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星海微萤

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日志

 
 

依巴谷空间天体测量(van Leeuwen 1997)(第 1—3 节)  

2013-03-02 11:06:02|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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Space Science Reviews 81: 201–409, 1997.

依巴谷空间天体测量

THE HIPPARCOS MISSION

弗洛尔·范·莱文(FLOOR VAN LEEUWEN

英国剑桥皇家格林尼治天文台

Royal Greenwich Observatory, Madingley Road, Cambridge, UK

E-mail address: fvl@ast.cam.ac.uk

19971022日收到

摘要. 这是对欧洲空间局依巴谷(Hipparcos)天体测量卫星计划实施情况的一篇评述,这一计划所获得的最终的数据表格已在 1997 6 月发表。评述的重点放在对这一星表中给出的数据有或者可能有影响的那些方面。它简要地介绍了这颗卫星、这一空间观测项目的目的及其与地面天体测量的关系以及这一空间观测项目的历史情况。在此之后是对输入数据流的描述以及对数据归算情况的概述。星表中给出的数据文件在阐述数据归算情况时一并介绍,对其内容和用法做出说明。这次空间观测项目的成果不仅包括单星和双星的优异的天体测量数据,而且有对于全天的独一无二的测光巡天,这些测光数据已经用于光变研究。这已经导致了数千颗变星的发现。作为依巴谷空间观测项目的补充,还执行了第谷(Tycho)试验观测项目,给出了完整的全天直到 11 等为止 100 万颗恒星的天体测量和测光参数,只是准确度比主项目低。还得到了挑选出的 48 颗小行星、木星卫星木卫二以及土星卫星土卫六和土卫八的天体测量和测光数据。对数据品质的查证做了评述,并给出了依巴谷数据正确使用的导引,然后是这一空间观测项目第一批取得的某些科学成果。对于由这有史以来第一个空间天体测量观测项目获得的经验,从与依巴谷的后继空间观测项目关系的角度进行了思考。

 

视差测量恒星距离,

其他方法依靠假设。

 

关键词:数据归算方法,双星,依巴谷,卫星动力学,空间天体测量学,第谷,变星

 

缩写词ABM——远地点推进发动机;CCCM——线圈电流校准矩阵;CERGA——地球动力学与天文学研究中心;DMSA——双星与聚星附件;ESOC——欧洲空间运行中心;FAST——采用空间技术的基础天文学;FFOV——后随视场;GCR——大圆归算;IDT——图像解析管;IFOV——瞬时视场;ITF——强度转移函数;INCA——《输入星表》团组;mas——毫角秒; NDAC——北方数据分析团组;OTF——光学转移函数;PFOV——前导视场;SM——恒星成图器;RGC——参考大圆;RGO——皇家格林尼治天文台;TDAC——第谷数据分析团组。

