ヒッパルコス

ヒッパルコス

大型太陽シミュレータ内のヒッパルコス衛星、ESTE​​C、1988 年 2 月
名前	ヒッパルコス
ミッションタイプ	天体 観測所
オペレーター	欧州宇宙機関
コスパーID	1989-062B
SATCAT番号	20169
Webサイト	http://sci.esa.int/hipparcos/
ミッション期間	2.5年（計画） 4年（実績）
宇宙船の特性
宇宙船	ヒッパルコス
メーカー	アレニア・スパツィオ ・マトラ・マルコーニ・スペース
打ち上げ質量	1,140 kg (2,510 ポンド) [1]
乾燥質量	635 kg (1,400 ポンド)
ペイロード質量	210 kg (460 ポンド)
力	295ワット
ミッション開始
発売日	1989年8月8日 23:25:53 UTC
ロケット	アリアン 44LP H10 (V33)
発射場	センター空間ガイアナ、クールー、ELA-2
請負業者	アリアンスペース
入隊	1989年8月
ミッション終了
廃棄	廃止された
無効化	1999年3月
軌道パラメータ
参照システム	地球中心軌道[2]
政権	静止トランスファー軌道 静止軌道（計画）
近地点高度	500.3 km (310.9 マイル)
遠地点高度	35,797.5 km (22,243.5 マイル)
傾斜	6.84°
期間	636.9分
革命No.	17830
メイン望遠鏡
タイプ	シュミット望遠鏡
直径	29 cm（11インチ）
焦点距離	1.4 m (4 フィート 7 インチ)
波長	可視光
トランスポンダー
バンド	Sバンド
帯域幅	2～23  kbit/s
ヒッパルコス計画 のESAのレガシー記章

ヒッパルコスは、1989年に打ち上げられ、1993年まで運用された欧州宇宙機関（ESA）の科学衛星でした。これは、天体の位置を正確に測定する精密天体測量法に特化した初の宇宙実験でした。 ^{[3]これにより、星の}固有の明るさ、固有運動、視差を初めて高精度で測定できるようになり、星の距離と接線速度をより正確に計算できるようになりました。分光法による視線速度の測定値と組み合わせることで、天体物理学者は、星の運動を決定するために必要な6つの量をすべて測定できるようになりました。その結果、118,200個以上の恒星を収録した高精度のカタログであるヒッパルコスカタログが1997年に出版されました。100万個以上の恒星を収録した低精度のティコカタログも同時に出版され、250万個の恒星を収録した強化版ティコ2カタログは2000年に出版されました。ヒッパルコスの後継ミッションであるガイアは2013年に打ち上げられました。

「ヒッパルコス」という言葉は、 HIgh Precision PARallax COllecting Satellite（高精度パララックス収集衛星）の頭字語であり、三角法を天文学に応用し、春分点歳差運動を発見したことで知られる古代ギリシャの天文学者、ニカイアのヒッパルコスにも由来しています。

20世紀後半までに、地上から星の位置を正確に測定することは、特に大角度測定と体系的な条件において、精度の向上に対する本質的に克服できない障壁に直面していました。問題は地球の大気の影響によって支配されていましたが、複雑な光学的条件、熱と重力による機器のたわみ、全天の視界の欠如によってさらに複雑になりました。宇宙からこれらの厳密な観測を行うための正式な提案は、1967年に初めて提出されました。^[4]

このミッションは当初、フランスの宇宙機関CNESに提案されたが、CNES は、このミッションは単一の国家プログラムでは複雑かつ高価すぎると考え、多国間で提案するよう勧告した。1980年に欧州宇宙機関の科学プログラムに受け入れられたのは、長期にわたる研究とロビー活動の過程の結果であった。根底にある科学的動機は、星の距離と空間運動を測定することで星の物理的特性を決定し、それによって星の構造と進化の理論的研究、および銀河の構造と運動学の研究をより確実な経験的根拠に置くことであった。観測的には、約 10 万個の星の位置、視差、および年間固有運動を、0.002秒角という前例のない精度で 提供することが目標であったが、この目標は実際には最終的に 2 倍も達成された。この宇宙望遠鏡の名前「ヒッパルコス」は、高精度視差収集衛星（High Precision Parallax Collecting Satellite）の頭字語であり、三角法の創始者であり、春分点歳差運動（地球の軸の揺れによる）の発見者とされる古代ギリシャの天文学者ヒッパルコスの名前にも由来している。

