gwiazd na sferze niebieskiej dla operacji satelitarnych i analizy danych doprowadziły do ​​powstania Katalogu danych wejściowych liczącego około 118 000 gwiazd. Połączył on dwa komponenty: po pierwsze, przegląd około 58 000 obiektów tak kompletnych, jak to możliwe, do następujących granicznych wielkości gwiazdowych: V<7,9 + 1,1sin|b| dla typów widmowych wcześniejszych niż G5 i V<7,3 + 1,1sin|b| dla typów widmowych późniejszych niż G5 (b to szerokość galaktyczna). Gwiazdy tworzące tę ankietę są oznaczone w Katalogu Hipparcos .

Drugi składnik składał się z dodatkowych gwiazd wybranych zgodnie z ich zainteresowaniami naukowymi, nie słabszych niż około wielkości V=13 mag. Zostały one wybrane spośród około 200 wniosków naukowych złożonych na podstawie zaproszenia do składania wniosków wydanego przez ESA w 1982 r. i nadano im priorytety przez Komitet ds. Selekcji Propozycji Naukowych w porozumieniu z Konsorcjum Katalogu Wkładów. Wybór ten musiał zrównoważyć zainteresowanie naukowe „a priori” oraz ograniczenia programu obserwacyjnego, całkowity czas obserwacji i ograniczenia jednorodności nieba.

Redukcje danych

W przypadku głównych wyników misji analizę danych przeprowadziły dwa niezależne zespoły naukowe, NDAC i FAST, składające się łącznie z około 100 astronomów i naukowców, głównie z instytutów europejskich (kraje członkowskie ESA). Analizy, oparte na blisko 1000 Gbit danych satelitarnych pozyskanych w ciągu 3,5 roku, obejmowały kompleksowy system kontroli krzyżowych i walidacji, szczegółowo opisany w opublikowanym katalogu.

Dołączono szczegółowy model kalibracji optycznej, aby odwzorować transformację z nieba na współrzędne instrumentalne. Jego adekwatność można było zweryfikować za pomocą szczegółowych reszt pomiarowych. Orbita Ziemi i orbita satelity względem Ziemi były niezbędne do opisania położenia obserwatora w każdej epoce obserwacji i były dostarczane przez odpowiednie efemerydy Ziemi połączone z dokładnym pomiarem odległości satelity. Poprawki wynikające ze szczególnej teorii względności ( aberracja gwiazd ) wykorzystywały odpowiednią prędkość satelity. Modyfikacje wynikające z ogólnego relatywistycznego zginania światła były znaczące (4 milisekundy przy 90° do ekliptyki) i skorygowane o deterministyczne założenie γ=1 w formalizmie PPN . Resztki zbadano w celu ustalenia granic wszelkich odchyleń od tej ogólnej wartości relatywistycznej i nie znaleziono znaczących rozbieżności.

Ramka odniesienia

Obserwacje satelitarne zasadniczo dostarczyły bardzo dokładnych wzajemnych pozycji gwiazd w całym okresie pomiarowym (1989-1993). W przypadku braku bezpośrednich obserwacji źródeł pozagalaktycznych (poza marginalnymi obserwacjami kwazara 3C 273 ) powstały sztywny układ odniesienia został przekształcony w inercyjny układ odniesienia powiązany ze źródłami pozagalaktycznymi. Pozwala to na bezpośrednią korelację badań na różnych długościach fal z gwiazdami Hipparcos i zapewnia, że ​​ruchy własne katalogu są, w miarę możliwości, kinematycznie nieobracające się. Wyznaczenie trzech odpowiednich kątów rotacji ciała stałego oraz trzech prędkości rotacji zależnych od czasu zostało przeprowadzone i zakończone przed publikacją katalogu. Zaowocowało to dokładnym, ale pośrednim połączeniem z inercyjnym, pozagalaktycznym układem odniesienia.

Typowe dokładności katalogów FK5, Hipparcos , Tycho-1 i Tycho-2 w funkcji czasu. Zależności Tycho-1 pokazano dla dwóch reprezentatywnych wielkości. Dla Tycho-2 typowy błąd ruchu własnego wynoszący 2,5 miliarc-s dotyczy zarówno jasnych gwiazd (błąd pozycji w J1991.25 wynoszący 7 miliarc-s), jak i słabych gwiazd (błąd pozycji w J1991.25 wynoszący 60 miliarc-s).