目录

1. 引言

1.1. 视差

1.2. 绝对位置

1.3. 依巴谷的由来

1.4. 数据处理

1.5. 发射前的发展

1.6. 发射后的发展

1.7. 运行轨道

1.8. 数据发布

2. 地面天体测量的潜力

2.1. 子午天体测量

2.2. 大视场照相天体测量

2.3. 小视场照相天体测量

2.4. CCD 天体测量

3. 依巴谷卫星

3.1. 航天器

3.2. 仪器设备

4. 《输入星表》

4.1. 观测建议

4.2. 选择机制

4.3. 《输入星表》内容的准备

4.4. 《输入星表》的特点

4.4.1. 完整性

4.4.2. 双星

4.4.3. 变星

4.4.4. 证认问题

5. 扫描规则

6. 项目实施情况

6.1. 导致数据品质改进的一些活动

6.2. 常规运行阶段

7. 数据流

7.1. 光子计数的解压缩

7.2. 图像解析管数据流

7.3. 恒星成图器数据

7.4. 星载姿态数据

8. 主要部分数据归算总览

8.1. 恒星成图器归算,包括第谷

8.1.1. 单狭缝响应函数

8.1.2. 栅格几何校准

8.1.3. 恒星成图器凌信号

8.1.4. 凌的检测

8.1.5. 背景的确定

8.1.6. 凌的时间和信号强度的确定

8.1.7. 双星的影响

8.2. 姿态重构

8.2.1. 目的和目标准确度

8.2.2. 卫星动力学模型I运动方程

8.2.3. 卫星动力学模型II重力梯度

8.2.4. 卫星动力学模型III太阳辐射转矩

8.2.5. 卫星动力学模型IV磁转矩

8.2.6. 卫星动力学模型V混合影响

8.2.7. 姿态重构NDAC 的处理方法

8.2.8. 姿态重构FAST 的处理方法,I模型

8.2.9. 姿态重构FAST 的处理方法,II姿态角

8.2.10. 姿态重构FAST 的处理方法,III近似运动方程

8.2.11. 姿态重构FAST 的处理方法,IV系统输入函数

8.2.12. 准确度评估

8.3. 《输入星表》的早期改进

8.3.1. 更新机制

8.3.2. 早期改进的使用

8.4. 图像解析管数据归算

8.4.1. 信号模型

8.4.2. 双像和多像的联系

8.4.3. 数据分组

8.4.4. 统计检验

8.4.5. 光学传递函数的校准

8.4.6. 三参数解

8.4.7. 准确度评估

8.5. 大圆归算

8.5.1. 归算机制

8.5.2. 姿态平滑和准确度评估

8.5.3. 仪器参数

8.6. 球面解

8.7. 合并和天体测量参数的确定

8.7.1. 方差和相关性的确定

8.7.2. 横坐标残差的模型拟合

8.7.3. 天体测量参数的模拟

8.7.4. 变换到国际天球参考系

8.7.5. 天体测量参数的准确度评估

8.8. 第谷天体测量和测光

8.8.1. 预处理

8.8.2. 凌的识别

8.8.3. 第谷测光

8.8.4. 第谷天体测量

8.8.5. 品质评估

9. 数据归算中的平行处理

9.1. 双星和聚星

9.1.1. 双星和聚星的检测

9.1.2. 双星的分辨

9.1.3. 品质评估和合并

9.2. 太阳系天体

9.2.1. 太阳系天体数据的给出

9.2.2. 太阳系天体数据的使用

9.3. 测光

9.3.1. 背景的确定

9.3.2. 检测器灵敏度的位置变化

9.3.3. 颜色改正和老化

9.3.4. 最终的品质检查和合并

9.3.5. 测光数据的特点

9.4. 变星

9.4.1. 统计指标

9.4.2. 周期研究

10. 依巴谷第谷数据的确认

10.1. 位置和自行

10.2. 视差

10.3. 测光数据

11. 关于依巴谷数据的正确使用

11.1. 关于单星的观测结果

11.2. 关于星群

11.3. 《天体测量中间数据》使用的可能性

11.4. 凌数据使用的可能性

12. 第一批科学结果

12.1. 近距星、本地银河系运动学

12.2. 恒星质量

12.3. 星团和星协

12.4. 光度校准

12.5. 变星

12.6. 参考架改进

12.7. 太阳系有关研究

13. 未来的计划

1. 引言

在过去 100 年中天体物理学快速的发展已经增加了对最基本的天文学观测结果即恒星位置和三角学距离或者说视差在品质和数量上做出改进的需求。但是,在地面,这类观测结果似乎已经达到了实际的极限,而且这些极限使得要为恒星结构、恒星演化和银河系距离尺度的研究提供适当的约束变得不再可能,而这些研究构成了河外距离尺度和宇宙学的基础[也请参看柯瓦列夫斯基(Kovalevsky1984 年论文]。此外,天体测量数据的地面采集需要长期投入,是一件耗时费力的事情。在当今的世界上,几乎没有人有空或者说有精力再去做这类工作。更近一些,现已提出了多种方法能够在地面获得非常准确的相对天体测量的测量结果,但这样的测量结果数量依然非常少[扎卡赖亚斯(Zacharias1997 年论文;哈里斯(Harris)等人 1997 年论文]。

1.1. 视差

要在地面得到视差测量结果始终是非常困难的。传统的方法使用照相底片,为了获得最大的视差位移,不得不在远离理想条件即偏离子午线并接近日没或日出的情况下拍摄这些底片。此外,视差位移只能相对于在同一底片上选出的一些参考星来测定。在这类工作中使用的照相底片采用长焦距的仪器来拍摄,一张底片只能拍摄非常小的一个天区。例如阿列根尼、麦考密克、斯普鲁尔、耶鲁和叶凯士这几个天文台的折射望远镜,它们用来做过大量视差测定,焦距都在 10 20 米。在一个小天区中,所有恒星都有共同的视差位移方向,而位移的大小与各颗恒星的距离有关。因此,在底片归算中,参考星也受视差位移影响,这使得地面的视差测定产生的总是相对于背景星平均视差测量的视差。这一背景视差的估值给出了绝对视差改正的近似值。可是,这样的估值总是很难做出而且很不肯定。看到同一颗恒星的不同视差测定结果相差远远大于这些测定结果所给出的精密度,这并不是一件罕见的事情[进一步的详细情况和参考文献请参看詹金斯(Jenkins1952 年论文;詹金斯 1963 年论文;乌普格伦(Upgren1977 年论文;格里泽(Gliese)和乌普格伦 1990 年论文;范·奥尔特纳(van Altena)等人 1995 年论文]。

地面测定的视差准确度最好约为 0.008 角秒。更近一些,使用电荷偶合器件(CCD)方法获得的少量暗星地面视差测定结果具有明显更高的可靠性(达 0.002 角秒左右)[莫尼特Monet)等人 1992 年论文]。视差测定结果的准确度可以转化为距离模数的准确度(但请注意第 11 节中所作的说明),并得出能够有效地确定距离模数的距离范围。只有非常少量的天体能够达到距离的相对误差小于 10 % 而且即使这样的准确度给出的那些恒星距离模数的不确度也达 0.1 0.2 星等左右,相比之下,测光测量结果的准确度可达 0.001 星等左右。视差的准确度把有用测量结果的距离范围限制在离太阳距离约为 12 秒差距(距离模数准确度为 0.2 星等,约 250 300 颗恒星)到 30 秒差距(距离模数准确度为 0.5 星等,约 4000 颗恒星)的球内。 欧洲空间局的天体测量卫星依巴谷大大地改善了这种状况。视差的准确度相对于地面平均的准确度改进了 6 8 倍,测量得到的视差有意义的体积大了 100 1000 倍,可以用作距离测量的恒星数量有了非常显著的增加。由依巴谷获得的视差测量结果,在其极限星等以内,约有 20 000 颗星的准确度好于 10 %

1.2. 绝对位置

恒星的绝对位置过去常常完全依赖于在很长时期内取得的子午观测结果。这样的观测测定的是恒星的位置,因而也就测定了在一给定历元的参考架以及这些恒星的自行,它们都与地球自转的定义(时间)以及春分点岁差的定义有着联系。最新的这样的参考架称为 J2000 ,它的实现由选取的 1535 颗亮星提供,这些亮星的天体测量参数发表在《FK5 星表》中[弗里克Fricke)等人 1989 年论文]。这一星表中的位置和自行是由子午观测结果导出的,这些子午观测结果是用各种各样手工操作的仪器和许多不同的观测者获得的。与 FK5 位置有关的某些问题在第一批自动子午仪器的结果中暴露了出来[莫里森Morrison 等人 1990 年论文],而且,通过把 FK5 位置与依巴谷位置作比较,位置和自行的全局性的系统误差也变得非常清楚[欧洲空间局(ESA1997 年报告]。特别是,在南半球,有十分之几角秒的局部差异。这样大的差异,对于射电成图与哈勃空间望远镜获得的光学图像之间的比较来说,是不可接受的。射电成图的位置准确度可以达到 1 10 号角秒大小,而哈勃空间望远镜获得的光学图像分辨率约为 0.1 角秒。位置测定中几百毫角秒的误差可能会使观测结果正确的物理解释变得含糊。

