ヒッパルコス

ヒッパルコスは、欧州宇宙機関（ESA）の科学衛星で、1989年に打ち上げられ、1993年まで運用されました。これは、天体の位置と距離を正確に測定する精密天体測定に特化した最初の宇宙実験でした。 ^{[ 3 ]}これは、地上の観測所では不可能な、全天の絶対視差測定の実用的試みであり^{、天文学における根本的なブレークスルーとなりました。 [ 4 ]}その結果得られた星の絶対位置、固有運動、視差の高精度測定により星の距離と接線速度の計算精度が向上しました。分光法による視線速度測定と組み合わせることで、天体物理学者は最終的に星の運動を決定するために必要な6つの量すべてを測定できるようになりました。その結果作成されたヒッパルコスカタログ^{[ 5 ]}は、118,200個以上の星を収録した高精度カタログで、1997年に出版されました。100万個以上の星を収録した低精度のティコカタログも同時期に出版され、250万個の星を収録した改良版ティコ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^{[ 6 ]}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、高精度視差収集衛星（High Precision Parallax Collecting Satellite）の頭文字をとった略語であると同時に、三角法を天文学に応用し、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由来している。

20世紀後半になると、地上からの星の位置の正確な測定は、特に広角測定や系統項において、精度向上に対する事実上克服不可能な障壁に直面していた。問題は地球の大気の影響が大部分を占めていたが、複雑な光学項、熱や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化していた。宇宙からこれらの精密な観測を行うための正式な提案が最初に出されたのは1967年のことだった。^{[ 7 ]}

ハッブル宇宙望遠鏡をはじめとする他の宇宙望遠鏡でさえ、近傍の背景星や光源を基準として位置や視差を測定する相対位置測定しかできません。このような局所的な相対視差を多数集めると、地域的な誤差が生じ、遠方の天域間の距離比較が非常に困難になります。ヒッパルコスは、絶対位置測定に取り組んだ最初のプロジェクトでした。全天サーベイであることに加えて、ヒッパルコスは、広い「基本」角度で隔てられた2つの望遠鏡を単一の焦点面に向けるという概念を導入しました。その結果、どちらかの望遠鏡で行われたすべての測定は、もう一方の望遠鏡による同時測定と関連付けられます。各光源の通過角度が多様であるため、天体の他の多くの部分と関連付けられます。最終的なデータ処理では、これらの無数の遠方の天体との関連付けを利用して、すべての位置/視差測定を固定するための単一のグローバルな固定基準フレームを導き出すことができます。^{[ 4 ]} （これは、地球の座標系が三角形のグローバルネットワークによって固定された方法といくらか似ています。）

このミッションは当初、フランス宇宙機関CNESに提案されたが、CNESは単一の国家プログラムとしては複雑かつ高額すぎると判断し、多国間協力の枠組み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採用されたのは、長期間にわたる調査とロビー活動の結果であった。根底にある科学的動機は、恒星の距離と空間運動を測定することによって恒星の物理的特性を決定し、それによって恒星の構造と進化に関する理論的研究、および銀河の構造と運動学に関する研究をより確実な経験的基盤の上に置こうとすることであった。観測上の目標は、約10万個の恒星の位置、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であり、実際にはこの目標を最終的には2倍上回る精度で達成した。宇宙望遠鏡「ヒッパルコス」という名前は、「高精度視差観測衛星」の頭文字をとったものであり、同時に、三角法の創始者であり、地球の自転軸の揺れによる歳差運動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も反映している。 

宇宙船には、口径29cm （11インチ）の全反射型偏心シュミット望遠鏡が1基搭載されていた。特殊なビーム結合ミラーによって、58°離れた2つの視野が共通の焦点面に重ね合わされた。この複雑なミラーは、互いに反対方向に傾いた2枚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た。望遠鏡の焦点面には、周期1.208秒角（8.2マイクロメートル）の不透明帯と透明帯が交互に並んだ2688本の格子システムが用いられていた。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イメージディセクター管（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1200Hz ）に変換し、そこから星からのパルス列全体の位相を導出することができた。2つの星のパルス列の位相差から、グリッド周期を法とした、結合視野内の2つの星間の見かけの角度が得られた。当初は、約0.002秒角の天体位置精度で約10万個の星を観測することを目標としていたヒッパルコスカタログは、最終的に約12万個の星を収録し^{[ 8 ]： xiii、}中央値の精度は0.001秒角（1ミリ秒角）をわずかに上回った^{[ 8 ]： 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測し、星図作成装置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 等級までのすべての星の測光データと位置天文データを収集することでした。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 つの広帯域で行われました。これらの星の位置は、0.03 秒角の精度で決定する必要がありましたが、これは主ミッションの星の 25 分の 1 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、結果として作成されたTycho カタログは100 万個強の星で構成され、その後の分析により、約 250 万個の星を含むTycho-2 カタログに拡張されました。