Uwzględniono i odpowiednio wyważono różne metody ustalenia tego połączenia z ramą odniesienia przed publikacją katalogu: obserwacje interferometryczne gwiazd radiowych za pomocą sieci VLBI , MERLIN i Very Large Array (VLA); obserwacje kwazarów względem gwiazd Hipparcos przy użyciu urządzenia ze sprzężeniem ładunkowym (CCD), klisz fotograficznych i Kosmicznego Teleskopu Hubble'a ; programy fotograficzne do wyznaczania ruchów własnych gwiazd względem obiektów pozagalaktycznych (Bonn, Kijów, Lick, Poczdam, Yale/San Juan); oraz porównanie parametrów rotacji Ziemi uzyskanych za pomocą interferometrii bardzo długich linii bazowych (VLBI) oraz naziemnych obserwacji optycznych gwiazd Hipparcos . Chociaż bardzo różne pod względem instrumentów, metod obserwacyjnych i obiektów, różne techniki ogólnie zgadzały się z dokładnością do 10 milisekund w orientacji i 1 milisekundy na rok w rotacji systemu. Uważa się, że na podstawie odpowiedniego ważenia osie współrzędnych określone w opublikowanym katalogu są wyrównane z pozagalaktyczną ramką radiową z dokładnością do ±0,6 miliarc-s w epoce J1991.25 i nie obracają się względem odległych obiektów pozagalaktycznych z dokładnością do ±0,25 miliarc-sek/rok.

Hipparcos i Tycho katalogi następnie skonstruowane tak, że powstały Hipparcos niebieskich ramki odniesienia (HCRF) pokrywa się, z dokładnością do obserwacji niepewności, z icrf (ICRF) i stanowiących najlepsze oszacowania w czasie zakończenia katalogowy (w 1996). HCRF jest zatem materializacją Międzynarodowego Systemu Odniesienia Niebiańskiego (ICRS) w dziedzinie optycznej. Rozszerza i ulepsza system J2000 ( FK5 ), zachowując w przybliżeniu globalną orientację tego systemu, ale bez błędów regionalnych.

Gwiazdy podwójne i wielokrotne

Mimo ogromnego znaczenia astronomicznego, gwiazdy podwójne i wielokrotne dostarczyły znacznych komplikacji w obserwacjach (ze względu na skończony rozmiar i profil czułego pola widzenia detektora) oraz w analizie danych. Przetwarzanie danych sklasyfikowało rozwiązania astrometryczne w następujący sposób:

  • rozwiązania jednogwiazdkowe: 100 038 wpisów, z czego 6763 oznaczono jako podejrzane podwójne
  • rozwiązania składowe (załącznik C): 13 211 wpisów, w tym 24 588 komponentów w 12 195 rozwiązaniach
  • rozwiązania przyspieszające (załącznik G): 2622 rozwiązania
  • rozwiązania orbitalne (załącznik O): 235 wpisów
  • ruchy wywołane zmiennością (załącznik V): 288 wpisów
  • rozwiązania stochastyczne (załącznik X): 1561 wpisów
  • brak prawidłowego rozwiązania astrometrycznego: 263 wpisy (z czego 218 oznaczono jako podejrzane podwójne)

Jeśli gwiazda podwójna ma długi okres orbitalny, tak że nieliniowe ruchy fotocentrum były nieistotne w krótkim (3-letnim) czasie trwania pomiaru, podwójna natura gwiazdy przeszłaby nierozpoznana przez Hipparcosa , ale mogłaby pokazać się jako właściwy Hipparcos. ruch rozbieżny w porównaniu do tych ustalonych na podstawie programów ruchu właściwego z długimi czasowymi liniami bazowymi na ziemi. Ruchy fotocentryczne wyższego rzędu mogą być reprezentowane przez 7-parametrowe, a nawet 9-parametrowe dopasowanie modelu (w porównaniu ze standardowym 5-parametrowym modelem), a zazwyczaj takie modele można zwiększać pod względem złożoności, aż do uzyskania odpowiednich dopasowań. Pełną orbitę, wymagającą 7 elementów, wyznaczono dla 45 systemów. Okresy orbitalne bliskie jednego roku mogą ulec degeneracji wraz z paralaksą, co skutkuje zawodnymi rozwiązaniami w obu przypadkach. Systemy potrójne lub wyższego rzędu stawiały kolejne wyzwania w przetwarzaniu danych.