1.3. 依巴谷的由来

20 世纪 60 年代,法国的拉克鲁特P. Lacroute)提出了一种测量视差的新方法,这种方法特别着重于得到的是绝对视差而不是相对视差。它的基本想法是把两个天区的像合并到一个检测器上,并在一年中的不同时候多次这样做。这两个天区的视差位移并不相关,因此就能够消除视差零点问题。很快就认识到,这种方法不可能在地面得到成功应用,因为它要求非常准确地测定并稳定两个视场之间的夹角,而在地面两个视场的方向受到大气折射变化的影响。在一次空间观测项目中运用这种方法的最早想法在 1966 1967 年间在法国提出。在那时,这一运用显得过于复杂,尤其是光束合并装置的结构问题,因此在 1970 年进一步的研究就停止了(请参看拉克鲁特 1982 年论文)。

然而,基本的想法还是得以坚持了下来,并且又加进了一些新的想法[许多是由哥本哈根天文台的霍格(E. Hog)提出的],这使得实施一项空间天体测量观测项目的想法变得越来越现实。欧洲空间局在 1974 年在弗拉斯卡蒂(Frascati)召开了一次空间天体测量会议,标志着将要逐步实施的依巴谷工程得以启动。1976 年,这一工程作为欧洲空间局的 A 阶段研究获得了正式立项,并在 1980 年批准为欧洲空间局的一项工程。

英文中的依巴谷(Hipparcos)既是个缩写词,又是对希腊天文学家喜帕恰斯(Hipparchus)的纪念。作为一个缩写词,它的全称是“高精密度视差采集卫星(HIgh Precision PARallax COllecting Satellite)”。喜帕恰斯生活在公元前 2 世纪,通常认为是他根据巴比伦的观测记录编制了第一部恒星位置星表,而且其中某些观测结果很可能是他亲自取得的。

在第一阶段研究工作的极早期,这一空间观测项目的目标就已经确立了。一颗采用扫描方式观测的卫星,在标称的 2.5 年时间内,将获得天体测量的数据,为此使用的《输入星表》有大约 100 000 颗恒星,这些恒星均匀地分布在全天(霍格 1979 年论文)。2.5 年的时间是为了把自行与视差可靠地分开所需要的。恒星的均匀分布和上述密度是为使位置参考架具有无畸变的刚性所需要的。位置和视差的准确度应该达到 0.002 角秒,而自行的准确度则应该达到 0.002 角秒·年–1 ,这样对地面观测得到的数据才会具有足够的影响。这些清晰的目标是航天器和仪器设备设计中许多特殊要求背后的驱动力。它们要求具有一个在机械上(能使振动受到阻尼)和热性能上非常稳定的系统,而且光学元件要抛光到非常高的精密度。拉克鲁特原来的想法被纳入到两个视场中,这两个视场投影在同一个检测器上。光学系统中关键的元件是“光束合并装置”,这是一块抛光的反射镜,它被切割成两个半块,以某一角度粘合在一起,这个角度等于两个视场中所见天区夹角的一半。两个视场中所见天区的夹角非常接近 58° ,称为基本角。光束合并装置的稳定性决定了基本角的稳定性,这是仪器设备设计中的一个重要标准。

把一个光学元件切割成两半,用于天体的三角测量,这不是第一次。在19世纪初期,贝塞尔(Bessel1841 年论文为了获得当时最准确的相对位置测量结果,使用了一种量日仪,这种仪器的物镜切割成两半。两个半块的物镜横断面对准通过一对恒星的大圆。这个切成两半的透镜其中一半可以移动,使得两颗恒星的像发生重合。对这一移动的测量,像 150 年后的依巴谷一样,产生了一个一维的位置测量结果,这就是两颗恒星的角距离。贝塞尔对天鹅座 61 星的测量结果给出了对一颗恒星视差的第一次可靠测定。他对昴星团中一些恒星的测量构成了 19 世纪对这个星团天体测量研究的第一个时期,这些研究导致了对场星和星团成员星的区分[拉格鲁拉(Lagrula1903 年论文],赫茨普龙Hertzsprung1907 年论文从中发现了恒星的颜色星等关系。 依巴谷也对昴星团进行了研究, 并测定了它的距离[范·莱文和汉森·鲁伊斯(Hansen Ruiz1997 年论文]。未来的天体测量空间观测项目,例如像在盖亚(GAIA)设想中所阐述的[林德格伦(Lindegren)和佩里曼(Perryman1995 年论文],将能够测定这个星团的三维结构(范·莱文 1995 年论文)。

依巴谷的检测器系统在很多方面与子午仪器中使用的检测器系统类似。它以与一个狭缝系统相关联的光电测量为基础(霍格 1960 年论文;林德格伦 1979 年论文 b)。这两类仪器的目的是相同的,即测定准确的凌时(transit time)。就子午望远镜的情况而言,作为地球自转的结果,这些像要穿越一组狭缝;对于依巴谷卫星,这种穿越是卫星自转的结果。在两个视场中与卫星扫描一起得到的测量结果的接近同时性使得有可能得到基本角非常准确的校准,并因此能够把在合并后的两个视场中非常精确的相对间距变换成天空中非常精确的大角距离。而这就是拉克鲁特建议的最初目标,它使得绝对视差的测定成为可能。

基本角的校准需要卫星平稳地自转。为了简化太阳辐射转矩的影响,卫星的外部结构要尽可能避免有突出的构件。卫星的姿态控制起着监视和改正卫星轴的转动的作用,它通过陀螺仪和恒星成图器的测量结果来获得控制信息,并用冷气推进器产生非常短的爆发力,改变转动速率,以进行改正。

