Grundläggande katalog

Den här artikeln handlar om grundläggande kataloger. För en serie kataloger FK (The Catalogs of Fundamental Stars), se Fundamental catalog (catalog)

Grundkatalogen ( referenskatalog ) är en astrometrisk katalog som definierar det kinematiska astronomiska koordinatsystemet (som följaktligen kallas referenskoordinatsystemet ) inom intervallet för vilken elektromagnetisk strålning som helst .

En uppsättning objekt med kända koordinater kallas ibland en realisering av ett grundläggande koordinatsystem i ett givet område.

Bland astrometriska kataloger finns det förutom grundläggande kataloger även arbetskataloger  - sammanställda endast i syfte att katalogisera. Denna separation användes oftast tidigare, för tillfället har kopplingen mellan dessa två typer inom astrometri blivit minimal.

Historik

Den första grundläggande katalogen sammanställdes i slutet av 1800-talet, men dess noggrannhet översteg inte det dynamiska koordinatsystemets noggrannhet . Både han och de grundläggande katalogerna som följde honom i det optiska området använde stjärnor som referensobjekt . Närvaron av riktiga rörelser av stjärnor över tiden leder till en märkbar försämring av noggrannheten i alla kataloger, eftersom felet i korrekta rörelser ackumuleras över tiden och ökar linjärt (med den moderna noggrannheten av astronomiska observationer kan riktiga rörelser av stjärnor anses vara enhetliga och rätlinjig, vilket försummar andra ordningens komponent). Dessa skäl ledde till ständig uppdatering och lansering av nya versioner av optiska fundamentala kataloger ( FK3 , FK4 , FK5 , FK6 , GC , etc.)

Det fanns projekt för att sammanställa en undersökning av himmelkartans galaxer som referensobjekt för den nya generationens grundläggande kataloger. Men idén om att använda galaxer hade ännu inte hunnit utvecklas, när möjligheten till nästa, bättre lösning på problemet med universalisering av precisionsfundamentala kataloger redan hade uppstått.

Detta beslut var övergången till extragalaktiska referensobjekt - kvasarer , som är de mest avlägsna (i modern mening) objekten i universum [1] . Fördelen med extragalaktiska objekt för att skapa ett koordinatsystem är förmågan att ta tre av de sex astrometriska parametrarna lika med noll : egenrörelser och parallax . Detta innebär att de två viktigaste astrometriska parametrarna som faktiskt krävs för implementeringen av referenskatalogen - objektets himmelska koordinater (till exempel höger uppstigning och deklination ) - inte förändras med tiden, eller med andra ord, objekt rör sig inte visuellt i förhållande till varandra. Att associera ett referenskoordinatsystem med stationära objekt är mer att föredra och exakt än med objekt som rör sig i förhållande till varandra, eftersom hänsyn till dessa rörelser kräver konstanta korrigeringar.

ICRS

Enligt beslut från International Astronomical Union 1997, blev International Celestial Reference System (ICRS) [2] det standardiserade himmelska koordinatsystemet som rekommenderas för allmänt bruk . Det är implementerat i form av två referenskoordinatsystem [3] : i radioområdet (ICRF) och i det synliga området (HCRF).

ICRF och HCRF

Den första implementeringen av ICRS byggdes tillbaka 1995 baserat på resultaten av observationer av 209 extragalaktiska radiokällor (främst kvasarer), vars exakta koordinater erhölls på grundval av VLBI- observationer [4] . Den fick namnet ICRF ( International Celestial Reference Frame ) .  Detta är referenskoordinatsystemet i radioområdet. Senare utökades den till 608 källor.

Den 13 augusti 2009 beslutade International Astronomical Unions konvent att anta ICRF2 , en förbättrad version av det ursprungliga ICRF-systemet, som sedan har kallats ICRF1 [5] [6] . ICRF2 inkluderar bearbetade data från nya observationer av avlägsna radiokällor gjorda under åren sedan ICRF1 antogs; dessutom ingår nya radiokällor i antalet referensobjekt - totalt 3414 stycken.

Eftersom ICRF / ICRF2-systemet är definierat i radiobandet måste system som definieras i andra band överensstämma med det.

