Komerční prezentace
Registrace uživatele

Přihlašte se k odběru informací, novinek, získejte přístup do diskuzního fóra.

Vesmír č. 10
Vesmír č. 10
Toto číslo vychází
2. 10. 2017
Novinky
Zdarma jedno celé číslo Vesmíru v pdf.
• Říjnové číslo Vesmíru
reklama

Hipparcos

Astrometrická družice, která posunula naše znalosti o vesmíru
Publikováno: Vesmír 77, 550, 1998/10

Astrometrie, zabývající se především měřením poloh nebeských těles, patří k nejstarším astronomickým oborům. Jejím základním úkolem bylo sestrojit opěrnou inerciální soustavu, která by umožnila popisovat polohy a pohyby nebeských těles. Taková soustava je dána souřadnicemi (popřípadě i relativními pohyby) vzdálených objektů ve vesmíru – hvězdných katalogů – pozorovatelných prostředky té které doby.

K nejstarším patří hvězdný katalog starořeckého astronoma Hipparcha z druhého století před Kristem, obsahující ekliptikální souřadnice 850 jasných hvězd. Známým se stal především zásluhou Ptolemaiova díla Almagest. Přesnost takových katalogů závisela na použitých pozorovacích technikách – první katalogy vznikaly z pozorování prostým okem, k němuž se později přidaly dělené kruhy s průzory a ještě mnohem později (počátkem 17. století) dalekohled. Přesnost měření poloh hvězd tak postupně vzrostla z několika obloukových minut až na desetinu vteřiny. Zvyšující se přesnost pozorování přirozeně umožnila pokrok v poznávání vesmíru a jeho zákonitostí; rozdíly mezi teoretickým modelem a měřením vedly ke zpřesnění teorie.

Astrometrická pozorování vedla k objevu precese, k níž se přidaly Keplerovy zákony pohybu planet (počátkem 17. století) a odtud plynoucí Newtonův zákon gravitace, objev konečné rychlosti světla (v 17. stol.), objev nutace a aberace světla (v 18. stol.), roční paralaxy hvězd (na počátku 19. stol.), pohyby zemských pólů (koncem 19. století), nepravidelnosti rychlosti rotace Země (ve 20. století).

Přesnost astrometrických pozorování, prováděných donedávna pozemskými přístroji, není ovšem limitována pouze možnostmi přístrojů samotných, ale i atmosférou, jíž k přístrojům světlo přichází a ohýbá se v ní (astronomická refrakce). Tak vznikají problémy s modelováním velikosti tohoto vlivu, navíc dochází k turbulenci (nepravidelnému proudění), kterou modelovat nelze. Dalším omezením je zemská gravitace, která působí mechanické deformace, zejména u velkých a těžkých dalekohledů. Pozemským pozorováním nelze už nepřesnosti astrometrických katalogů snížit a jedinou možností je přenést přístroje do beztížného prostoru mimo atmosféru.

Tato myšlenka není nová; poprvé ji vyslovil r. 1967 francouzský astronom P. Lacroute na XIII. valném zasedání Mezinárodní astronomické unie v Praze. Uplynulo však víc než 10 let vytrvalé práce, než Evropská kosmická agentura (ESA) připravila a schválila odpovídající projekt. Další desetiletí trvala konstrukce speciální astrometrické družice Hipparcos (High Precision Parallax Collecting Satellite), jejíž název připomíná řeckého astronoma Hipparcha. Vypuštěna byla r. 1989.

Družici vypustila francouzská raketa Ariane 4 z Kourou v srpnu 1989 a uvedla ji na předběžnou (velice eliptickou) dráhu o periodě 10,5 hod. Potom však nastaly vážné potíže, neboť se při průchodu apogeem nepodařilo zažehnout motor, který měl zvětšit výšku perigea z 200 km na 36 000 km a změnit tak dráhu na definitivní geostacionární. Očekávalo se podstatné zkrácení životnosti družice (z plánovaných 2,5 roku na pouhých 6 měsíců) kvůli tření v atmosféře při průletu perigeem. S tím pak by souvisela výrazně nižší přesnost změřených poloh a nebylo by možné určit paralaxu ani vlastní pohyby hvězd. Během následujících měsíců se však podařilo dráhu družice poněkud upravit stabilizačními motorky – výška perigea se z původních 200 km zvýšila na 560 km, čímž se odstranilo nebezpečí rychlého zániku družice v atmosféře. Původně byla naplánována geostacionární dráha (kruhová, o výšce zhruba 36 000 kilometrů nad zemským povrchem, o periodě 24 hodin), počítalo se tedy předem s jedinou pozemskou stanicí pro příjem dat (v Německu). I po provedené korekci se však družice pohybovala po velice protáhlé eliptické dráze s periodou 10 hodin 40 minut, a proto bylo nutné počet přijímacích středisek zvýšit o další tři (v Austrálii, Francouzské Guyaně a USA). Potom již mise probíhala vcelku hladce. Životnost družice byla nakonec delší, než se plánovalo; poslední data byla přijata v březnu 1993 a celkem se podařilo nashromáždit 37 měsíců nepřetržitého pozorování. Vedlo to k podstatnému zvýšení přesnosti výsledného katalogu.

