Fundamentele ster

Van Wikipedia, de gratis encyclopedie
Spring naar navigatie Spring naar zoeken

Een fundamentele ster is een vaste ster waarvan de hemelcoördinaten en hun temporele veranderingen ( eigenbeweging ) met de grootst mogelijke nauwkeurigheid bekend zijn en aanwezig zijn in een absoluut systeem.

Een groter aantal fundamentele sterren werd gebruikt om het fundamentele systeem van astronomie op de hemelbol te definiëren, dat ook het raamwerk vertegenwoordigde voor ruimtelijk vaste coördinatensystemen in de geowetenschappen .

De fundamentele sterren dienden als " verbindingssterren " bij het bepalen van de locaties van alle andere hemellichamen. Daarom moest de bepaling van hun coördinaten onafhankelijk van andere sterren gebeuren, d.w.z. met een absolute methode. Tegenwoordig wordt het coördinatensysteem meestal bepaald op basis van de posities van quasars , omdat deze vanwege hun veel grotere afstand een aanzienlijk lagere intrinsieke beweging hebben. Deze zijn daarom veel geschikter voor dit doel. Voorbeelden van fundamentele systemen op basis van quasars zijn de ICRF of de GCRF3 .

Twee- en driedimensionaal

In principe worden sterposities gegeven in twee coördinaathoeken (α, δ) op de hemelbol, die rechte klimming en declinatie worden genoemd . Ze verwijzen naar de hemelevenaar (verlenging van de evenaar van de aarde) en de lente-equinox , waarbij de declinatie analoog is aan de geografische breedtegraad. Door de langzame conische beweging van de aardas (de 26.000-jarige precessie ) en andere effecten is dit coördinatenstelsel variabel in de tijd, maar kan het met zeer hoge nauwkeurigheid worden gemodelleerd (beter dan 0,01").

Radioastronomie speelt daarbij een belangrijke rol, in de vorm van een nauwkeurig 'netwerk' van quasars dat is verbonden met het netwerk van fundamentele sterren. De sterren worden optisch gemeten ( visueel , fotografisch of met opto-elektronische sensoren ).

Van een twee- naar een driedimensionale sterlocatie (α, δ) wordt bepaald door een afstandsmeting . Het enige precieze middel hiervoor is parallax - een schijnbare verplaatsing van "nabije" sterren aan de hemel veroorzaakt door de baan van de aarde. Pas in 1838 slaagde Friedrich Wilhelm Bessel in een dergelijke meting op 61 Cygni , een zogenaamde hogesnelheidsloper , wiens snelle beweging een korte afstand tot de aarde suggereerde, maar waarop Bessel slechts een parallax van 0,31 vond” [ 1] (werkelijke waarde: 0,286 " [2] ).

Als zodanig zou een fundamenteel systeem tevreden kunnen zijn met 2D- coördinaten als het beperkt is tot "verre" sterren. Er zijn echter ook heldere sterren nodig die statistisch gezien nogal "dichtbij" zijn (ongeveer 10 fundamentele sterren tot 50 lichtjaar verwijderd, waar de parallax nog bijna 0,1") is. Een 3D- systeem heeft echter het voordeel, inclusief de dynamiek van de Melkweg Sindsdien heeft de astrometriesatelliet Hipparcos goede metingen gedaan aan meer dan 100.000 sterren.

Fundamentele catalogi - vandaag als database

De fundamentele sterren zijn gegroepeerd in hun eigen sterrencatalogi en vormen een coördinatenframe waarin de bewegingen van de "top van de aarde " nauwkeurig kunnen worden gemodelleerd. De eerste vier " Fundamentele Catalogi " zijn gemaakt onder Duits management, daarom worden ze vandaag de dag nog steeds afgekort tot FK . Arthur Auwers publiceerde de eerste in 1879; deze bevatte 539 sterren aan de noordelijke hemel (δ tot -10°). Die uit 1907 ( Berlin Astronomical Yearbook ) had al 925 sterren en kon terugvallen op meer dan 150 jaar nauwkeurige waarnemingen. Dergelijke lange tijdreeksen zijn bepalend voor de exacte registratie van de eigen bewegingen tot op de dag van vandaag, omdat de sterlocaties in het heden en de toekomst vooraf moeten worden berekend met behulp van deze individuele snelheden.

Karakteristieke waarden van de FK6, zijn voorgangers FK3 , FK4 en FK5 evenals de satellietgebaseerde (relatieve) Hipparcos-catalogus
Korte naam Aantal sterren titel gepubliceerd Meetplaatsen Meting van eigen bewegingen Overlappen
Auwers, A., 1879 539 Fundamentele catalogus voor zonewaarnemingen op de Nördl. hemel 1879 Ø 1860 ≈1850-1870 tot dec. = −10 ° Opmerking 1
Peters, J., 1907 925 Nieuw FK Berliner Astr Jaarboek gebaseerd op de principes van Auwers 1907 Ø 1880 1745-1900 tot dec. = −89 °
FK3 873 Derde fundamentele catalogus van het Berlin Astronomical Yearbook 1937 1912-1915 van hier over de hele hemel,

met tijdperken 1900, 1950, 2000

FK3sup 662 (Extra sterren, deel II) 1938 Ø 1913 1845-1930
FK4 1.535 Vierde fundamentele catalogus 1963 Ø 1950
FK4sup 1,111 Supplement Sterren FK4 / 5 ≈1965
FK5 1.535 Vijfde fundamentele catalogus 1988 Ø 1975
FK5sup 3.117 Supplement Sterren van FK5 1991
Hip. Opmerking 2: 118.000 Hipparcos-catalogus 1998 1989-1993 1989-1993
FK6 4.150 Zesde catalogus van fundamentele sterren 1999, 2000 Ø 1992
Noot 1 De eerste FK (Auwers 1879) bedekte slechts 60% van de sterrenhemel (tot een declinatie van -10°).
Noot 2 Hipparcos is geen FK in de strikte zin van het woord, maar is alleen precies aangepast aan het FK5-systeem en heeft het 'verstijfd'. Het nieuwe systeem (FK6) is aanzienlijk nauwkeuriger geworden door de metingen van de astrometrische satelliet ( Hipparcos , 1989-1993).

