Системи координат у космічному просторі
Л. М. Свачій
кандидат фізико-математичних наук
Головна астрономічна обсерваторія НАН України
Астрономія досліджує фізичні властивості речовини у Всесвіті, а також вивчає рух небесних тіл і Землі в просторі. Раніше астрономи мали змогу спостерігати позаземні тіла лише в оптичному (видимому) діапазоні спектра електромагнітних хвиль. У наш час астрономія володіє як наземними, так і позаатмосферними методами спостережень небесних тіл і має різноманітні потужні приймачі випромінювання. Це дає змогу реєструвати промені космічних об’єктів у всіх ділянках спектра. В оптичному діапазоні найвища точність сучасних вимірювань положень позаземних тіл сумірна з 0.001″. Радіоспостереження небесних об’єктів ще точніші: в деяких випадках похибка визначених положень світил становить всього 0.00005″. Астрономи сподіваються, що на початку XXI ст. удасться виміряти положення десятків і сотень мільйонів зір з похибкою всього 0.00001″ і навіть 0.000001″, а також з дуже високою точністю визначити переміщення зір на небесній сфері.
Щоб описати положення та переміщення будь-якого об’єкта в просторі, потрібно мати так зване тіло відліку, відносно якого задають положення та рух досліджуваного об’єкта. На цьому ґрунтується метод координатних систем. Знаючи спосіб для вимірювання часу та вибравши якийсь момент за початковий, переходимо до координатно-часової системи відліку, в якій можна описувати зміну положення будь-якого об’єкта в просторі й часі, тобто кількісно вивчати його рух. Щоб досліджувати складний поступально-обертальний рух Землі в просторі, щоб визначати положення небесних тіл (Сонця, планет, супутників планет, малих тіл Сонячної системи, космічних апаратів, зір, зоряних скупчень, галактик тощо) та вивчати їхні переміщення, астрономи також потребують деякої єдиної просторово-часової системи відліку, зафіксованої з потрібною точністю. Створення такої системи відліку вважається одним із фундаментальних завдань астрономії. Побудова точної системи координат у космічному просторі (так званої небесної системи координат або системи небесних координат) і визначення просторових положень позаземних тіл — основні завдання астрометрії, яка належить до найдавніших галузей астрономії та є її фундаментом; астрометрія має важливе значення й для суміжних наук.
У цій статті ми розглянемо, як задають систему координат у космічному просторі. Щодо способу відліку часу, то зазначимо тільки, що досить довго еталонною вважалася шкала так званого всесвітнього часу, основана на осьовому обертанні Землі. Внаслідок виявленої нерівномірності цього руху (обертання Землі навколо осі) й у зв’язку з уведенням у 60-х рр. XX ст. рівномірної шкали атомного часу всесвітній час утратив еталонне значення.
ІНЕРЦІАЛЬНА СИСТЕМА НЕБЕСНИХ КООРДИНАТ
Якщо «прив’язати» систему координат до тіла, яке рухається в просторі довільно, то рух досліджуваного об’єкта відносно так заданої системи координат навіть у найпростіших випадках може бути досить складним. Щоб кількісно описувати переміщення об’єктів, зручно користуватися так званими інерціальними системами координат, поняття про які виникло в механіці Ньютона. Так називали координатні системи, які переміщуються рівномірно й прямолінійно, без обертання, відносно «нерухомих зір» та одна відносно одної. Згодом виявилося, що зорі теж переміщуються по небесній сфері. Тому інерціальною тепер вважають таку систему координат, яка рухається без прискорення відносно об’єктів, значно віддалених від спостерігача (Землі), завдяки чому їх можна вважати нерухомими на небесній сфері. Особлива роль інерціальних систем координат зберігається й у загальній теорії відносності Ейнштейна.
Система небесних координат, придатна для вивчення переміщень тіл у космічному просторі, теж повинна бути інерціальною. Інерціальної системи координат (ІСК) потребують всі розділи астрономії, які вивчають просторові рухи у Всесвіті. ІСК потрібна й для вивчення фізичних явищ. Точні астрометричні спостереження, виконані з використанням ІСК, можуть підтвердити чи спростувати тонкі ефекти руху в гравітаційному полі, які передбачає теорія відносності (наприклад, закручування простору—часу навколо Землі під час її осьового обертання).
Побудова ІСК — важко розв’язуване завдання. Ідеальна система координат у просторі — це абстрактна математична побудова, а створити її на практиці неможливо. Реалізована система небесних координат тою чи іншою мірою відрізняється від ідеальної. Поступово виявляючи та усуваючи розбіжності між якими, астрономи створюють у космічному просторі систему координат, яка дедалі ближча до ІСК.
