Základní katalog

Tento článek je o základních adresářích. Pro řadu katalogů FK (The Catalogs of Fundamental Stars), viz Základní katalog (katalog)

Základní katalog ( referenční katalog ) je astrometrický katalog, který definuje kinematický astronomický souřadnicový systém (který se podle toho nazývá referenční souřadnicový systém ) v rozsahu jakéhokoli elektromagnetického záření .

Množina objektů se známými souřadnicemi se někdy nazývá realizace základního souřadnicového systému v daném rozsahu.

Mezi astrometrickými katalogy jsou kromě základních katalogů i katalogy pracovní  - sestavené pouze za účelem katalogizace. Toto oddělení bylo v minulosti používáno nejčastěji, v současnosti je spojení těchto dvou typů v astrometrii minimální.

Historie

První základní katalog byl sestaven na konci 19. století, jeho přesnost však nepřesáhla přesnost dynamického souřadnicového systému . Jak on, tak základní katalogy, které ho následovaly v optickém rozsahu, používaly hvězdy jako referenční objekty . Přítomnost správných pohybů hvězd v průběhu času vede ke znatelnému zhoršení přesnosti jakéhokoli katalogu, protože chyba správných pohybů se v průběhu času hromadí a lineárně se zvyšuje (s moderní přesností astronomických pozorování lze správné pohyby hvězd považovat za jednotné a přímočaré, zanedbávání komponentu druhého řádu). Tyto důvody vedly k neustálé aktualizaci a vydávání nových verzí základních optických katalogů ( FK3 , FK4 , FK5 , FK6 , GC atd.)

Existovaly projekty na sestavení přehledu galaxií na mapě oblohy jako referenčních objektů základních katalogů nové generace. Myšlenka využití galaxií však ještě neměla čas na rozvinutí, když se již objevila možnost dalšího, lepšího řešení problému univerzalizace přesných fundamentálních katalogů.

Tímto rozhodnutím byl přechod na extragalaktické referenční objekty - kvasary , které jsou nejvzdálenějšími (v moderním smyslu) objekty Vesmíru [1] . Výhodou extragalaktických objektů pro vytvoření souřadnicového systému je schopnost brát tři ze šesti astrometrických parametrů rovné nule : správné pohyby a paralaxu . To znamená, že dva nejdůležitější astrometrické parametry, které jsou skutečně nutné pro implementaci referenčního katalogu - nebeské souřadnice objektu (například rektascenze a deklinace ) - se nemění s časem, nebo jinými slovy, objekty se vůči sobě vizuálně nepohybují. Přiřazení referenčního souřadnicového systému ke stacionárním objektům je výhodnější a přesnější než k objektům pohybujícím se vůči sobě navzájem, protože zohlednění těchto pohybů vyžaduje neustálé korekce.

ICRS

Podle rozhodnutí Mezinárodní astronomické unie v roce 1997 se Mezinárodní nebeský referenční systém (ICRS) [2] stal standardním nebeským souřadnicovým systémem doporučeným pro obecné použití . Je implementován ve formě dvou referenčních souřadnicových systémů [3] : v rádiovém rozsahu (ICRF) a ve viditelném rozsahu (HCRF).

ICRF a HCRF

První implementace ICRS byla postavena již v roce 1995 na základě výsledků pozorování 209 extragalaktických rádiových zdrojů (hlavně kvasarů), jejichž přesné souřadnice byly získány na základě pozorování VLBI [4] . Byl pojmenován ICRF ( International Celestial Reference Frame ) .  Toto je referenční souřadnicový systém v rádiovém dosahu. Později byl rozšířen na 608 pramenů.

Dne 13. srpna 2009 se úmluva Mezinárodní astronomické unie rozhodla přijmout ICRF2 , vylepšenou verzi původního systému ICRF, který se od té doby nazývá ICRF1 [5] [6] . ICRF2 obsahuje zpracovaná data z nových pozorování vzdálených rádiových zdrojů uskutečněných v letech od přijetí ICRF1; do počtu referenčních objektů jsou navíc započítány nové rádiové zdroje - celkem 3414 kusů.

Protože systém ICRF / ICRF2 je definován v rádiovém pásmu, systémy definované v jiných pásmech mu musí být v souladu.