宇宙船は、口径 29 cm (11 インチ) の全反射偏心シュミット望遠鏡を1 台搭載していました。特殊なビーム結合ミラーにより、58° 離れた 2 つの視野が共通の焦点面に重ね合わされました。この複合ミラーは、反対方向に傾いた 2 つのミラーで構成され、それぞれが長方形の入射瞳の半分を占め、約 1° × 1° のケラレのない視野を提供します。望遠鏡は、焦点面で、周期が 1.208 秒角 (8.2 マイクロメートル) の、2688 本の不透明帯と透明帯が交互に並ぶグリッド システムを採用していました。このグリッドシステムの背後には、約 38 秒角の感度視野を持つ画像ディセクター管 (光電子増倍管型検出器) があり、変調された光を光子カウントのシーケンス (サンプリング周波数 1200 Hz ) に変換し、そこから星からのパルス列全体の位相を導き出すことができます。グリッド周期を法とする、結合された視野における 2 つの星の間の見かけの角度は、2 つの星のパルス列の位相差から得られます。当初は、約 0.002 秒角の天体測定精度で約 100,000 個の星の観測を目標としていましたが、最終的なヒッパルコスカタログには、約 120,000 個の星が含まれ^{[5] : xiii}、中央値の精度は 0.001 秒角 (1 ミリ秒角) をわずかに上回るものでした。^{[5] : 3}

追加の光電子増倍管システムは、光路内のビームスプリッターを観察し、星のマッパーとして使用されました。その目的は、衛星の姿勢を監視および決定し、その過程で、約11等星までのすべての星の測光データと天体測定データを収集することです。これらの測定は、（ジョンソン） UBV測光システムのBとVにほぼ対応する2つの広い帯域で行われました。後者の星の位置は、0.03秒角の精度で決定されました。これは、メインミッションの星よりも25倍小さい精度です。当初は約40万個の星の観測を目標としていましたが、その結果得られたティコカタログは、100万個をわずかに超える星で構成され、その後の分析により、約250万個の星を含む ティコ2カタログに拡張されました。

宇宙船の重心周りの姿勢は、自転軸と太陽の方向との間の傾斜を一定に保ちながら、規則的な歳差運動で天球をスキャンするように制御された。宇宙船は太陽に対して43°の角度で、 Z軸の周りを1日11.25回転（168.75秒角/秒）の速度で回転した。Z軸は太陽衛星線を中心に年間6.4回転の速度で回転した。^[6]

宇宙船は、2 つのプラットフォームと 6 つの垂直パネルで構成され、すべてアルミニウム ハニカムでできています。太陽電池アレイは 3 つの展開可能なセクションで構成され、合計で約 300 W を生成します。2 つのS バンドアンテナが宇宙船の上部と下部に配置され、24  kbit/sの全方向ダウンリンク データ レートを提供します。姿勢および軌道制御サブシステム (コース操作用の 5ニュートン ヒドラジンスラスタ、姿勢制御用の 20 ミリニュートン コールド ガス スラスタ、および姿勢決定用のジャイロスコープで構成) により、運用期間中、正確な動的姿勢制御と決定が保証されます。

観察された主な特徴は以下の通りである。^[7]

• 宇宙からの観測により、大気、機器の重力によるたわみ、熱による歪みによる天体観測の影響を回避または最小限に抑えることができます。
• 全天が見えるようになったことで、天球全体で観測される星々を直接結びつけることが可能になった。
• 衛星の2つの視線方向は、大きく適切な角度（58°）で隔てられており、空のさまざまな部分での準瞬間的な1次元観測がしっかりと接続されています。その結果、視差の測定は絶対的（未知のゼロ点に対する相対的ではなく）になります。
• 衛星による黄道ベースの継続的なスキャンにより、利用可能な観測時間が最適に使用され、結果として得られたカタログは天球全体にわたって適度に均一な空の密度と均一な天体測定精度を提供しました。

