Astrometrie (z jiného řeckého ἄστρον - „hvězda“ a μετρέω - „měřím“) je odvětví astronomie , jehož hlavním úkolem je studovat geometrické a kinematické vlastnosti nebeských těles .
Hlavní úkol astrometrie je podrobněji formulován jako vysoce přesné určení polohy nebeských těles a jejich vektorů rychlosti v daném čase. Kompletní popis těchto dvou veličin je dán šesti astrometrickými parametry :
Přesné měření těchto astrometrických parametrů umožňuje získat další informace o astronomickém objektu, např. [2] :
Mnohé z těchto informací jsou nezbytné pro vyvození závěrů o fyzikálních vlastnostech a vnitřní struktuře pozorovaného objektu a také pro poskytnutí odpovědí na zásadnější otázky - o objemu, hmotnosti a stáří celého Vesmíru . Astrometrie je tedy jedním z nejdůležitějších odvětví astronomie, poskytující experimentální informace nutné pro rozvoj dalších sekcí ( astrofyzika , kosmologie , kosmogonie , nebeská mechanika atd.).
Pro přesné měření poloh a pohybů nebeských těles je nutné mít referenční systém s danými souřadnicemi. Fundamentální astrometrie je podsekcí astrometrie, která se zabývá problematikou výběru takového souřadnicového systému a souvisejícími otázkami - které objekty zvolit pro referenční bod (tzv. implementace souřadnicového systému ); jak svázat souřadnicový systém s objekty, které jsou počátkem.
Moderní souřadnicové systémy se dělí na kinematické a dynamické :
Od počátku rozvoje astronomie až do konce 20. století astronomové vždy používali dynamický systém rovníkových souřadnic. Vztažný bod tohoto systému byl vzat jako jarní rovnodennost , tradičně označovaná symbolem , - průsečík ekliptiky s nebeským rovníkem , určený z pozorování ročního pohybu Slunce.
Takový dynamický systém má řadu nevýhod. V důsledku precese a nutace zemské osy , pohybu rotační osy uvnitř Země, jakož i sekulárních a periodických poruch oběžné dráhy Země od těles Sluneční soustavy (tzv. "precese z planet" [3] ), jarní rovnodennost se pohybuje mezi hvězdami. Zatímco v astronomii se používal dynamický souřadnicový systém, tento pohyb musel být kompenzován výpočtem vlivu všech výše uvedených procesů, respektive přepočtením souřadnic pro každou epochu .
Kromě toho dynamický referenční systém nesplňuje požadavek na setrvačnost pro vztažnou soustavu .
Tyto obtíže vedly k účelnosti nahradit dynamický souřadnicový systém kinematickým. V moderní astrometrii se používá kinematický souřadnicový systém. V tuto chvíli se jedná o souřadnicový systém ICRF v rádiovém dosahu s extragalaktickými objekty jako reference a HCRF v optickém dosahu, využívající odkaz na pozorovací systém ICRF vesmírného astrometrického projektu Hipparcos .
Kinematická vztažná soustava založená na extragalaktických objektech jako referenci je považována za kvazi-inerciální (protože zrychlení v pohybu extragalaktických objektů a dokonce i samotnou přítomnost tohoto pohybu lze zanedbat).
Jakýkoli kinematický souřadnicový systém je definován pomocí základního katalogu jako souboru všech astrometrických parametrů objektů obsažených v tomto katalogu.
Praktická astrometrie je podsekcí zabývající se problémy: [2]
Součástí praktické astrometrie by měly být i průzkumy oblohy – sestavování podrobných fotografických map s cílem katalogizovat co nejvíce astrometrických objektů.
Vzhledem k tomu, že astrometrická pozorování jsou prováděna ve velkém objemu z povrchu Země, je studium jakýchkoliv variací jejího pohybu a pohybu její kůry také spojeno s řešením astrometrických problémů a je podsekcí astrometrie. Pohyb každého zvlášť vybraného bodu na povrchu Země je ovlivňován takovými procesy, jako je precese , nutace , pohyb pólů , zpomalení rotace Země, pohyb litosférických desek , nerovnoměrné hodiny v gravitačním poli. V tomto případě nejsou parametry rotace Země konstantní; mění se v čase. Jednou z metod používaných ke studiu rotace Země je gravimetrie .
