Основные космические астрономические и астрофизические миссии.

Миссия Gaia - революция в астрометрии

Введение

Астрометрия занимается определением координат и скоростей звезд и других объектов вселенной. Ее задачей является выбор наиболее инерциальной системы отсчета ˗ именно по отношению к ней определяются координаты и скорости звезд.

Традиционно с высокой точностью определяются угловые координаты (склонение и прямое восхождение). Расстояния до звезд определяются по параллактическому смещению, вызванному движением Земли вокруг Солнца. Малость параллаксов (менее угловой секунды) до последнего времени была причиной, ограничивающей измерение расстояний сотней парсек.

Впервые космический аппарат для астрометрии был использован в проекте Hipparcos, который действовал в период 8/08/89 – 15/08/93 . В результате был создан каталог Hipparcos , включающий 118000 звезд (до 8m) . Для них были измерены координаты с точностью 0,3 - 1 mas (mas = 0,001″ = 5×10-9 рад) , собственные движения с точностью 0,5 – 1 mas/y и параллаксы с погрешностью до 1 mas .

Кроме того был создан каталог Tycho-2, содержащий 2400000 звезд (до 12m) с точностью координат 7 - 25 mas и собственных движений 1 – 3 mas/y.

Новое столетие поставило задачу нового амбициозного повышения точности - в сто раз - до 10 μas. Это позволит измерять расстояния до 100000 пк - втрое больше размеров Галактики

Системы отсчета. Координаты и время

Чтобы гарантировать такую точность, нужно уточнить понятия координат и времени. В настоящее время используются следующие системы отсчета:

WGS84 World Geodetic System 1984 используется GPS и опирается на референц-эллипсоид, описывающий форму Земли

ITRS International Terrestrial Reference System – геоцентрическая система координат, в которой среднее движение земной коры равно нулю

ITRF International Terrestrial Reference Frame – реализация ITRS заданием координат 600 опорных пунктов на Земле.

GCRS Geocentric Celestial Reference System – то же, что ICRS, но с началом в центре Земли.

ICRS International Celestial Reference System – Барицентрическая (то есть начало отсчета помещено в центр масс Солнечной системы) система, оси которой фиксированы положением квазаров.

ICRF International Celestial Reference Frame – реализация ICRS с помощью радиоисточников (квазаров)

HCRF Hipparcos Celestial Reference Frame – реализация ICRS с помощью звезд каталога Hipparcos. Сопоставление этой реализации и ICRF было затруднено тем фактом, что Hipparcos измерил положение лишь самого яркого квазара 3C273.

История определения временной координаты может быть кратко изложена так:

1) Время – это угол поворота Земли по отношению к звездам (до 1952 года)

2) Время – это аргумент системы уравнений Ньютона, описывающих движение тел Солнечной системы (эфемеридное время ET) (до 1984 года)

3) Атомное время TAI – усредненные показания набора стандартов времени (около 600), сведенных к одинаковому гравитационному потенциалу (геоиду Земли); TT=TAI+32,184 c – земное время (= ET на 1.1.1900)

4) Время в общей теории относительности (ОТО) является по сути таким же произвольным параметром, как и пространственные координаты или криволинейные координаты на поверхности. Координаты и время задаются квадратичной формой квадрата длины на кривых поверхностях и в трехмерных пространствах или инвариантного интервала в ОТО:




Представленный квадрат интервала  в системе ICRS использует так называемое пост-ньютоновское приближение в ОТО. При этом пространственная метрика является конформно-плоской, что делает возможным использование обычных сферических координат для задания положений небесных тел. 

Итак,  время, входящее в формулу для интервала ICRS  t - это TCB – барицентрическое координатное время . 

5) Аналогично определяется TCG – динамическое геоцентрическое время. При этом используется система координат GCRS, а, поскольку это система неинерциальна, то к гравитационным потенциалам добавляется потенциал сил инерции. 

Чтобы связать время τ = TAI, измеряемое атомными часами, с координатным временем, нужно знать как движутся эти часы и все тела Солнечной системы. Соответствующий интервал  равен c2dτ2 

6) Время UT1 – это  неравномерное время, равное углу поворота Земли, выраженному в часовой мере. 

7) UTC – отличающееся от UT1 не более, чем на 0,8 с, но идущее в темпе атомного времени. Это достигается вставкой дополнительных секунд. В наши дни UTC = TAI – 37 c. 