• 3年間の観測プログラムを通じて複数の時期に各星に対して行われたさまざまな幾何学的スキャン構成の結果、1次元位置の密なネットワークが得られ、これにより、観測全体を実質的に最小二乗法で縮小して、重心座標方向、視差、および天体の固有運動を求めることができました。天体測定パラメータとその標準誤差および相関係数は、このプロセスで導き出されました。
• 標準モデルの未知数（星あたり5つの天文測定未知数）と比較して、オブジェクトあたりの独立した幾何学的観測の数は大きい（通常は30のオーダー）ため、この単純な5パラメータモデルに準拠しない天文測定ソリューションは、二重星や多重星、または未解決の天文測定連星に起因する非線形光中心運動の影響を考慮に入れるように拡張できます。
• 1 つの天体あたり 110 オーダーの実際の観測数がやや多く、各星の正確で均一な測光情報が得られ、そこから平均等級、変動振幅、そして多くの場合、周期と変動タイプの分類を行うことができました。

ヒッパルコス衛星は、欧州宇宙機関(ESA)の総合的な権限の下で資金提供および管理されました。主な産業請負業者は、マトラ・マルコーニ・スペース(現在のEADS アストリウム) とアレニア・スパツィオ(現在のタレス・アレニア・スペース)でした。

その他のハードウェア コンポーネントは、フランスのサンピエール デュ ペレーにある REOSC からビーム結合ミラーが、ドイツのオーバーコッヘンにあるCarl Zeiss AGから球面ミラー、折り畳みミラー、リレー ミラーが、スペインのマドリードにあるCASAから外部迷光バッフルが、スイスのヌーシャテルにある CSEM から変調グリッドが、ドイツのフリードリヒスハーフェンにある Dornier Satellite Systems から機構制御システムと熱制御電子機器が、フランスのヴェリジーにあるMatra Marconi Spaceから光学フィルター、実験構造物、姿勢および軌道制御システムが、スイスのチューリッヒにあるOerlikon-Contravesから機器切り替え機構が、オランダの Dutch Space Research Organisation ( SRON ) によって組み立てられた画像解剖管と光電子増倍管検出器が、オランダのデルフトにある TNO-TPD によって設計された再焦点合わせ組み立て機構が供給されました。電力サブシステムは英国ブリストルのブリティッシュ・エアロスペース社、構造および反応制御システムはドイツ・ブレーメンのダイムラー・ベンツ・エアロスペース社、太陽電池アレイおよび熱制御システムはオランダ・ライデンのフォッカー・スペース・システム社、データ処理および通信システムはスウェーデン・ヨーテボリのサーブ・エリクソン・スペース社、遠地点ブーストモーターはフランスのSEP社が担当した。ベルギー・リエージュの天体物理学研究所とフランスのマルセイユの宇宙天文学研究所のグループは、光学性能、較正およびアライメント試験手順を提供し、アイルランド・ダブリンのCaptec社とロンドンのLogica社は、搭載ソフトウェアと較正に貢献した。

ヒッパルコス衛星は、1989年8月8日にフランス領ギアナのクールーにあるガイアナ宇宙センターからアリアン4ロケットV33便で打ち上げられた（直接放送衛星TV-Sat 2を共謀して）。静止トランスファー軌道（GTO）に打ち上げられたが、Mage - 2遠地点ブーストモーターが点火せず、意図した静止軌道には到達できなかった。しかし、ドイツの欧州宇宙運用センター（ESOC）のESA運用管制センターに加えてさらに地上局が追加されたことで、衛星は静止トランスファー軌道（GTO）でほぼ3年半にわたって正常に運用され、最終的には当初のミッション目標をすべて上回った。

衛星観測とデータ処理に関連する科学的活動の見積もりを含めると、ヒッパルコス計画には約 6 億ユーロ (2000 年の経済状況) の費用がかかり、その実行には約 200 人のヨーロッパの科学者と 2,000 人を超えるヨーロッパの産業界の人々が関与しました。