Будуючи ІСК, треба враховувати переміщення спостерігача в просторі та рухи тих небесних тіл, до яких її «прив’язують», — так званих реперів системи небесних координат. Позаземні об’єкти спостерігаються з поверхні Землі та з борту космічних апаратів. Будучи одним із об’єктів Галактики, Земля рухається в міжгалактичному просторі. У Галактиці разом із Сонцем наша планета перемішується в напрямку до зорі λ Геркулеса, а також обертається навколо центра Галактики. Земля обертається навколо Сонця й навколо своєї осі. До того ж, земна вісь сама здійснює складний рух у просторі. Тому, обробляючи результати спостережень небесних тіл, необхідно враховувати досить складний поступально-обертальний рух Землі та космічних апаратів.
Щоб створити ІСК на практиці, можна використати такі комплекси небесних об’єктів: тіла Сонячної системи (динамічний спосіб), зорі Галактики (кінематичний спосіб), галактики та інші позагалактичні об’єкти (геометричний спосіб). У деякому наближенні можна вважати, що названі групи позаземних тіл — це ізольовані матеріальні системи, а центр кожної з них переміщується в просторі прямолінійно й рівномірно. Тоді координати тіл кожної з цих груп об’єктів задають ІСК з певною точністю. Координатну систему, побудовану з використанням спостережень тіл першого комплексу, можна вважати інерціальною тільки для досить низького рівня точності. Тому, щоб створити ІСК, доцільно використати інші об’єкти. Тривалий час ІСК будували на основі спостережень зір Галактики (цю методику розглянемо в наступному розділі). Французький учений П.С. Лаплас (1749—1827) запропонував для реалізації ІСК використати визначені на основі оптичних спостережень положення галактик. Ці об’єкти значно віддалені від Землі, а тому їх можна вважати практично нерухомими на небесній сфері (переміщення галактик по небесній сфері сумірні з величиною 0.00001″ за рік). Але галактики мають невелику яскравість, через що в оптичному діапазоні дуже важко визначати їхні положення з потрібною точністю. Залучати положення галактик до процесу створення ІСК стало можливим тільки після впровадження в астрометрію фотографічних методів та пристроїв із зарядовим зв’язком (ПЗЗ). За нашого часу завдяки розвиткові методів радіоінтерферометричних спостережень (найточніших із наявних методів позиційних спосте режень) для побудови ІСК використовують положення позагалактичних радіоджерел. Цю методику розглянемо далі.
ФУНДАМЕНТАЛЬНА СИСТЕМА КООРДИНАТ. FК5
До кінця XX ст. основою для встановлення системи координат у космічному просторі були наземні спостереження зір Галактики. Тривалий час вважали, що зорі нерухомі. Проте 1718 р. англійський учений Е. Галлей (1656—1742) виявив, що вони повільно переміщуються по небесній сфері, тобто положення зір змінюються з часом. Ці переміщення зір (так звані власні рухи зір) призводять до нестійкості системи небесних координат. Тому, будуючи ІСК, необхідно враховувати власні рухи зір.
Стисло розглянемо процедуру побудови системи координат у космічному просторі за спостереженнями зір. Цю процедуру використовували до кінця XX ст. На початку процесу встановлення ІСК в окремих астрономічних обсерваторіях складали каталоги зір (так звані вихідні зоряні каталоги). Вони містять виведені на основі спостережень точні положення — прямі піднесення й схилення — та власні рухи зір для певної епохи (вона відповідає середині часового проміжку, охопленого спостереженнями), а також деяку іншу інформацію. Щоб створити такий каталог, потрібна дуже велика за обсягом робота: виконати позиційні спостереження зір упродовж тривалого часу та ретельно їх обробити. Зоряні каталоги є взірцями особливо точних астрометричних робіт та відповідають вимогам і можливостям часу свого створення. Найдавніший із каталогів, що дійшли до нас, склали китайські астрономи Ші Шен і Гань Гун (IV ст. до н. е., 800 зір). Найвідоміший каталог давнини містить 1025 яскравих зір; його створив давньогрецький учений Клавдій Птолемей у II ст. н. е., використавши спостереження своїх попередників, зокрема Гіппарха. Цей каталог уживали впродовж майже півтора тисячоліття. Згодом з’явилося багато точніших і більших за обсягом каталогів, серед яких складені в XIX ст. каталоги Бесселя (62530 зір) й Аргеландера (26425 зір), а також Йєльські каталоги, створені в XX ст. на основі фотографічних спостережень (понад 150000 зір).
На основі вихідних зоряних каталогів створювали фундаментальну систему координат (ФСК). Слово «фундаментальна» вказує на те, що ця система координат — найточніша з побудованих, первинна. Реалізацією ФСК є так званий фундаментальний каталог. Як же його створювали? У результаті зіставлення складених у різних обсерваторіях каталогів астрономи виявили, що між заданими в цих каталогах величинами для одних і тих же зір є розбіжності. Вони зумовлені особливостями інструментів і методів спостережень та іншими причинами. Тому доцільно із сукупності наявних вихідних каталогів скласти один, найточніший — фундаментальний каталог. Таким чином, фундаментальний каталог — це результат зіставлення й об’єднання багатьох вихідних зоряних каталогів, складених у різних обсерваторіях і в різний час. Для побудови фундаментальних каталогів учені розробляли спеціальні методики, дедалі більше вдосконалюючи їх у зв’язку з підвищенням вимог до точності ФСК. Фундаментальний каталог містить відносно невелику кількість яскравих зір і вважається астрометричним стандартом для певного проміжку часу.