Vstupní katalog
Práce na přípravě pozorovacího programu začaly dlouho před vypuštěním družice. Tímto úkolem bylo pověřeno mezinárodní konsorcium pod názvem INCA (Input Catalogue). Výběr objektů se řídil nejen jejich zajímavostí z astrofyzikálního hlediska, ale též rovnoměrností jejich rozložení na nebeské sféře a zastoupením hvězd až do hvězdné velikosti 7–8. Z původně navržených 214 000 hvězd jich nakonec bylo vybráno necelých 120 000. Z nich je zhruba 52 000 základních jasných hvězd (tj. téměř všechny do velikosti 7,3–7,9 v rovině Galaxie a do velikosti až 9 poblíž galaktických pólů). Zbývajících 66 000 bylo vybráno s ohledem jednak na technické možnosti satelitu (nebylo možné pozorovat objekty slabší než 12. velikosti), jednak na jejich důležitost pro navrhované projekty z různých oblastí astronomie.

Výsledkem byl vstupní katalog obsahující 118 209 hvězd, většinou z naší Galaxie. Program dále obsahoval jeden kvazar, 48 planetek a tři družice planet sluneční soustavy (Europu, Titan, Japetus). Protože kontrola řízení družice během pozorování vyžadovala co nejpřesnější podklady, vznikl tak v té době snad nejpřesnější astrometrický a fotometrický katalog, pro jehož sestavení byly použity všechny dostupné podklady, a navíc vykonána řada dodatečných pozemských pozorování.

Odvození katalogů Hipparcos a Tycho z pozorování
V zájmu větší spolehlivosti byly veškeré výpočty pro odvození katalogu Hipparcos prováděny nezávisle dvěma mezinárodními skupinami, s centry ve Francii a Švédsku. Obě skupiny používaly společnou strategii, avšak detailní postup a veškerý software byly vypracovány nezávisle. Družice vysílala na Zemi výstupy ze dvou detektorů (ve formě počtu registrovaných fotonů) – výstup z SM sloužil prvotně k určení orientace hlavní kružnice, výstup z IDT pak k vlastnímu měření úhlů mezi hvězdami procházejícími oběma zornými poli dalekohledu. Měření samo je tedy „jednorozměrné“; určují se pouze souřadnice podél okamžité hlavní kružnice, dané rotací satelitu. Při vyhodnocování se nejprve určily souřadnice všech hvězd pozorovaných na této kružnici (z několika bezprostředně po sobě následujících otáček družice), od libovolně zvoleného počátku. V dalším kroku pak následovala tzv. rekonstituce sféry, při které se nejprve určily neznámé posuny jednotlivých počátků, a pak se jednotlivé hlavní kružnice (v různých epochách různě orientované) kombinovaly navzájem. Přitom se pro každou hvězdu určovalo celkem pět astrometrických parametrů – dvě souřadnice pro střední epochu 1991,25, 1) dvě složky jejího vlastního pohybu (lineární změna polohy v čase) a paralaxa. Celý proces se několikrát opakoval (viz obrázek).

Nezávisle na astrometrickém řešení zároveň probíhalo širokopásmové fotometrické vyhodnocení, sloužící k určení hvězdných velikostí pozorovaných hvězd, popřípadě jejich změn s časem. Orientace i rotace hvězdného katalogu odvozeného pouze z družicových pozorování je ovšem zcela libovolná. V současné době je nebeská souřadnicová soustava definována (usnesením Mezinárodní astronomické unie) přijatými hodnotami souřadnic vybraných extragalaktických objektů. Aby byl katalog Hipparcos definován v téže soustavě, bylo nutné určit orientaci katalogu a její časovou změnu dodatečně – satelit nemá možnost detegovat polohu zemského rovníku či ekliptiky na nebeské sféře ani pozorovat extragalaktické objekty. Tímto úkolem bylo pověřeno jedenáct týmů (jeden z nich vedl autor článku). K orientaci katalogu byla použita většinou pozemská pozorování, buďto současné pozorování hvězd a jim úhlově blízkých mimogalaktických objektů v optické oblasti, nebo současné pozorování radiových hvězd a kvazarů v radiové oblasti. 2)

