Вікіпедія

Міжнародна небесна система координат: відмінності між версіями

Інтерактивний перегляд історії
[неперевірена версія][неперевірена версія]
← Попереднє редагуванняНаступне редагування →
Вилучено вміст Додано вміст
ВізуальнийВікірозмітка
Доповнення
доповнення
Рядок 4:
* Початком координат є [[барицентр]] [[Сонячна система|Сонячної системи]]
* Система максимально наближена до [[інерційна система відліку|інерційної]], її вісі зафіксовано у просторі відносно надвіддаленіших об'єктів Всесвіту
* Координати IRCSICRS приблизно такі ж, як [[екваторіальна система координат|екваторіальні]]:
**головний полюс [[епоха (астрономія)|епохи]] [[J2000]] лежить на 17,3 ± 0,2 мілісекунд дуги у напрямку 12<sup>h</sup> та на 5,1 ± 0,2 мілісекунд дуги у напрямку 18<sup>h</sup>
**точка [[рівнодення]] [[епоха (астрономія)|епохи]] J2000.0 сзунута від ''точки відліку прямих сходжень ICRS'' на 78±10 мілісекунд дуги (у напрямку обертання земної осі).
Рядок 10:
Таким чином координати у цій системі не залежатимуть від обертання Землі навколо власної осі, від річного обертання Землі навколо Сонця та від [[прецесія|прецесії]] і [[нутація|нутації]] земної осі.
 
Створення системи пов'язано із необхідністю збільшення точності астрономічних спостережень (до 0,05001").
 
== Історія ==
Важливо розрізняти ''систему координат'' ({{lang-en|Reference System}}) та ''опорну систему координат'' ({{lang-en|Reference Frame}}). ▼
В [[екваторіальна система координат|екваторіальній системі небесних координат координат]], основною площиною є [[небесний екватор]] - проекція земного [[екватор]]а на [[небесна сфера|небесну сферу]]. Ця система відліку визначається розташуванням осі обертання Землі. Координати [[зорі|зір]] у цій системі не залежать від добового обертання Землі навколо своєї осі і залишаються практично незмінними.
 
Проте як помітив ще [[Гіппарх]]у ([[II ст. до н. е.]]), екваторіальні координати із часом зазнають повільних поступових змін. Відповідне явище отримало назву [[прецесія|прецесії]] (випередження рівнодення). За сучасними даними величина таких змін становить близько 50" на рік, що менше роздільної здатності людського ока (близько 1'). Проте різниця накопичується і протягом десятиріч стає добре помітною. Для врахування цього явища під час аналізу астрономи започаткували поняття [[епоха (астрономія)|'''епохи спостережень''']].
 
у [[18 сторіччя|18 сторіччі]] англійський астроном [[Джеймс Бредлі]] відкрив явища '''[[аберація світла|аберації світла]]''' та '''[[нутація|нутації]] земної осі''', що викликають невеликі (близько 20") періодичні зміни кординат на небесній сфері.
 
Майже одночасно з Бредлі його співвітчизник [[Едмунд Галлей]] звернув увагу на зміни розташування на небосхилі кількох якравих зір порівняно з каталогом Птолемея-Гіппарха, від часу складання якого тоді минуло півтори тисячі років. Наприклад, найяскравіша зірка земного неба — [[Сіріус]] — зсунулася майже на півтора діаметра Місяця на південь відносно сусідніх зір, а найяскравіша зірка північного неба — [[Арктур]] - на два діаметри. Такі відхилення не можна було пояснити помилками каталога Птолемея, які не перевищували чверті діаметра Місяця. Невдовзі відповідні зміни у розташуванні зір було підтверджено безпосередньо вимірами. Так було відкрито '''[[власний рух]]''' «непорушних» зір.
 
У 19 сторіччі [[Фрідріх Вільгельм Бессель]] вперше визначив [[паралакс]] об'єкта, що знаходиться поза межами [[Сонячна система|Сонячної системи]]. Це була зірка [[61 Лебідь]], її паралакс становив близько 0,3". У подальшому було визначено паралакси інших зір, всі вони не перевищували 1". Проте для більшості зір паралакси знаходилися поза межою похибок вимірювання:
<!--
Всі ці відкриття знаходили пояснення у [[геліоцентризм|геліоцентричній системі світу]] [[Коперник]]а та слугували ілюстрацією її правильності. Зміна координат внаслідок прецесії та нутації, зумовлена складним рухом земної осі, а прояви аберації світла та річного паралаксу обумовлені обертанням Землі навколо Сонця. Слід зауважити, що ці фактори свідчать про [[інерційна система відліку|неінерційність системи відліку]], яка пов'язана із Землею. Однак неінерційність такої системи відліку не створювала астрономам особливих проблем у спостереженнях, оскільки розрахувати відповідні поправки вони могли, але
-->
[[дифракція]] та вплив атмосфери (зокрема [[рефракція]] та [[мерехтіння]]) накладали принципові обмеження на підвищення точності вимірів на рівні 0,1" (десята частка [[кутова секунда|кутової секунди]]).
Незважаючи на тріумф геліоцентричної системи світу, астрономи 20-го сторіччя здебільшого користувалися ''екваторіальною системою небесних координат'', яка фактично залишалася ''геоцентричною''.
 