Поряд із побудовою ФСК дуже важливим було завдання уточнити її орієнтацію. Орієнтація системи небесних координат визначається положеннями початків відліку (так званих нуль-пунктів) прямих піднесень і схилень. Схилення світил відраховуються від площини небесного екватора, а прямі піднесення — від точки перетину площин небесного екватора й екліптики. За результатами спостережень одних тільки зір неможливо з потрібною точністю визначити положення початків відліку схилень і прямих піднесень: спостереження зір не дають змоги точно зафіксувати положення небесного екватора, а площина екліптики, в свою чергу, ніяк не пов’язана з розміщенням зір на небесній сфері. Тому орієнтацію ФСК, створеної за спостереженнями зір, уточнювали, обробляючи спостереження Сонця, планет, астероїдів, ШСЗ та використовуючи точні теорії руху цих тіл. Інакше кажучи, ФСК «прив’язували» до динамічної системи координат, яка визначається екватором і рівноденням певної епохи й реалізується теоріями руху тіл Сонячної системи.
ФСК можна вважати досить добрим наближенням до ІСК, оскільки вона задається сукупністю точних положень зір, рівномірно вибраних на небесній сфері, а також сукупністю змін положень зір внаслідок прецесії та власних рухів. Як математичний ідеал ФСК має тільки вікове обертання, спричинене прецесією; щоб перейти від ФСК до ІСК, треба знати точну величину прецесії. Встановлення масштабів відстаней дає змогу перейти до прямокутної інерціальної системи координат у космічному просторі. Таким чином, завдання побудови ІСК описаним вище способом зводиться до створення ФСК та вивчення її руху.
Через помилки прийнятих величин власних рухів зір точність фундаментальних каталогів з часом погіршується; вони все менш точно відтворюють ідеальну систему небесних координат. Тому використовуваний у певний період фундаментальний каталог згодом замінювали наступним. Останнім часом створення нового фундаментального каталога полягало в поліпшенні, уточненні попереднього, тобто у визначенні та врахуванні невеликих поправок до величин, вміщених у наявному фундаментальному каталозі.
Першим фундаментальним каталогом був каталог Бесселя, складений на початку XIX ст. Створюючи його, просто усереднювали положення зір із декількох вихідних каталогів і виводили власні рухи зір. Згодом, виводячи ФСК, враховували вагу кожного окремого каталога й деякі інші величини. Найбільш ранні каталоги, які було використано при побудові перших фундаментальних систем, — це каталоги Брадлея, складені 1755 р. Точність цих каталогів становить 2.4″ (0.16s) для прямих піднесень та 1.3″ для схилень. Більш ранні каталоги не використовувались для виведення ФСК з огляду на їхню низьку точність. У XX ст. астрометричними стандартами послідовно були фундаментальні каталоги серії FК (від німецької назви Fundamental Katalog): FК3, FК4 та FК5. У цей період головне завдання астрометрії полягало в уточненні фундаментальних систем координат, реалізованих згаданими каталогами, та поширенні ФСК на слабкі зорі. Останній з каталогів названої серії, FК5, оснований на більш, ніж 300 зоряних каталогах і містить 4500 зір. Епоха спостережень (середина часового проміжку, охопленого спостереженнями) цього каталога припадає на 1955 р. для прямих піднесень і на 1944 р. для схилень. Основна частина FК5 (в англомовній літературі прийнято термін basic РК5) містить положення й власні рухи 1535 яскравих зір (яскравіших за 7.5m). Їхні положення одержано з точністю 0.03″ для епохи спостережень. Середні похибки власних рухів цих зір становлять 0.0006″ за рік (північна півкуля) та 0.001″ за рік (південна півкуля). Похибки положень та власних рухів решти зір більші. Виявлено також значні регіональні похибки положень зір FК5; величини цих похибок залежать від прямих піднесень та схилень зір і досягають 0.15″. Нуль-пункти прямих піднесень і схилень FК5 визначено на основі обробки тривалих рядів спостережень Сонця, планет, астероїдів, а також спостережень покриттів зір Місяцем. FК5 був астрометричним стандартом упродовж 1984—1997 рр., але для сучасних потреб астрономи його точність вже незадовільна.