衛星観測は、事前に定義された目標星のリストに基づいて行われた。衛星が回転すると、画像ディセクター管検出器の感度領域によって星が観測された。この事前に定義された星のリストは、ヒッパルコス入力カタログ（HIC）を形成した。最終的なヒッパルコスカタログの各星は、入力カタログに含まれていた。^[8]入力カタログは、1982年から1989年にかけてINCAコンソーシアムによって編集され、打ち上げ前に完成し、デジタル形式と印刷形式の両方で出版された。^[9]

このカタログは衛星の結果によって完全に置き換えられているものの、複数のシステム構成要素に関する補足情報や、衛星によって観測されず、公開されたヒッパルコスカタログには含まれていなかった視線速度とスペクトル型の集積も含まれています。

衛星の運用とデータ分析のために、全観測時間と天球上の恒星の均一性に関する制約から、入力カタログには約 118,000 個の恒星が収録されました。このカタログには 2 つの要素が統合されています。第 1 に、次の限界等級まで可能な限り完全な約 58,000 個の天体の調査です。G5より前のスペクトル型では V<7.9 + 1.1sin|b| 、 G5 より後のスペクトル型では V<7.3 + 1.1sin|b| (b は銀河の緯度)。この調査を構成する恒星は、ヒッパルコス カタログにフラグが付けられています。

2 番目の構成要素は、科学的関心に基づいて選択された追加の星で構成され、等級 V=13 より暗いものはありません。これらは、1982 年に ESA が発行した提案募集に基づいて提出された約 200 件の科学的提案から選択され、入力カタログ コンソーシアムと協議した科学的提案選択委員会によって優先順位が付けられました。この選択では、「事前の」科学的関心と、観測プログラムの限界等級、合計観測時間、および空の均一性の制約とのバランスを取る必要がありました。

ミッションの主な結果については、NDAC と FAST という 2 つの独立した科学チームによってデータ分析が行われました。この 2 つのチームは、主に欧州 (ESA 加盟国) の研究所に所属する約 100 人の天文学者と科学者で構成されています。3 年半にわたって収集された約 1000 Gbit の衛星データから行われた分析には、包括的な相互チェックと検証のシステムが組み込まれており、公開されたカタログに詳細が記載されています。

天空座標から機器座標への変換をマップするために、詳細な光学較正モデルが含まれていました。その妥当性は、詳細な測定残差によって検証できました。地球の軌道と、地球を基準とした衛星の軌道は、観測の各時期における観測者の位置を説明するために不可欠であり、適切な地球エフェメリスと正確な衛星測距を組み合わせることで提供されました。特殊相対性（恒星行差）による補正には、対応する衛星速度を使用しました。一般相対論的な光の曲がりによる変更は大きく（黄道に対して90°で4ミリ秒角）、PPN形式でγ=1を決定論的に仮定して補正されました。残差を検査して、この一般相対論的な値からの偏差の制限を確立しましたが、大きな矛盾は見つかりませんでした。

衛星観測は、測定期間（1989～1993年）を通じて、星同士の相対位置を非常に正確に測定しました。銀河系外の直接観測がなかったため（クエーサー3C 273の限界観測は別として）、得られた固定基準フレームは銀河系外の源にリンクされた慣性基準フレームに変換されました。これにより、異なる波長での調査をヒッパルコス星と直接相関させることができ、カタログの固有運動が可能な限り運動学的に非回転であることが保証されます。関連する3つの固体回転角と3つの時間依存回転速度の決定は、カタログの出版前に実施され、完了しました。これにより、慣性銀河系外基準フレームへの正確だが間接的なリンクが得られました。^[10]