宇宙船の重心に対する姿勢は、回転軸と太陽の方向との間の傾斜角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、1日に11.25回転（168.75秒角）の速度でZ軸を中心に回転した。Z軸は、太陽と衛星を結ぶ線を中心に年間6.4回転した。^{[ 9 ]}

宇宙船は、アルミニウムハニカム製の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ていた。太陽電池アレイは3つの展開式セクションからなり、 合計で約300Wの電力を発電した。宇宙船の上部と下部には2つのSバンドアンテナが設置され、全方向へのダウンリンクデータレートは24kbit /sであった。姿勢および軌道制御サブシステム（コースマニューバ用の5ニュートンのヒドラジンスラスタ、姿勢制御用の20ミリニュートンの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姿勢決定が保証された。 

観測の主な特徴は以下のとおりです。^{[ 10 ] [ 4 ]}

• 宇宙からの観測によって、大気による天体視界のぼやけ、機器の重力による歪み、熱による歪みといった影響を回避または最小限に抑えることができる。
• 全天が見通せたため、天球全体で観測された星々を直接結びつけることができた。
• 衛星の2つの観測方向は、大きく適切な角度（58°）で分離されており、その結果、空の異なる部分におけるほぼ瞬時の一次元観測の間に強固な接続が生じた。これにより、絶対的な視差決定が可能になった（未知のゼロ点に対する相対的な視差ではなく）。
• 衛星による黄道面に基づいた連続的なスキャンにより、利用可能な観測時間を最適に活用することができ、その結果得られたカタログは、天球全体にわたって比較的均質な空の密度と均一な位置天文学的精度を提供するものとなった。

• 3年間の観測プログラム全体を通して、各恒星について複数の時期に様々な幾何学的スキャン構成を行った結果、一次元位置の密なネットワークが得られ、そこから、観測データ全体のグローバル最小二乗法による簡略化によって、重心座標の方向、視差、および天体の固有運動を求めることができた。この過程で、位置天文学的パラメータ、標準誤差、および相関係数が導出された。
• 標準モデルの未知数（恒星あたり 5 つの位置天文学的未知数）と比較して、対象物ごとの独立した幾何学的観測の数は多かった（通常 30 程度）ため、この単純な 5 つのパラメータ モデルに準拠しない位置天文学的解は、二重星や多重星の影響、または未解決の位置天文学的連星に起因する非線形光中心運動を考慮するように拡張される可能性がある。
• 対象物ごとに約110というやや多い数の実際の観測を行うことで、各恒星について正確で均質な測光情報が得られ、それに基づいて平均等級、変動振幅、そして多くの場合、周期や変動タイプの分類を行うことができた。

ヒッパルコス衛星は、欧州宇宙機関（ESA）の全体的な権限の下で資金調達と管理が行われた。主な産業請負業者は、マトラ・マルコーニ・スペース（現EADSアストリウム）とアレーニア・スパツィオ（現タレス・アレーニア・スペース）であった。

その他のハードウェアコンポーネントは以下のとおり供給されました。

• フランス、サン＝ピエール＝デュ＝ペレーにあるREOSC社製のビーム結合ミラー
• ドイツ、オーバーコッヘンのカールツァイスAG社製の球面鏡、折り返し鏡、リレーミラー
• スペイン、マドリードのCASA社製外部迷光遮断板
• スイス、ヌーシャテルにあるCSEM社製の変調グリッド
• 機構制御システムおよび熱制御電子機器は、ドイツのフリードリヒスハーフェンにあるドルニエ・サテライト・システムズ社製。
• 光学フィルター、実験構造物、姿勢・軌道制御システムは、フランスのヴェリジーにあるマトラ・マルコーニ・スペース社製。
• スイス、チューリッヒのエリコン・コントラベス社製計器切り替え機構
• オランダ宇宙研究機構（ SRON ）によるイメージディセクター管と光電子増倍管検出器
• オランダ、デルフトのTNO-TPDによる再焦点調整機構
• 英国ブリストルにあるブリティッシュ・エアロスペース社製の電力サブシステム
• ドイツ、ブレーメンのダイムラー・ベンツ・エアロスペース社による構造および反応制御システム
• オランダ、ライデンにあるフォッカー・スペース・システム社製の太陽電池アレイと熱制御システム
• スウェーデンのヨーテボリにあるサーブ・エリクソン・スペース社のデータ処理および通信システム
• フランスのSEP社製アポジーキックモーター

