天体測量

天体測定学は、恒星やその他の天体の位置と動きを正確に測定する天文学の一分野であり、太陽系と銀河系である天の川の運動学と物理的起源を明らかにします。

天体測定の歴史は、天文学者に天空の物体の基準点を与え、その動きを追跡できるようにした星表の歴史と結びついています。これは、紀元前190年頃に先人のティモカリスとアリスティルスの星表を使用して地球の歳差運動を発見した古代ギリシャの天文学者ヒッパルコスまで遡ることができます。その際に、彼は現在でも使用されている明るさのスケールも開発しました。^[1]ヒッパルコスは、少なくとも850個の星とその位置を記載した星表を編纂しました。^[2]ヒッパルコスの後継者であるプトレマイオスは、著書『アルマゲスト』に1,022個の星の星表を掲載し、位置、座標、明るさを示しました。^[3]

10世紀、イランの天文学者アブドゥルラフマーン・アルスーフィーは星の観測を行い、その位置、等級、星の色を記述した。さらに、各星座の図を記しており、それは彼の『恒星の書』に描かれている。エジプトの数学者イブン・ユーヌスは、直径約1.4メートルの大型アストロラーベを使用して、長年にわたり太陽の位置を1万回以上観測した。彼の日食の観測は、数世紀後もカナダ系アメリカ人の天文学者サイモン・ニューカムの月の動きの研究に使われ、木星と土星の動きに関する彼の他の観測は、フランスの学者ラプラスの『黄道の黄道傾斜と木星と土星の不等式』に影響を与えた。^[4] 15世紀、ティムール朝の天文学者ウルグ・ベクは『ジジ・イ・スルタニ』を編纂し、1,019個の星をカタログ化した。ヒッパルコスやプトレマイオスの以前のカタログと同様に、ウルグ・ベクのカタログは、約20分角以内の精度であったと推定されている。^[5]

16世紀、デンマークの天文学者ティコ・ブラーエは、大型壁掛け器具を含む改良された器具を使用して、 15～35秒角の精度で、以前よりも正確に星の位置を測定した。^[6]オスマン帝国の学者タキ・アルディーンは、タキ・アルディーンのコンスタンティノープル天文台で、彼が発明した「観測時計」を使用して星の赤経を測定した。 ^[7]望遠鏡が普及すると、設定円によって測定が迅速化された。

イギリスの天文学者ジェームズ・ブラッドリーは、 1729年に初めて恒星の視差を測定しようとした。恒星の動きは彼の望遠鏡では捉えきれないほど小さいことが判明したが、彼は代わりに光の行差と地球の軸の章動現象を発見した。彼が記録した3222個の恒星は、1807年にドイツの天文学者フリードリヒ・ベッセル（現代天体測定学の父）によってさらに精緻化された。彼は初めて恒星の視差を測定し、連星の白鳥座61番星で0.3秒角を記録した。1872年、イギリスの天文学者ウィリアム・ハギンズは分光法を用いてシリウスを含むいくつかの著名な恒星の視線速度を測定した。^[8]

測定が非常に困難であったため、19 世紀末までに得られた恒星の視差はわずか 60 個程度で、そのほとんどはフィラ マイクロメータの使用によるものでした。20世紀初頭には、天体写真乾板を使用した天体写真機によって測定が加速されました。1960 年代には、自動乾板測定機^[9]とより高度なコンピュータ技術によって、より効率的に星表を作成できるようになりました。19 世紀後半に開始された星図作成の改善を目的としたCarte du Cielプロジェクトは完了しませんでしたが、写真撮影は天体測定の一般的な手法となりました。^[10] 1980 年代には、電荷結合素子(CCD) が写真乾板に取って代わり、光学的不確実性が 1 ミリ秒角にまで低減されました。この技術によって天体測定のコストが下がり、アマチュアにも天体測定ができるようになりました。^[要出典]

1989年、欧州宇宙機関のヒッパルコス衛星は、地球の機械的力や大気による光学的歪みの影響を受けにくい軌道上に天体測定装置を投入した。1989年から1993年まで運用されたヒッパルコスは、それまでの光学望遠鏡よりもはるかに高い精度で天空の大小の角度を測定した。4年間の運用期間中に、118,218個の星の位置、視差、固有運動が前例のない精度で測定された。新しい「ティコカタログ」は、1,058,332個の星のデータベースを20～30ミリ秒（ミリ秒角）以内でまとめた。ヒッパルコスミッション中に分析された23,882個の二重星と多重星、および11,597個の変光星についても、追加のカタログがまとめられた。 ^[11] 2013年には、ガイア衛星が打ち上げられ、ヒッパルコスの精度が向上した。^[12] 精度は100倍向上し、10億個の恒星のマッピングが可能になりました。^[13] 今日、最もよく使用されているカタログはUSNO-B1.0で、10億個を超える恒星の固有運動、位置、等級、その他の特性を追跡する全天カタログです。過去50年間で、7,435枚のシュミットカメラプレートがいくつかの天体調査に使用され、USNO-B1.0のデータの精度は0.2秒角以内になりました。^[14]