カタログの出版前にこの基準フレームのリンクを確立するためのさまざまな方法が組み込まれ、適切に重み付けされました。VLBIネットワーク、MERLIN、超大型干渉計(VLA) による電波星の干渉観測、電荷結合素子(CCD)、写真乾板、ハッブル宇宙望遠鏡を使用したヒッパルコス星に対するクエーサーの観測、銀河系外天体 (ボン、キエフ、リック、ポツダム、エール大学/サンファン) に対する恒星の固有運動を決定するための写真プログラム、超長基線干渉計(VLBI) とヒッパルコス星の地上光学観測によって得られた地球自転パラメータの比較などです。機器、観測方法、および関係する物体の点で大きく異なりますが、さまざまな手法は、システムの方向については 10 ミリ秒角以内、回転については 1 ミリ秒角/年以内で概ね一致しています。適切な重み付けにより、公開されたカタログで定義された座標軸は、J1991.25紀元で銀河系外電波フレームと±0.6ミリ秒角以内で一致し、遠方の銀河系外天体に対して±0.25ミリ秒角/年以内で回転していないと考えられています。^{[7] : 10}

ヒッパルコスとティコのカタログは、ヒッパルコス天体基準フレーム(HCRF) が観測不確実性の範囲内で国際天体基準フレーム(ICRF) と一致し、カタログ完成時 (1996 年) の最良の推定値を表すように構築されました。HCRF は、光学領域における国際天体基準システム(ICRS) の具体化です。J2000 ( FK5 )システムを拡張および改善し、そのシステムのほぼグローバルな方向を維持しながら、地域的な誤差を排除しています。^{[7] : 10}

二重星や多重星は天文学上非常に重要である一方、観測（検出器の感度視野のサイズとプロファイルが有限であるため）とデータ分析にかなりの複雑さをもたらしました。データ処理により、天体測定ソリューションは次のように分類されました。

• 1つ星のソリューション: 100,038件、そのうち6,763件は二重星の疑いがあるとフラグ付けされました。
• コンポーネントソリューション（付録C）：13,211エントリ、12,195ソリューションの24,588コンポーネントを含む
• 加速ソリューション（付録G）：2,622ソリューション
• 軌道解（付録O）: 235件
• 変動性誘導因子（付録V）: 288件
• 確率的解（付録 X）: 1,561 エントリ
• 有効な天文測定ソリューションなし: 263 エントリ (そのうち 218 は二重の疑いがあるとフラグ付けされました)

連星の公転周期が長く、光中心の非線形運動が短期間（3年）の測定期間にわたって重要でない場合、その星の連星性はヒッパルコスでは認識されないが、地上での長時間のベースライン固有運動プログラムから確立されたものと比較して矛盾するヒッパルコス固有運動として示される可能性がある。より高次の光中心運動は、7パラメータ、または9パラメータのモデル適合（標準的な5パラメータモデルと比較して）によって表すことができ、通常、そのようなモデルは、適切な適合が得られるまで複雑性を高めることができる。7つの要素を必要とする完全な軌道は、45のシステムについて決定された。1年に近い公転周期は視差によって退化する可能性があり、その結果、両方に対して信頼できない解が得られる。三重以上の高次のシステムでは、データ処理がさらに困難になった。

最も精度の高い測光データは、メインミッションの天体測定観測の副産物として提供されました。これらは、ヒッパルコスに特有の広帯域可視光通過帯域で行われ、H _pと指定されました。^{[11] H} _p <9 等級の測光精度の中央値は0.0015等級で、3.5 年の観測期間を通じて、通常、星 1 つあたり 110 件の異なる観測が行われました。データ削減とカタログ作成の一環として、新しい変光星が特定され、適切な変光星の指定が行われました。変光星は、周期変光星または未解決変光星に分類されました。前者は、周期、変動振幅、および変動タイプの推定値とともに公開されました。合計で約 11,597 個の変光星が検出され、そのうち 8,237 個が新たに変光星として分類されました。たとえば、273 個のセフェイド変光星、186 個のこと座 RR 変光星、108 個のたて座デルタ変光星、917 個の食連星があります。 Tycho (および Tycho-2) カタログを構成する星図観測装置による観測では、ジョンソン UBV測光システムでおよそ B と V に相当する 2 つの色が提供され、スペクトル分類と有効温度の決定に重要となります。