天空大角度的测量结果提供了建立一个非常刚性的位置参考架的手段。然而,这个参考架是“自由漂浮的”,没有与任何其他独立的参考点连结。这与地面测量结果不同,后者总是与地球自转参数也就是地球自转轴在空间的自转相位和取向连结起来。依巴谷参考架必须“附着”在另一个非常准确的地固参考架上,以便把他的精密位置变换成准确位置。为此,曾提出了若干专门的计划。这些计划大多数旨在把恒星位置与河外源的位置连结起来。

在《依巴谷星表》中包含了少量射电星光学对应体。借助大型干涉阵,获得了包括这些射电星在内的一些射电源非常准确的位置[莱斯特拉德(Lestrade)等人 1992 1995 年论文;莫里森等人 1997 年论文 a]。国际天球参考系(ICRS)就建立在这些射电位置和自行的基础上。用于定义国际天球参考系的射电源的一份完整的名单已由柯瓦列夫斯基 1996 年论文给出。国际天球参考系通过与河外射电源连结是一个惯性系,并通过少量重叠天体与《依巴谷星表》连结。另外一些方法也已经使用,这些方法使用照相巡天[布罗谢(Brosche)和格费特Geffert1988 年论文]或者通过使用哈勃空间望远镜[海明威(Hemenway)等人 1988 年论文]把依巴谷自行和位置与河外参考架连结。现在,依巴谷参考架在做了细致的变换之后,是国际天球参考系的光学实现(林德格伦和柯瓦列夫斯基 1995 年论文;柯瓦列夫斯基等人 1997 年论文第 8.7.4 节)。

1.4. 数据处理

数据归算的处理方法在早期研发中曾看成是一个大问题。要把所有观测结果相互连结起来,并且看起来,为了从原始的星凌相位估计解出天体测量参数,需要整个系统一起求解。这超出了现可利用的计算机技术上的可能性。在 1976 年,林德格伦(隆德天文台)设计了一种归算方法,其中把求解过程分为三步,其中每一步都是有可能加以处理的。为此不得不采取某些近似处理,但在理论上准确度的损失是很小的,而这些方法使得依巴谷的数据归算成为可行。欧洲空间局认识到硬件设计的艰巨和数据归算的困难,在 1980 3 月批准依巴谷工程的时候,决定所有数据归算应该由欧洲的天文学界来完成。它还决定,因为没有任何现可利用的独立资料可以用来与依巴谷的结果比较,所以如果由多于一个团组分别进行全部数据的归算,那对于这个工程来说将是有益的。两个团组申请并接受委托担负起了数据归算任务。FAST 团组以法国、意大利、德国和荷兰为基础,由 J. 柯瓦列夫斯基领导,而 NDAC 团组以瑞典、丹麦和英国为基础,起先由霍格领导,后来则由林德格伦领导。第三个团组由特伦C. Turon)领导,其任务是编纂《输入星表》。

1.5. 发射前的发展

在工程批准以后,霍格等人 1982 年论文提出了一个辅助的试验。恒星成图检测器主要的目的是帮助保持卫星姿态的控制,但使用这对检测器获得的信号,可以得到直到 11 等的全天空巡天。把恒星成图器的光线分为两路,大致类似于约翰逊(Johnson)系统的 V B 两个波段,于是这一巡天就可以补充测光的信息,而这些信息对于主要的空间观测项目来说也是有用的。这一平行的空间观测项目以丹麦16世纪天文学家第谷·布拉赫(Tycho Brahe15461601 年)的名字命名为第谷,这位天文学家不但在 1572 年发现了仙后座中的新星,而且使用非常大的象限仪编制了在望远镜出现以前时代最准确的恒星位置星表,其中包括了大约 800 颗恒星。第四个团组 TDAC ,以丹麦和德国为基础,接受了第谷数据归算的任务,由霍格领导。第谷天体测量的准确度比用依巴谷获得的准确度低,但这一巡天的完整性和恒星密度(平均每平方度 25 颗恒星)为进一步的研究提供了很多可能性。

直到 1989 年,数据归算团组都忙着发展数据归算和数据递送界面的计算机程序。在同一时间出现了各方面的技术发展,但这些发展并未被本评述所涉及(请代之以参看欧洲空间局 1989 年报告第 1 卷和欧洲空间局 1997 年报告第 2 卷)。在欧洲航天技术中心(ESTEC)、皇家格林尼治天文台和地球动力学与天文学研究中心,使用模拟的卫星数据做了若干实验。这些模拟数据的数据归算结果提供了第一次比较练习的输入,并且是对数据归算的第一次品质检查。这些比较将是这项空间观测项目实施期间的常规,并为最终数据取得杰出的品质起了很大作用。

1.6. 发射后的发展

1989 8 8 日,依巴谷卫星由阿丽亚娜(Ariane4 火箭成功发射到地球静止转移轨道(V33 发射)。此后很快,问题就开始显现了出来,远地点推进发动机(ABM)没有对点火命令产生反应,把这颗卫星留在了这个高度椭圆的轨道上。这造成了许多问题:为了保持与卫星足够的联系,需要三个地面站(见图 1);在通过很低的近地点附近时,不能进行联系,不能做观测,常常导致卫星失去姿态控制;在通过近地点附近时作用在卫星上的转矩增大,导致在短时间内相对频繁地使用冷气推进器,缩短了卫星的寿命;在这一轨道上,卫星大约每 5 小时穿过范·艾伦(Van Allen)辐射带一次,导致太阳能电池板和电子设备逐渐老化。尽管在 1989 年秋对这颗卫星在这种环境下能够生存的寿命估计得很悲观[例如可参看沃尔德罗普(Waldrop1989 年论文;内托(Neto1989 年论文],但它还是运行了 3.5 年并获得了比原来目标好约 1.5 2 倍的结果(佩里曼等人 1997 年论文 a)。辐射导致的星载计算机和陀螺仪电子设备的伤害造成了在 1993 3 月观测终止,1993 8 月整个空间观测项目也终止。

