Фундаментальний каталог

Це стаття про фундаментальні каталогах. Про серії каталогів FK (The Catalogues of Fundamental Stars) см. Фундаментальний каталог (каталог)

Фундаментальний каталог (опорний каталог) - астрометричні каталог, який визначає кінематичну систему астрономічних координат (яка, відповідно, при цьому називається опорною координатної системою) в діапазоні якогось електромагнітного випромінювання.

Сукупність об'єктів з відомими координатами іноді називається реалізацією фундаментальної системи координат в заданому діапазоні.

Серед астрометричних каталогів, крім фундаментальних, розрізняють також і робітники - складаються тільки з метою каталогізації. Такий поділ найчастіше застосовувалося раніше, в даний момент зв'язок між цими двома типами в астрометрії стала мінімальною.


1. Історія

Перший фундаментальний каталог був складений ще в кінці XIX століття, проте, його точність не перевищувала точності динамічної системи координат. І він, і пішли за ним фундаментальні каталоги в оптичному діапазоні, використовували в якості опорних об'єктів зірки. Наявність власних рухів зірок з плином часу призводить до помітного погіршення точності будь каталогу, так як помилка власних рухів накопичується і з часом і зростає лінійно (при сучасній точності астрономічних спостережень власні рухи зірок можна вважати рівномірними і прямолінійними, нехтуючи складової другого порядку). Ці причини сподвігает до постійного оновлення і випуску нових версій оптичних фундаментальних каталогів (FK3, FK4, FK5, FK6, GC, та ін)

Існували проекти складання огляду галактик карти неба в якості опорних об'єктів фундаментальних каталогів нового покоління. Однак, ідея використання галактик ще не встигла отримати розвитку, коли вже виникла можливість наступного, кращого вирішення проблеми універсалізації прецензіонних фундаментальних каталогів.

Цим рішенням став перехід до позагалактичних опорним об'єктам - квазарами, які є найбільш віддаленими (в сучасному розумінні) об'єктами Всесвіту [1]. Перевагою позагалактичних об'єктів для створення системи координат є можливість прийняти рівними нулю три з шести астрометричних параметрів: власні рухи і паралакс. Це означає те, що два найважливіших астрометричних параметра, власне і необхідних для реалізації опорного каталогу, - небесні координати об'єкта (наприклад, пряме сходження і схилення), - не змінюються з часом, або, іншими словами, об'єкти візуально не переміщаються відносно один одного. Зв'язування опорної системи координат з нерухомими об'єктами є кращим і точним, ніж з рухомими відносно один одного об'єктами, оскільки облік цих рухів вимагає постійного внесення поправок.


2. ICRS

Згідно рішення Міжнародного астрономічного союзу 1997, стандартною системою небесних координат, рекомендованої для загального користування, стала Міжнародна небесна система координат (ICRS) [2]. Вона реалізована у вигляді двох опорних координатних систем [3] : у радіодіапазоні (ICRF) і в видимому діапазоні (HCRF).


2.1. ICRF і HCRF

Перша реалізація ICRS була побудована ще в 1995 році за результатами спостереження 209 позагалактичних радіоджерел (в основному квазарів), точні координати яких отримані на основі РНДБ спостережень [4]. Вона отримала назву ICRF ( англ. International Celestial Reference Frame ). Це опорна координатна система в радіодіапазоні. Надалі вона була розширена до 608 джерел.

13 серпня 2009 на з'їзді Міжнародного Астрономічного союзу було прийнято рішення про прийняття ICRF2 - удосконаленого варіанту первісної системи ICRF, яка називається c того моменту ICRF1 [5] [6]. ICRF2 включає в себе оброблені дані нових спостережень далеких радіоджерел, зроблених за роки, що минули з моменту прийняття ICRF1; крім того, в число опорних об'єктів включені нові радіоджерела - в загальній складності, 3414 штук.

Оскільки система ICRF / ICRF2 визначена в радіодіапазоні, системи, визначені в інших діапазонах, повинні бути з нею узгоджені.

Така робота була проведена для оптичного діапазону після отримання результатів першого вдалого космічного астрометричного експерименту Hipparcos (1997). Цей каталог містить майже всі зірки до 9 m, і деякі більш слабкі. Одночасно з цим система ICRS була прийнята в якості міжнародного стандарту [2].
Згодом з числа об'єктів, що визначають опорну систему, було рекомендовано виключити подвійні зірки, деякі змінні та інші зірки, щодо яких є сумніви в точності даних. Отриманої опорної координатній системі, яка налічує більше 100 000 зірок, було присвоєно назву HCRF [7].

Автори каталогу Hipparcos вказують наступні оцінки можливого неузгодженості системи ICRF і системи каталога Hipparcos: [8]

  • неузгодженість між системою по напрямку осей може становити 0.6 mas;
  • обертання однієї системи координат відносно іншої може становити близько 0.25 mas / рік.