Taková práce byla provedena pro optický rozsah poté, co byly získány výsledky prvního úspěšného kosmického astrometrického experimentu Hipparcos (1997). Tento katalog obsahuje téměř všechny hvězdy do 9 m , a některé slabší. Současně byl systém ICRS přijat jako mezinárodní standard [2] .
Následně bylo z objektů, které definují referenční systém, doporučeno vyloučit dvojhvězdy, některé proměnné a další hvězdy, u kterých existují pochybnosti o přesnosti dat. Výsledný referenční souřadnicový systém, který má více než 100 000 hvězd, dostal název HCRF [7] .

Autoři katalogu Hipparcos uvádějí následující odhady možného nesouladu mezi systémem ICRF a systémem katalogu Hipparcos: [8]

• nesoulad mezi systémem ve směru os může být 0,6 ms;
• rotace jednoho souřadnicového systému vůči druhému může být asi 0,25 mas/rok.

Požadavky na ideální referenční adresář

V současné době neexistuje žádný referenční adresář, který by se blížil ideálu. Specifičnost astrometrických pozorování používaných k sestavování referenčních katalogů je taková, že pro jakýkoli katalog bude počet objektů nepřímo úměrný přesnosti měření jeho astrometrických parametrů. Tato zpětná vazba je způsobena použitím ve většině moderních katalogů nové generace přesnosti dat realizovaného vesmírného astrometrického projektu Hipparcos , který nezahrnoval slabé hvězdy (od 11 m a slabší).

Vlastnosti nosného systému nezbytné pro uspokojení potřeb moderní vědy:

• setrvačnost;
• stabilita - bezvýznamnost změn přesnosti systému v průběhu času;
• dostupnost - shoda rozsahu hvězdných magnitud referenčních objektů s dynamickým rozsahem přístrojů používaných při astronomických pozorováních;
• ekvipřesnost - nepřítomnost významné závislosti na hvězdných velikostech a dalších charakteristikách referenčních objektů.

Charakteristika referenčního adresáře, který splňuje tyto požadavky [9] :

• co nejvíce referenčních objektů v pracovním malém zorném poli. Nižší odhad počtu hvězd v katalogu, který zajistí, že v zorném poli bude alespoň několik referenčních objektů, je . [9] Tento odhad lze považovat za obecně podhodnocený, neboť byl proveden bez zohlednění nerovnoměrného rozložení hvězd na nebeské sféře a byl proveden pro nejmenší možný počet referenčních hvězd – 4–8 hvězd v zorném poli. obloukových minut. Při výpočtu pro jiná zorná pole a jiné počty referenčních objektů se může daný odhad zvýšit o řád.
• rozsah magnitudy - 14 m  - 22 m , plus řada jasnějších objektů potřebných pro snadnou identifikaci a srovnání s již existujícími referenčními katalogy. Aby bylo možné získat úplné informace o jasných objektech, jsou někdy prováděna speciální pozorování s výrazně kratšími časy závěrky, aby byly snímky nepřeexponované pro přesné určení souřadnic jasných hvězd. Nepohodlnost práce v různých dynamických rozsazích však vede k tomu, že katalog je nejčastěji sestaven z pozorování provedených ve stejném dynamickém rozsahu,
• přesnost - 10-100 μas (mikroobloukových sekund). Moderní přesnost pozemních pozorování dosahuje 10–100 ms (obloukových milisekund) a přesnost referenčního systému pro získání dobrého výsledku by měla být 10–100krát vyšší než přesnost pozorování, aby se zabránilo výsledek těchto pozorování není zkažen chybami v referenčním katalogu. Moderním pozorovacím materiálem jsou pozorování v optickém rozsahu a dynamický rozsah hvězdných magnitud, se kterými je nutné pracovat při řešení skutečných problémů astronomie, má tendenci se zvětšovat. Z tohoto důvodu je pro potřeby fundamentální astrometrie požadováno dosažení dobré přesnosti přesně slabých objektů.
• počet astrometrických parametrů, které mají být určeny — je žádoucí mít všech šest parametrů, aby bylo možné plně získat trojrozměrný vektor rychlosti objektu. Na většinu problémů zatím stačí čtyři parametry (bez paralaxy a radiální rychlosti), ale s dosažením přesnosti miliarcsekund to stačit nebude.
• přímá vazba na extragalaktické rádiové zdroje. Takový odkaz je nezbytný pro zajištění setrvačnosti systému, pro stanovení nulového bodu pro paralaxy a vlastní pohyby a také pro stanovení nulového bodu souřadnic na obloze.
• fotometrická a spektrální data objektů jsou nezbytná jak pro interní potřeby experimentu při sestavování základního katalogu, tak pro získání široké škály doplňkových informací, které z nich lze extrahovat. Ne všechny katalogy obsahují fotometrická data o obsažených hvězdách, ale jsou velmi žádoucí, protože každý katalog bude mít svou vlastní rovnici jasu a barevnou rovnici, které je třeba vzít v úvahu pro získání spolehlivějších informací. Nejoblíbenější katalogy mají velmi špatná fotometrická data.
• pohledová oblast. Různé úkoly mohou vyžadovat různé oblasti nebeské sféry a úplný pohled na ni není vždy potřeba. Často jsou katalogy vydávány v nedokončené podobě poskytující jednotlivé fragmenty oblohy a v tomto případě není předem známo, zda dojde k plánovanému vydání úplnější verze a astronomovi je dáno použití katalogu v jeho, sice neúplné, ale možná konečné podoby. Takové katalogy jsou vhodné pro práci například s objekty sluneční soustavy, které nepřesahují určitou oblast nebeské sféry.
• rovnoměrnost plnění. V každém adresáři budou nevyhnutelně oblasti, které neobsahují referenční objekty. Může se jednat o okolí jasných hvězd, kde rozptýlené světlo neumožňuje přesně určit souřadnice jiných hvězd, bez ohledu na to, jaký fotodetektor použijeme. Mohou to být difúzní mlhoviny nebo velké úhlové galaxie nebo husté oblasti Mléčné dráhy, kde se obrazy jasných hvězd překrývají. Tyto oblasti mohou být vyplněny hvězdami, jejichž souřadnice jsou určeny jinými přístroji, ale vliv systematických rozdílů v souřadnicích je nevyhnutelný.