МІЖНАРОДНА НЕБЕСНА СИСТЕМА КООРДИНАТ
Тепер завдання побудови високоточної системи координат у космічному просторі розв’язують на ґрунті нових засобів спостережень небесних тіл. У другій половині XX ст. було запропоновано побудувати ФСК нового типу, незалежну від попередніх фундаментальних систем. Для цього передбачалося використати спостереження позагалактичних джерел радіовипромінювання, виконані за допомогою радіоінтерферометрів з наддовгими базами (РНДБ). Метод спостережень з РНДБ — найточніший із сучасних методів астрометричних спостережень. Згодом Міжнародний астрономічний союз (МАС) ухвалив рішення замінити систему небесних координат задану FК5, координатною системою, основаною на положеннях позагалактичних радіоджерел. Фундаментальна перевага вибору цих об’єктів — їхня значна віддаленість від Землі. Завдяки великій відстані позагалактичних радіоджерел від спостерігача величини їхніх власних рухів неістотні, тобто ними можна знехтувати за сучасного рівня точності позиційних спостережень. На XXIII Генеральній асамблеї МАС (серпень, 1997 р., Японія) прийнято для використання з 1 січня 1998 р. Міжнарожну небесну систему координат (МНСК). В англомовній літературі на позначення нової координатної системи вживають терміна International Celestial Reference System (ICRS). МНСК задається складеним 1995 р. каталогом високоточних положень понад 600 компактних позагалактичних радіоджерел, переважну частину яких (58 %) становлять квазари. Ці положення визначено з РНДБ-спостережень, виконаних упродовж 1979—1995 рр. Радіоджерела, що задають МНСК, рівномірно розподілені на небесній сфері в зоні схилень від -86° до +85°. Щоб створити такий каталог, використали майже 1.6 млн спостережень, точність яких вища, ніж 0.001″. Поперечники вибраних об’єктів не перевищують 0.01″, а яскравість їхніх оптичних аналогів становить 17—21m. Червоне зміщення для 52 % цих об’єктів менше від 1, для 32 % опорних радіоджерел воно становить 1—2, для 11 % реперів — 2—3, а для 5 % опорних об’єктів червоне зміщення перевищує 3. У каталозі положення радіоджерел за точністю, та, відповідно, роллю в заданні системи небесних координат, поділяються на три категорії. Положення 212 об’єктів фундаментально задають систему координат (вони задають орієнтацію МНСК); ці положення виміряно із середньою точністю, вищою за 0.0004″. Інші 294 радіоджерела називають кандидатами; точність їхніх положень дещо нижча. В майбутньому, коли буде накопичено та оброблено більше спостережнь цих об’єктів, вони увійдуть до першої категорії реперів МНСК. Положення решти радіоджерел (102 об’єкти) з огляду на ще нижчу точність менш придатні для задання сучасної системи небесних координат. Проте їх теж включили в каталог, щоб збільшити щільність реперів на небесній сфері.
Напрямки осей МНСК зафіксовано з точністю 0.00002″. Оскільки МНСК ґрунтується на положеннях практично точкових об’єктів з дуже малими власними рухами (не більшими ніж 0.00001″ за рік), то вона має високу стабільність. Координатна сітка, яку задає МНСК, не обертається відносно великої частини Всесвіту, що оточує Галактику. У цьому розумінні МНСК можна вважати квазіінерційною. Згідно з рекомендаціями МАС центр нової системи небесних координатзбігається з центром мас Сонячної системи, а осі узгоджуються з осями системи координат, заданої FК5, в межах неточності останньої. Таким чином, початки відліку МНСК та FК5 близькі між собою Це необхідно, щоб забезпечити неперервність попередньої та нової систем координат. Порівнявши систему FК5 та МНСК, астрономи виявили, що перша є неінерціальною відносно значно точнішої нової координатної системи. Щоб установити зв’язок між FК5 і МНСК, використали спостереження галактичних радіозір — об’єктів, що доступні для спостережень як у радіодіапазоні, так і в оптичній ділянці спектра.
Вада МНСК — мала кількість опорних об’єктів: одне радіоджерело на 65 квадратних градусів. Тому науковці планують збільшувати щільність її реперів на небесній сфері. Але збільшення кількості опорних радіоджерел й уточнення положень наявних реперів не призведуть до зміни положень осей МНСК. Адже при цьому виконуватиметься статистична умова, що група нових координат реперів не обертається як ціле відносно попереднього набору координат.
У переважної частини позагалактичних радіоджерел виявлено структуру; вона помітна при точності спостережень, сумірній з 0.001″. Зміна (еволюція) структури цих об’єктів може призвести до появи їхніх власних рухів (переміщень по небесній сфері), якщо спостерігати такі радіоджерела у віддалені моменти часу. Тому, щоб підтримувати стабільність МНСК, треба вивчати ефекти, зумовлені наявністю помітної структури її реперів.
