Хипаркос

Хипаркос (''Hipparcos'') — научен сателит на Европската вселенска агенција (ESA) кој работел од 1989 до 1993 г. Бил првиот вселенски опит посветен на темелна астрометрија, со цел да направи точни мерења на положбите на небесните тела. Со ова, уредите ги овозможиле првите точни мерења на вистинска сјајност (наспроти помалку уточнетата привиден сјај), сопствено движење и паралаксата на ѕвездите, а со тоа и поусовршени пресметки на нивната оддалеченост и тангентна брзина. Здружени со измерената радијална брзина по пат на спектроскопија, астрофизичарите конечно успеале да ги измерат сите шест величини потребни за да се утврди движењето на ѕвездите. Од овој во 1997 г. потфат произлегол високоуточнетиот каталогот „Хипаркос“ (''Hipparcos Catalogue''), кој со голема точност опфаќа 118.200 ѕвезди. Истовремено е објавен и каталогот „Тихо“ (''Tycho Catalogue'') со пониска уточнетост, но со опфат од преку милион ѕвезди; во 2000 г. е издадена преработената верзија „Тихо-2“ (''Tycho-2'') со 2,5 милиони ѕвезди. Во 2013 г. е пуштена мисијата „Гаја“, чија улога е да го дополни „Хипаркос“.
Зборот „Хипаркос“ го претстаува акронимот HIPPARCOS, од англискиот назив ''HIgh Precision PARallax COllecting Satellite'' („Високопрецизен паралаксен собирачки сателит“), но воедно и по старогрчкиот научник Хипарх од Никеја, познат како основоположник на тригонометријата и откривач на прецесијата на рамнодениците (поради Земјиното нишање на нејзината оска).
1 Замисла
Во втората половина на XX век, точното мерење на ѕвездените положби од земското тло почнало да се соочува со несовладливи пречки во подобрувањето на прецизноста, особено во шиокоаголните мерења и систематските прилики. Најочигледен извор на проблеми била Земјината атмосфера, но дополнителни потешкотии предизвикувале оптичките усложнувања, топлински и гравитациски пореметувања во инструментите, како и неможноста да се види целото небо. Затоа, предложено е мерењата да се вршат од вселената, првпат формално изложено во 1967 г.
Идејата за таков телескоп првично бил предложена од француската вселенска агенција CNES, но се сметало за пресложен и прескап потфат за една земја. Во 1980 г. замислата е прифатена од Европската вселенска агенција, по долго проучување и лобирање. Основниот поттик бил да се одредат физичките својства на ѕвездите со мерење на нивните растојанија и движења, давајќи им емпириска основа на теоретските изучувања на структурата, развојот и кинематиката на ѕвездите и галаксиите. Ова требало да се постигне со утврдување на положбите, паралаксите и годишните сопствени движења на околу 100.000 ѕвезди со дотогаш невидена точност до 0,002 лс — што во практика било двојно надминато.
2 Сателит и опрема
Вселенското летало носело еден сеодразувачки Шмитов телескоп чиј отворил бил со пречник од 29 см. Посебно здружувачко огледало ги напластувало двете видни полиња (на растојание од 58°) во една жаришна рамнина. Овој состав бил сочинет од две огледала навалени во спротивни насоки, секое заземајќи половина од правоаголната влезна зеница и овозможувал вињетирано видно поле од приближно 1° × 1°. Телескопот користел систем од решетки на жаришната површина, составено од 2.688 наизменични проѕирни и непроѕирни појаси, со период од 1.208 лс (8,2 микрометри). Зад решетката стоела сликоразглобувачка цевка (сетилник од светлоумножувачки тип) со чувствително видно поле со пречник од 38 лс кој ја претворал модулираната светлина во низа од фотонски одбројувања (при честота на примерочење од 1.200 херци) од која се изведувала фазата на сета пулсна низа на ѕвезената светлина. Привидниот агол помеѓу две ѕвезди од споеното видно поле, модул од периодот на решетката, се добивал од фазната ралика на двете пулсни низи. Конечниот каталог „Хипаркос“ опфатил речиси 120.000 ѕвезди со средна точност нешто подобра од 0,001 лс (1 лмс).