Ситуація принципово змінилася у другій половині 20-го сторіччя.
Спочатку було розроблено методи радіоінтерферометрії із наддовгими базами, що дозволило подолати принципові обмеження дифракції та досягти небаченої раніше точності у 0,01" (сота частка кутової секунди).
 
Водночас із розвитком космонавтики з'явилася можливість уникнути впливу атмосфери.
 
У астрономів виникла можливість значно підвищити точність визначення паралаксів та власних рухів віддалених об'єктів, але постала проблема виокремити їх на фоні постійних змін власне координатної системи.
 
Міжнародний астрономічний союз розпочав відповідну роботу зі створення системи 1991 року.
 
== Реалізації системи ==
▲ВажливоВ розрізняти[[астрометрія|астрометрії]] розрізняють ''систему координат'' взагалі ({{lang-en|Reference System}}) та ''опорну систему координат'' ({{lang-en|Reference Frame}}).
 
Проблеми полягають в тому, що:
* основні точки та площини системи координат (головний полюс, екватор, точка відліку прямих сходжень на екваторі) на небі ніяким чином не позначено. Отже, для практичного використання системи потрібно обрати на небосхилі деяку кількість опорних точок, визначити та зафіксувати їх координати.
* більшість сучасних астрономічних спостережень здійснюються за допомогою приладів, поле зору яких обмежено. Бажано, щоб опорні точки знаходилися у полі зору будь-якого астрономічного інструменту. Отже вони мають рівномірно і досить щільно вкривати все небо.
* сучасна [[астрономія]] здійснює спостереження не лише у видимому світлі, а й у інших діапазонах електромагнітних хвиль (у радіохвилях, [[інфрачервоне випромінювання|інфрачервоному]], [[Ультрафіолетове випромінювання|ультрафіолетовому]], [[Рентгенівське випромінювання|рентгенівських]] та [[Гамма-промені|гамма-променях]]). Опорна координатна система має бути створена у кожному з діапазонів.
 
'''Система координат''' - це визначення початку відліку, фундаментальних площин (або вісей), констант, а також моделей та алгоритмів, що використовуються для перетворення між даними спостережень та координатними даними.
 
'''Опорна координатна система''' складається з набору визначених на небі точок разом із їх координатами, що слугують практичною реалізацією системи координат.
{{перекладаю}}
 
Міжнародна небесна система координат реалізована у вигляді двох ''опорних координатних систем'':
*[[ICRF]]&nbsp;— опорна система координат у радіодіапазоні, створена на основі вимірів 212 позагалактичних джерел випромінювання (здебільшого [[квазар]]ів);
<!-- The 1991 IAU recommendation stipulates that as long as the relationship
*[[HCRF]]&nbsp;— опорна система координат у оптичному діапазоні, створена на основі каталога [[Hipparcos]].▼
between the optical and extragalactic radio frame is not sufficiently accurately
determined, the FK5 catalog will be considered as a provisional
realization of the celestial reference system. In 1997, the IAU decided
that this condition was fulfilled by the Hipparcos Catalogue -->
▲*[[HCRF]]&nbsp;— опорна система координат у оптичному діапазоні, створена на основі каталога [[Hipparcos]]. Вона розширює та поліпшує систему [[J2000]] ([[FK5]]) зберігаючи її загальну орієнтацію, але без її похибок.
 
== Джерела ==
Рядок 26 ⟶ 62:
* [http://www.mao.nikolaev.ua/PDF/mao_ext_screen.pdf Розширення і зв'язок опорних кординатних систем з використанням наземних ПЗЗ засобів спостережень] Міжнародна наукова конференція — Миколаїв: Атол. — 2001. — 372c., іл. ISBN 966-7726-33-9 {{ref-en}} {{ref-uk}} {{ref-ru}}
* [http://aa.usno.navy.mil/faq/docs/ICRS_doc.php IRCS Narrative] {{ref-en}}
* {{Cite web
| url = http://www.iers.org/nn_11216/SharedDocs/Publikationen/EN/IERS/Publications/tn/TechnNote32/tn32,templateId=raw,property=publicationFile.pdf/tn32.pdf
| title = IERS Conventions (2003)
| accessdate = 2010-05-05
| author = Dennis D. McCarthy and G´erard Petit (eds.)
| date =
| year = 2004
| month =
| format =
| work =
| publisher = International Earth Rotation and Reference Systems Service (Central Bureau)
| pages =
| language = англійською
}}
 
{{astronomy-stub}}
Отримано з https://uk.wikipedia.org/wiki/Міжнародна_небесна_система_координат