Nutno podotknout, že zhruba do poloviny 20. století se rotace Země používala v astrometrii k měření času a také zeměpisných souřadnic. Poté, co vynalezla přesnější metody pro oba, astrometrie nyní řeší inverzní problém - studuje změny v rotaci Země (zejména zpomalení) pomocí standardů přesného času; a studuje vibrace zemské kůry pomocí globálních satelitních navigačních systémů .
Před příchodem astrofyziky na počátku 20. století byla téměř veškerá astronomie zredukována na astrometrii. Astrometrie je nerozlučně spjata s katalogy hvězd . První katalog sestavil ve starověké Číně astronom Shi Shen. Přesněji nešlo o katalog, ale o schematickou mapu oblohy. První astrometrický katalog obsahující souřadnice hvězd vytvořil starořecký astronom Hipparchos a pochází z roku 129 př. n. l., ale nedochoval se. Porovnáním svých pozorování s dřívějšími objevil Hipparchos fenomén precese rovnodenností neboli precese . Impulsem pro rozvoj astrometrie byly praktické potřeby člověka: bez kompasu a mechanických hodinek bylo možné navigovat pouze podle pozorování nebeských těles (viz Astronomická navigace ).
Ve středověku byla v arabském světě rozšířena astrometrie. Největší zásluhu na tom měli al-Battani (X. století), al-Biruni (XI. století) a Ulugbek (XV století). V 16. století prováděl Tycho Brahe 16 let pozorování Marsu , po jehož zpracování jeho nástupce Johannes Kepler objevil zákony pohybu planet . Na základě těchto empirických zákonů popsal Isaac Newton zákon univerzální gravitace a položil základy klasické mechaniky , což vedlo ke vzniku vědeckého přístupu .
Na konci 20. století, po výrazné krizi, došlo v astrometrii k revoluci, a to díky rozvoji výpočetní techniky a zdokonalování detektorů záření.
Zpočátku bylo úkolem astrometrie měřit polohu hvězd, aby se z nich určily zeměpisné souřadnice pro navigaci . Pokud jsou známy zeměpisné souřadnice, můžete označením okamžiku, kdy svítidlo prochází nebeským poledníkem, zjistit místní sluneční čas .
Naměřené veličiny při astronomických pozorováních bodového zdroje světla (včetně jakékoli hvězdy, kromě Slunce ) jsou: [2]
Pozorování ukazující tyto veličiny jsou fotometrická , spektroskopická a astrometrická. S příchodem nových, všestrannějších přijímačů světla je toto rozdělení v klasifikaci pozorování stále méně patrné. Pro stanovení astrometrických parametrů nebeských těles jsou nutné všechny tři výše uvedené typy měření.
Přesnost měření polohy závisí na poloměru difrakčního disku obrazu bodového zdroje a počtu světelných kvant , které ze zdroje pocházejí, a to následovně:
Astrometrické přístrojeOčekává se, že sonda Gaia dosáhne přesnosti měření úhlu až 20 µas (mikroobloukových sekund).
Klasické astrometrické přístrojeKlasický astrograf je refraktorový dalekohled používaný k fotografování nebeských objektů. Rozšířily se na konci 19. století po vynálezu fotografie. Používá se k vytváření průzkumů oblohy.
Schmidtův dalekohled je zrcadlový dalekohled , který má ve srovnání s klasickým astrografem větší aperturu a zorné pole. Používá se také pro průzkumy oblohy.
Astrograf s dlouhým ohniskem je refraktor s ohniskovou vzdáleností až 19 metrů. Na rozdíl od klasického astrografu poskytuje větší zvětšení, což umožňuje jeho použití k měření paralax .
Průchodový přístroj - refraktor , který se může otáčet pouze kolem vodorovné osy, pevně upevněný na dvou podstavcích a umístěný ve směru západ-východ. Nebeská tělesa jsou k dispozici pro pozorování v okamžiku, kdy projdou nebeským poledníkem , tedy během horní a dolní kulminace . Na ose je upevněn speciální kotouč, podél kterého můžete vést nástrojovou trubku ve výšce . Během pozorování se také zafixuje okamžik průchodu nebeského tělesa poledníkem.
Meridiánský kruh je astrometrický nástroj pro přesné určení rovníkových souřadnic nebeských těles z pozorování jejich průchodu poledníkem. Oproti tranzitnímu přístroji jsou na ose upevněny dělené kružnice, které umožňují s vysokou přesností určit deklinace pozorovaných nebeských těles.
K určení zeměpisné šířky se používá zenitový dalekohled a zenitový tubus .