古典的な天体測定法は、天空の平面における運動のみを対象とし、星の視線速度、すなわち視線に沿った空間運動は無視する。視線速度は、星の運動学、ひいては個体群動態の理解に不可欠であるが、その影響は一般に天体測定法の測定（天空の平面内）では感知できないため、大規模な天体測定法の調査では一般に無視される。実際には、視線速度はスペクトル線のドップラーシフトとして測定できる。しかし、より厳密には、視線速度は厳密な天体測定法の定式化に含まれる。具体的には、視線に沿った空間速度は、接線方向の直線速度から（角方向の）固有運動への変換が時間の関数であることを意味する。結果として生じる永年加速または遠近加速の影響は、実際には有意な半径方向成分を伴う純粋に直線的な空間速度から生じる横方向の加速の解釈であり、位置の影響は視差、固有運動、および視線速度の積に比例する。ヒッパルコスの精度レベルでは、視線速度と固有運動が最も大きい最も近い恒星に対してのみ（限界的に）重要ですが、2 年間の累積位置効果が 0.1 ミリ秒を超える 21 のケースで考慮されました。ヒッパルコス カタログの恒星の視線速度は、現在独立した地上調査からわかっている範囲で、ストラスブール天文情報センターの天文データベースから見つけることができます。

大半の星について信頼できる距離が存在しないということは、天文測量法で天空の平面内で測定された角度を、天空の平面内での真の空間速度に一般に変換できないことを意味します。このため、天文測量法では、星の横方向の動きを km/s または同等の単位ではなく、角度の単位 (たとえば、1 年あたりの秒角) で特徴付けます。同様に、信頼できる視線速度が通常存在しないということは、横方向の空間の動き (わかっている場合) は、いずれにしても、完全な 3 次元空間速度の要素にすぎないことを意味します。

最終的なヒッパルコスカタログは、2つの（NDACとFASTコンソーシアム）分析の厳密な比較と統合の結果であり、全天で1平方度あたり平均約3つの星に相当する118,218のエントリ（星または多重星）が含まれています。^[12] 5つの天体測定パラメータ（Hp<9等級）の平均精度は、当初のミッションの目標を超え、0.6〜1.0質量です。約20,000の距離が10％を超える精度で決定され、50,000が20％を超える精度で決定されました。推定される外部誤差と標準誤差の比率は≈1.0〜1.2で、推定される系統誤差は0.1質量未満です。解決された、または疑われる二重星または多重星の数は23,882です。^[13]測光観測では、星1つあたり平均110回の観測、平均測光精度（Hp<9等級）0.0015等級のマルチエポック測光が得られ、11,597の項目が変光星または変光星の可能性があると特定されました。^[14]

星図の結果については、Tycho Data Analysis Consortium (TDAC) によってデータ分析が行われました。Tycho Catalogue には、20～30 ミリ秒の天文測定と 2 色 (B バンドと V バンド) 測光による 100 万以上の星が含まれています。^[15]

最終的なヒッパルコスとティコのカタログは1996年8月に完成しました。カタログは1997年6月に科学チームに代わって欧州宇宙機関（ESA）によって出版されました^。[16]

星図作成装置（ティコ）のデータをもっと詳しく分析した結果、データストリームからさらに暗い星が抽出されました。天体カタログプログラムの一環として数十年前に行われた古い写真乾板観測と組み合わせ、 250万個以上の星を収録したティコ2カタログ（オリジナルのティコカタログを完全に置き換えるもの）が2000年に出版されました。^[17]

ヒッパルコスとティコ1のカタログは、ミレニアム星図鑑の作成に使用されました。これは、視等級11までの100万個の恒星の全天図鑑です。カタログデータを補完するために、約10,000個の非恒星天体も含まれています。^[18]

1997年から2007年にかけて、衛星の姿勢と機器の較正における微妙な影響の調査が続けられました。スキャン位相の不連続性や微小隕石による姿勢の急変など、十分に考慮されていなかったデータの影響が数多く研究されました。最終的には、分析の関連ステップの再削減が行われました。^[19]

これにより、Hp=9.0 等級より明るい星の天体測定精度が向上し、最も明るい星 (Hp<4.5 等級) では約 3 倍になりました。また、当初発行されたヒッパルコス カタログは、引用された精度の範囲内で一般的に信頼できるという結論も強調されています。