МНСК прийшла на зміну системі небесних координат, яка реалізовувалась FК5. Проте ця заміна має значно глибший зміст, ніж просто заміна однієї координатної системи іншою, точнішою. Як уже відзначалося, попередні системи координат виводились на основі спостережень зір, а положення їхніх нуль-пунктів уточнювались за спостереженнями тіл Сонячної системи. Тому попередні фундаментальні системи ґрунтувались на положеннях зір і переміщенні Землі в просторі. Таким чином, щоб створити єдину високоточну систему небесних координат, астрономи поєднували два підходи: кінематичний і динамічний. Осі так побудованої координатної системи змінювались час від часу, зокрема з появою точніших теорій руху тіл Сонячної системи. Для реалізації ж МНСК, що є астрометричним стандартом у наш час, використано геометричний підхід. В основі його лежить незмінність напрямків на вибрані небесні тіла (в даному випадку — на позагалактичні радіоджерела). Основні напрямки, які задають нову систему небесних координат, зафіксовані в просторі. Вони не залежать від теорій руху тіл Сонячної системи та від означення нуль-пункту прямих піднесень як точки перетину небесного екватора й екліптики. Осі нової координатної системи будуть незмінними в просторі так довго, як напрямки на віддалені позагалактичні джерела — репери МНСК — будуть вважатися незмінними. Нуль-пункти прямих піднесень і схилень нової системи задано умовно. Початок відліку прямих піднесень у МНСК зафіксовано заданням прямого піднесення одного з її реперів, котрий має позначення 3С273В. З побудовою та прийняттям МНСК припинено практику використання довгих серій фундаментальних зоряних каталогів і започатковано нову еру в означенні й реалізації єдиної високоточної системи координат у космічному просторі.
КАТАЛОГ ГІППАРКОС. FК6
МНСК безпосередньо доступна в радіодіапазоні завдяки каталогові положень опорних позагалактичних радіоджерел. Спостерігати репери МНСК можна за допомогою РНДБ на довжинах хвиль 13 см та 3.6 см. Проте ці методи не є широко доступними для користувачів. З огляду на це постала потреба встановити зв’язок МНСК з основними практичними системами небесних координат.
Щоб розв’язати низку наукових і практичних завдань, треба мати систему небесних координат для видимого діапазону електромагнітних хвиль, основану на положеннях зір. Адже зір багато й вони значно доступніші для спостережень, ніж позагалактичні радіоджерела. Тому для широкого використовування МНСК потрібно доповнити її каталогом високоточних положень зір Галактики. Інакше кажучи, астрономи потребують високоточного аналога МНСК в оптичному діапазоні.
За нашого часу найпридатнішим для практичного використання представленням МНСК у видимому діапазоні електромагнітного випромінювання вважають зоряний каталог, складений на основі спостережень з борту ШСЗ ГІППАРКОС (в англомовній літературі HIPPARCOS: абревіатура від HIgh Precision PARallax COllecting Satellite — супутник для визначення високоточних паралаксів). КА ГІППАРКОС — перший інструмент для астрометричних вимірювань у космосі; він працював на орбіті впродовж 1989—1993 рр. За допомогою встановленого на борту цього КА дзеркального телескопа декілька разів було проскановано всю небесну сферу. Таким чином, робота КА ГІППАРКОС започаткувала нову еру в астрометрії — визначення астрометричних параметрів зір (положень, власних рухів і паралаксів) із навколоземної орбіти. У цьому космічному експерименті вперше апробовано високоефективну методику глобальної астрометрії — охоплення всієї небесної сфери спостереженнями з одним інструментом. До того ж, спостереження з борту КА не спотворюються атмосферою й прогином телескопа, спричиненим тяжінням Землі. Завдяки цьому результати спостережень КА ГІППАРКОС дуже точні. За результатами роботи цієї космічної місії складено два каталоги: каталог ГІППАРКОС (КГ) та каталог Тихо (КТ). Перший з них містить параметри 118 тис. зір до 11-ї зоряної величини, точність положень і власних рухів яких становить 0.001″ та 0.001″ за рік, відповідно. До КТ входить 2.5 млн зір, точність положень яких дорівнює 0.009″ для відносно яскравих зір та 0.06″ для слабших зір. Таким чином, як порівняти з традиційними наземними вимірюваннями, за три роки досягнуто майже стократного (!) збільшення точності визначення астрометричних параметрів (положення, власні рухи й паралакси) значної кількості зір. Деякі відомості про результати спостережень цього ШСЗ можна знайти в «Астрономічному календарі 2001» (с. 216). Поєднання в КГ надзвичайно високої точності спостережень і дуже великої кількості спостережуваних зір сприяло тому, що цей каталог визнали найкращим кандидатом на роль нового фундаментального каталога в оптичному діапазоні спектра. Згідно з рішенням XXIII з’їзду МАС каталог ГІППАРКОС представляє МНСК у видимому діапазоні спектра електромагнітних хвиль.