ベルギーのリエージュにある天体物理学研究所とフランスのマルセイユにある宇宙天文学研究所のグループは、光学性能、校正、およびアライメントテストの手順に貢献しました。アイルランドのダブリンにあるCaptecとロンドンにあるLogicaは、搭載ソフトウェアと校正に貢献しました。

ヒッパルコス衛星は、1989年8月8日、フランス領ギアナのクールーにあるギアナ宇宙センターから、アリアン4ロケット（V33便）で打ち上げられました（直接放送衛星TV-Sat 2を副搭乗機として搭載）。静止トランスファ軌道（GTO）への投入を目指していましたが、 Mage - 2遠地点キックモーターの点火に失敗し、当初の静止軌道には到達しませんでした。しかし、ドイツの欧州宇宙運用センター（ESOC）にあるESA運用管制センターに加え、地上局が増設されたことで、衛星はGTOで約3年半にわたり運用され、当初のミッション目標はすべて達成されました。

衛星観測およびデータ処理に関連する科学活動の見積もりを含めると、ヒッパルコス計画の費用は約6億ユーロ（2000年の経済状況に基づく）であり、その実施には約200人のヨーロッパの科学者と2,000人以上のヨーロッパの産業界の人々が関わった。

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。衛星の回転に伴い、イメージ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）を構成した。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。^{[ 11 ]}入力カタログは、INCAコンソーシアムによって1982年から1989年にかけて編集され、打ち上げ前に完成し、デジタル版と印刷版の両方で公開された。^{[ 12 ]}

衛星による観測結果によって完全に取って代わられたものの、このカタログには、複数のシステム構成要素に関する補足情報や、衛星では観測されなかったため、公表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やスペクトル型の集計が含まれています。

衛星運用とデータ解析のために、総観測時間と天球全体にわたる恒星の均一性に関する制約により、約 118,000 個の恒星からなる入力カタログが作成されました。これは 2 つのコンポーネントを統合したものです。まず、スペクトル型が G5 より前の恒星については V < 7.9 + 1.1sin|b| 、スペクトル型が G5 より後の恒星については V < 7.3 + 1.1sin|b|という限界等級まで可能な限り完全な 58,000 個の天体の調査 (b は銀河緯度)。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。

第2の構成要素は、科学的関心に基づいて選定された追加の恒星で構成され、等級V=13等級より暗い恒星は含まれていません。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件の科学提案から選定され、科学提案選定委員会が入力カタログコンソーシアムと協議の上、優先順位付けを行いました。この選定は、事前の科学的関心と、観測プログラムの限界等級、総観測時間、および空の均一性に関する制約とのバランスを取る必要がありました。

主要ミッションの成果に関するデータ分析は、NDACとFASTという2つの独立した科学チームによって実施されました。両チームは合わせて約100名の天文学者と科学者で構成され、そのほとんどは欧州（ESA加盟国）の研究所に所属しています。3年半にわたって取得された約1000ギガビットの衛星データに基づくこの分析は、包括的な相互検証システムを採用しており、その詳細は公開されたカタログに記載されています。

天球座標から観測装置座標への変換をマッピングするために、詳細な光学較正モデルが組み込まれました。その妥当性は、詳細な測定残差によって検証できます。地球の軌道と、地球に対する衛星の軌道は、各観測時点における観測者の位置を記述するために不可欠であり、適切な地球暦と高精度衛星測距によって得られました。特殊相対性理論（恒星光行差）による補正には、対応する衛星速度が使用されました。一般相対論による光の屈折による修正は大きく（黄道面に対して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。残差を調べて、この一般相対論的値からの偏差の限界を確立しましたが、重大な不一致は見つかりませんでした。

