Catálogo fundamental

Este artículo trata sobre directorios fundamentales. Para una serie de catálogos FK (The Catalogs of Fundamental Stars), consulte Catálogo fundamental (catálogo)

El catálogo fundamental ( catálogo de referencia ) es un catálogo astrométrico que define el sistema de coordenadas astronómicas cinemáticas (que, en consecuencia, se denomina sistema de coordenadas de referencia ) en el rango de cualquier radiación electromagnética .

Un conjunto de objetos con coordenadas conocidas a veces se denomina realización de un sistema de coordenadas fundamental en un rango dado.

Entre los catálogos astrométricos, además de los catálogos fundamentales, también hay catálogos de trabajo  , compilados solo con el propósito de catalogar. Esta separación se usaba con mayor frecuencia en el pasado, en este momento la conexión entre estos dos tipos en astrometría se ha vuelto mínima.

Historia

El primer catálogo fundamental se compiló a fines del siglo XIX, sin embargo, su precisión no superó la precisión del sistema de coordenadas dinámicas . Tanto él como los catálogos fundamentales que le sucedieron en la gama óptica utilizaron las estrellas como objetos de referencia . La presencia de movimientos propios de las estrellas a lo largo del tiempo conduce a un deterioro notable en la precisión de cualquier catálogo, ya que el error de los movimientos propios se acumula con el tiempo y aumenta linealmente (con la precisión moderna de las observaciones astronómicas, los movimientos propios de las estrellas pueden considerarse uniformes). y rectilínea, despreciando la componente de segundo orden). Estas razones llevaron a la actualización constante y al lanzamiento de nuevas versiones de los catálogos fundamentales ópticos ( FK3 , FK4 , FK5 , FK6 , GC , etc.)

Había proyectos para compilar un estudio de las galaxias del mapa del cielo como objetos de referencia de los catálogos fundamentales de la nueva generación. Sin embargo, la idea de utilizar galaxias aún no había tenido tiempo de desarrollarse, cuando ya se había planteado la posibilidad de la próxima mejor solución al problema de la universalización de los catálogos fundamentales de precisión.

Esta decisión fue la transición a los objetos de referencia extragalácticos : los cuásares , que son los objetos más distantes (en el sentido moderno) del Universo [1] . La ventaja de los objetos extragalácticos para crear un sistema de coordenadas es la capacidad de tomar tres de los seis parámetros astrométricos iguales a cero : movimientos propios y paralaje . Esto significa que los dos parámetros astrométricos más importantes que realmente se requieren para la implementación del catálogo de referencia, las coordenadas celestes del objeto (por ejemplo, ascensión recta y declinación ), no cambian con el tiempo o, en otras palabras, el los objetos no se mueven visualmente entre sí. Asociar un sistema de coordenadas de referencia con objetos estacionarios es más preferible y preciso que con objetos que se mueven entre sí, ya que tener en cuenta estos movimientos requiere correcciones constantes.

ICRS

Según la decisión de la Unión Astronómica Internacional en 1997, el Sistema Internacional de Referencia Celestial (ICRS) [2] se convirtió en el sistema de coordenadas celestes estándar recomendado para uso general . Se implementa en forma de dos sistemas de coordenadas de referencia [3] : en el rango de radio (ICRF) y en el rango visible (HCRF).

ICRF y HCRF

La primera implementación del ICRS se construyó en 1995 sobre la base de los resultados de las observaciones de 209 fuentes de radio extragalácticas (principalmente cuásares), cuyas coordenadas exactas se obtuvieron sobre la base de las observaciones del VLBI [4] . Fue nombrado ICRF ( Marco de Referencia Celestial Internacional ) .  Este es el sistema de coordenadas de referencia en el rango de radio. Posteriormente se amplió a 608 fuentes.

El 13 de agosto de 2009, la convención de la Unión Astronómica Internacional decidió adoptar ICRF2 , una versión mejorada del sistema ICRF original, que desde entonces se llama ICRF1 [5] [6] . ICRF2 incluye datos procesados ​​de nuevas observaciones de fuentes de radio distantes realizadas en los años posteriores a la adopción de ICRF1; además, se incluyen nuevas fuentes de radio en la cantidad de objetos de referencia, un total de 3414 piezas.

Dado que el sistema ICRF / ICRF2 está definido en la banda de radio, los sistemas definidos en otras bandas deben ser coherentes con él.

