Астрометрия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Лаборатория реактивного движения НАСА в Калифорнии — одна из наиболее заметных мировых организаций, занимающихся фундаментальными проблемами астрометрии

Астроме́трия (от др.-греч. ἄστρον — «звезда» и μετρέω  — «измеряю») — раздел астрономии, главной задачей которого является изучение геометрических, кинематических и динамических свойств небесных тел.

Основная задача астрометрии более развёрнуто формулируется как высокоточное определение местонахождения небесных тел и векторов их скоростей в данный момент времени. Полное описание этих двух величин дают шесть астрометрических параметров:

Знания этих астрометрических параметров для астрономического объекта с высокой точностью позволяют получить о нём следующую информацию:[2]

  • абсолютная светимость объекта;
  • масса и возраст объекта;
  • классификация местонахождения объекта: в Солнечной системе, в Галактике, за её пределами, и т. п.;
  • классификация семейства небесных тел, к которому принадлежит объект;
  • отсутствие/наличие у объекта невидимых спутников;
  • и т. д.

Многие из этих сведений необходимы для того, чтобы делать выводы о физических свойствах и внутреннем строении наблюдаемого объекта, а также давать ответы и на более фундаментальные вопросы — об объеме, массе и возрасте всей Вселенной. Т.о., астрометрия является одним из необходимых разделов астрономии, дающим экспериментальную информацию, необходимую для развития остальных разделов (астрофизики, космологии, космогонии, небесной механики, и т. п.).

Классификация астрометрии[править | править исходный текст]

Фундаментальная астрометрия[править | править исходный текст]

Для точных измерений положений и движений небесных тел необходимо иметь систему отсчёта с заданными координатами. Фундаментальной астрометрией называется тот подраздел астрометрии, который занимается проблемами выбора такой системы координат, и связанных с ними вопросов — какие именно объекты выбрать для начала отсчёта (т. н., реализации системы координат); каким способом привязать систему координат к объектам, являющимся началом отсчёта.

Современные системы кооординат подразделяются на кинематические и динамические:

С начала развития астрономии и вплоть до конца XX века астрономы всегда пользовались именно динамической системой экваториальных координат. За начало отсчёта этой системы была принята точка весеннего равноденствия, традиционно обозначаемая символом  \boldsymbol \Upsilon, — точки пересечения эклиптики с небесным экватором, определяемая из наблюдений годового движения Солнца.

Такая динамическая система имеет ряд недостатков. Вследствие прецессии и нутации земной оси, движения оси вращения внутри Земли, а также вековых и периодических возмущений орбиты Земли от тел Солнечной системы (т. н., «прецессия от планет»[3]), точка весеннего равноденствия движется среди звёзд. Пока в астрономии пользовались динамической системой координат, это движение вынуждены были компенсировать подсчетом влияния всех вышеперечисленных процессов, соответственно пересчитывая координаты на каждую эпоху.

Кроме того, динамическая система отсчёта не удовлетворяет предъявляемому к опорной системе требованию инерциальности.

Эти затруднения привели к целесообразности замены динамической системы координат на кинематическую. В современной астрометрии пользуются кинематической системой координат. В настоящий момент это система координат ICRF в радиодиапазоне, с внегалактическими объектами в качестве опорных, и HCRF в оптическом диапазоне, использующая привязку к системе ICRF наблюдений космического астрометрического проекта Hipparcos.

Кинематическая система отсчёта, базирующаяся на внегалактических объектах в качестве опорных, считается квазиинерциальной (поскольку ускорением в движении внегалактических объектов, и даже самим наличием этого движения, можно пренебречь).

Любая кинематическая система координат определяется с помощью фундаментального каталога, как совокупность всех астрометрических параметров объектов, зачисленных в это каталог.

Практическая астрометрия[править | править исходный текст]

Практической астрономией называется подраздел, занимающийся проблемами:[2]

  • использования установленной системы координат;
  • определения из полученных сведений, где находятся изучаемые объекты и как они движутся;
  • организации и обработки наблюдений для решения этих задач;
  • оценки точности полученных результатов, и её улучшения до нужной точности.

К практической астрометрии следует отнести и обзоры неба — составление подробных фотографических карт с целью каталогизации как можно большего числа астрометрических объектов.

Изучение вращения Земли[править | править исходный текст]

Так как астрометрические наблюдения в большом объёме ведутся с поверхности Земли, изучение любых вариаций её движения и движения её коры также связано с решением астрометрических задач, и является подразделом астрометрии. На движение каждой отдельно выбранной точки на поверхности Земли влияют такие процессы как прецессия, нутация, движение полюсов, замедление вращения Земли, движение литосферных плит, неравномерность хода часов в гравитационном поле. При этом параметры вращения Земли не постоянны; они меняются со временем. Одним из методов, применяемых для изучения вращения Земли, является гравиметрия

Следует отметить, что вращение Земли примерно до середины XX века использовалось в астрометрии для измерения времени, а также географических координат. После изобретения более точных способов для того и другого астрометрия теперь решает обратную задачу — изучает вариации вращения Земли, (в частности, замедление), используя стандарты точного времени; и изучает колебания земной коры, используя системы глобальной спутниковой навигации.