衛星観測により、測定期間（1989～1993年）を通して、恒星間の相対位置が非常に正確に得られた。銀河系外天体の直接観測がないため（クエーサー3C 273のわずかな観測を除く）、得られた剛体基準系は、銀河系外天体とリンクした慣性基準系に変換された。これにより、異なる波長でのサーベイをヒッパルコス星と直接相関させることが可能になり、カタログの固有運動が可能な限り運動学的に非回転となることが保証される。関連する3つの剛体回転角と3つの時間依存回転率の決定は、カタログの出版前に実施され完了した。これにより、正確ではあるが間接的な、慣性銀河系外基準系とのリンクが得られた。^{[ 13 ]}

カタログ公開前にこの基準フレームリンクを確立するためのさまざまな方法が採用され、適切な重み付けがなされました。具体的には、VLBIネットワーク、MERLIN、VLA（Very Large Array ）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用い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（ボン、キエフ、リック、ポツダム、イェール/サンフアン）、そして超長基線干渉法（VLBI）と地上からのヒッパルコス星の光学観測によって得られた地球の自転パラメータの比較などです。機器、観測方法、対象天体の点で大きく異なっていましたが、これらのさまざまな手法は、一般的に、システムの向きについては10ミリ秒角以内、自転については1ミリ秒角/年以内で一致しました。適切な重み付けにより、公表されたカタログで定義された座標軸は、J1991.25の時点で銀河系外電波座標系と±0.6ミリ秒角以内で一致しており、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る。^{[ 10 ]： 10}

ヒッパルコスおよびティコカタログは、結果として得られるヒッパルコス天体基準座標系（HCRF）が、観測誤差の範囲内で国際天体基準座標系（ICRF）と一致し、カタログ完成時（1996年）における最良の推定値を表すように構築された。したがって、HCRFは光学領域における国際天体基準系（ICRS）の具現化である。これはJ2000（FK5）システムを拡張および改良し、そのシステムのグローバルな向きをほぼ維持しつつ、地域的な誤差を排除している。^{[ 10 ]： 10}

二重星や多重星は天文学的に非常に重要であるものの、検出器の感度視野のサイズと形状が有限であるため、観測とデータ解析にかなりの複雑さをもたらした。データ処理では、位置天文学的解を次のように分類した。

• 星1つの解答：100,038件、うち6,763件は重複の疑いがあると判定された。
• 構成要素ソリューション（付録C）：13,211件のエントリ、12,195のソリューションに含まれる24,588個の構成要素
• 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
• 変動性によって変動する銘柄（付録V）：288件
• 確率解（付録X）：1,561件
• 有効な天体位置測定解なし：263件（うち218件は二重星の疑いありと判定）

連星の軌道周期が長く、光中心の非線形運動が短い（3 年）測定期間では無視できるほど小さい場合、その星の連星性はHipparcosでは認識されないが、地上での長期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Hipparcos の固有運動の不一致として現れる可能性がある。高次の光中心運動は、7 パラメータ、あるいは 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）で表すことができ、通常、適切な適合が得られるまで、このようなモデルの複雑さを増すことができる。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 年に近い軌道周期は視差と縮退する可能性があり、その結果、両方の信頼性の低い解が生じる。三重またはそれ以上の次数のシステムは、データ処理にさらなる課題をもたらした。

最高精度の測光データは、主ミッションの天体位置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パスバンドで行われ、 H _pと指定されました。^{[ 14 ]} _{H p} <9 等級の測光精度の中央値は0.0015等級で、3.5 年間の観測期間を通して、星ごとに通常 110 回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付けられました。変光星は周期変光星または未解決変光星に分類され、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表されました。合計で約 11,597 個の変光天体が検出され、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 個のケフェイド変光星、186 個のRR Lyrae 変光星、108 個のDelta Scuti 変光星、および 917 個の食連星があります。ティコ（およびティコ2）カタログを構成する星図観測データは、ジョンソンUBV測光システムにおけるBとVに相当する2つの色を提供し、これはスペクトル分類と有効温度の決定にとって重要である。

古典的な天体観測法は、天球面内の運動のみを扱い、恒星の視線方向の速度、すなわち視線に沿った空間運動を無視します。恒星の運動学、ひいては恒星集団の動態を理解する上で視線方向の速度は非常に重要ですが、その影響は一般的に天体観測（天球面内）では感知できないため、大規模な天体観測調査では通常無視されます。実際には、スペクトル線のドップラーシフトとして測定できます。しかし、より厳密に言えば、視線方向の速度は厳密な天体観測法の定式化に含まれます。具体的には、視線に沿った空間速度とは、接線方向の線形速度から（角）固有運動への変換が時間の関数であることを意味します。その結果生じる永年加速度または透視加速度は、実際には大きな半径方向成分を持つ純粋な線形空間速度から生じる横方向の加速度の解釈であり、位置効果は視差、固有運動、および視線方向の速度の積に比例します。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（わずかながら）重要ですが、2年間の累積位置効果が0.1ミリ秒角を超える21のケースでは考慮されています。ヒッパルコスカタログの恒星の視線速度は、独立した地上観測から現在知られている範囲で、ストラスブール天文データセンターの天文データベースから入手できます。