 

依巴谷空间天体测量(van Leeuwen 1997)(第 1—3 节) - wangjj586 - 星海微萤

 

1.  相对静止地球画出的依巴谷卫星最终轨道位置。轨道上的点按等时间隔画出。图中画出了恰好 9 圈相继的轨道,它们被标上了相应的号码。第 10 圈轨道几乎与第 1 圈轨道重合。地面站用它们的名称奥登瓦尔德、珀斯、库鲁和戈德斯通的首字母标明。每一个地面站的地平用直线画出,这些直线表明了在各种地面支撑条件的组合下这颗卫星的极限可见情况。

 

在这一空间观测项目最终成功的背后,是欧洲空间运行中心全体地面人员[由赫格尔(D. Heger)领导]和各个数据归算团组巨大的贡献、戈德斯通使用的接收机的制造者美国航空和空间局的支持,以及最后、但并非微不足道,由依巴谷工程科学家佩里曼领导的依巴谷科学团组的参与(见表 I)。各个数据归算团组与欧洲空间运行中心全体地面人员的紧密合作,导致了对于任何正在呈现出来的问题的迅速识别[直观分析,施里佛(Schrijver1985 年论文]以及仪器设备和航天器的改进校准(在皇家格林尼治天文台做的陀螺仪和转矩校准)。皇家格林尼治天文台还密切地关注在所有陀螺仪都出现故障情况下卫星运行状态的保持这一研发工作。由于增加了一个地面站,以及欧洲空间运行中心恢复卫星姿态能力的不断改进,最终数据的返回仍然达到约 65 % 70 %

1.7. 运行轨道

依巴谷卫星曾打算使用推进器和燃料来提升近地点的高度,以便远离地球大气外层,移动到恰当的地球静止位置。剩余的燃料被排空,以免晃动。实际得到的轨道周期使得各地面站的可利用和被遮蔽以规则的模式交替出现。最后的轨道周期接近等于卫星自转周期的 5 倍,9 个轨道周期所跨的时间几乎严格等于 4 天(见图 1)。平均轨道参数汇总在表 II 中。数据归算需要了解准确到 1.5 千米的卫星位置,而速度则需要准确到 0.2 米·秒-1(佩里曼等人 1992 年论文)。

 

I

在依巴谷空间观测项目实施期间的依巴谷科学团组

 

依巴谷空间天体测量(van Leeuwen 1997)(第 1—3 节) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

卫星和数据归算的处理取决于卫星轨道的情况,现在比原本处在地球静止位置的情况下要复杂得多。观测在近地点附近肯定要中断约 2 小时,这样实际上就定义了一个“数据组”单位,它给出了大范围校准和数据归算处理的最大时间长度。轨道周期正好为 10 小时,因此每个数据组的观测时间长度平均约为 6 8 小时。这比原来预想的大圆归算处理的时段来得短,于是略微更容易因 58° 的基本角接近 60° 6 次谐波而造成不稳定性。这种不稳定性在数据归算的倒数第二步即球面解中得到控制(见第 8.6 节)。

1989 11 5 日获得第一批科学数据开始,每一圈轨道都按次序给一个编号。在整个空间观测项目实施的时间内共飞行 2768 圈轨道,相当于 1230 天。其中,有 2341 圈轨道获得观测结果。在少数情况下,只有一个归算团组成功获得归算数据。这样的情况共有 94 圈轨道,其中大多数属于短时段的数据。从第 2274 圈到 2446 圈,数据出现 11 个星期的空缺,当时这颗卫星正在准备用 2 个陀螺仪代替 3 个陀螺仪运行(这个时期在表 V 和图 18 中用“e”表示)。

上述运行轨道所造成的另一个后果是大大延长日食的周期和日食的时间长度。这颗卫星运动到离开地球表面 400 千米以内,日食可长达将近 2 个小时(图 2),相比之下,原定的日食时间最长为 72 分钟。这给电力供应提出了严峻的要求,两次日食之间的时间长度刚刚才够重新给电池充电。在日食期间卫星还会非常明显地变冷(见第 3.1 节),尽管仪器设备有非常严格的热控制,可是仍然可以看到各种仪器校准参数的变化。日食还会改变作用在卫星上的太阳辐射转矩(图 37),给卫星姿态重构带来问题。重力梯度以及地球磁场与卫星磁矩之间的相互作用,这两种转矩按 D -3 增大,其中 D 是卫星与地球中心之间的距离。这些转矩在地球静止轨道上本是可以忽略不计的,但现在起着重要作用(见第 8.2.2 节)。

 

II

轨道特征

 

依巴谷空间天体测量(van Leeuwen 1997)(第 1—3 节) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

当地球或月球的像太靠近其中某一视场时,即发生掩星,其周期平均也比处在地球静止轨道上的时候更长。在近地点附近,这在某些情况下会导致中断时间延长,在这种情况下通过近地点会前导或后随一次长时间的掩星。由于有两个视场,掩星通常成对出现,间隔约 20 分钟。掩星如何影响这一空间观测项目主项的数据归算,进一步的详细情况可以在第 8.2 节和第 8.5 节中找到。