Obserwacje fotometryczne

Dane fotometryczne o najwyższej dokładności zostały dostarczone jako produkt uboczny głównych obserwacji astrometrycznych misji. Zostały wykonane w szerokopasmowym paśmie światła widzialnego, charakterystycznym dla Hipparcos i oznaczone jako Hp. Mediana precyzji fotometrycznej, dla magnitudo Hp<9, wynosiła 0,0015 magnitudo , przy typowo 110 różnych obserwacjach na gwiazdę w ciągu 3,5-letniego okresu obserwacji. W ramach redukcji danych i tworzenia katalogu zidentyfikowano nowe zmienne i oznaczono je odpowiednimi identyfikatorami gwiazd zmiennych. Gwiazdy zmienne zostały sklasyfikowane jako zmienne okresowe lub nierozwiązane; te pierwsze zostały opublikowane z oszacowaniami ich okresu, amplitudy zmienności i typu zmienności. W sumie wykryto około 11 597 obiektów zmiennych, z czego 8237 nowo sklasyfikowano jako zmienne. Istnieje na przykład 273 zmiennych cefeid , 186 zmiennych RR Lyr , 108 zmiennych Delta Scuti i 917 zaćmieniowych gwiazd podwójnych . Obserwacje programu Star Mapper, stanowiące katalog Tycho (i Tycho-2), dostarczyły dwóch kolorów, z grubsza B i V w systemie fotometrycznym Johnson UBV , ważnych dla klasyfikacji spektralnej i efektywnego określania temperatury .

Prędkości radialne

Klasyczna astrometria dotyczy jedynie ruchu w płaszczyźnie nieba i pomija prędkość radialną gwiazdy , czyli jej ruch w przestrzeni wzdłuż linii widzenia. Chociaż ma kluczowe znaczenie dla zrozumienia kinematyki gwiazd, a tym samym dynamiki populacji, jego wpływ jest generalnie niezauważalny w pomiarach astrometrycznych (w płaszczyźnie nieba), a zatem jest generalnie ignorowany w badaniach astrometrycznych na dużą skalę. W praktyce można to zmierzyć jako przesunięcie Dopplera linii widmowych. Ściślej jednak, prędkość promieniowa wchodzi w rygorystyczną formułę astrometryczną. W szczególności prędkość przestrzenna wzdłuż linii wzroku oznacza, że ​​transformacja od liniowej prędkości stycznej do (kątowego) ruchu własnego jest funkcją czasu. Wynikający z tego efekt sekularnego lub perspektywicznego przyspieszenia jest interpretacją przyspieszenia poprzecznego w rzeczywistości wynikającego z czysto liniowej prędkości przestrzennej ze znaczną składową promieniową, z efektem pozycyjnym proporcjonalnym do iloczynu paralaksy, ruchu własnego i prędkości promieniowej. Na poziomach dokładności Hipparcosa ma on (marginalne) znaczenie tylko dla najbliższych gwiazd o największych prędkościach radialnych i ruchach własnych, ale został uwzględniony w 21 przypadkach, dla których skumulowany efekt pozycyjny w ciągu dwóch lat przekracza 0,1 milisekundy. Prędkości radialne gwiazd z katalogu Hipparcos , w zakresie, w jakim są one obecnie znane z niezależnych badań naziemnych, można znaleźć w astronomicznej bazie danych Centre de données astronomiques de Strasbourg .

Brak wiarygodnych odległości dla większości gwiazd oznacza, że ​​pomiary kątowe wykonane astrometrycznie w płaszczyźnie nieba, generalnie nie mogą być przeliczone na rzeczywiste prędkości kosmiczne w płaszczyźnie nieba. Z tego powodu astrometria charakteryzuje ruchy poprzeczne gwiazd w miarach kątowych (np. arcsek na rok), a nie w km/s lub równoważnych. Podobnie typowy brak niezawodnych prędkości promieniowych oznacza, że ​​poprzeczny ruch w przestrzeni (jeśli jest znany) jest w każdym razie tylko składową całkowitej, trójwymiarowej prędkości przestrzennej.