Pro odvození katalogu Tycho (na počest Tychona Brahe) sloužil pouze výstup z mapovacího zařízení (SM). S tímto programem se v původním projektu vůbec nepočítalo, byl zařazen až poněkud později, jako vedlejší výstup. Pro pozorovací program sloužil Tycho Input Catalogue zhruba o 3 milionech hvězd, z nichž bylo nakonec pozorováno jen něco málo přes milion. Díky šikmým štěrbinám mapovacího zařízení bylo možné užít jednodušší postup odvození nežli u katalogu Hipparcos – z jeho výstupu se daly přímo odvodit dvě souřadnice (ovšem s daleko nižší přesností). Fotometrie se prováděla ve dvou barvách spektra. Zpracováním se zabývala mezinárodní skupina s centrem v Dánsku. Katalog Tycho představuje téměř úplný přehled oblohy do magnitudy 10,5, limitní magnituda je 11,5.

Projekt nakonec skončil úspěšně, s mnohem lepšími výsledky, než se plánovalo. Výsledná přesnost katalogu Hipparcos je v průměru okolo 0,001 vteřin, a to v poloze, ročním vlastním pohybu i paralaxe. Přesnost katalogu Tycho je výrazně nižší – pro všechny hvězdy činí v průměru 0,025 vteřiny, pro jasnější hvězdy (do magnitudy 9,0) 0,007 vteřiny.

Co Hipparcos přinesl?
Katalog byl dokončen r. 1996 a astronomické veřejnosti představen v květnu 1997. V mezidobí měli přístup k datům pouze tvůrci katalogu a navrhovatelé jednotlivých projektů. Kromě základního významu v astronomii, astrometrii a nebeské mechanice poskytuje katalog materiál pro studium fyziky hvězd a galaxií či pro kosmologii (určování kosmických vzdáleností a stáří vesmíru).

Již v průběhu vyhodnocování dat byla objevena řada neznámých dvojhvězd, popřípadě násobných systémů; katalog jich obsahuje zhruba 24 000. Dále byly zjištěny fotometrické křivky téměř 12 000 proměnných hvězd, s jasnostmi určenými většinou ve více než 100 různých epochách. Magnitudy hvězd byly změřeny s relativní přesností okolo 0,2 %.

Podstatně se zlepšila naše znalost vzdáleností hvězd. Zatímco dříve jsme tyto vzdálenosti znali přesněji než na 5 % pouze u stovky hvězd, Hipparcos tento počet zvýšil na 7000; s přesností lepší než 10 % nyní známe vzdálenosti více než 20 000 hvězd a přesněji než na 20 % jich známe téměř 50 000. S větší či menší přesností máme nyní změřeny vzdálenosti hvězd do 500 světelných let. Díky tomu se podařilo pořídit mnohem přesnější Hertzsprung-Russelův diagram, který udává závislost mezi absolutními magnitudami hvězd a jejich barevnými indexy. Například z analýzy paralax Cefeid vyplynulo, že doposud odhadované vzdálenosti ve vesmíru by se měly zvětšit o 8–10 %, z čehož zase plyne nový odhad stáří kulových hvězdokup naší Galaxie: okolo 11 miliard let. Tím se zmírňuje dosavadní rozpor mezi odhadovaným stářím vesmíru jako celku a stářím těchto jeho předpokládaně nejstarších objektů.

Hipparcos posunul přesnost astrometrických informací o dva řády ve srovnání s pozemskými pozorováními. Poměrně krátké trvání jeho mise však vedlo k tomu, že přesnost vypočítaných poloh jednotlivých hvězd rychle klesá – například při zpětné extrapolaci na počátek století je již přesnost poloh srovnatelná s nejlepšími „pozemskými“ katalogy, nebo dokonce horší. Problematické jsou v tomto směru zejména dvojhvězdy, jejichž orbitální elementy se zatím jen velice obtížně odlišují od vlastních pohybů. Proto se plánují další astrometrické družice s mikrovteřinovou přesností (německý projekt DIVA, evropský GAIA, americký SIM či japonský LIGHT), vesměs založené na interferometrii v optické oblasti.