1.8. 数据发布

依巴谷空间观测项目的结果已在 1997 6 月以印刷的星表(仅选取部分结果)和 ASC II CD-ROM 两种形式发布,后者载入了全部有关数据(欧洲空间局 1997 年报告)。在印刷的星表内包括数据归算处理的文档和选取的部分数据文件。 在《天文学和天体物理学》上的 4 篇通讯简短地阐述了这一空间观测项目主项的天体测量结果(佩里曼等人 1997 年论文 a)、第谷天体测量和测光的结果(霍格等人 1997 年论文)、测光数据(范·莱文等人 1997 年论文 a)和双星研究结果(林德格伦等人 1997 年论文)。在上述发布日期之前,依照《输入星表》编纂和数据归算有关人员的要求(1996 9 月),以及在 1982 年提出观测建议书的人员的要求(发布日期 1997 1 月),某些有选择的数据已经可以利用。1997 5 月在威尼斯召开的专题讨论会对这一工程作了总结,并给出了第一批科学结果[佩里曼和贝尔纳卡(Bernacca1997 年论文]。1994 年,一项可能的后继空间观测项目开始酝酿,它建立在依巴谷所获得的经验以及大为改进的技术可能性之上。罗默尔(ROEMER)空间观测项目提出在一颗类似依巴谷的卫星中利用 CCD 作漂移扫描(霍格 1993 年论文;霍格和林德格伦 1994 年论文),这样可把依巴谷的集光效率改进 105 倍。这个想法在盖亚建议中得到进一步发展,它将使用干涉测量技术,将能把依巴谷结果的准确度改进约 100 倍,星数增加 500 倍以上(林德格伦和佩里曼 1995 年论文;佩里曼和范·莱文 1995 年论文)。

 

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2航天器中温度变化的反映。上图:日食时间长度;中图:暴露因子(见正文);下图:相对于地面站时间(GST)测量的星载时间(OBT)漂移速率。

 

2. 地面天体测量的潜力

在这一节中,把依巴谷的目标和结果与地面天体测量的成果和可能性作了比较。虽然随着依巴谷和第谷数据变得可以利用,地面天体测量的某些方面已经变得没有意义,但是在大多数情况下,依巴谷和第谷数据通过提供一个完全确定的高准确度位置参考架,将导致地面天体测量所能获得的结果显著地得到加强。同时,使用地面数据可以把依巴谷和第谷星表扩展到更暗得多的星等(国际天球参考系中大量非常暗的天体准确位置的测定),并加长自行测定所使用的时间跨度(以便更好地区分出依巴谷自行和视差测定中的轨道扰动)。

2.1. 子午天体测量

传统的子午天体测量目的在于维持位置参考系,这是在依巴谷数据发布以后在很大程度上已经变为多余的唯一的一种方法。使用自动子午望远镜确定天球参考系的准确度为 0.04 0.1 角秒,相比之下,依巴谷参考架(在 J1991.25 历元)的准确度至少可以达到 0.001 角秒。由于它的时间跨度很短,这一准确度的退化相对来说较快,但也要经过大约 50 100 年依巴谷的准确度才会变得与子午环数据可以相比。可以希望,在那一时间来临之前,至少会有一项后继的天体测量空间观测项目把上述时限大大推后。按照已经提议的盖亚空间观测项目的情况,绝对位置要退化到 0.1 角秒,需要数千年。现在,对于子午仪器、尤其是自动子午仪器来说,未来是要把位置参考架从依巴谷和第谷的极限星等 11 等扩展到 15 16 等,并以此提供依巴谷和第谷参考架与照相底片或 CCD 图像上 13 21 等天体位置测量结果之间的联系。通过把 CCD 检测器置于焦平面上拍摄图像或作漂移扫描,就可以这样做[斯通(Stone1997 年论文]。

2.2. 大视场照相天体测量

大视场天体测量主要用作提供暗天体参考位置的一种过渡和大尺度自行研究的一种手段[例如见默里Murray)等人 1989 年论文;默里 1989 年论文;埃文斯Evans1992 年论文;埃文斯和欧文(Irwin1995 年论文]。随着主要是第谷数据的发布,只要可以利用的底片历元与依巴谷和第谷的平均历元 J1991.25 足够接近,那么提供可靠的参考位置的潜力将会有非常大的改进[罗比雄(Robichon)等人 1995 年论文]。在这种情况下,将需要考虑对底片变换有一种适当的描述方法以及更暗天体的可靠位置。即使底片拍摄时有较大的历元差,至少部分地有可能把自行的影响与底片畸变分离开来。不过,一个大的困难是由于《依巴谷星表》和《第谷星表》的星等范围与通常的施密特巡天底片星等范围不同造成的。在这项巡天底片上,所有的第谷星像在正常情况下都是饱和的。在此,最近装备的那些子午环可以从中给予帮助。他们可以提供从依巴谷和第谷的星等范围到某一巡天底片所使用的星等范围的连接。在这一领域内非常有意义的贡献也可望来自一些电子数字巡天,例如像斯隆[克朗(Kron1995 年论文]和深空近红外巡天(DENIS)[勒·贝特(Le Betre)等人 1995 年论文]。

在使用巡天底片作自行研究时,依巴谷数据的主要作用是构成用于确定那些自行的参考系,也就是使得这些自行是绝对的,而不是相对的。还有,更好地了解那些底片所受到的畸变可以改进不同历元底片之间的比较,因而减少这些畸变对自行测定影响的程度。这些改进对于银河系动力学研究来说都是很重要的。因此,可以预料,依巴谷和第谷天体测量增强了地面大视场天体测量的潜力,并可能有助于把依巴谷参考架扩展到更暗的星等。

2.3. 小视场照相天体测量

小视场天体测量使用大量早到 19 世纪 80 年代起用照相折射望远镜拍摄的照相底片。小视场照相天文学起源于 19 世纪 50 年代,当时用湿片拍摄了月球的照片,并在 19 世纪 80 年代受到保罗·亨利(Paul Henry)和普罗斯珀·亨利(Prosper)兄弟在巴黎天文台所做工作很大的推动。他们在制造照相用的火石和冕牌玻璃双合透镜上取得的成功被许多例如月球和昴星团的非常好的照相所证明,这导致在 19 世纪末《照相天图星表》的发起,后来这项工作以《照相天图》工程继续下去。这两项工程均使用焦距固定为 3.4 米而物镜直径为 30 厘米的折射望远镜。有意思的是,这第一次照相巡天现正作为第一期观测重新用于对第谷数据的处理[库兹明(Kuzmin)等人 1997 年论文]。