Для того, чтобы определить положения планет в момент времени UTC  нужно решить (численно) уравнения движения планет с учетом поправок ОТО, используя систему ICRS  и затем вычислить соответствующий момент времени TCB. Все это проделано и полученные таблицы (эфемериды) опубликованы для интервалов времени до тысячелетий в прошлое и будущее). Точность, разумеется, падает с удалением от настоящего.


Эффекты, влияющие на точность измерений координат


Аберрация света, вызванная движением наблюдателя

Аберрация света: порядок углового смещения  Δφ ~ V/c. 

Наблюдатель участвует в следующих движениях: Солнце движется вокруг барицентра солнечной системы (10 м/с); центр масс системы Земля-Луна движется вокруг Солнца (30 км/с); центр Земли движется вокруг этого центра масс (2 м/с); наблюдатель движется вокруг центра Земли (5 км/с - спутник) или вокруг ее оси (300 м/с - наземный наблюдатель). Для достижения точности поправок  1 mas нужно знать скорость с погрешностью 1,5 м/с , а при точности 10 μas 15 мм/с.


Отклонение света в поле тяготения Солнца и планет


Когда луч света, идущий к наблюдателю от объекта проходит вблизи массивного тела, он отклоняется под действием гравитации (один из эффектов ОТО). Точные измерения требуют учета этого отклонения даже Луной!


Суточный параллакс


Для конкретного наблюдателя, находящегося не в центре Земли, имеет место суточный параллакс, зависящий от зенитного расстояния светила z. Для тел Солнечной системы он изменяется от 100 mas (транснептуны) до 25" (Венера и Марс) и 1° (Луна). Для ближайших звезд – до 20 μas. Для космических телескопов R может существенно превышать радиус Земли, что соответственно увеличивает параллакс.


Атмосферная рефракция


Преломление света в атмосфере, вызванное  ее неоднородностью по высоте приводит к отличию наблюдаемого зенитного расстояния z от   истинного ζРазность    ρ – ζ называется величиной астрономической рефракции. Она может быть вычислена, если известна зависимость показателя преломления воздуха от высоты. Но этот показатель зависит от температуры, давления и влажности воздуха, а также от длины волны света. Получить надежную оценку этих величин для всех высот от 0 до 100 км невозможно. Поэтому наземные наблюдения не могут обеспечить точность измерения координат лучше чем 0,1"


Наземные наблюдения


Наземные наблюдения имеют еще одну трудность: поскольку телескопы привязаны к Земле, то необходимо использовать систему отсчета ITRS. Последняя отличается от ICRS из-за разных причин: 

1)Движение полюсов Земли (амплитуда около 15 м с периодами от лет до суток. 

2) Прецессия и нутация оси вращения Земли, вызванная действием приливных сил со стороны Луны, Солнца и планет. 

3) Замедление вращения Земли из-за приливного трения. 

4) Движение материковых плит Земли и, как следствие, изменение положений телескопов в ITRS. 

Причины 1,3,4 учитываются введением поправок, предоставляемых IERS  - международной службой вращения Земли (она же заведует временами TAI и UTC).  Учет прецессии относительно прост. Соответствующие формулы занимают несколько строк. Учет нутации требует суммирования рядов из полутора тысяч членов.


РСДБ и GPS


Как и для оптических наблюдений на результаты радионаблюдений влияет атмосфера Земли. Кроме того, в радиодиапазоне существенно влияние ионосферы.  На помощь приходят лазерные дальномеры, измеряющие задержку распространения сигнала от спутников и СВЧ-радиометры, настроенные на длину волны 1,35 см  - одну из линий излучения водяного пара. Они позволяют рассчитать влияние водяного пара на рефракцию и задержку сигнала в тропосфере. Ионосферная задержка вычисляется путем измерения разностей задержек на разных частотах (2 и 8 ГГц), что по известной теории распространения радиоволн в плазме (ионосфера как раз является электронейтральной плазменной средой) дает возможность определить ионосферную задержку с погрешностью не хуже 10 пкс. 

С теми же проблемами сталкиваются и системы глобального позиционирования (GPS, ГЛОНАСС). Поэтому каждая наземная станция GPS снабжена лазерным дальномером и СВЧ-радиометром.