Opublikowane katalogi

Główne cechy obserwacyjne katalogów Hipparcos i Tycho. ICRS to Międzynarodowy System Odniesienia Niebiańskiego.
Nieruchomość Wartość
Pospolity:
   Okres pomiarowy 1989,8-1993,2
   Epoka katalogowa J1991.25
   System odniesienia ICRS
     • koincydencja z ICRS (3 osie) ± 0,6 mas
     • odchyłka od inercji (3 osie) ±0,25 mas/rok
Katalog Hipparcos:
   Liczba wejść 118 218
     • z powiązaną astrometrią     117 955
     • z powiązaną fotometrią     118,204
   Średnia gęstość nieba ≈3 na stopień kwadratowy
   Ograniczenie wielkości V (12,4 mag)
   Kompletność V=7,3–9,0 mag
Katalog Tycho:
   Liczba wejść 1 058 332
     • na podstawie danych Tycho     1 052 031
     • tylko z danymi Hipparcos     6301
   Średnia gęstość nieba 25 na stopień kwadratowy
   Ograniczenie wielkości V≈11,5 mag
   Kompletność do 90 procent V≈10,5 mag
   Kompletność do 99,9 procent V≈10,0 mag
Katalog Tycho 2:
   Liczba wejść 2 539 913
   Średnia gęstość nieba:
      • przy b=0° ≈150 na stopień kwadratowy
      • przy b=±30° ≈50 na stopień kwadratowy
      • przy b=±90° ≈25 na stopień kwadratowy
   Kompletność do 90 procent V≈11,5 mag
   Kompletność do 99 procent V≈11,0 mag
Równokątny wykres deklinacji względem rektascensji gwiazd jaśniejszych niż pozorna jasność 5 w Katalogu Hipparcos, zakodowany według typu spektralnego i pozornej jasności, względem współczesnych gwiazdozbiorów i ekliptyki

Ostateczny Katalog Hipparcos był wynikiem krytycznego porównania i połączenia dwóch analiz (konsorcja NDAC i FAST) i zawiera 118 218 wpisów (gwiazdy lub gwiazdy wielokrotne), co odpowiada średnio około trzem gwiazdom na stopień kwadratowy na całym niebie . Mediana precyzji pięciu parametrów astrometrycznych (Hp<9) przekroczyła pierwotne cele misji i wynosi od 0,6 do 1,0 mas. Około 20 000 odległości określono na lepsze niż 10%, a 50 000 na lepsze niż 20%. Wywnioskowany stosunek błędów zewnętrznych do standardowych wynosi ≈1,0–1,2, a oszacowane błędy systematyczne wynoszą poniżej 0,1 mas. Liczba rozwiązanych lub podejrzewanych gwiazd podwójnych lub wielokrotnych wynosi 23 882. Obserwacje fotometryczne dały fotometrię wieloepokową ze średnią liczbą 110 obserwacji na gwiazdę i medianą precyzji fotometrycznej (Hp<9) magnitudo 0,0015 magnitudo, z 11 597 wpisami zidentyfikowanymi jako zmienne lub prawdopodobnie zmienne.

W przypadku wyników mapowania gwiazd analizę danych przeprowadziło Tycho Data Analysis Consortium (TDAC). Katalog Tycho obejmuje ponad milion gwiazd z astrometrią 20–30 milisekund i fotometrią dwukolorową (pasmo B i V).

Ostateczne katalogi Hipparcos i Tycho zostały ukończone w sierpniu 1996 roku. Katalogi zostały opublikowane przez Europejską Agencję Kosmiczną (ESA) w imieniu zespołów naukowych w czerwcu 1997 roku.

Szersza analiza danych z programu Star Mapper (Tycho) wyodrębniła dodatkowe słabe gwiazdy ze strumienia danych. W połączeniu ze starymi obserwacjami płyt fotograficznych dokonanymi kilkadziesiąt lat wcześniej w ramach programu Astrographic Catalog , w 2000 roku opublikowano Katalog Tycho-2 zawierający ponad 2,5 miliona gwiazd (i całkowicie zastępując oryginalny Katalog Tycho).

W Hipparcos i Tycho-1 Katalogi zostały wykorzystane do stworzenia Millennium Atlasu Gwiazd : An All-Sky atlas milion gwiazd wielkości wizualnej 11. Niektóre 10000 nonstellar obiekty są również w celu uzupełnienia danych katalogowych.

W latach 1997-2007 kontynuowano badania nad subtelnymi efektami nastawienia satelity i kalibracji instrumentów. Zbadano szereg efektów w danych, które nie zostały w pełni uwzględnione, takich jak nieciągłości fazy skanowania i skoki postawy wywołane mikrometeoroidami. Ostatecznie podjęto ponowne ograniczenie powiązanych etapów analizy.