ほとんどの恒星について信頼できる距離が不明であるため、天球面で行われる位置天文学的な角度測定は、一般的に天球面における真の空間速度に変換することはできません。このため、位置天文学では恒星の横方向の運動を、km/sなどの単位ではなく、角度（例えば、1年あたりの秒角）で表します。同様に、信頼できる視線速度が一般的に不明であるため、横方向の空間運動（既知の場合）は、いずれにしても、完全な3次元空間速度の構成要素にすぎません。

最終的なヒッパルコスカタログは、2 つの (NDAC および FAST コンソーシアム) 分析の重要な比較と統合の結果であり、118,218 個のエントリ (恒星または多重星) が含まれており、これは全天の 1 平方度あたり平均 3 つの恒星に相当します。^{[ 15 ]} 5 つの天体位置測定パラメータ (Hp<9 等級) の中央値精度は、当初のミッション目標を超え、0.6 ～ 1.0 mas です。約 20,000 個の距離が 10% より良く、50,000 個が 20% より良く決定されました。推定される外部誤差と標準誤差の比率は ≈1.0～1.2 であり、推定される系統誤差は 0.1 mas 未満です。解決済みまたは疑われる二重星または多重星の数は 23,882 個です。^{[ 16 ]}測光観測により、星1つあたり平均110回の観測による複数時期の測光データが得られ、測光精度の中央値（Hp<9等級）は0.0015等級で、11,597件が変光星または変光星の可能性があると特定された。^{[ 17 ]}

スターマッパーの結果については、データ解析はタイコデータ解析コンソーシアム（TDAC）によって実施されました。タイコカタログには、20～30 ミリ秒角の天体位置測定と2色（BバンドとVバンド）測光による100万個以上の星が含まれています。^{[ 18 ]}

ヒッパルコスとティコの最終カタログは1996年8月に完成しました。カタログは、科学チームに代わって欧州宇宙機関（ESA）によって1997年6月に発行されました。 ^{[ 19 ]}

星図作成装置（Tycho）のデータをより詳細に分析した結果、データストリームからさらに暗い星が抽出された。数十年前に天体カタログ計画の一環として行われた古い写真乾板観測と組み合わせることで、 250万個以上の星を収録したTycho-2カタログ（元のTychoカタログを完全に置き換えるもの）が2000年に出版された。^{[ 20 ]}

ヒッパルコスとティコ1カタログは、視等級11までの100万個の星を網羅した全天アトラスであるミレニアムスターアトラスの作成に使用されました。カタログデータを補完するために、約1万個の非恒星天体も含まれています。^{[ 21 ]}

1997年から2007年にかけて、衛星の姿勢と機器の校正における微妙な影響に関する調査が続けられた。スキャン位相の不連続性や微小隕石による姿勢の急激な変化など、これまで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た。最終的に、関連する解析手順の再削減が行われた。^{[ 22 ]}

これにより、Hp=9.0等級より明るい星の天体位置測定精度が向上し、最も明るい星（Hp<4.5等級）では約3倍の精度向上が見られました。また、当初発行されたヒッパルコス星表は、記載されている精度の範囲内で概ね信頼できるという結論も裏付けられました。