Проект Gaia

Космический телескоп Европейского Космического Агенства  (ESA) Gaia был запущен в 2013 году и выведен в точку Лагранжа L2 системы Земля - Солнце.  Он движется по орбите Лиссажу вокруг точки Лагранжа так, чтобы не попадать в тень Земли. В целом Gaia движется вокруг Солнца все время оставаясь примерно позади Земли. Небольшая неустойчивость  орбиты Лиссажу компенсируется периодическим включением двигательной установки , ресурса которой должно было хватить на 6 лет. Однако, в настоящее время ресурс продлен до 2020 года и ожидается, что удастся продлить его и еще на два года. Топлива для  микрореактивного двигателя должно хватить до ноября 2024 года.

Gaia имеет два главных  зеркала (1,46 × 0,5 м) и гигапиксельную систему ПЗС-матриц в общей фокальной плоскости. Кроме того она снабжена спектрометрическими и фотометрическими сенсорами. Передача данных на Землю осуществляется в течение 8 часов каждый день со скоростью 5 Мбит/с.

ESA публикует релизы данных Gaia.

Первый выпуск данных Gaia DR1, основанный на 14-месячных наблюдениях, проведенных до сентября 2015 г., состоялся 14 сентября 2016 г.   Выпуск данных включает в себя положения и величины для 1,1 миллиарда звезд с использованием только данных Gaia; положения, параллаксы и собственные движения для более чем 2 миллионов звезд», основанные на комбинации данных Gaia и Tycho-2 для этих объектов в обоих каталогах; кривые блеска и характеристики для примерно 3000 переменных звезд; а также положения и величины для более чем 2000 внегалактических источников, использованных для определения небесной системы отсчета. 

Второй выпуск данных (DR2), который опубликован 25 апреля 2018 года  основан на 22 месяцах наблюдений, проведенных в период с 25 июля 2014 года по 23 мая 2016 года. Он включает в себя положения, параллаксы и собственные движения для около 1,3 миллиарда звезд и положения дополнительных 300 миллионов звезд в диапазоне звездных величин 3–20,  фотометрические данные для красной и синей части спектра около 1,1 миллиарда звезд и одноцветная фотометрия для дополнительных 400 миллионов звезд и средние лучевые скорости для около 7 миллионов звезд с величинами от 4 до 13. DR2 также содержит данные для более чем 14 000 выбранных объектов Солнечной системы. Координаты в DR2 используют небесную систему отсчета Gaia (Gaia – CRF2), которая основана на наблюдениях 492 006 источников, которые считаются квазарами, и которая привязана к Международной системе небесных координат. Сравнение Gaia – CRF2 с предварительной версией предстоящего ICRF3 показывает глобальное согласие от 20 до 30 μas , хотя отдельные источники могут отличаться на несколько μas.  Поскольку процедура обработки данных связывает отдельные наблюдения Gaia с конкретными источниками на небе, в некоторых случаях связь наблюдений с источниками будет отличаться во втором выпуске данных. Следовательно, DR2 использует разные идентификационные номера источника, чем DR1. Ряд менее точных данных был выявлен в DR2, включая небольшие систематические ошибки в астрометрии и значительное зашумление значений радиальной скорости в плотно заселенных звездных полях, которые могут повлиять на один процент значений радиальной скорости. Текущая работа должна решить эти проблемы в будущих выпусках. Справочная служба для исследователей, использующих Gaia DR2, в которой собрана вся информация, советы и рекомендации, подводные камни, предупреждения и рекомендации, относящиеся к DR2, была подготовлена ​​службой поддержки Gaia в декабре 2019 года.   

На рисунке представлены основные результаты DR2


Третий выпуск данных, который будет основан на 34-месячных наблюдениях, будет разделен на две части, так что данные, которые готовы в первую очередь, будут выпущены первыми. Первая часть, EDR3, состоящая из улучшенных позиций, параллаксов и собственных движений, будет выпущена в третьем квартале 2020 года; DR3, запланированный на вторую половину 2021 года, будет включать данные EDR3 плюс данные по Солнечной системе; информация об изменчивости; результаты для кратных звезд, для квазаров и для протяженных объектов; астрофизические параметры; и специальный набор данных   Gaia Andromeda Photometric Survey (GAPS), предоставляющий фотометрические временные ряды для приблизительно 1 миллиона источников, расположенных в поле с радиусом 5,5 градуса, с центром в галактике Андромеды. Ожидается, что большинство измерений в DR3 будет в 1,2 раза точнее, чем в DR2; Собственные движения будут в 1,9 раза точнее.  