すべてのカタログ データは、ストラスブール天文学センターからオンラインで入手できます。

ヒッパルコスの成果は、非常に広範囲の天文学研究に影響を与えており、それは 3 つの主要なテーマに分類できます。

• 正確な基準フレームの提供：これにより、シュミットプレート、子午線円、100年前の天体カタログ、150年間の地球方位測定など、歴史的な天体測定の一貫性のある厳密な再縮小が可能になりました。これにより、高精度で長期的な固有運動を備えた高密度の基準フレームワーク（Tycho-2カタログ）が得られました。現在の最先端の調査データの縮小により、同じ基準システムに基づく米国海軍天文台の高密度なUCAC2カタログと、スローンデジタルスカイサーベイや2MASSなどの最近の調査による改善された天体測定データが得られました。高精度の基準フレームには、重力レンズ効果の測定と二重星や多重星の検出と特徴付けが暗黙的に含まれています。
• 恒星の構造と進化に関する制約: 100,000 個の恒星の正確な距離と明るさは、これまでで最も包括的かつ正確な基本的な恒星パラメータのデータセットを提供し、内部回転、元素の拡散、対流運動、および星震学に制約を課しています。理論モデルやその他のデータと組み合わせることで、幅広い進化状態をカバーする多数の恒星の進化的質量、半径、年齢が得られます。
• 銀河の運動学と力学: 均一で正確な距離と固有運動は、星団、星団群、移動群の存在と進化、銀河の中心棒と渦巻き腕による共鳴運動の存在、銀河の回転を記述するパラメータの決定、ディスクとハローの種族の区別、ハローの集積の証拠、暴走星、球状星団、その他多くの種類の星の空間運動の測定など、太陽系近傍の恒星の運動学と動的構造の理解に大きな進歩をもたらしました。

これらの主要テーマに関連して、ヒッパルコスは、小惑星の質量測定、地球の自転とチャンドラーのぐらつき、白色矮星の内部構造、褐色矮星の質量、太陽系外惑星とその主星の特性評価、銀河中心面からの太陽の高さ、宇宙の年齢、恒星の初期質量関数と星形成率、地球外知的生命体の探索戦略など、太陽系科学の多様なトピックで成果をもたらしました。高精度のマルチエポック測光法は、多くの種類の物体の変動と恒星の脈動を測定するために使用されてきました。ヒッパルコスとティコのカタログは現在、地上の望遠鏡の方向を定めたり、宇宙ミッションをナビゲートしたり、公共のプラネタリウムを操作したりするために日常的に使用されています。

1997年以来、ヒッパルコスとティコのカタログを利用して数千の科学論文が出版されている。 1997年から2007年までのヒッパルコスの科学文献の詳細なレビューは2009年に出版され、 ^[20]プロジェクトの一般向け説明は2010年に出版された。 ^[3]注目すべき成果の例をいくつか挙げると、次のとおりである（時系列順）。

• ケフェイド変光星 による銀河回転の研究^[21]
• デルタたて座変光星 の性質^[22]

• 局所恒星運動学の研究^[23]
• 白色矮星の質量と半径の関係の検証^[24]
• ヒアデス星団の構造とダイナミクス^[25]

• ウォルフ・ライエ星とO型暴走星 の運動学^[26]

• 準矮星視差：金属に富む星団と厚い円盤^[27]
• 赤色巨星塊の微細構造とそれに伴う距離の決定^[28]
• 歪んだ銀河系円盤における予想外の恒星速度分布^[29]

• 視差測定におけるルッツ・ケルカーバイアスの確認^[30]
• オールト定数と銀河定数の改良^[31]
• 銀河系ディスクの暗黒物質、地球衝突クレーター、大数の法則^[32]
• グールドベルトの垂直運動と拡大^[33]

• SETI戦略における方向と時間のマーカーとしてのガンマ線バーストの使用^[34]
• 天の川銀河の初期形成史における銀河合体の証拠^[35]
• 近隣のOB協会の研究^[36]
• 太陽系への恒星の接近^[37]
• 連星軌道と質量の研究^[38]

• HD 209458の惑星通過^[39]
• 恒星銀河ハローと厚い円盤の形成^[40]