后来的发展导致了折射望远镜的焦距越来越长,物镜越来越大。用这些望远镜积累起来的底片资料,因其可以利用的星等范围(2 16 等),再加上合适的底片比例尺、视场大小和很大的历元跨度,而具有重大的天体测量价值。所有这些,多亏了 20 世纪上半叶天体测量学家的长远眼光,才能在现在可以利用。这类资料已经提供了疏散星团中恒星最精密的相对自行,更近还包括球状星团中的恒星,精密度高达 0.1 0.2 毫角秒·年 -1,比依巴谷好 10 倍,并达到远为更暗的星等[(例如见瓦西列夫斯基斯(Vasilevskis)等人 1979 年论文,以及范·莱文 1985 年论文中的参考文献]。这些资料与依巴谷数据合并在原则上是可能的,但在以这种方式导出自行参考架时会出现由畸变造成的阻碍[田(Tian)等人 1996 年论文]。此外,还存在把例如像依巴谷测定的这类短时间跨度自行与使用地面数据确定的长时间跨度自行作比较所带来的一些问题[维伦(Wielen)等人 1997 年论文],当位置准确度的改进仅仅是对很短的历元间隔得到的时候,这些问题将变得更加严重。在某些研究工作中,小视场天体测量将长期存在下去,成为提供高精密度天体测量数据主要或者仅有的手段,其中最引人注目的是测量球状星团的内部运动,其中的恒星密度通常太高,因此不能用扫描仪器进行观测。

通过远为更好地定义视差零点这样一种可能性,小视场天体测量在视差测定中的应用也还可以改进。因此,地面视差可以变得更加接近绝对测量结果。

2.4. CCD 天体测量

这是天体测量的一项最新发展,现已取得的结果表明了在测定较暗恒星视差方面有着非常好的潜力[莫尼特等人 1992 年论文,关于地面测量结果潜在的准确度问题,也见孔涅Connes1979 年论文和林德格伦 1980 年论文]。通过 CCD 图像和照相底片的许多连接,把它们与依巴谷和第谷星表位置连结起来,CCD 图像还被用于测定暗天体的准确位置。这方面应用的例子已由雷诺兹Reynolds)等人 1995 年论文和卡拉韦奥(Caraveo)等人 1997 等人给出。

3. 依巴谷卫星

这颗卫星由法国马特拉·马可尼航天(Matra Marconi Space公司和意大利阿莱尼亚航天(Alenio Spazio)公司领导的一个工业集团根据与欧洲空间局签订的合同设计和建造。航天器安装在卫星下方的平台上,其中包括为运行和控制仪器设备所需的硬件,而在上方的平台上,则安装搭载的仪器设备,其中包括望远镜和几组检测器(见图 3)。卫星的控制从地面段起由达姆斯塔特的欧洲空间运行中心通过奥登瓦尔德(德国)、珀斯(澳大利亚)、戈德斯通(美国)和库鲁(法属圭亚那)四个地面站实现。

3.1. 航天器

航天器的任务是确保搭载的仪器设备能正常地运行。这包括使它进入正确的轨道(这方面做的不是非常成功)、电力支持、与地面站所有通信的处理,以及借助推进器点火控制卫星的扫描。航天器平台的大部分被远地点推进发动机(MAGE 2 ABM)的燃料箱占据(见图 3),这个发动机依然完全使用固体燃料。因此,卫星运行期间总质量大大超过原来的预期,达 1100 千克,而不是 640 千克。其结果,卫星受到太阳辐射转矩的影响减小(同样大小的转矩产生的绕自转轴转动的加速度减小),并且卫星的质心偏离标称位置 72 厘米。因此,沿卫星轴向的推进器不再位于通过卫星质心的平面内,而且轴向推进器的点火会因此产生沿 x y 轴方向的残余转矩。后一影响使得使用重构后的姿态数据确定的卫星质心位置准确度约为 1 毫米。

航天器借助冷气推进器进行扫描控制,所用的冷气由两个冷气罐中的一个提供。 x y z 三个轴,每一个轴都有两个推进器,分别使自转速率产生正、负两种变化。推进器点火在星载计算机运行的实时姿态确定程序的控制下发生。这样的点火通常不到半秒钟(一幅观测图像的四分之一)。两次点火之间的时间间隔变化从几分钟到半个小时以上。在通过近地点附近时,推进器点火变得更频繁和更持久,以补偿增加得更快的重力梯度和磁场转矩。推进器点火会使卫星姿态产生不连续的变化,影响数据归算,在姿态重构和大圆归算中必须给予应有的考虑。

 

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3.  依巴谷卫星的分体图,表明了仪器设备的安装位置以及下方的航天器平台。

 

卫星上的电力供应来自 3 块太阳能电池板,以电池作为日食期间使用的备用电源。在正常运行期间总的电力消耗约为 270 瓦,而在这一空间观测项目刚开始实施时,太阳能电池板的电力供应为 445 瓦,到这一空间观测项目的实施临结束时,由于辐射对太阳能电池的损伤,下降到 360 瓦。在太阳指向模式期间,由于温度较高,太阳能电池板的电力供应下降,而在临近这一空间观测项目的实施结束时,卫星在太阳指向模式情况下已不再能完全发挥其功能。电力子系统给出 50 伏直流总线给卫星的用电设备。有关太阳能电池板性能以及因辐射而退化的详细报告可在欧洲航天局 1997 年论文的第 2 卷第 11 章中找到。

 

III

仪器设备的特性

 

