Астрометрия – основа астрономических наблюдений и измерений координат и времени. Главной задачей астрометрии является реализация системы отсчета – той самой инерциальной системы отсчета, о которой говорится в первом законе Ньютона. Еще с античных времен астрономы создавали для этой цели звездные каталоги. Работа на ними привела к открытию прецессии и нутации земной оси, собственных движений и параллаксов звезд, открытию орбитального движения двойных звезд. Наблюдения в радио и оптическом диапазоне очень далеких объектов – квазаров – именно на них базируется современная система отсчета International Celestial Reference Frame (ICRF). Именно к ним привязывается система GPS или ГЛОНАСС в вашем навигаторе в телефоне. XXI век с его вычислительными возможностями привел к созданию звездных каталогов невиданной мощности, содержащих свыше миллиарда объектов. Но основной прорыв, даже революцию в астрометрии совершили космические наблюдения. Уже два космических аппарата создали звездные каталоги, точность которых фантастична и позволяет прикоснуться к решению таких задач, сама постановка которых была ранее немыслима. Обзору успехов астрометрии за последние два тысячелетия, массовым звездным каталогам и космическим астрометрическим проектам посвящена эта статья.

Задачи астрометрии и историческое введение

Астрометрия – самая древняя часть астрономии. Ее основной метод – позиционные измерения, т.е. измерение точных направлений на объекты, в первую очередь этими объектами являлись звезды. Еще с античных времен результаты таких наблюдений оформлялись в виде звездных каталогов. Наиболее известен из древних каталогов (не сохранившийся до наших дней) каталог древнегреческого астронома Гиппарха (II в. до н.э.). В 2005 году было сделано предположение, что звездный каталог Гиппарха, датировавшийся 129 г. до н.э. присутствует на римской статуе, именующейся Атлантом Фарнезе (Шефер, 2005). Надо сказать, что каталог Гиппарха был далеко не первым, так как известно, что, сравнив положения звезд в своем каталоге с положением звезд в более ранних каталогах, Гиппарх открыл такое явление, как прецессию, природу который смог объяснить лишь Исаак Ньютон в 1686 г. Основной вопрос: зачем нужны звездные каталоги вообще? Следует сказать, что астрономические каталоги бывают разными. Есть каталоги туманностей, галактик, переменных звезд, и т.п. Мы назовем их астрофизическими. Но нас будут интересовать астрометрические каталоги. Какие данные обычно содержатся в них? 

Положения и собственные движения – точные координаты и скорости их изменения нужны для построения системы отсчета на небесной сфере. Существует абстрактное понятие, которое в английском языке называется Reference System (система отсчета) – теоретическое построение, и конкретное – Reference Frame (к сожалению, переводится также: система отсчета) – реализация системы отсчета на практике (Витязев и др., 2011). Так вот наиболее точным воплощением абстрактной инерциальной системы отсчета как раз и являются звездные каталоги. Именно к ним происходит привязка координат различных объектов на небесной сфере, и в конечном итоге и на Земле. Всем известная система GPS/ГЛОНАСС – привязана через космические аппараты к каталогу квазаров – сверхдалеких объектов, собственными движениями которых можно пренебречь (Суше, Фессель-Вернье, 2014).

Собственные движения звезд (proper motions) – скорости изменения координат звезд. Их знание позволяет перевести координаты звезд на другую эпоху как вперед, так и назад. Анализ самих собственных движений позволяет изучать кинематику звезд, как околосолнечного пространства, так и Галактики в целом. Открытие собственных движений принадлежит знаменитому английскому астроному Эдмунду Галлею, обнаружившему в 1718 году, что некоторые яркие звёзды из каталога Гиппарха-Птолемея заметно изменили свои положения среди других звёзд (Киселев, 2002).

Крайне сложно и драматично решался вопрос о расстояниях до звезд. Попытки обнаружить параллактические смещения звезд, вызванные обращением Земли вокруг Солнца, велись еще в античности. Их отсутствие (конечно же, вызванное чрезвычайной малостью эффекта) было одним из аргументов против гелиоцентрической системы мира. Поиском параллаксов в Новое время занимались такие видные ученые как Тихо Браге, Галилео Галилей, Роберт Гук. В ходе поисков параллаксов Джеймс Бредли обнаружил в 1728 г. аберрацию света и нутацию земной оси, а Уильям Гершель в 1804 году – орбитальное движение у двойных звезд (Ковалевский, 2004).

Лишь в 1837 году В.Я.Струве в Дерптской обсерватории, а 1838 году Фридрих Бессель в Кёнигсбергской обсерватории и Томас Хендерсон (обсерватория Мыса Доброй Надежды) провели первые достоверные оценки параллаксов ближайших звезд, которые составили лишь доли секунды дуги (Соколовская, 1972). Так параллакс Альтаира оказался равен у Струве 0.181"±0.094". Для более наглядного представления малости измеряемых углов можно воспользоваться следующей таблицей, здесь расстояния и углы, под которыми будет видна рублевая монета, диаметром 2 см:

Определение тригонометрических параллаксов (т.е. расстояний до звезд, полученных геометрическим методом) посредством наземных наблюдений крайне трудоемкое занятие. Земная атмосфера ставит предел при наблюдении малых углов. Предельно достижимые статистические точности наземных наблюдений в большинстве своем ограничены значением 0.05", что даст ошибку в определении параллакса в 100% уже на расстоянии 20 пк. Всё это привело к тому, что с 1838 года по 1991 г. были измерены параллаксы всего лишь 8000 звезд притом с большой неопределенностью (ван Альтена, 1991+). Не следует путать тригонометрический параллакс звезд с так называемыми фотометрическими, спектральными параллаксами. Под последними подразумевают косвенные оценки расстояний до звезд по их астрофизическим характеристикам. Но для того чтобы это можно было сделать, необходимо определить «истинным» тригонометрическим способом расстояния до звезд определенных типов. В дальнейшем эта информация может быть использована для вычисления расстояния до звезд, тригонометрический параллакс которых недосягаем для измерений.