Další astrometrický vesmírný projekt, GAIA , zahájený v roce 2013 , očekává vytvoření univerzálního referenčního katalogu asi miliardy objektů, který z velké části splňuje většinu těchto podmínek.

Poznámky

1. ↑ Astronomický ústav Ruské akademie věd, Státní astronomický ústav. P. K. Sternberg, Státní optický ústav. S. I. Vavilová, NPO nich. S. A. Lavočkina. Edited by L. V. Rykhlova and K. V. Kuimov: OZIRIS Space Astrometric Experiment 61 (2005). Získáno 25. září 2011. Archivováno z originálu 8. dubna 2012. (neurčitý)
2. ↑ 1 2 XXIII. valné shromáždění IAU. Rozlišení B2  (anglicky) . INFORMAČNÍ BULLETIN č. 81 24-25. IUA (1998). Datum přístupu: 29. prosince 2010. Archivováno z originálu 8. dubna 2012.
3. ↑ G.I. Pinigin. Předmluva editora  // Rozšíření a připojení referenčních snímků pomocí pozemní CCD techniky: Mezinárodní astronomická konference. - Nikolaev: Atol, 2001. - S. 7 . — ISBN 966-7726-33-9 .  (nedostupný odkaz)
4. ↑ E. F. Arias, P. Charlot, M. Feissel a J.-F. Lestrade. Extragalaktický referenční systém Mezinárodní služby rotace Země, ICRS   // Astron . Astrofys: předtisk. — 1995. — Ne. 303 . - S. 604-608 .  (nedostupný odkaz)
5. ↑ The International Celestial Reference Frame – ICRF2 Archived 29. ledna 2018 na Wayback Machine  
6. ↑ Druhá realizace mezinárodního nebeského referenčního rámce pomocí velmi dlouhé základní interferometrie Archivováno 22. října 2009 na webu Wayback Machine , web IERS Archivováno 28. října 2007 na stroji Wayback  
7. ↑ XXIV. valné shromáždění IAU. Rozlišení B1.2  (anglicky) . INFORMAČNÍ BULLETIN č. 88 29. IUA (1999). Získáno 29. prosince 2010. Archivováno z originálu 11. března 2012.
8. ↑ Katalogy Hipparcos a Tycho. ESA, 1997, The Tycho Catalogue, ESA SP-1200
9. ↑ 1 2 Astronomický ústav RAS, Státní astronomický ústav. P. K. Sternberg, Státní optický ústav. S. I. Vavilová, NPO nich. S. A. Lavočkina. Edited by L. V. Rykhlova and K. V. Kuimov: OZIRIS Space Astrometric Experiment 26-28 (2005). Získáno 25. září 2011. Archivováno z originálu 8. dubna 2012. (neurčitý)