Sådant arbete utfördes för det optiska området efter att resultaten av det första framgångsrika rymdastrometriska experimentet Hipparcos (1997) erhölls. Denna katalog innehåller nästan alla stjärnor upp till 9 m , och några svagare. Samtidigt antogs ICRS-systemet som en internationell standard [2] .
Därefter, bland de objekt som definierar referenssystemet, rekommenderades det att utesluta binära stjärnor, vissa variabler och andra stjärnor som det finns tvivel om att data är korrekta. Det resulterande referenskoordinatsystemet, som har mer än 100 000 stjärnor, fick namnet HCRF [7] .

Författarna till Hipparcos-katalogen anger följande uppskattningar av den möjliga oöverensstämmelsen mellan ICRF-systemet och Hipparcos-katalogsystemet: [8]

• oöverensstämmelse mellan systemet i axlarnas riktning kan vara 0,6 mas;
• rotationen av ett koordinatsystem i förhållande till ett annat kan vara cirka 0,25 mas/år.

Krav för en idealisk referenskatalog

För närvarande finns det ingen referenskatalog som är nära idealisk. Specificiteten hos astrometriska observationer som används för att sammanställa referenskataloger är sådan att antalet objekt för varje katalog kommer att vara omvänt proportionell mot noggrannheten för att mäta dess astrometriska parametrar. Denna feedback beror på användningen i de flesta moderna kataloger av den nya generationen av noggrannheten i data från det implementerade Hipparcos rymdastrometriska projektet , som inte inkluderade svaga stjärnor (från 11 m och svagare).

Stödsystemets egenskaper som är nödvändiga för att möta behoven hos modern vetenskap:

• tröghet;
• stabilitet - obetydligheten av förändringar i systemets noggrannhet över tiden;
• tillgänglighet - sammanträffandet av omfånget av stjärnstorlekar för referensobjekt med det dynamiska omfånget av instrument som används i astronomiska observationer;
• likriktighet - frånvaron av ett betydande beroende av stjärnstorlekar och andra egenskaper hos referensobjekt.

Egenskaper för en referenskatalog som uppfyller dessa krav [9] :

• så många referensobjekt som möjligt i det fungerande lilla synfältet. Den lägre uppskattningen av antalet stjärnor i katalogen, som säkerställer att åtminstone flera referensobjekt kommer att finnas i synfältet, är . [9] Denna uppskattning kan anses allmänt underskattad, eftersom den gjordes utan att ta hänsyn till den ojämna fördelningen av stjärnor över himmelssfären, och gjordes för minsta möjliga antal referensstjärnor - 4-8 stjärnor i synfältet av bågminuter. Vid beräkning för andra synfält och andra antal referensobjekt kan den givna skattningen öka med en storleksordning.
• magnitudintervall - 14 m  - 22 m , plus ett antal ljusare föremål som behövs för enkel identifiering och jämförelse med redan befintliga referenskataloger. För att få fullständig information om ljusa objekt görs ibland speciella observationer med betydligt kortare slutartider för att få icke överexponerade bilder för noggrann bestämning av koordinaterna för ljusa stjärnor. Emellertid leder besväret med att arbeta i olika dynamiska intervall till det faktum att katalogen oftast sammanställs från observationer gjorda i samma dynamiska intervall,
• noggrannhet - 10-100 μas (mikrobåge sekunder). Den moderna noggrannheten för markbaserade observationer når 10–100 ms (millisekunder av båge), och referenssystemets noggrannhet för att få ett bra resultat bör vara 10–100 gånger högre än observationsnoggrannheten, för att undvika att Resultatet av dessa observationer är inte förstört av fel i referenskatalogen. Modernt observationsmaterial är observationer i det optiska området, och det dynamiska omfånget av stjärnstorlekar med vilket det är nödvändigt att arbeta för att lösa faktiska astronomiproblem tenderar att öka. På grund av detta, för behoven av grundläggande astrometri, krävs det att uppnå god noggrannhet för exakt svaga föremål.
• antalet astrometriska parametrar som ska bestämmas — det är önskvärt att ha alla sex parametrar för att fullt ut få fram den tredimensionella hastighetsvektorn för ett objekt. Hittills räcker fyra parametrar för de flesta problem (utan parallax och radiell hastighet), men med uppnåendet av en noggrannhet på millibågsekunder kommer detta inte att räcka.
• direkt bindning till extragalaktiska radiokällor. En sådan referens är nödvändig för att säkerställa systemets tröghet, för att upprätta en nollpunkt för parallaxer och egenrörelser, och även för att upprätta en nollpunkt för koordinater på himlen.
• fotometriska och spektrala data för objekt är nödvändiga både för de interna behoven av ett experiment för att sammanställa en grundläggande katalog och för att erhålla en mängd olika ytterligare information som kan extraheras från dem. Alla kataloger innehåller inte fotometriska data om inneslutna stjärnor, men de är mycket önskvärda, eftersom varje katalog kommer att ha sin egen ljusstyrkeekvation och färgekvation, som måste beaktas för att få mer tillförlitlig information. De mest populära katalogerna har mycket dåliga fotometriska data.
• utsiktsområde. Olika uppgifter kan kräva olika områden av himmelssfären, och en fullständig bild av den behövs inte alltid. Ofta publiceras kataloger i en ofullbordad form, som tillhandahåller enskilda fragment av himlen, och i det här fallet är det inte känt i förväg om den planerade publiceringen av en mer komplett version kommer att ske, och astronomen får användningen av katalogen i dess, om än ofullständig, men möjligen slutgiltig form. Sådana kataloger är lämpliga för att arbeta, till exempel, med objekt i solsystemet som inte går utöver ett visst område av himmelssfären.
• fyllningslikformighet. I vilken katalog som helst kommer det oundvikligen att finnas områden som inte innehåller referensobjekt. Detta kan vara närheten av ljusa stjärnor, där spritt ljus inte gör det möjligt att exakt bestämma koordinaterna för andra stjärnor, oavsett vilken fotodetektor vi använder. Dessa kan vara diffusa nebulosor eller stora vinkelgalaxer, eller täta områden i Vintergatan där bilder av ljusa stjärnor överlappar varandra. Dessa områden kan fyllas med stjärnor vars koordinater bestäms av andra instrument, men inverkan av systematiska skillnader i koordinater är oundviklig.