Щоб можна було використовувати систему каталога ГІППАРКОС як фундаментальну для оптичного діапазону, необхідно «прив’язати» її до МНСК. Оскільки КГ містить лише відносно яскраві зорі, то безпосередньо в його системі можна спостерігати тільки одне позагалактичне радіоджерело — 3С273В. Але щоб установити зв’язок між КГ та МНСК прямим методом, потрібно мати спостереження принаймні трьох радіоджерел у системі КГ. Тому астрономи використали низку непрямих методів, основаних на спостереженнях радіозір (об’єктів, які можна спостерігати в обох цих координатних системах), а також на спостереженнях галактик і квазарів. Зусиллями багатьох науковців було встановлено зв’язок КГ з МНСК. Для епохи 1991.25 (середина часового проміжку, охопленого спостереженнями КА ГІППАРКОС) систему КГ «прив’язано» до МНСК із точністю 0.0006″ для положень зір та 0.00025″ за рік для зміни цих положень із часом. Таким чином, система КГ збігається з МНСК у межах похибок вимірювання положень вибраних небегних тіл. Проте з часом через похибки власних рухів зір КГ зв’язок між цими координатними системами погіршуватиметься. Як показують оцінки, розбіжність між системою КГ та МНСК у 2010 р. становитиме аж 0.005″. Тому для підтримки КГ потрібно отримати дані (принаймні з тією ж точністю), наступної космічної місії. Інакше кажучи, необхідно провести повторний космічний експеримент.
Каталог ГІППАРКОС — це високоточний фундаментальний каталог, або, як ще його називають, оптичний «двійник» МНСК. Таким чином, аналог ФСК нового типу (основаної на нерухомих позагалактичних радіоджерелах) в оптичному діапазоні побудовано методами космічної астрометрії. Згідно з оцінками систематичні похибки положень зір у КГ відносно малі й не перевищують 0.001″. Замінивши FК5, КГ задає систему небесних координат у видимому діапазоні електромагнітних хвиль і задаватиме її щонайменше до того часу, аж поки не буде отримано ще точніші спостереження за допомогою наступних космічних місій. Програма ГІППАРКОС — істотний крок уперед у розв’язанні проблеми побудови точних зоряних каталогів.
Каталог ГІППАРКОС містить положення та власні рухи всіх зір, що входять до FК5. Загальна кількість зір у КГ майже в 30 разів перевищує їхню кількість у FК5. Проте КГ не перевершує FК5 всебічно, зокрема для випадку власних рухів так званих астрометрично-подвійних зір — подвійних зір, видимих як одиночні. Рух таких об’єктів нелінійний, а відхилення від лінійного руху називаються космічними помилками. Для зір КГ типова величина космічних помилок досягає 0.002″ за рік, що приблизно втричі перевищує похибки вимірювань власних рухів яскравих зір цього каталога (згадані похибки менші від величини 0.0007″ за рік). Щоб виявити й урахувати космічні помилки, треба використати результати наземних спостережень, проведених упродовж тривалого часу. Адже власні рухи зір у КГ одержано зі спостережень всього за три роки. Науковці вирішили об’єднати дані КГ і дані основної частини FК5. У результаті було створено каталог під назвою FК6, в якому об’єднано результати космічних спостережень зір за 1989—1993 рр. та наземних спостережень за більш ніж 200 років. Основна ціль створення FК6 — дати для вибірки зір положення та власні рухи з найвищою точністю, якої можна досягти за нашого часу. Одержані в результаті об’єднання даних обох каталогів власні рухи астрометрично-подвійних зір у FК6 мають вищу точність, ніж у КГ.
Попередні зоряні фундаментальні каталоги вирішували дві важливі проблеми: задавали фундаментальну систему координат і містили список зір із дуже точними астрометричними параметрами. Тепер для оптичного діапазону перше завдання — створення високоточної системи координат у космічному просторі — розв’язано за допомогою КГ. Другу проблему вирішує FК6: він дає значення астрометричних параметрів великої кількості яскравих зір із вищою, ніж у КГ чи FК5 точністю.
Як відзначалося, FК6 — результат об’єднання астрометричних величин із КГ і ФК5. Заплановано створити ще каталог під назвою FК7 — комбінацію даних КГ і даних кожного з декількох сотень наявних вихідних зоряних каталогів, створених за результатами наземних спостережень. Це дасть змогу легше виявити нелінійні рухи деяких зір.
До МНСК «прив’язано» ще один тип координатних систем, а саме динамічну систему координат. Детально про такі системи небесних координат можна прочитати в «Астрономічному календарі на 1999 р.» (с. 205—213).
ПОШИРЕННЯ МНСК НА ІНФРАЧЕРВОНИЙ ДІАПАЗОН ЕЛЕКТРОМАГНІТНИХ ХВИЛЬ
Як уже зазначалося, в наш час астрономи спостерігають небесні тіла в усіх ділянках спектра електромагнітного випромінювання. Тому єдина система координат у космічному просторі повинна охоплювати всі діапазони спектра електромагнітних хвиль. Тепер намітилась тенденція всехвильового (радіодіапазон, оптичний, інфрачервоний, ультрафіолетовий, рентгенівський діапазони й гамма-діапазон) доступу до опорних об’єктів сучасної небесної системи координат. Вище ми розглянули, що за нашого часу МНСК доступна в радіодіапазоні й оптичній ділянці спектру (завдяки каталогу ГІППАРКОС). Відносно недавно забезпечено можливість використання цієї системи координат і в інфрачервоному діапазоні.
