Подпишитесь на наши новости
Вернуться к началу с статьи up
 

АСТРОМЕ́ТРИЯ

  • рубрика

    Рубрика: Физика

  • родственные статьи
  • image description

    Электронная версия

    2015 год

  • image description

    Скопировать библиографическую ссылку:




Авторы: Л. В. Рыхлова

АСТРОМЕ́ТРИЯ (от астро… и …метрия), раздел астрономии, в котором изучаются геометрич., кинематич. и динамич. свойства небесных объектов для построения пространственной картины Вселенной. В круг вопросов, рассматриваемых А., входят измерение положений небесных объектов, определение расстояний до них, разработка согласованной системы астрономических постоянных, построение шкалы межзвёздных расстояний, определение орбитальных движений двойных и кратных звёзд и др. Одной из осн. задач А. является построение двух опорных систем координат: пространственной инерциальной системы небесных координат и системы координат, жёстко связанной с Землёй. Эти системы координат фиксируются положениями и изменениями некоторой совокупности реперов, которыми для инерциальной системы служат небесные тела, а для земной – точки земной поверхности. Ещё одной задачей А. является определение моментов астрономических событий и промежутков времени между ними, т. е. определение и хранение времени.

А. – древнейший раздел астрономии, которая начиналась с определения положений звёзд для изучения суточного вращения небосвода и движения небесных светил, ориентировки на местности и счёта времени. Звёздные каталоги составлялись в Китае ещё в 4 в. до н. э. (Ши Шэнь). В 123 г. до н. э. Гиппарх – создатель древнейшего из сохранившихся до нашего времени каталога 1022 звёзд, открыл явление предварения равноденствий, или прецессию земной оси. Наиболее точные наблюдения невооружённым глазом проводили в 16 в. Т. Браге, в 17 в. – Я. Гевелий. На основе данных Браге И. Кеплер вывел законы движения планет. Г. Галилей и И. Ньютон ввели понятие системы «неподвижных звёзд» – инерциальной системы координат (см. Инерциальная система отсчёта). Э. Галлей в 1718 открыл собственные движения звёзд, что усложнило проблему установления инерциальной системы координат. В кон. 18 в. П. Лаплас предложил определять движение звёзд относительно галактик. Большой вклад в развитие А. внёс Дж. Брадлей, который открыл годичную аберрацию света (1728) и нутацию земной оси, а также провёл наблюдения 3268 звёзд. Разработка классичесских основ астрометрических наблюдений, развитие теории и метода учёта инструментальных и личных ошибок связаны с именами Ф. Бесселя и В. Я. Струве. Первую фундаментальную систему звёздных положений и первый фундаментальный каталог звёзд составил в 1879 нем. астроном А. Ауверс.

При проведении астрометрич. наблюдений определяют шесть параметров: сферич. координаты объектов на небе (прямое восхождение и склонение), собственные движения по прямому восхождению и склонению, параллакс и лучевую скорость. Это важнейшие характеристики небесных тел, которые позволяют судить о большинстве др. характеристик, таких как массы, светимости, принадлежность к определённым скоплениям звёзд или галактик и т. д.

Система небесных координат, пригодная для изучения движений во Вселенной, должна быть инерциальной, т. е. обладать только прямолинейным и равномерным движением без вращения. Реализация такой системы координат – фундаментальная (или опорная) система – отличается от инерциальной наличием вращения, обусловленного реальными физич. законами движения опорных реперов. Установление фундаментальной системы координат является задачей фундаментальной астрометрии. Практически фундаментальная система координат реализуется в виде списка (каталога) координат небесных тел, положения которых определены с наилучшей возможной точностью (см. Фундаментальные каталоги). Все остальные астрометрич. наблюдения имеют целью определение координат др. небесных объектов в этой фундаментальной системе координат.

Многолетние высокоточные меридианные наблюдения ярких звёзд стали основой серии фундаментальных каталогов FK, реализовавших в 20 в. опорную систему координат. Каталоги время от времени улучшались за счёт включения новых наблюдений. Особую ценность в фундаментальных каталогах имеют собственные движения звёзд, т. к. они позволяют не только переводить опорные системы координат от эпохи к эпохе, но и непосредственно использовать эти движения звёзд при исследовании кинематики Галактики или для определения расстояний до ближайших звёздных скоплений. Построенная таким образом фундаментальная система медленно вращается в пространстве из-за изменения направления оси вращения Земли вследствие прецессии и нутации.

Система отсчёта – понятие условное; основные плоскости и точки, а также координатные оси системы определяются на основании официальных соглашений. В качестве практической реализации системы отсчёта принимается список координат и скоростей некоторого числа выбранных объектов (звёзд или радиоисточников). Такой список и называется каталогом. Каждый отдельный каталог является одной из реализаций системы отсчёта.