3. Вимоги до ідеального опорного каталогу

В даний час не існує опорного каталогу, наближеного до ідеального. Специфіка астрометричних спостережень, що використовуються для складання опорних каталогів така, що для будь-якого каталогу кількість об'єктів буде обернено пропорційно точності вимірювання його астрометричних параметрів. Цей зворотний зв'язок обумовлена ​​використанням в більшості сучасних каталогів нового покоління точності даних реалізованого космічного астрометричного проекту Hipparcos, не включив в себе слабкі зірки (від 11 m і слабкіше).

Властивості опорної системи, необхідні для задоволення потреб сучасної науки:

  • інерціальній;
  • стабільність - незначність змін точності системи з плином часу;
  • доступність - збіг діапазону зоряних величин опорних об'єктів з динамічним діапазоном приладів, що використовуються при астрономічних спостереженнях;
  • равноточних - відсутність значної залежності від зоряних величин та інших характеристик опорних об'єктів.

Характеристики опорного каталогу, відповідного таким вимогам [9] :

  • як можна більше число опорних об'єктів в робочому малому полі зору. Нижня оцінка кількості зірок в каталозі, при якому буде дотримуватися стабільне потрапляння в полі зору хоча б декількох опорних об'єктів - це 5 \ times 10 ^ 6 - 5 \ times 10 ^ 7 . [9] Цю оцінку можна вважати в цілому заниженою, оскільки вона зроблена без урахування нерівномірного розподілу зірок по небесній сфері, і вироблялася для найменшого можливого числа опорних зірок - 4-8 зірок в полі зору 10 \ times10 кутових хвилин. При розрахунку на інші поля зору й інші кількості опорних об'єктів наведена оцінка може зрости на порядок.
  • діапазон зоряних величин - 14 m - 22 m, плюс деяке число більш яскравих об'єктів, потрібних для зручності ототожнення і зіставлення з уже існуючими опорними каталогами. Для отримання повної інформації по яскравим об'єктам іноді проводять спеціальні спостереження зі значно меншими значеннями витримки, щоб мати не перетримані зображення для точного встановлення координат яскравих зірок. Однак незручність роботи в різних динамічних діапазонах призводить до того, що каталог найчастіше складається за спостереженнями, проведеними в одному динамічному діапазоні,
  • точність - 10-100 μas (мікросекунд дуги). Сучасна точність наземних спостережень досягає значення 10-100 ms (мілісекунд дуги), а точність опорної системи для одержання гарного результату повинна в 10 - 100 разів перевищувати точність спостережень, щоб уникнути того, щоб результат цих спостережень не був зіпсований помилками опорного каталогу. Сучасний спостережний матеріал - це спостереження в оптичному діапазоні, причому динамічний діапазон зоряних величин, з якими необхідно працювати для вирішення актуальних завдань астрономії, має тенденцію до зростання. У силу цього, для потреб фундаментальної астрометрії потрібно досягати гарної точності саме слабких об'єктів.
  • число визначуваних астрометричних параметрів - бажано мати всі шість параметрів для повноцінного отримання тривимірного вектора швидкості об'єкта. Поки для більшості завдань вистачає чотирьох параметрів (без паралакса і променевої швидкості), але з досягненням точності в мілісекунди дуги цього буде недостатньо.
  • пряма прив'язка до позагалактичних радіоджерел. Така прив'язка необхідна для забезпечення інерціальній системи, встановлення нуль-пункту для параллаксов і власних рухів, а також встановлення нуль-пункту координат на небі.
  • фотометричні і спектральні дані об'єктів - необхідні як для внутрішніх потреб експерименту по складанню фундаментального каталога, так і для отримання найрізноманітнішої додаткової інформації, яку можна з них витягти. Далеко не всі каталоги містять фотометричні дані щодо містяться зірок, однак вони дуже бажані, тому що кожен каталог матиме власні рівняння яскравості і рівняння кольору, які повинні бути враховані для отримання більш достовірної інформації. Найбільш масові каталоги мають дуже погані фотометричні дані.
  • область огляду. Для різних завдань можуть вимагатися різні ділянки небесної сфери, і не завжди потрібен її повний огляд. Нерідко каталоги публікують в незакінченому вигляді, надаючи окремі фрагменти неба, причому, в цьому випадку заздалегідь невідомо, чи відбудеться планована публікація більш повної версії, і астроному надається користування каталогом в його, хоч і неповному, але, можливо, остаточному вигляді. Такі каталоги придатні для роботи, наприклад, з об'єктами Сонячної системи, не виходять за межі певної ділянки небесної сфери.
  • рівномірність заповнення. У будь-якому каталозі неминуче матимуть місце області, не містять опорних об'єктів. Це можуть бути околиці яскравих зірок, де розсіяне світло не дає можливості точно визначити координати інших зірок, яким би фотоприймачем ми не користувалися. Це можуть бути дифузні туманності або галактики з великим кутовим розміром, або щільні області Чумацького Шляху, в яких зображення яскравих зірок перекриваються. Ці області можна заповнити зірками, координати яких визначені іншими інструментами, але при цьому неминуче вплив систематичних різниць координат.

Наступний астрометричних космічний проект, GAIA, планований до запуску в 2012, розраховує на отримання в результаті своєї роботи універсального фундаментального каталога, в значній мірі задовольняє більшості з цих умов.