История астрометрии[править | править исходный текст]

До появление астрофизики в начала XX века практически вся астрономия сводилась к астрометрии. Астрометрия неразрывно связана со звёздными каталогами. Первый каталог был составлен ещё в Древнем Китае астрономом Ши Шенем. Точнее, это был не каталог, а схематичная карта неба. Первый же астрометрический каталог, содержащий координаты звезд, был создан древнегреческим астрономом Гиппархом и датируется 129 годом до нашей эры, но он не сохранился. Сравнив свои наблюдения с более ранними, Гиппарх открыл явление предварения равноденствий, или прецессии. Стимулом для развития астрометрии являлись практические нужды человека: без компаса и механических часов навигация могла осуществляться только по наблюдениям небесных светил (см. Астрономическая навигация).

В Средние века астрометрия была широко распространена в Арабском мире. Наибольший вкалад в неё внесли ал-Баттани (X в.), ал-Бируни (XI в.) и Улугбек (XV в.). В XVI веке Тихо Браге в течение 16 лет проводил наблюдения Марса, обработав которые, его преемник Иоганн Кеплер открыл законы движения планет. На основе этих эмпирических законов Исаак Ньютон описал закон всемирного тяготения и заложил основы классической механики, что привело к появлению научного подхода.

В конце XX века, после значительного кризиса, в астрометрии произошла революция, благодаря развитию вычислительной техники и усовершенствованию приёмников излучения.


Основные задачи современной астрометрии[править | править исходный текст]

Первоначально задачей астрометрии было измерение положения звезд с целью определения по ним географических координат для навигации. Если географические координаты известны, то отмечая момент прохождения светила через небесный меридиан, можно узнать местное время.

Основные цели современной астрометрии[править | править исходный текст]

Здание Морской обсерватории США в Вашингтоне (англ. US Naval Observatory', или USNO)
  • Создание нового фундаментального каталога, относительно удовлетворяющего требуемым для современных наблюдений критериям универсальности;
  • Усовершенствование опорной системы отсчёта на Земле (ITRS).
  • Проверка теории относительности, уточнение её фундаментальных параметров;
  • Создание универсальной карты неба, имеющей преимущества перед уже имеющимися фотографическими обзорами;
  • Получение астрометрических параметров для как можно большего количества различных объектов в нашей галактике;
  • Изучение эффекта микролинзирования, в том числе его влияния на построение фундаментальной опорной системы;
  • Накопление мониторинговых наблюдений для улучшения теорий движения Земли и тел Солнечной системы;

Методы астрометрии[править | править исходный текст]

Астрометрические наблюдения[править | править исходный текст]

Измеряемыми величинами при астрономических наблюдениях точечного источника света (в том числе и любой, за исключением Солнца, звезды) являются:[2]

  • звёздная величина — характеризует количество квантов света, пришедшее от точечного источника за единицу времени на единицу площади;
  • спектральный состав — характеризует распределение по длинам волн всех квантов, пришедших от источника;
  • координаты, или положения звёзд — величины, показывающие, с какого направления пришли эти кванты.

Наблюдения, показывающие эти величины, являются фотометрическими, спектроскопическими, и астрометрическими соответственно. С появлением новых, более универсальных приёмников света, такое разделение по классификации наблюдений становится всё менее заметным. Для определения астрометрических параметров небесных тел необходимы все три перечисленные типа измерений.

Точность измерений положений \boldsymbol \mu зависит от радиуса \boldsymbol R дифракционного диска изображения точечного источника и количества квантов света \boldsymbol n, пришедших от источника, следующим образом: \mu \sim R/\sqrt{n}

Астрометрические инструменты[править | править исходный текст]

Предполагается, что космический аппарат Gaia достигнет точности измерения углов до 20 µas (микросекунд дуги).

Классические астрометрические инструменты[править | править исходный текст]

Классический астрограф — телескоп-рефрактор, используемый для фотографирования небесных объектов. Получили распространение в конце XIX века после изобретения фотографии. Использовался для создания обзоров неба.

Телескоп Шмидта — зеркально-линзовый телескоп, имеющий, по сравнению с классическим астрографом, бо́льшую светосилу и поле зрения. Также используется для обзоров неба.

Длиннофокусный астрограф — рефрактор с фокусным расстоянием до 19 метров. В отличие от классического астрографа дает большее увеличение, что позволяет его использовать для измерения параллаксов.

Пассажный инструмент — рефрактор, который может вращаться только вокруг горизонтальной оси, жестко закрепленной на двух тумбах и расположенной в направлении запад-восток. Для наблюдений доступны небесные тела в момент прохождения ими небесного меридиана, то есть во время верхних и нижних кульминаций. На оси закреплен специальный диск, по которому можно наводить трубу инструмента по высоте. Во время наблюдения фиксируется и момент времени прохождения небесного тела через меридиан.

Меридианный круг — астрометрический инструмент для точного определения экваториальных координат небесных тел по наблюдениям их прохождения через меридиан. В отличие от пассажного инструмента на оси закреплены разделенные круги, позволяющие с высокой точностью определять склонения наблюдаемых небесных тел.

Зенит-телескоп и зенит-труба используются для определения широты.

Ссылки[править | править исходный текст]


Примечания[править | править исходный текст]

  1. Лучевая скорость иногда определяется по спектрам, поэтому её не всегда относят к астрометрическим параметрам
  2. 1 2 3 Куимов К.В. Современная астрометрия // Земля и Вселенная : Журнал. — М., 2003. — № 5. — С. 23—34.
  3. «Прецессия от планет» — сложившийся исторически термин, обозначающий возмущения от планет. Он не имеет ничего общего с прецессией — движением оси вращающегося объекта