Полный выпуск данных для пятилетней номинальной миссии, DR4, будет включать полные астрометрические, фотометрические и радиальные каталоги скоростей, решения для переменных звезд и не-одиночных звезд, классификации источников, а также множественные астрофизические параметры для звезд, неразрешенные двоичные файлы, галактики и квазары, список экзопланет и данные эпох и транзита для всех источников. Дополнительные релизы будут выполняться в зависимости от продления миссии. Ожидается, что большинство измерений в DR4 будет в 1,7 раза более точным, чем DR2; собственные движения будут в 4,5 раза точнее.  Для предполагаемого дополнительного пятилетнего продления до 2024 года, большинство измерений, включающих полные данные за десять лет, будут в 1,4 раза точнее, чем DR4, тогда как собственные движения будут в 2,8 раза точнее, чем DR4.


Первые научные результаты (по данным из DR2)


25 апреля 2018 года Европейское космическое агентство на своем сайте http://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Gaia/Gaia_creates_richest_star_map_of_our_Galaxy_and_beyond сообщило о создании самой детализированной в истории человечества трехмерной карты нашей Галактики, содержащей информацию о точном расположении и передвижении почти 1,7 млрд звезд, а также о 14 тыс. астероидах Солнечной системы. Планируется, что Gaia будет передавать информацию на Землю до 2020 года для улучшения трехмерной карты.

19 сентября 2018 года астрономы объявили об открытии подструктур в Млечном Пути, вызванных гравитационным возмущением, которое произошло 300—900 миллионов лет назад. Гравитационное возмущение произошло в результате столкновения Млечного Пути с карликовой галактикой.

Измерение лучевых скоростей звезд в нашей галактике и галактиках местной группы позволило уточнить прогноз слияния Млечного Пути и Туманности Андромеды




Открыты звезды-пришельцы из других галактик (желтые) и покидающие нашу Галактику (красные) http://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2018/10/sprinting_stars_in_the_milky_way/17719882-1-eng-GB/Sprinting_stars_in_the_Milky_Way_pillars.jpg


Движения звезд в Большом Магеллановом Облаке



Диаграммы Герцшпрунга-Рессела для звезд Галактики




Масштабы исследований Gaia: от тел Солнечной системы до реализации системы отсчета ICRS с помощью фиксации ее относительно далеких квазаров



на сайте ESA можно найти большое число фотографий

(см. http://www.esa.int/ESA_Multimedia/Search/(offset)/150/(sortBy)/published?result_type=images&SearchText=Gaia и  видео http://www.esa.int/ESA_Multimedia/Search?SearchText=Gaia&result_type=videos ),

посвященных миссии Gaia


20 января 2020
8145

Мощный всплеск гравитационных волн зафиксировали астрономы. Как известно, это уникальное событие может иметь только одну причину. Такой процесс возникает только в случае катастрофических событий, происходящих во Вселенной. Ученые выяснили, что всплеск гравитационных волн исходит от звезде Бетельгейзе, - сверхгигантской красной звезды, расположенной в созвездии Ориона. Чаще всего это происходит в процессе слияния нейтронных звезд в результате вращения, при этом они способны как сливаться друг с другом, так и образовывать черные дыры.

Каждый такой случай сопровождается всплеском гравитационных волн. Гравитационный поток, который зафиксирован от Бетельгейзе, по мнению ученых может означать только один факт — звезда, которая сейчас находится в затемнении, может стать сверхновой.

Около миллиона лет назад она изменила свою постоянную последовательность и на протяжении последних четырехсот тысяч лет являлась красным гигантом. Астрофизики полагают, что по прошествии времени Бетельгейзе сжигает огромное количество водорода, в результате чего происходит разрушение ее ядра, что приводит во взрыву, как сверхновой.

Не так давно исследователи обнаружили, что Бетельгейзе оказалась в зоне затемнения. Это дало возможность предполагать, что в скором времени звезда превратится в сверхновую, но точных сроков, когда это может произойти, не установлено. Астрономы говорят, что яркость Бетельгейзе может изменяться хотя бы по той причине, что звезда является переменной, в своей яркости она показывает изменения, но соблюдаемой периодичности нет.


Это дает исследователям шанс полагать, что их предположения по поводу возникновения сверхновой ошибочны, и затемнение звезды может быть временным и никакой угрозы из себя не представлять.

Опасность взрыва состоит в том, что он производит огромное количество радиации на гигантские пространства. Астрофизики успокаивают — Бетельгейзе находится от Земли на огромном расстоянии, потому радиационные потоки до планеты не достигнут.


Comments