Эпоха наземных астрометрических измерений

Последним каталогом дотелескопической эпохи следует считать каталог одного из лучших наблюдателей Тихо Браге, который создавался в 1570–1600 годы. (Володаров, 1996). Точность положений этого каталога составляет около 1 минуты дуги. Именно этот каталог позволил Иоганну Кеплеру вывести свои знаменитые законы, которые привели к открытию закона всемирного тяготения Исааком Ньютоном.

XVIII-XIX столетия характеризуются постепенным увеличением точности наблюдений, которая к середине XX века достигла точности порядка 0.1". Последний каталог знаменитой серии FK (The Catalogues of Fundamental Stars) FK5 Basic (Фрике и др., 1988) содержал всего 1535 звезд, положения и собственные движения которых были уже на пределе точности наземных наблюдений, а истории наблюдений этих звезд насчитывала более столетия. Каталоги этой серии (FK3, FK4, FK5) многие десятилетия задавали фундаментальную систему координат. Методика наблюдений была построена таким образом, что координаты каждой звезды в них определялись индивидуально, независимо друг от друга. Этим и вызвано столь небольшое число звезд в фундаментальных каталогах.

Для распространения фундаментальных систем на большее число звезд использовались фотографические каталоги, такие как PPM (Position and Proper Motions) (Рёзер и Бастиан, 1988), содержащий около 400 тыс. звезд, но со значительно меньшей точностью. Такие каталоги назывались относительными. Ошибки определения фундаментальной системы проникали в каталоги-распространители.

Бурно развивающаяся астрофизика требовала от астрометрии, прежде всего, высокоточных расстояний. В астрофизике известен фотометрический метод определения расстояний, использующий зависимость «период–светимость» для переменных звезд-цефеид. Однако для калибровки этой шкалы необходимо промерить расстояние до нескольких цефеид прямым тригонометрическим методом. Ближайшая же к нам цефеида – Полярная звезда – расстояние до нее по данным уже космической астрометрии составляет 137 пк, измерение которого с поверхности Земли могло быть произведено на грани возможного. Остальные цефеиды находятся еще дальше. Определение расстояний до ближайших галактик основано на шкале цефеид, дальнейшие косвенные методы позволяют определить расстояния до далеких скоплений галактик и в финале определить значение постоянной Хаббла и возраст Вселенной. Но для уверенного их определения следует откалибровать зависимость «период–светимость» прямым методом. Этого наземная астрометрия сделать уже не могла (Перриман, 2012).

Радиоастрометрия

Параллельно с оптическими наблюдениями развивалась радиоастрономия, которая с появлением радиоинтерферометров со сверхдлинной базой (РСДБ, VLBI) привела к резкому увеличению точности наблюдений вплоть до 0.001" (Витязев, 1999).

В простейшем случае радиоинтерферометр – это система из двух радиотелескопов, ведущих синхронные наблюдения одного и того же точечного радиоисточника. Этот прибор измеряет временную задержку прихода фронта волны радиоизлучения на один телескоп по сравнению с другим. При небольших базах радиотелескопы возможно соединить непосредственно линиями связи. Но если телескопы расположены на расстояниях несколько тысяч километров друг от друга, а порою и на разных материках то необходимо использовать точные стандарты времени, задаваемые атомными часами. Анализ измерения задержек позволяет получить географические координаты радиотелескопов, небесные координаты наблюдаемых радиоисточников, а также тонкие эффекты во вращении Земли – движение полюсов в ее теле и неравномерность вращения. Точность этих измерений определяется длиной базы интерферометра, то есть расстоянием между телескопами, и длиной волны принимаемого радиоизлучения. В 70-90 годах во всем мире развернулись работы по созданию радиоинтерферометрических сетей, с помощью которых удалось достичь точности позиционных наблюдений квазаров порядка 0.001-0.0005 секунды дуги (Томпсон и др., 1989). В нашей стране такие работы ведутся в рамках проекта КВАЗАР, для осуществления которого в Санкт-Петербурге был создан Институт Прикладной Астрономии Российской Академии Наук (Матвеенко, 2007). В действующую сеть входят входят радиоастрономические обсерватории «Светлое», «Зеленчукская» и «Бадары» и Центр управления, сбора и обработки данных. Все это позволило создать систему отсчета принципиально нового типа – теперь вместо звезд стали использоваться, в основном, квазары, координаты которых были получены на миллисекундном уровне точности.

Как известно, квазары – это космологические объекты, удаленные от нас на предельные расстояния. Даже если предположить нереально высокие скорости их поперечного движения сопоставимые со скоростью света, то и в этом случае мы не заметим их собственных движений. Таким образом, квазары образуют «сферу неподвижных звезд», которую можно использовать в качестве системы отсчета. Однако не все квазары подходят для ее построения. Некоторые квазары имеют переменную структуру, вызванную физическими процессами внутри них, что приводит к смещению центра радиоизображения. Поэтому для построения системы отсчета было выбрано 667 спокойных радио источников, из них 212 с ошибкой определения.

Источник: astronet.ru

Автор: А. С. Цветков