Doprowadziło to do poprawy dokładności astrometrycznych dla gwiazd jaśniejszych niż Hp=9,0 magnitudo, osiągając współczynnik około trzech dla najjaśniejszych gwiazd (Hp<4,5 magnitudo), jednocześnie podkreślając wniosek, że pierwotnie opublikowany Katalog Hipparcos jest ogólnie wiarygodny w zakresie cytowane dokładności.

Wszystkie dane katalogowe są dostępne online w Centre de Données astronomiques de Strasbourg .

Wyniki naukowe

Koncepcja artysty naszej galaktyki Drogi Mlecznej , przedstawiająca dwa wyraźne ramiona spiralne przymocowane do końców grubej centralnej poprzeczki. Hipparcos wykonał mapy wielu gwiazd w sąsiedztwie Słońca z dużą dokładnością, chociaż przedstawia to tylko niewielką część gwiazd w galaktyce.

W Hipparcos wyniki wpłynęły bardzo szeroki zakres badań astronomicznych, które można podzielić na trzy główne tematy:

  • zapewnienie dokładnego układu odniesienia: umożliwiło to konsekwentne i rygorystyczne ponowne zredukowanie historycznych pomiarów astrometrycznych, w tym tych z płyt Schmidta, kręgów południkowych, 100-letniego Katalogu Astrograficznego i 150 lat pomiarów orientacji Ziemi. Te z kolei dały gęste ramy odniesienia z bardzo dokładnymi, długoterminowymi ruchami własnymi ( Katalog Tycho-2 ). Redukcja aktualnych, najnowocześniejszych danych pomiarowych zaowocowała gęstym katalogiem UCAC2 Obserwatorium Marynarki Wojennej Stanów Zjednoczonych w tym samym systemie referencyjnym oraz ulepszonymi danymi astrometrycznymi z ostatnich przeglądów, takich jak Sloan Digital Sky Survey i 2MASS . W ramce odniesienia o wysokiej dokładności nieodłącznym elementem jest pomiar soczewkowania grawitacyjnego oraz detekcja i charakterystyka gwiazd podwójnych i wielokrotnych;
  • Ograniczenia dotyczące struktury i ewolucji gwiazd : dokładne odległości i jasności 100 000 gwiazd dostarczyły najbardziej wyczerpującego i dokładnego zestawu danych dotyczących podstawowych parametrów gwiazd jak dotąd, nakładając ograniczenia na rotację wewnętrzną, dyfuzję pierwiastków, ruchy konwekcyjne i asterosejsmologię . W połączeniu z modelami teoretycznymi i innymi danymi daje masę ewolucyjną, promienie i wiek dużej liczby gwiazd obejmujących szeroki zakres stanów ewolucyjnych;
  • Kinematyka i dynamika galaktyczna: jednolite i dokładne odległości oraz ruchy własne zapewniły znaczny postęp w zrozumieniu kinematyki gwiazd i dynamicznej struktury sąsiedztwa Słońca, począwszy od obecności i ewolucji gromad, skojarzeń i grup ruchomych, po obecność rezonansu ruchy spowodowane centralną poprzeczką i ramionami spiralnymi Galaktyki , określenie parametrów opisujących rotację galaktyki , rozróżnianie populacji dysków i halo, dowody na akrecję halo oraz pomiary ruchów kosmicznych uciekających gwiazd , gromad kulistych i wielu innych typów gwiazda.

Powiązany z tymi głównymi tematami, Hipparcos dostarczył wyników w tematach tak różnych, jak nauka o Układzie Słonecznym, w tym określanie masy asteroid, obrót Ziemi i chybotanie Chandlera ; wewnętrzna struktura białych karłów ; masy brązowych karłów ; charakterystyka planet pozasłonecznych i ich gwiazd macierzystych; wysokość Słońca nad płaszczyzną środkową Galaktyki; wiek Wszechświata ; Stellar pierwotną funkcję masy oraz powstawanie gwiazd stopy; oraz strategie poszukiwania pozaziemskiej inteligencji . Do pomiaru zmienności i pulsacji gwiazd w wielu klasach obiektów wykorzystano bardzo precyzyjną fotometrię wieloetapową. W Hipparcos i Tycho katalogi są obecnie rutynowo stosowane do teleskopów naziemnych punktów, przejdź misji kosmicznych, a dysk Planetaria publicznych.