Nästa astrometriska rymdprojekt, GAIA , som lanserades 2013 , förväntar sig att producera en universell referenskatalog med cirka en miljard objekt som i stort sett uppfyller de flesta av dessa villkor.

Anteckningar

1. ↑ Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences, State Astronomical Institute. P. K. Sternberg, Statens optiska institut. S. I. Vavilova, NPO dem. S. A. Lavochkina. Redigerad av L. V. Rykhlova och K. V. Kuimov: OZIRIS Space Astrometric Experiment 61 (2005). Hämtad 25 september 2011. Arkiverad från originalet 8 april 2012. (obestämd)
2. ↑ 1 2 IAU:s XXIII generalförsamling. Upplösning B2  (engelska) . INFORMATIONSBULLETIN Nr 81 24-25. IUA (1998). Datum för åtkomst: 29 december 2010. Arkiverad från originalet den 8 april 2012.
3. ↑ G.I. Pinigin. Redaktörens förord  ​​// Förlängning och anslutning av referensramar med markbaserad CCD-teknik: Internationell astronomisk konferens. - Nikolaev: Atoll, 2001. - P. 7 . — ISBN 966-7726-33-9 .  (inte tillgänglig länk)
4. ↑ E. F. Arias, P. Charlot, M. Feissel och J.-F. Lestrade. Det extragalaktiska referenssystemet för International Earth Rotation Service, ICRS   // Astron . Astrofys: förtryck. — 1995. — Nej . 303 . - s. 604-608 .  (inte tillgänglig länk)
5. ↑ The International Celestial Reference Frame - ICRF2 Arkiverad 29 januari 2018 på Wayback Machine  
6. ↑ The Second Realization of the International Celestial Reference Frame av Very Long Baseline Interferometry Arkiverad 22 oktober 2009 på Wayback Machine , IERS webbplats Arkiverad 28 oktober 2007 på Wayback Machine  
7. ↑ IAU:s XXIV generalförsamling. Upplösning B1.2  (engelska) . INFORMATIONSBULLETIN Nr 88 29. IUA (1999). Hämtad 29 december 2010. Arkiverad från originalet 11 mars 2012.
8. ↑ Hipparcos- och Tycho-katalogerna. ESA, 1997, Tycho-katalogen, ESA SP-1200
9. ↑ 1 2 Institute of Astronomy RAS, State Astronomical Institute. P. K. Sternberg, Statens optiska institut. S. I. Vavilova, NPO dem. S. A. Lavochkina. Redigerad av L. V. Rykhlova och K. V. Kuimov: OZIRIS Space Astrometric Experiment 26-28 (2005). Hämtad 25 september 2011. Arkiverad från originalet 8 april 2012. (obestämd)