Се користел дополнителен светлоумножувачки систем за гледање на снопоразделувачот во оптичката патека и имал улога да врши картирање на ѕвездите. Целта била да се нагледува и одредува поставеноста на сателитот, и притоа, да се собираат фотометриски и астрометриски податоци за сите ѕвезди до величина 11. Овие мерења се правени во два широки појаса кои одговараат на сината и видливата величина (B и V) од Џонсоновиот фотометриски систем. Положбите на второспоменатите ѕвезди требало да се утврдат со точност од 0,03 лс, што е 25 пати помалку од главните ѕвезди на мисијата. Со првична идеја да се набљудуваат 400.000 ѕвезди, каталогот „Тихо“ кој произлегол од ова успеал да собере милион ѕвезди, со подоцнежна анализа објавена во каталогот „Тихо-2“ составен од 2,5 милиони ѕвезди.
Поставеноста на леталото над неговото тежиште се управувала со цел да ја разгледува небесната сфера во правилно прецесивно движење, одржувајќи постојан наклон помеѓу вртежната оска и насоката кон Сонцето. Леталото околу неговата Z-оска правело по 11,25 вртежи дневно (168,75 лс/с) при агол од 43° кон Сонцето. Z-оската околу линијата Сонце-сателит правела 6,4 вртежи годишно.
Леталото имало две подлоги и шест исправени плочи, сите изработени од алуминиумско саќе. Сончевиот строј имал три расклопни дела, создавајќи вкупно 300 W. На покривот и дното на леталото имало две антени во S-појас, одржувајќи врска со земскиот центар во сите правци при стапка 24 кбит/с. Имало потсистем за управување со поставеноста и орбитата (со петњутнски хидразински потисници за упатни маневри, 20-милињутнски студеногасни потисници за местење на поставеноста и жироскопи за одредување на истата) кој обезбедувал правилна динамичка контрола врз и утврдување на поставеноста во работниот век на сателитот.
3 Начела
Еве некои клучни начела на набљудувањето кое се вршело со „Хипаркос“:
* темелни набљудувања од вселената, каде се избегнуваат пречките во видливоста поради атмосферата, гравитациското искривување на инструментите и топлинските изобличувања;
* видливоста на сето небо овозможуваат непосредно поврзување на ѕвездите забележани ширум целата небесна сфера;
* двете насоки на гледање на сателитот, одделени со голем агол (58°), дале цврста врска помеѓу квазимигновените еднодимензионални набљудувања на разни делови од небото. Ова пак овозможува одредување на паралаксата кое е апсолутно (наместо релативна, во однос на некоја непозната нулта точка);
* постојаното пребарување по еклиптиката овозможува оптимално искористување на времето, со што каталогот дава прилично рамномерна густина на небото и еднообразна астрометриска точност ширум целата небесна сфера;
* разните геометриски поставености во сликањето на секоја ѕвезда при повеќе епохи во текот на тригодишното набљудување дало густа мрежа од еднодимензионални положби според кои се пресметаувале тежишниот координатен правец, паралаксата и сопственото движење на телото во практично глобално сведување на најмали квадрати за севкупните набљудувања. Во процесот се изведувале астрометриските параметри, како и нивните стандардни грешки и коефициенти на корелација;
* бидејќи бројот на независни геометриски набљудувања по тело бил голем (обично по 30) во споредба со бројот на непознатици за стандардниот модел (пет астрометриски непознатици по ѕвезда), астрометриските решенија кои не се повинуваат по овој петпараметарски модел можеле да се прошират за да ги земат предвид ефектите на двоѕвезди и повеќекратни ѕвезди, или нелинеарните фотоцентрични движења припишани на неразделени астрометриски двојки;
* поголемиот број на набљудувања по тело (110) дале точни и еднообразни фотометриски информации за секоја ѕвезда, од кои можеле да се пресметуваат средните величини, замавите во променливоста, и во многу случаи, класата на телото според периодот и типот на променливост.
4 Поврзано
* Гаја (вселенско летало)
* Астрометрија