Absolute declinatiebepaling

De declinatie δ van een ster wordt het best gemeten op het hoogtepunt in de noordelijke of zuidelijke tak van de meridiaan . Enerzijds is hij op dit moment op zijn hoogst en “dwaalt” horizontaal door het gezichtsveld van de telescoop of sensor, waardoor de meetnauwkeurigheid toeneemt. Aan de andere kant zijn er geen verschillende foutinvloeden in de azimut 0 ° of 180 °.

Met z als de gemeten (en gecorrigeerd vanwege de breking ) zenitafstand en φ als de geografische breedtegraad , resulteert de minimumwaarde van z in de meridiaan,

 z 1 = δ - φ en dus
  δ = φ + z 1

De formule is van toepassing op het hoogste hoogtepunt van elke ster. Als dit ten zuiden van het zenit plaatsvindt, moet z 1 als negatief worden beschouwd, terwijl ten noorden ervan positief is. Voor het lagere hoogtepunt , waar de ster 12 uur later door de meridiaan onder de hemelpool gaat

 z 2 = 180 ° - φ - δ en dus
  δ = 180 ° - φ - z 2

Maar omdat de breedtegraad φ eerst nauwkeurig moet worden bepaald en ook enigszins varieert door de polaire beweging , werden oorspronkelijk circumpolaire sterren waargenomen in de bovenste en onderste culminatie, waarbij φ kan worden geëlimineerd:

 δ = 90 ° + (z 1 -z 2 ) / 2
  φ = 90 ° - (z 1 + z 2 ) / 2

Absolute rechte klimming bepaling

Absolute bepaling van rechte klimmingen is ingewikkelder omdat ze betrekking hebben op de lente-equinox en daarom zonnewaarnemingen vereisen. De rechte klimming van de zon kan echter ook op andere momenten worden bepaald, bijvoorbeeld uit absolute declinatiemetingen van de zon.

De rechte klimming van een ster volgt dan uit het siderische tijdsverschil tussen de meridiaanpassage van de zon en de ster, plus de rechte klimming van de zon. Om het gemeten tijdsverschil en daarmee de meetonzekerheid klein te houden, zijn waarnemingen van sterren overdag noodzakelijk, wat de absolute rechte klimmingsbepaling beperkt tot heldere sterren (tot een maximum van de 3e magnitude ).

Invloed van de veranderende aardas

Maar nu zijn de sterlocaties niet constant vanwege de enigszins veranderlijke aardas in de traagheidsruimte. dit betekent

  • enerzijds dat hun chronologische volgorde nauwkeurig moet worden vastgelegd en berekend,
  • aan de andere kant een kans om de onderliggende krachten op de aarde en haar jaarlijkse baan rond de zon te onderzoeken.

Zoals hierboven vermeld, zijn de referentievlakken van de astronomie onderhevig aan langzame verschuivingen als gevolg van de zwaartekrachtsinvloeden van het zonnestelsel op de aarde. Net zoals elke speelgoedtol een beetje wiebelt, doet de aarde dat ook - alleen veel langzamer en regelmatiger. Dit effect wordt precessie genoemd en de duur van ongeveer 25.800 jaar wordt een " platonisch jaar " genoemd. Gedurende deze tijd beschrijft de aardas een duidelijk definieerbare kegel met een hoek van 22-24 ° ( helling van de ecliptica ), die nu kan worden berekend met een nauwkeurigheid van 0,01 "(0,000005%). Dit omvat ook een tweede effect genaamd nutation - een maandelijkse "trilling" veroorzaakt door de maan die net zo nauwkeurig is gemodelleerd.

Deze effecten worden gemeten met speciale instrumenten en methoden van astrometrie en geodesie ; de belangrijkste zijn de ruimtemethoden VLBI (richtingsmeting volgens quasars ), ruimtelaser en GPS , evenals de aardgebonden meridiaancirkel en astrolabium of PZT ; de laatste twee zijn het afgelopen decennium aan belang ingeboet. Daarnaast is er enkele jaren geleden een soort ruimtescanner bijgekomen, de Hipparcos- satelliet.

Het hier beschreven astronomisch-geodetische model van de beweging van de aarde, verankerd door fundamentele sterren, vertegenwoordigt, als een fundamenteel systeem van de astronomie, de momenteel beste implementatie van een traagheidssysteem .

Terrestrische fundamentele systemen worden ook op dezelfde manier geïmplementeerd - door ze "naar beneden te brengen" op de roterende aarde. Het wordt ITRS (International Terrestrial Reference System) genoemd en de modellen die om de 2 tot 3 jaar worden herhaald of verfijnd, worden een jaar genoemd. Ze worden echter niet vertegenwoordigd door sterren, maar door bijzonder goed en wereldwijd bepaalde meetpunten (zie fundamentele stations , ongeveer 20 in Europa). Dit wereldwijde landmeetnetwerk wordt geconsolideerd en permanent op de markt gebracht door talrijke GPS- meetstations.

web links

Individueel bewijs

  1. Bessel, FW: Bepaling van de afstand van de 61ste ster van de zwaan. Astronomisch nieuws, jaargang 16, blz. 65 ( online )
  2. volgens de HIPPARCOS-catalogus, zie ook SIMBAD