Od 1997 roku opublikowano kilka tysięcy artykułów naukowych, korzystając z katalogów Hipparcos i Tycho . Szczegółowy przegląd literatury naukowej Hipparcos w latach 1997-2007 został opublikowany w 2009 roku, a popularne sprawozdanie z projektu w 2010 roku. Niektóre przykłady godnych uwagi wyników obejmują (wymienione chronologicznie):

  • paralaksy podkarłowate : gromady bogate w metale i gruby dysk
  • drobna struktura kępy czerwonego olbrzyma i związane z tym określenie odległości
  • nieoczekiwany rozkład prędkości gwiazd w wypaczonym dysku galaktycznym
  • potwierdzenie błędu Lutza-Kelkera pomiaru paralaksy
  • dopracowanie stałych Oorta i Galactic
  • Ciemna materia dysku galaktycznego, ziemskie kratery uderzeniowe i prawo wielkich liczb
  • ruch pionowy i ekspansja Pasa Gould
  • lokalna gęstość materii w Galaktyce i granica Oorta
  • Epoki epoki lodowcowej i droga Słońca przez Galaktykę
  • kinematyka lokalna gigantów K i M oraz koncepcja supergromad
  • ulepszony układ odniesienia dla długoterminowych badań rotacji Ziemi
  • lokalne pole prędkości gwiazdowej w Galaktyce
  • Identyfikacja dwóch możliwych „rodzeństwa” Słońca (HIP 87382 i HIP 47399), które należy zbadać pod kątem istnienia egzoplanet

Plejady dystansowe kontrowersje

Jednym kontrowersyjnym wynikiem jest wyprowadzona bliskość, na około 120 parseków, gromady Plejad , ustalona zarówno na podstawie oryginalnego katalogu, jak i poprawionej analizy. Zostało to zakwestionowane w różnych innych niedawnych pracach, umieszczając średnią odległość gromady na około 130 parseków.

Według artykułu z 2012 r. anomalia była spowodowana użyciem średniej ważonej, gdy istnieje korelacja między odległościami a błędami odległości dla gwiazd w gromadach. Rozwiązuje się go za pomocą średniej nieważonej. Nie ma systematycznego błędu w danych Hipparcos, jeśli chodzi o gromady gwiazd.

W sierpniu 2014 r. rozbieżność między odległością klastra 120,2 ± 1,5 parseków (szt.) mierzonych przez Hipparcos i odległość133,5 ± 1,2 pc uzyskane innymi technikami zostało potwierdzone przez pomiary paralaksy wykonane za pomocą VLBI , które dały136,2 ± 1,2 pc , najdokładniejsza i najdokładniejsza odległość, jaka została dotychczas zaprezentowana dla klastra.

Polaris

Inna debata na temat odległości, którą rozpoczął Hipparcos, dotyczy odległości do gwiazdy Polaris.

Ludzie

  • Pierre Lacroute ( Obserwatorium w Strasburgu ): twórca astrometrii kosmicznej w 1967 r.
  • Michael Perryman : naukowiec projektu ESA (1981-1997) i kierownik projektu podczas operacji satelitarnych (1989-1993)
  • Catherine Turon (Observatoire de Paris-Meudon): lider konsorcjum Input Catalog
  • Erik Høg: lider konsorcjum TDAC
  • Lennart Lindegren ( Obserwatorium w Lund ): lider konsorcjum NDAC
  • Jean Kovalevsky: lider konsorcjum FAST
  • Adriaan Blaauw : przewodniczący komisji wyboru programu obserwacyjnego
  • Zespół naukowy Hipparcos: Uli Bastian, Pierluigi Bernacca, Michel Crézé, Francesco Donati, Michel Grenon, Michael Grewing, Erik Høg, Jean Kovalevsky, Floor van Leeuwen, Lennart Lindegren, Hans van der Marel, Francois Mignard , Andrew Murray, Michael Perryman (przewodniczący ), Rudolf Le Poole, Hans Schrijver, Katarzyna Turon
  • Franco Emiliani: kierownik projektu ESA (1981-1985)
  • Hamid Hassan: kierownik projektu ESA (1985-1989)
  • Dietmar Heger: kierownik operacji statków kosmicznych ESA/ESOC
  • Michel Bouffard: kierownik projektu Matra Marconi Space
  • Bruno Strim: kierownik projektu Alenia Spazio

Zobacz też

  • Gaia , misja kontynuacyjna rozpoczęta w 2013 r.

Bibliografia

Zewnętrzne linki