Інфрачервоні пррмені випромінюють планети, зорі, зореподібні об’єкти (серед яких недавно виявлені коричневі карлики), галактики та ін. Земна атмосфера поглинає інфрачервоні хвилі, тому переважна частина випромінювання в цьому діапазоні недоступна для спостережень з поверхні Землі. Зафіксувати інфрачервоне випромінювання небесних тіл можна зі стратостатів, висотних літаків, а також за допомогою встановлених високо в горах телескопів. Робота ШСЗ «IRAC» (1983 р.) започаткувала спостереження позаземних джерел інфрачервоного випромінювання з навколоземної орбіти.
Перший опорний каталог для інфрачервоного діапазону під назвою КПІРСС (CPIRSS: абревіатура від Catalogue of Positions of IRStellar Sources — каталог положень джерел інфрачервоного випромінювання) був складений 1994 р. на основі FК5. Тепер створено нову версію каталога КПІРСС, «прив’язану» до МНСК. Система цього каталога має ієрархічний характер. Перший її рівень містить понад 16000 об’єктів із попередньої версії КПІРСС та з КГ. Другий рівень системи каталога складається з даних для більш ніж 21000 об’єктів, що входили до КПІРСС і не спостерігалися з борту КА ГІППАРКОС.
ПРОЕКТИ АСТРОМЕТРИЧНИХ КОСМІЧНИХ МІСІЙ.
ФАКТОРИ, ЩО ОБМЕЖУЮТЬ ЗБІЛЬШЕННЯ ТОЧНОСТІ СИСТЕМИ НЕБЕСНИХ КООРДИНАТ
Каталог ГІППАРКОС, створений на основі спостережень першого космічного астрометричного експерименту, незважаючи на високу точність його даних, далеко не задовольняє сучасні потреби астрономії в оптичному діапазоні спектра. З одного боку, для наукових завдань потрібно вимірювати кути з точністю в декілька мікросекунд дуги, тобто необхідно ще на два-три порядки підвищити точність вимірювань астрометричних параметрів зір. Із другого боку, зорі КГ досить яскраві, до того ж, щільність зір цього каталога на небесній сфері невисока (всього майже три зорі на один квадратний градус) і недостатня для спостережень із телескопами, які мають малі поля зору. Тому потрібно поширити систему КГ на слабші зорі, а також значно збільшити щільність зір, що задають високоточну систему координат в оптичному діапазоні. Завдання астрометрії на майбутнє — поширення МНСК на мільйони зір.
Науковці сподіваються, що потрібної точності вимірювання астрометричних параметрів зір буде досягнуто реалізацією космічних проектів «ФАМЕ», ЗОДІАК, ДІВА, ГАЙЯ, «РОМЕР», «Ломоносов», СІМ та ін. Спостереження в деяких із них основані на принципах інтерферометра, що при вимірюванні кутів може датиточність, рівну декільком мікросекундам дуги (1 мкс дуги = 0.000001″). Наприклад, проект СІМ (SIM: абревіатура від The Space Interferometry Mission) — це оптичний інтерферометр із базою 10 м; очікувана точність визначення положень становить 1—4 мкс дуги, а точність визначення власних рухів — 2 мкс дуги за рік. Найпотужніший із проектів — ГАЙЯ (GAIA: абревіатура від Global Astrometric Interferometer for Astrophysics — глобальний астрометричний інтерферометр для астрофізичних спостережень). Очікується, що в результаті цієї місії за п’ять років буде одержано положення 100—1000 млн зір до 20-ї зоряної величини з точністю 5—20 мкс дуги. Проте, згідно з оцінками, наукові результати запуску КА ГАЙЯ стануть доступними не раніше 2018 р. А щоб заповнити прогалину у високоточних спостереженнях зір, створено проект ще одного КА під назвою ДІВА (DIVA: абревіатура від Double Interferometer for Vizual Astrometry — подвійний інтерферометр для астрометричних спостережень в оптичному діапазоні). Запуск цього IIIСЗ заплановано орієнтовно на 2004 р., а наукові результати стануть доступними 2008 р. Як показують оцінки, КА ДІВА проспостерігає в 300 разів більше зір, ніж КА ГІППАРКОС, а точність спостережень у 5 разів перевищить точність спостережень першого астрометричного супутника. Для типових зір каталога ГІППАРКОС буде виміряно положення та власні рухи з точністю 0.00015″ та 0.0003″ за рік, відповідно. До того ж, КА ДІВА охопить спостереженнями зорі аж до 15-ї зоряної величини, тобто на декілька зоряних величин слабші, ніж зорі КГ. Результати спостережень із КА ДІВА будуть значним внеском у підтримку й поширення високоточної системи координат у видимому діапазоні спектра. Ще однією із запланованих космічних місій є ЗОДІАК (Зоряний оптичний дугомір-інтерферометр для астрометрії в космосі) — російський проект астрометричного інструмента нового покоління. Очікувана точність одного вимірювання дуги між зорями за допомогою ЗОДІАКу становить 20 мкс.