SLOVNÍČEK

aberace – zdánlivá změna polohy nebeského tělesa v důsledku pohybu Země kolem Slunce a konečné rychlosti světla s amplitudou ±20,47"

astronomická refrakce – zdánlivá změna polohy nebeského tělesa (jeho úhlové vzdálenosti od nadhlavníku), působená lomem světla v ovzduší; závisí na hustotě atmosféry, největší je u obzoru, kde její průměrná hodnota činí +35'

ekliptika – rovina oběhu Země kolem Slunce

nutace – periodické kolísání zemské osy, překládající se přes precesní pohyb, s periodou 18,7 roku a amplitudou ±9,21", působené stáčením roviny dráhy Měsíce

paralaxa – úhel, o který se poloha pozorovaného (nebeského) tělesa zdánlivě posune, když se pozorovatel přemístí z jednoho konce základny měření na druhý; zároveň je roven úhlu, který svírají přímky vedené z daného tělesa ke koncovým bodům pozorovací základny

roční paralaxa – paralaxa při pozorovací základně o délce rovné poloměru dráhy Země kolem Slunce (1 astronomická jednotka); je mírou vzdálenosti hvězd; je-li vyjádřena v obloukových vteřinách, pak její převrácená hodnota udává vzdálenost hvězdy v parsecích (1 pc = 3,262 světelného roku)

precese – dlouhoperiodický pohyb zemské osy, působený gravitačním vlivem Slunce a Měsíce, při němž zemská osa opíše za 25 700 let povrchovou plochu kužele o vrcholovém úhlu rovném dvojnásobku sklonu zemského rovníku k ekliptice (2 × 27,45°) a jehož osa míří k pólu ekliptiky; způsobuje posun jarního bodu k západu oproti hvězdám; byl znám již Hipparchovi

Obrázky

Poznámky

1) Okamžik, pro který jsou přepočítány souřadnice hvězd; 1991,25 přibližně odpovídá konci prvního čtvrtletí roku 1991.
2) Pozn. red.: Tým vedený J. Vondrákem použil metodu nepřímou, pomocí rotující Země coby prostředníka. Její orientace byla monitorována vůči extragalaktické soustavě rádiovou interferometrií z velmi dlouhých základen a zároveň vůči předběžně orientovanému katalogu Hipparcos metodami optické astrometrie. Z rozdílů se pak určila vzájemná orientace obou souřadnicových soustav.

Technické řešení družice Hipparcos

Zvolen byl koncept rotující družice, s osou rotace kolmou ke dvěma optickým osám rozdvojeného Schmidtova dalekohledu o ohniskové vzdálenosti 140 cm. Osy svíraly konstantní úhel zhruba 58° (viz obrázek). Rozdvojení optické osy bylo dosaženo dvěma zkříženými, vzájemně stmelenými zrcadly před hlavním zrcadlem dalekohledu, která odrážela světlo ze dvou různých směrů do směru jeho optické osy. Dva odražené paprsky (optické osy) během rotace družice opsaly na nebeské sféře jednou za 2 hodiny a 8 minut hlavní kružnici, takže každá hvězda nacházející se poblíž této kružnice prošla zorným polem dalekohledu během jedné otočky dvakrát (s odstupem zhruba 20 min.). Aby pozorování nerušilo sluneční světlo, svírala osa rotace družice od směru ke Slunci neustále úhel 43°. Tato strategie byla zvolena také proto, aby sklon hlavní kružnice, opisované optickými osami, k ekliptice byl co nejmenší (vliv paralaxy se nejvíce projevuje právě ve směru ekliptiky). Aby se mohla postupně pozorovat celá obloha, vykonávala osa rotace družice navíc velmi pomalý precesní pohyb po plášti kužele kolem směru ke Slunci, jednou za 57 dní. Společně se Zemí pak družice obíhala kolem Slunce jednou za rok (viz obrázek). Tímto způsobem byl dosažen též určitý překryv při postupném snímání oblohy; každá hvězda byla pozorována řádově stokrát, v různých směrech a různých kombinacích s ostatními hvězdami. Udržování správné orientace družice a její osy rotace zajišťovalo šest stabilizačních motorků trysek, z nichž se vypouštěl stlačený dusík.

V ohniskové rovině dalekohledu byla umístěna mřížka o rozměrech 22 × 22 mm s téměř třemi tisíci uzounkými štěrbinami (kolmými ke směru snímání), které modulovaly světlo z obou zorných polí. Za mřížkou byl speciální detektor (image dissector, IDT) mnohem menších rozměrů než mřížka, který bylo možno za mřížkou posouvat a vybírat tak světlo pouze z velmi malé části zorného pole (o úhlu zhruba 30 vteřin), tedy pouze od hvězd zařazených do pozorovacího programu. Výstup z detektoru IDT pak byl vysílán na Zemi k astrometrickému a fotometrickému vyhodnocení. Kromě toho byly vedle hlavní mřížky v ohniskové rovině umístěny dva star mappery (SM), což byly čtyři vertikální a čtyři šikmé štěrbiny ve tvaru písmene V. Ty sloužily jednak ke kontrole orientace družice, jednak k sestavení druhého (méně přesného, ale počtem hvězd obsažnějšího) katalogu, nazvaného Tycho.

Soubory

Článek ve formátu PDF: 1998_V550-552.pdf (90 kB)

Diskuse

Žádné příspěvky