В нач. 1960-х гг. открыты квазары – удалённые внегалактич. радиоисточники, практически неподвижные в проекции на небесную сферу. Излучая в широком спектральном диапазоне (в т. ч. в оптическом и радиодиапазонах), квазары имеют очень малые угловые размеры (< 1") и хорошо подходят в качестве астрономич. объектов для построения опорной системы координат. Совр. развитие радиоастрономии (прежде всего радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой) привело к  тому, что точность астрометрич. наблюдений в радиодиапазоне значительно превысила точность наземных оптич. наблюдений. В 1992 по рекомендации Международного астрономич. союза (МАС) внегалактич. радиоисточники стали основой для образования Международной небесной опорной  системы координат ICRF (International Celestial Reference Frame). Эта система базируется на каталоге положений 608 внегалактич. радиоисточников, наблюдавшихся в течение 1979–95. Основными (или первичными) являются 212 компактных радиоисточников, стандартная ошибка положений которых не превышает 0,4 угловой миллисекунды.  Преимуществами внегалактич. радиоисточников как опорных объектов являются значительное повышение точности, высокая стабильность из-за отсутствия значимых собственных движений, отсутствие зависимости от привязки к движению объектов Солнечной системы.

В 1990-х гг. был успешно осуществлён космический проект «Hipparcos» для высокоточного измерения параллаксов. В результате было получено ок. 100 отдельных наблюдений для каждой из почти 120 тыс. звёзд, отобранных для наблюдений. Положения, годичные собственные движения и параллаксы этих звёзд определены с погрешностью в неск. угловых миллисекунд. Лучевые скорости известны для очень небольшой выборки звёзд (ок. 1 тыс.). На завершающей стадии обработки наблюдений выполнена привязка системы каталога «Hipparcos» к системе координат ICRS. МАС рекомендовал каталог «Hipparcos» в качестве базовой реализации системы ICRS в оптич. диапазоне. Наиболее точный на 2016 каталог FK6 представлен собой комбинацию результатов наземных наблюдений и космического астрометрического проекта «Hipparcos».

С 1.1.1998 по решению МАС определена Международная небесная система отсчёта ICRS (International Celestial Reference System), оси которой фиксированы по отношению к квазарам, но для сохранения преемственности направления осей согласованы с системой FK5. Практической реализацией ICRS является указанный выше каталог радиоисточников, который и представляет Международную небесную опорную систему координат ICRF.

Международная земная система отсчёта (International Terrestrial Reference System, ITRS), по определению, есть геоцентрическая система с началом в центре масс Земли, включая океаны и атмосферу, вращающаяся вместе с Землёй. Ось вращения системы ITRS практически совпадает с условным международным началом (Conventional International Origin, CIO), определённым как среднее положение земного полюса по измерениям Международной службы широты на интервале с 1900 по 1905. Это сделано, чтобы избежать скачков в движении полюса при замене систем координат.

Когда наблюдения ведутся с Земли, все телескопы движутся вместе с Землёй в её пространственном движении вокруг Солнца. Особенности движения и неравномерности вращения Земли должны быть учтены при обработке наблюдений; т. о., изучение вращения Земли – тоже задача А.

При изучении вращения Земли ушли в прошлое классические зенит-телескопы, астролябии, меридианные круги, фотографич. зенитные трубы и пассажные инструменты. Предметом наблюдений стали не звёзды, а радиоисточники и специализированные искусств. спутники Земли (ИСЗ). Международная земная опорная система координат ITRS устанавливает набор предписаний, соглашений и моделей, необходимых для определения трёх ортогональных осей системы на любой момент времени (модель геопотенциала, модель атмосферы, модель приливов, модель движения плит и пр.). Реализована земная система координат через оценки координат и скоростей смещения совокупности наземных станций, ведущих наблюдения при помощи радиоинтерферометров со сверхдлинной базой, средств лазерной локации Луны и ИСЗ, радиотехнич. спутниковых систем GPS, DORIS, ГЛОНАСС.

Опорная небесная система координат связана с опорной земной системой координат при помощи параметров ориентации Земли, определяемых Международной службой вращения Земли. Параметры вращения Земли представляют собой описание движения земной системы координат относительно небесной.

А. с достигнутым уровнем точности является не только метрологич. базисом совр. астрономии, но и позволяет решать совершенно новые задачи. Важнейшие из них – построение пространственной картины Вселенной и определение точной шкалы межзвёздных расстояний, исследование воздействия нестационарного гравитационного поля Галактики на координатно-временные измерения, исследование природы и распределения тёмной материи, поиск планетных систем у звёзд, проверка тонких эффектов теории относительности.

Лит.: Подобед В. В., Нестеров В. В.. Общая астрометрия. 2-е изд. М., 1982; Ковалевский Ж. Современная астрометрия. Фрязино, 2004; Жаров В. Е. Сферическая астрономия. Фрязино, 2006.

  • АСТРОМЕ́ТРИЯ раздел астрономии, в котором изучаются геометрич., кинематич. и динамич. свойства небесных объектов для построения пространственной картины Вселенной (2005)
Вернуться к началу