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。

ヒッパルコス衛星の観測結果は、非常に幅広い天文学研究に影響を与えており、それらは大きく3つのテーマに分類できる。

• 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、100年前の天文カタログ、150 年にわたる地球方位測定など、歴史的な天体測定の一貫した厳密な再処理が可能になりました。 これらは、高精度で長期の固有運動を持つ高密度の基準フレームワーク ( Tycho-2 カタログ) をもたらしました。 現在の最先端の調査データの処理により、同じ基準システム上の米国海軍天文台の高密度 UCAC2 カタログ、およびスローン デジタル スカイ サーベイや2MASSなどの最近の調査からの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、重力レンズの測定、二重星や多重星の検出と特性評価が暗黙のうちに含まれています。
• 恒星構造と恒星進化の制約: 10万個の恒星の正確な距離と光度は、現在までに最も包括的で正確な恒星の基本パラメータのデータセットを提供し、内部回転、元素拡散、対流運動、および星震学に制約を与えます。理論モデルや他のデータと組み合わせることで、幅広い進化段階を網羅する多数の恒星の進化質量、半径、および年齢が得られます。
• 銀河の運動学と力学：均一で正確な距離と固有運動は、恒星の運動学と太陽近傍の力学的構造の理解において大きな進歩をもたらしました。これには、星団、星団連合、および移動する星群の存在と進化、銀河の中心棒と渦状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、円盤とハローの集団の識別、ハロー降着の証拠、および暴走星、球状星団、およびその他多くの種類の星の空間運動の測定が含まれます。

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揺動、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、銀河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、地球外生命体探査戦略など、太陽系科学の多様な分野で成果を上げてきました。高精度な複数時期の測光は、多くの種類の天体の変動性と恒星脈動の測定に用いられてきました。ヒッパルコスとティコのカタログは現在、地上望遠鏡の指向、宇宙ミッションの航行、公共プラネタリウムの運営に日常的に使用されています。

1997年以降、ヒッパルコスとティコのカタログを利用した科学論文が数千件発表されている。1997年から2007年までのヒッパルコス科学文献の詳細なレビューは2009年に発表され^{[ 23 ]}、プロジェクトの一般向け解説書は2010年に発表された^{[ 3 ]}。注目すべき成果の例としては、以下のようなものがある（時系列順）。

• ケフェイド変光星 による銀河回転の研究^{[ 24 ]}
• デルタ・スクティ変光星 の性質^{[ 25 ]}

• 局所的な恒星運動学の研究^{[ 26 ]}
• 白色矮星の質量と半径の関係を検証する^{[ 27 ]}
• ヒアデス星団の構造とダイナミクス^{[ 28 ]}

• ウォルフ・ライエ星とO型暴走星 の運動学^{[ 29 ]}

• 準矮星の視差：金属に富む星団と厚い円盤^{[ 30 ]}
• 赤色巨星塊の微細構造と関連する距離決定^{[ 31 ]}
• 歪んだ銀河円盤における予想外の恒星速度分布^{[ 32 ]}

• 視差測定のルッツ・ケルカーバイアスを確認する^{[ 33 ]}
• オールト定数と銀河定数の改良^{[ 34 ]}
• 銀河円盤の暗黒物質、地球の衝突クレーター、大数の法則^{[ 35 ]}
• グールドベルトの垂直運動と拡大^{[ 36 ]}

• SETI戦略における方向および時間マーカーとしてのガンマ線バーストの使用^{[ 37 ]}
• 天の川銀河の初期形成史における銀河合体の証拠^{[ 38 ]}
• 近隣のOB協会の研究^{[ 39 ]}
• 恒星が太陽系に接近する現象^{[ 40 ]}
• 連星の軌道と質量の研究^{[ 41 ]}

• HD 209458の惑星通過^{[ 42 ]}
• 恒星銀河ハローと厚い円盤の形成^{[ 43 ]}

• 銀河内の物質の局所密度とオールトの限界^{[ 44 ]}
• 氷河期と銀河系における太陽の軌道^{[ 45 ]}
• K型およびM型巨星の局所運動学と超銀河団の概念^{[ 46 ]}

• 長期的な地球回転研究のための改良された基準フレーム^{[ 47 ]}
• 銀河内の局所的な恒星速度場^{[ 48 ]}
• 太陽の可能性のある2つの「兄弟」（HIP 87382とHIP 47399）を特定し、系外惑星の証拠を調査する^{[ 49 ]。}

• ピエール・ラクルート（ストラスブール天文台）：1967年に宇宙天体測量法を提唱した人物
• マイケル・ペリーマン：ESAプロジェクト科学者（1981年～1997年）、衛星運用期間中のプロジェクトマネージャー（1989年～1993年）
• 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・コバレフスキー：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、レナルト・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、ハンスシュライヴァー、キャサリン・トゥロン
• 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年～1989年）
• 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

• ガイアは、2013年に打ち上げられた後継ミッションです。

• ESAのヒッパルコス宇宙天体測量ミッション
• ケンブリッジ大学天文学研究所CASU天文データセンター所蔵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に所蔵されているヒッパルコス主カタログとティコ1カタログ
• ヒッパルコス天体観測カタログ（CSVファイル形式）