Опорні системи відліку в астрономії

Астрометрія — це розділ астрономії, який з найдавніших часів займається визначенням положень небесних світил. Якщо дати більш точне визначення, то «астрометрія - наука, яка на основі отримання координат небесних тіл і вивчення обертання Землі ... створює опорну інерційну просторову систему координат та узгоджений комплекс фундаментальних астрономічних постійних, який реалізує зв'язок цієї системи з Землею »[1]. Опорна система координат на небі реалізується, як правило, у вигляді каталогу точних положень обраних об'єктів. До 1997 року в якості таких опорних об'єктів виступали зірки. Проте використання зірок у якості опорної системи пов'язане з рішенням складного питання визначення власних рухів самих зірок.

У Всесвіті існують такі класи віддалених об'єктів, як радіогалактики та квазари, які володіють потужним радіовипромінюванням, в той же час будучи практично нерухомими для спостерігача в Сонячній системі. Їх положення були визначені за допомогою радіоінтерферометрії з наддовгими базами (РНДБ) з неперевершеною для інших методів точністю. Це дозволило астрономам в 1997 році перейти до нової високоточної опорної системи небесних координат, осі якої «закріплені» на небесній сфері за допомогою каталогу положень позагалактичних радіоджерел. Ця система отримала назву ICRS - International Celestial Reference System (Міжнародна небесна система координат). Початок системи ICRS знаходиться в барицентрі Сонячної системи (її центрі мас).

В якості первинної реалізації нової опорної системи координат був прийнятий каталог положень 608 позагалактичних радіоджерел IСRF - International Celestial Reference Frame (Міжнародна небесна система відліку). Каталог IСRF2, який з 1 січня 2010 року підтримує координатну сітку IСRS на небесній сфері, включає високоточні положення вже 3414 позагалактичних об'єктів. Зв'язок з початковим каталогом IСRF здійснюється за допомогою 138 загальних позагалактичних джерел. Для підтримки високої точності і стабільності опорної системи цей каталог постійно контролюється і змінюється.

Фактично, система ICRS є незалежною від оптичних систем координат (єдиною спільною точкою є нуль-пункт прямого сходження, який узгоджується по прямому сходженню квазара 3С 273В). Тому використання її для спостережень об'єктів в інших областях спектра (насамперед, в оптичній) вимагає рішення проблеми поширення цієї опорної системи на інші діапазони хвиль. Це робить задачу узгодження та підтримки зв'язку оптичної і радіо систем координат вкрай важливою для забезпечення єдиної системи координат в астрономії. Успішне завершення космічної місії Hipparcos (1989-1993 рр..) Привело до створення високоточних каталогів положень зірок - Hipparcos і Tycho. Каталог Hipparcos містить 118218 зір до 12.5 зоряної величини; точність положень, власних рухів і параллаксів становить 1 mas (мілісекунда дуги); щільність зірок на небесній сфері в середньому становить 3 зірки на квадратний градус. Каталог Tycho складається з положень 1058332 зірок; точність від 7 до 25 mas; щільність зірок у середньому 26 на квадратний градус. Згідно з рекомендаціями Міжнародного Астрономічного Союзу (МАС), модифікована система каталогу Hipparcos називається небесною опорною системою координат Hipparcos - Hipparcos Celestial Reference Frame (HCRF). Вона є первинною реалізацією системи ICRS в оптичній області спектра. На сьогоднішній день узгодження двох систем (оптичної і радіо) зводиться до визначення кутів взаємної орієнтації осей. Для цього необхідно мати загальні об'єкти, для яких відомі положення і власні руху за спостереженнями в оптичному та радіо діапазонах довжин хвиль.

Одним із способів вирішення цього завдання є визначення координат позагалактичних радіоджерел у системі HCRF. Як відомо, каталог Hipparcos містить лише яскраві об'єкти, а більшість позагалактичних радіоджерел мають дуже слабкі зоряні величини, що вимагає для їхніх спостережень використання великих астрофізичних телескопів.

Протягом 2000-2006 років Миколаївська обсерваторія брала участь у міжнародному проекті з визначення параметрів взаємної орієнтації оптичної і радіо систем координат. У проекті брали участь астрономічні установи Китаю (Шанхайська обсерваторія), Росії (Казанський університет), Туреччини (Національна обсерваторія Туреччини) і Україна (Миколаївська астрономічна обсерваторія). За допомогою телескопа RTT150 (діаметр дзеркала 1.5 м, Туреччина, гора Бакирлитепе) і телескопа Юнаньскої обсерваторії (діаметр дзеркала 1 м, Китай) були отримані оптичні спостереження близько 300 позагалактичних радіоджерел списку ICRF і обчислені їх положення. Отримані різниці оптичних та радіоположень були використані для контролю і уточнення параметрів взаємної орієнтації оптичної і радіо систем координат. Результати показали відсутність значущих розбіжностей між системами на рівні точності 4 - 5 кутових мілісекунд [3, 4].