Dicho trabajo se llevó a cabo para el rango óptico después de que se obtuvieron los resultados del primer experimento astrométrico espacial exitoso Hipparcos (1997). Este catálogo contiene casi todas las estrellas de hasta 9 m y algunas más débiles. Al mismo tiempo, el sistema ICRS fue adoptado como estándar internacional [2] .
Posteriormente, de entre los objetos que definen el sistema de referencia, se recomendó excluir las estrellas binarias, algunas variables y otras estrellas respecto de las cuales existen dudas sobre la exactitud de los datos. El sistema de coordenadas de referencia resultante, que tiene más de 100.000 estrellas, recibió el nombre de HCRF [7] .

Los autores del catálogo Hipparcos indican las siguientes estimaciones del posible desajuste entre el sistema ICRF y el sistema de catálogo Hipparcos: [8]

• el desajuste entre el sistema en la dirección de los ejes puede ser de 0,6 mas;
• la rotación de un sistema de coordenadas con respecto a otro puede ser de aproximadamente 0,25 mas/año.

Requisitos para un directorio de referencia ideal

Actualmente, no existe un directorio de referencia que se acerque al ideal. La especificidad de las observaciones astrométricas utilizadas para compilar catálogos de referencia es tal que, para cualquier catálogo, el número de objetos será inversamente proporcional a la precisión de la medición de sus parámetros astrométricos. Esta retroalimentación se debe al uso en la mayoría de los catálogos modernos de la nueva generación de la precisión de los datos del proyecto astrométrico espacial Hipparcos implementado , que no incluía estrellas débiles (desde 11 my más débiles).

Propiedades del sistema de soporte necesario para satisfacer las necesidades de la ciencia moderna:

• inercia;
• estabilidad: la insignificancia de los cambios en la precisión del sistema a lo largo del tiempo;
• accesibilidad - la coincidencia del rango de magnitudes estelares de los objetos de referencia con el rango dinámico de los instrumentos utilizados en las observaciones astronómicas;
• equiexactitud - la ausencia de una dependencia significativa de las magnitudes estelares y otras características de los objetos de referencia.

Características de un directorio de referencia que cumple estos requisitos [9] :

• tantos objetos de referencia como sea posible en el campo de visión pequeño de trabajo. La estimación más baja del número de estrellas en el catálogo, que asegurará que al menos varios objetos de referencia estarán en el campo de visión, es . [9] Esta estimación puede considerarse generalmente subestimada, ya que se realizó sin tener en cuenta la distribución desigual de las estrellas sobre la esfera celeste, y se realizó para el menor número posible de estrellas de referencia: 4-8 estrellas en el campo de visión. de minutos de arco. Al calcular otros campos de visión y otros números de objetos de referencia, la estimación dada puede aumentar en un orden de magnitud.
• rango de magnitud - 14 m  - 22 m , además de una serie de objetos más brillantes necesarios para una fácil identificación y comparación con los catálogos de referencia ya existentes. Para obtener información completa sobre objetos brillantes, a veces se realizan observaciones especiales con velocidades de obturación significativamente más cortas para tener imágenes no sobreexpuestas para una determinación precisa de las coordenadas de estrellas brillantes. Sin embargo, el inconveniente de trabajar en diferentes rangos dinámicos conduce al hecho de que el catálogo se compila con mayor frecuencia a partir de observaciones realizadas en el mismo rango dinámico.
• precisión - 10-100 μas (segundos de microarco). La precisión moderna de las observaciones terrestres alcanza de 10 a 100 ms (milisegundos de arco), y la precisión del sistema de referencia para obtener un buen resultado debe ser de 10 a 100 veces mayor que la precisión de las observaciones, a fin de evitar que el resultado de estas observaciones no se estropea por errores en el catálogo de referencia. El material de observación moderno son las observaciones en el rango óptico, y el rango dinámico de magnitudes estelares con las que es necesario trabajar para resolver los problemas actuales de la astronomía tiende a aumentar. Debido a esto, para las necesidades de la astrometría fundamental, se requiere lograr una buena precisión de objetos precisamente débiles.
• el número de parámetros astrométricos a determinar: es deseable tener los seis parámetros para obtener completamente el vector de velocidad tridimensional de un objeto. Hasta ahora, cuatro parámetros son suficientes para la mayoría de los problemas (sin paralaje ni velocidad radial), pero con el logro de la precisión de los milisegundos de arco, esto no será suficiente.
• enlace directo a fuentes de radio extragalácticas. Tal referencia es necesaria para asegurar la inercialidad del sistema, para establecer un punto cero para paralajes y movimientos propios, y también para establecer un punto cero de coordenadas en el cielo.
• Los datos fotométricos y espectrales de los objetos son necesarios tanto para las necesidades internas de un experimento en la compilación de un catálogo fundamental como para obtener una amplia variedad de información adicional que se puede extraer de ellos. No todos los catálogos contienen datos fotométricos de estrellas contenidas, pero son muy deseables, ya que cada catálogo tendrá su propia ecuación de brillo y ecuación de color, que se deben tener en cuenta para obtener información más confiable. Los catálogos más populares tienen datos fotométricos muy pobres.
• área de visualización. Diferentes tareas pueden requerir diferentes áreas de la esfera celeste, y no siempre se necesita una vista completa de la misma. A menudo, los catálogos se publican sin terminar, proporcionando fragmentos individuales del cielo, y en este caso no se sabe de antemano si se llevará a cabo la publicación prevista de una versión más completa, y se le da al astrónomo el uso del catálogo en su forma, aunque incompleta, pero posiblemente final. Dichos catálogos son adecuados para trabajar, por ejemplo, con objetos del sistema solar que no van más allá de un área determinada de la esfera celeste.
• uniformidad de llenado. En cualquier directorio, inevitablemente habrá áreas que no contengan objetos de referencia. Esta puede ser la vecindad de estrellas brillantes, donde la luz dispersada no permite determinar con precisión las coordenadas de otras estrellas, sin importar el fotodetector que usemos. Estas pueden ser nebulosas difusas o grandes galaxias angulares, o regiones densas de la Vía Láctea donde se superponen imágenes de estrellas brillantes. Estas regiones pueden estar llenas de estrellas cuyas coordenadas están determinadas por otros instrumentos, pero la influencia de las diferencias sistemáticas en las coordenadas es inevitable.