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航天器平台上的某些设备具有热控制,但平台上的条件总体来说是卫星暴露在阳光下的反应。这可以由温度变化造成的星载时间(OBT)漂移速率的测量结果最清楚地证明。由星载时间所给出的时间以地面站远为更准确的数据时间标记为参照,而星载时间与地面站时间(GST,已改正卫星到地面站和接收机的延迟)之差的演变给出了星载时间漂移的一种量度。星载时间用石英振荡器来控制,这个石英振荡器位于靠近卫星外壳外侧的航天器平台上,大致处在两个视场孔的一半地方。星载时间漂移的长期变化直接与暴露因子相关,这一暴露因子在这里定义为在一圈轨道中卫星暴露在太阳下的时间所占的比例除以地球与太阳之间距离的平方:

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                                                                                                1

 

 

其中 T orb 是轨道周期,而 T ecl 是一圈轨道中太阳被地球所食的时间长度。地球轨道的椭率和日食长度可以很容易地从星载钟的漂移中识别出来(图 2)。另外还有与近地点高度(由于雨地球大气外层摩擦而是航天器升温,也见第 8.2.6 节)和卫星自转有关的较小的影响。(更详细的论述请参看欧洲空间局 1997 年报告第 3 卷第 8 章)。

 

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4.  施密特望远镜的结构。光线从两块挡板方向进入,并一起到达光束合并器,它同时起着施密特改正镜的作用。合并后的光线由平面反光镜和球面主镜反射到焦面上,调制栅格位于焦面上。

 

从航天器到地面站的通信通过每秒 23.04 千比特的连续遥测信号流安排,这一信号流中包括了全部款项数据、姿态控制有关数据和诸如温度等等的常规事务管理信息。从地面站到航天器的遥控指令用于向仪器提供被观测恒星文件,其中列出恒星的清单及其预定位置和星等,这些恒星预期在两个视场内至少有一个可以观测到。这些数据储存在卫星上的缓冲器中。这一缓冲器能储存至少 5 分钟观测所需的恒星数据。

3.2. 仪器设备

依巴谷的仪器设备都安装在一台全部反射式施密特望远镜四周,这台望远镜工作在光谱的目视部分。它包括四大组件:

· 保护望远镜免受离散光线影响的两块外部挡板;

· 一个碳纤维增强盒子,内安装有由三块反射镜组成的望远镜组件,通过三个钛人字架固定在航天器上;

· 焦平面组件,包括从栅格到图像解析管和恒星成图器光电倍增管在内的所有元件。这一组件可以移动,以获得最佳焦点位置(见图 7);

· 伺服电子装置。

这些仪器设备的主要特性见表 III。光学系统包括一个同时起着施密特改正镜作用(对球差作离轴改正)的光束合并器、一块平面反射镜和一块球面主镜(见图 4)。这些反射镜均用轻质微晶玻璃毛坯制造,抛光到参考波长 l = 550 纳米处 l /60 均方根。两个视场之间的基本角已经根据大圆归算的刚性检验和两个视场具有完全不同视差因子的要求来选定。

栅格组件位于望远镜的焦平面上。检测器栅格的特性见图 5。刻有栅格的光学板块是一块透明石英 1 号高品质石英。光学板块突起的表面与望远镜弯曲的焦面相符。它朝向恒星成图器栅格的后侧是平的,而主栅格的基底曲率半径为 213.8 毫米,使它起着场透镜的作用。光学板块的表面必须极端光滑,因为它要保持检测器栅格亚微米的准确度。在抛光和清洗以后,它的表面被喷镀上一层铬,然后再淀积上一层电子敏感的保护层。

 

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5.  栅格组件特性。

 

 

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6.  通过地面测量测定的主栅格沿扫描方向的中等尺度不规则性。这一栅格的几何特性对应于图 5 中所表明的结构状况。上图的比例尺使得一个水平的扫描场部件对应于 40 纳米。下图表明每一条狭缝线沿扫描方向的平均偏差(深色曲线)以及这些偏差的标准误差(浅色曲线)。

 

 

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7.  欧洲空间运行中心测定的两个视场中不同颜色恒星的最佳焦点,根据调制振幅达到最大确定。两个视场的最佳焦点位置有所不同,并采取其中将位置为最佳焦点。

 

 

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8.  NDAC 测定的基本角的演变。位于第 420 天附近的特征与那一事件前后长时间的日食并造成卫星整体冷却有关。

 

主栅格和两个恒星成图器栅格刻在三个离散的“扫描场”中,这些扫描场各为 46 × 168 线,范围达整个主栅格视场。刻这些栅格所用的方法意味着当正交投影于一个垂直于光学板块光轴的平面上时,这些栅格严格地成矩形,而当投影于光学板块的曲面上时,这些矩形略有畸变(见第 8.4 节)。栅格线的间距是 8.20 微米,宽为 3.13 微米。栅格的规格非常高,主栅格参数的均方根变化为 0.010 微米或更小。主栅格和恒星成图器栅格的完整规格在欧洲空间局 1997 年报告的第 2 卷表 2.5 和表 2.6 中给出。图 6 依据地面测量结果证明主栅格具有非常高的精密度。

望远镜的最佳焦点通过使调制栅格产生的调制振幅达到最大来确定。然而,这样确定的两个视场的最佳焦点是不同的,采用的是两个最佳焦点位置之间各一半的折中数值(见图 7)。作为不同焦点位置所造成的一个结果,在这个空间观测计划实施期间望远镜焦点漂移的影响两个视场明显不同,前导视场(PFOV)趋向于聚焦更好,而后随视场(FFOV)则越来越远离焦点(例如见图 20 或图 47)。

为了使光学系统的变化达到最小,这些仪器设备部件都受到严格的热控制。这些仪器设备的热稳定性可以由基本角以及其他各种校准参数的演变来展现。只有非常长的日食过程和太阳指向模式中发生的情况才能识别出来,但在图 2 中展现的其他特征没有一个反映在图 8 中。这些短期变化的变化范围约为 1 毫角秒,而长期变化的变化范围达到 20 毫角秒左右。只有太阳指向模式情况下的结果以及热控制电子设备发生故障时,才会有更大的变化出现。


(原文中的致谢和引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)
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