Таким чином, для запланованих на початок XXI ст. космічних експериментів точність вимірювання кутів у видимому діапазоні досягне, можливо, декількох мікросекунд дуги для досить яскравих зір. Сучасна точність спостережень із РНДБ вже досягла значення 50 мкс дуги. У зв’язку з таким підвищенням точності вимірювання астрометричних параметрів світил стає актуальним завдання вивчити принципові обмеження її збільшення, а отже, й обмеження точності побудови ІСК у космічному просторі. Розглянемо деякі явища, котрі зумовлюють таке обмеження.
Електромагнітні хвилі на своєму шляху до спостерігача зазнають гравітаційного впливу масивних тіл. Це призводить до викривлення траєкторії променя світла. Гравітаційна дія зореподібних об’єктів Галактики спричинює появу двох ефектів: мікролінзування та випадкової гравітаційної «рефракції». Внаслідок першого ефекту утворюється два зображення спостережуваного тіла на відстані, сумірній з 0.001″. Через ефект мікролінзування виміряні положення переважної частини опорних радіоджерел (реперів МНСК) відрізняються від істинних. Це призводить до непередбаченого й змінного в часі обертання сітки небесних координат, а величина повороту досягає декількох мікросекунд дуги. Величина повороту небесної системи координат і швидкість її обертання є випадковими величинами, які залежать від розміщення й швидкості гравітаційних лінз (зір Галактики) відносно реперів МНСК. Тому через ефект мікролінзування небесну систему координат, задану положеннями позагалактичних радіоджерел, можна вважати інерціальною тільки до мікросекундного рівня точності. Побудувати ж ІСК із вищою точністю методами радіоінтерферометрії неможливо.
Розглянемо, чим спричинений ефект випадкової гравітаційної «рефракції». Крім регулярного руху навколо центра Галактики, її зорі мають ще пекулярні (індивідуальні) рухи в міжзоряному просторі. Гравітаційне поле Галактики в середньому стаціонарне, але рухи зір призводять до його локальної нестаціонарності. Оскільки гравітаційна дія масивних тіл викривляє траєкторію промен світла, то траєкторія променя, який поширюється в Галактиці від спостережуваного об’єкта до спостерігача, теж нестаціонарна. Через це видиме положення світила на небесній сфері флюктуює та не збігається з його істинним положенням. Інакше кажучи, світло поширюється в нестаціонарному просторі-часі, а це спричинює відмінність видимого й істинного положень спостережуваного об’єкта на небесній сфері. Середньоквадратична величина флюктуацій видимого положення — це деяке принципове обмеження для визначення положень світил і, отже, побудови фундаментальних каталогів. Величина розглянутого ефекту може досягати десятків мікросекунд дуги. Отже, радіоінтерферометрія вже наблизилась до точності спостережень, яка допускається нестаціонарністю гравітаційних полів Галактики. Ефект випадкової гравітаційної «рефракції» може бути істотним при побудові фундаментальних каталогів наступного покоління.
ЗАМІСТЬ ПІСЛЯМОВИ
Узагальнюючи сказане, ще раз зазначимо, що до кінця XX ст. для побудови точної системи координат у космічному просторі використовувались оптичні спостереження зір, виконані з поверхні Землі. Сучасна високоточна система небесних координат (МНСК) ґрунтується на високоточних положеннях позагалактичних радіоджерел, виведених із спостережень із РНДБ. Завдяки цьому її ще називають радіоінтерферометричною. За нашого часу МНСК прийнята як астрометричний стандарт, її аналогом у видимому діапазоні спектра є каталог ГІППАРКОС, оснований на космічних спостереженнях понад 100000 зір Галактики. МНСК поширена й на інфрачервоний діапазон електромагнітних хвиль.
Наземна радіоінтерферометрія вичерпала можливості як підвищення точності астрометричних спостережень, так і збільшення кількості доступних для спостережень об’єктів. Точність наземних астрометричних спостережень в оптичному діапазоні досягла рівня, який обмежений впливом земної атмосфери. Єдина альтернатива підвищення точності астрометричних спостережень, а отже, і точності майбутніх систем небесних координат — спостереження з космічних апаратів. У наш час космічна астрометрія стала самостійним і провідним напрямом астрометрії. Науковці передбачають, що фундаментальні каталоги наступного покоління будуть основані на спостереженнях з борту астрометричних ШСЗ.
Безмежний простір. В ньому — тишина
І лет стрімкий галактик та зірок.
Людей невпинно вабить пізнання,
Нелегко їм дається кожен крок.
Джерело: Астрономічний календар 2002, с. 196—206