Слід зазначити, що пряме використання високоточних космічних каталогів Hipparcos і Tycho для визначення положень радіоджерел неможливо через малу щільність зірок у цих каталогах. Тому важливим завданням у даному напрямку є поширення системи HCRF на область більш слабких зірок. Крім того, власні рухи зірок, визначені космічним апаратом на короткому періоді спостережень, показали значні розбіжності з наземними власними рухами, визначеними по великій різниці епох.

Визначною подією сучасної астрометрії стало створення каталогу Tycho2 (2539913 зірок) - результат об'єднання позиційних даних експерименту Tycho і більше 140 наземних каталогів 20-го століття для визначення власних рухів. Використання каталогу Tycho2 як опорного дозволило розширити HCRF до 17-ї зоряної величини в оптичному і інфрачервоному діапазонах довжин хвиль. З найбільш відомих високоточних каталогів слід також відзначити такі каталоги, як UCAC3 [10], CMC14 [6] і 2MASS [7].

Незважаючи на те, що потенційні точності і граничні зоряні величини, досягнуті космічною астрометрією, такі, що наземні інструменти конкурувати з ними не можуть, роль наземної астрометрії полягає в доповненні цих спостережень у тих областях, де «космічний» вклад незначний або його немає взагалі. Порівняння «миттєвих» (отриманих за допомогою космічної астрометрії) і «наземних» значень власних рухів зірок дає додаткову інформацію про фізичну природу досліджуваних об'єктів, дозволяє зробити припущення про наявність чи відсутність невидимих ​​компонентів, в той час як висока вартість і обмежений термін дії космічних апаратів унеможливлюють вирішення завдань, пов'язаних з розумінням кінематики і динаміки нашої Галактики, для яких потрібні масові точні визначення власних рухів зірок та їх параллаксів.

Особливий інтерес для астрономів представляють зірки з великими власними рухами. Це пов'язано насамперед з тим, що, як правило, ці зірки знаходяться відносно близько від Сонця. Це дозволяє використовувати їх для вирішення таких завдань, як уточнення моделі нашої Галактики, розташування Сонця в ній, визначення особливостей будови і еволюції різних галактичних підсистем.

Великий відсоток зірок, що мають великі власні рухи, складають зірки низької світності (білі, червоні й коричневі карлики), що дає можливість використовувати їх для пошуку і вивчення зірок з невидимими супутниками. Оскільки ці зірки відносно швидко змінюють своє положення на фоні більш далеких зірок, вони також можуть виступати в якості лінзуючих об'єктів при проведенні високоточних космічних експериментів. Наземні спостереження можуть допомогти в задачі перед обчислювання цих явищ, ймовірності їх настання і тривалості.

В даний час на Миколаївському аксіальному меридіанному колі ведуться регулярні спостереження зірок з високими власними рухами в рамках фундаментальної науково-дослідної роботи «Уточнення кінематичних параметрів зірок і зоряних підсистем Галактики на основі ПЗЗ-спостережень обраних зон». Робота над темою буде проходити протягом 2010-2012 рр.. Керівником теми є директор НДІ МАО, доктор фіз.-мат. наук, професор Пінігін Г.І.

Література:

1. Подобед В.В., Нестеров В.В. Общая астрометрия . – М.: Наука. Главная редакция физико–математической литературы, 1982. – 576с.

2. Хруцкая, Е., Ховричев, М., Измайлов, И., Бережной, А. Пулковская программа исследования звезд с большими собственными движениями.// Изв. ГАО №219, 2009, в.4, с.355-360.

3. Aslan Z. , Gumerov R., Jin W., Khamitov I., Maigurova N., Pinigin G., Protsyuk Y., Shulga A., Тang Z., Wang S. Results of Joint project on linking optical–radio reference frames // Kinematics and Physics of Celestial Bodies Suppl. Ser.– 2005. – № 5. – P. 333–337.

4. Aslan Z., Gumerov R., Jin W., Khamitov I., Maigurova N., Pinigin G., Тang Z., Wang S. Optical counterpart positions of extragalactic radio sources and connecting optical and radio reference frames // Astron. and Astroph., - 2010. - V. 510. - id.A10

5. Archinal B.A., Arias E.F., Gontier A.- M., Mercuri – Moreau C. Phisical characteristics of radio sources // IERS Techical Note 23. – 1997. - P.II–11 – II–24.

6. http://www.ast.cam.ac.uk/~dwe/SRF/camc.html

7. http://www.ipac.caltech.edu/2mass/

8. Hog E., Fabricius C., Makarov V.V., Urban S. The Tycho–2 Catalogue of the 2.5 million brighters stars // Astron. Astrophys. – 2000. – V. 355 .– L 27– L30.

9. The Hipparcos and Tycho catalogues. Astrometric and photometric star catalogues derived from the ESA Hipparcos Space Astrometry Mission, Publisher: Noordwijk, Netherlands: ESA Publications Division, 1997.

10. Zacharias N., et al. The Third US Naval Observatory CCD Astrograph Catalog (UCAC3) // Astron. J. – 2010. – V. 139. – P. 2184–2199.

11. Salim, S., Gould, A., Nearby Microlensing Events: Identification of the Candidates for theSpace Interferometry Mission.// Astrophysical Journal, 2000, Volume 539, Issue 1, pp. 241-257.