天文学者に観測​​結果を報告する基準フレームを提供するという基本的な機能の他に、天体測定法は天体力学、恒星の力学、銀河天文学などの分野にとっても重要です。観測天文学では、天体測定法の技術は恒星をその固有の動きで特定するのに役立ちます。UTC は基本的に正確な天文観測によって地球の自転に同期された原子時であるため、天体測定法は時間を保つために役立ちます。天体測定法は、天の川銀河の恒星の視差距離の推定を確立するため、宇宙の距離の階段における重要なステップです。

天体測定法は、太陽系外惑星の発見を裏付けるためにも使用されてきた。太陽系の質量中心を周回する相互軌道により、提案された惑星が親星の見かけ上の位置に与える変位を測定することによってである。天体測定法は、地球の大気の歪み効果の影響を受けない宇宙ミッションではより正確である。^[15] NASAが計画していた宇宙干渉計ミッション（SIM PlanetQuest）（現在はキャンセル）は、天体測定法の技術を利用して、最も近い太陽型の恒星約200個を周回する地球型惑星を検出することだった。2013年に打ち上げられた欧州宇宙機関のガイアミッションは、その恒星調査に天体測定法の技術を適用している。太陽系外惑星の検出に加えて、^[16]質量を決定するためにも使用できる。^[17]

天体測定は、天体物理学者が天体力学の特定のモデルを制限するために使用します。パルサーの速度を測定することで、超新星爆発の非対称性を制限することができます。また、天体測定の結果は、銀河内の 暗黒物質の分布を決定するために使用されます。

天文学者は、地球近傍天体の追跡に天体測定技術を使用しています。天体測定は、多くの記録破りの太陽系天体の検出に役立っています。天体測定によってそのような天体を見つけるために、天文学者は望遠鏡を使用して空を調査し、大面積カメラを使用してさまざまな決められた間隔で写真を撮影します。これらの画像を調べることで、背景の星（固定されている）に対する動きによって太陽系の天体を検出できます。単位時間あたりの移動が観測されると、天文学者はこの期間中の地球の動きによって生じる視差を補正し、この天体までの太陽中心距離を計算します。この距離と他の写真を使用することで、軌道要素を含む天体に関するより多くの情報を得ることができます。^[18] 小惑星の衝突回避もその目的の1つです。

クワオアーとセドナは、カリフォルニア工科大学のマイケル・E・ブラウンらがパロマー天文台の48インチ（1.2メートル）のサミュエル・オシン望遠鏡とパロマー・クエスト大面積CCDカメラを使って発見した2つの太陽系外準惑星である。天文学者がこのような天体の位置と動きを追跡する能力は、太陽系と宇宙の他の天体との過去、現在、未来の相互関係を理解する上で極めて重要である。^{[19] [20]}

天体測定の基本的な側面は誤差補正です。大気の状態、機器の欠陥、観測者や測定機器の誤差など、さまざまな要因が星の位置の測定に誤差をもたらします。これらの誤差の多くは、機器の改良やデータの補正など、さまざまな技術によって軽減できます。結果は統計的手法を使用して分析され、データの推定値と誤差範囲が計算されます。^[21]

• XParallax viu (Windows用無料アプリケーション)
• Astrometrica (Windows 用アプリケーション)
• Astrometry.net (オンラインブラインド天体測定)

• コヴァレフスキー、ジャン; セイデルマン、P. ケネス (2004)。天体測定の基礎。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 0-521-64216-7。

ウィキメディア・コモンズには、天体測量に関連するメディアがあります。

• MPC 小天体天文測定ガイド
• アメリカ海軍天文台天体測量部
  • USNO 天文カタログおよび関連製品 2015-08-26 にWayback Machineでアーカイブされました
• 「精密天体測定ホール」。バージニア大学天文学部。2006 年 8 月 26 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年 8 月 10 日閲覧。
• C/C++ 用の SuperNOVAS 高精度天体測定ライブラリ。
• 太陽系の端に惑星のような天体が発見される (2004-03-15)
• マイク・ブラウンの Caltech ホームページ
• セドナの発見を記した科学論文
• ヒッパルコス宇宙天文測定ミッション — ESA