• 銀河系内の局所的な物質密度とオールト限界^[41]
• 氷河期と太陽の銀河系における軌道^[42]
• K型およびM型巨星の局所運動学と超銀河団の概念^[43]

• 長期的な地球自転研究のための改良された基準フレーム^[44]
• 銀河系内の局所的な恒星速度場^[45]
• 太陽の兄弟である可能性のある2つの天体（HIP 87382とHIP 47399）の特定。太陽系外惑星の存在の証拠を調査する^[46]

議論を呼んだ結果の1つは、プレアデス星団の約120パーセクという近さである。これは、元のカタログ^[47]と改訂された分析^[19]の両方から得られたものである。これは、最近のさまざまな研究によって異議が唱えられており、平均星団距離は約130パーセクとされている。^{[48] [49] [50] [51]}

2012年の論文によると、この異常は、星団内の星の距離と距離誤差の間に相関関係があるのに加重平均を使用したために生じたものである。加重平均を使用しないことでこの異常は解決される。星団に関しては、ヒッパルコスのデータに体系的な偏りはない。^[52]

2014年8月、ヒッパルコスの測定では120.2 ± 1.5パーセク（pc）であり、他の技術で導き出された133.5 ± 1.2pcは、 VLBIによる視差測定によって確認され、^[53 ]136.2 ± 1.2 pc は、この星団に対してこれまでに示された中で最も正確で精密な距離です。

ヒッパルコスによって引き起こされたもう一つの距離論争は、北極星までの距離に関するものである。

ヒッパルコスのデータは最近ガイアのデータと併用されている。特に両宇宙船からの恒星の固有運動の比較は、隠れた連星系伴星の探索に利用されている。^{[54] [55]ヒッパルコス-ガイアのデータは、}恒星下伴星などの既知の連星系の動的質量を測定するためにも利用されている。^{[56]ヒッパルコス-ガイアのデータは太陽系外惑星}ベータ・ピクトリスbの質量を測定するために使われており、 HR 5183 bなどの他の長周期太陽系外惑星の研究にも使われることがある。^{[57] [58]}

• ピエール・ラクルート（ストラスブール天文台）：1967年に宇宙天文測定法を提唱
• マイケル・ペリーマン: ESA プロジェクト科学者 (1981–1997)、衛星運用時のプロジェクトマネージャー (1989–1993)
• Catherine Turon (パリ・ムードン天文台): 入力カタログ コンソーシアムのリーダー
• Erik Hog: TDAC コンソーシアムのリーダー
• レナート・リンデグレン（ルンド天文台）：NDACコンソーシアムのリーダー
• ジャン・コヴァレフスキー: FASTコンソーシアムのリーダー
• Adrian Blaauw : 観測プログラム選定委員会委員長
• ヒッパルコス科学チーム: ウリ・バスティアン、ピエルルイジ・ベルナッカ、ミシェル・クレゼ、フランチェスコ・ドナティ、ミシェル・グレノン、マイケル・グルーウィング、エリック・ホッグ、ジャン・コヴァレフスキー、フロア・ファン・レーウェン、レナート・リンデグレン、ハンス・ファン・デル・マレル、フランソワ・ミニナール、アンドリュー・マレー、マイケル・ペリーマン（議長） )、ルドルフ・ル・プール、ハンスキャサリン・トゥロン・シュライフヴァー
• フランコ・エミリアーニ: ESA プロジェクトマネージャー (1981–1985)
• ハミド・ハッサン: ESA プロジェクト マネージャー (1985–1989)
• ディートマー・ヘーガー: ESA/ESOC 宇宙船運用マネージャー
• ミッシェル・ブファール: マトラ・マルコーニ宇宙プロジェクトマネージャー
• Bruno Strim: Alenia Spazio プロジェクト マネージャー

• ガイア、2013年に打ち上げられた後継ミッション

• ESA のヒッパルコス宇宙天文測定ミッション
• ケンブリッジ大学天文学研究所 CASU 天文データセンターのヒッパルコスおよびティコ カタログ
• ストラスブールの CDS にあるヒッパルコス主カタログとティコ 1 カタログ
• ヒッパルコス天文カタログ（CSV ファイル）