El próximo proyecto espacial astrométrico, GAIA , lanzado en 2013 , espera producir un catálogo de referencia universal de alrededor de mil millones de objetos que satisfaga en gran medida la mayoría de estas condiciones.

Notas

1. ↑ Instituto de Astronomía de la Academia Rusa de Ciencias, Instituto Estatal de Astronomía. P. K. Sternberg, Instituto Estatal de Óptica. S. I. Vavilova, NPO ellos. S. A. Lavochkina. Editado por L. V. Rykhlova y K. V. Kuimov: OZIRIS Space Astrometric Experiment 61 (2005). Consultado el 25 de septiembre de 2011. Archivado desde el original el 8 de abril de 2012. (indefinido)
2. ↑ 1 2 La XXIII Asamblea General de la IAU. Resolución B2  (inglés) . BOLETÍN INFORMATIVO Nº 81 24-25. AIU (1998). Fecha de acceso: 29 de diciembre de 2010. Archivado desde el original el 8 de abril de 2012.
3. ↑ G. I. Pinigín. Prefacio del editor  // Extensión y conexión de marcos de referencia utilizando la técnica CCD basada en tierra: Conferencia astronómica internacional. - Nikolaev: Atoll, 2001. - P. 7 . — ISBN 966-7726-33-9 .  (enlace no disponible)
4. ↑ E. F. Arias, P. Charlot, M. Feissel y J.-F. Lestrade. El sistema de referencia extragaláctico del Servicio Internacional de Rotación de la Tierra, ICRS   // Astron . Astrofias: preimpresión. — 1995. — No. 303 . - Pág. 604-608 .  (enlace no disponible)
5. ↑ The International Celestial Reference Frame - ICRF2 Archivado el 29 de enero de 2018 en Wayback Machine .  
6. ↑ The Second Realization of the International Celestial Reference Frame by Very Long Baseline Interferometry Archivado el 22 de octubre de 2009 en Wayback Machine , sitio web de IERS Archivado el 28 de octubre de 2007 en Wayback Machine  
7. ↑ La XXIV Asamblea General de la IAU. Resolución B1.2  (inglés) . BOLETÍN INFORMATIVO N° 88 29. IUA (1999). Consultado el 29 de diciembre de 2010. Archivado desde el original el 11 de marzo de 2012.
8. ↑ Los catálogos de Hipparcos y Tycho. ESA, 1997, Catálogo Tycho, ESA SP-1200
9. ↑ 1 2 Instituto de Astronomía RAS, Instituto Astronómico del Estado. P. K. Sternberg, Instituto Estatal de Óptica. S. I. Vavilova, NPO ellos. S. A. Lavochkina. Editado por L. V. Rykhlova y K. V. Kuimov: OZIRIS Space Astrometric Experiment 26-28 (2005). Consultado el 25 de septiembre de 2011. Archivado desde el original el 8 de abril de 2012. (indefinido)