Hipparcos

Hipparcos fue un satélite científico de la Agencia Espacial Europea (ESA), lanzado en 1989 y operado hasta 1993. Fue el primer experimento espacial dedicado a la astrometría de precisión, la medición precisa de las posiciones de los objetos celestes en el cielo. Esto permitió las primeras mediciones de alta precisión de los brillos intrínsecos (en comparación con el brillo aparente menos preciso), los movimientos propios y las paralajes de las estrellas, lo que permitió mejores cálculos de su distancia y velocidad tangencial. Cuando se combinaron con las mediciones de la velocidad radial de la espectroscopia, los astrofísicos finalmente pudieron medir las seis cantidades necesarias para determinar el movimiento de las estrellas. El Catálogo Hipparcos resultante, un catálogo de alta precisión de más de 118 200 estrellas, se publicó en 1997. El Catálogo Tycho de menor precisión de más más de un millón de estrellas se publicó al mismo tiempo, mientras que el Catálogo Tycho-2 mejorado de 2,5 millones de estrellas se publicó en 2000. Hipparcos' La misión de seguimiento, Gaia, se lanzó en 2013.

La palabra "Hipparcos" es un acrónimo de Satélite colector de paralaje de alta precisión y también una referencia al antiguo astrónomo griego Hipparchus de Nicea, conocido por las aplicaciones de la trigonometría a la astronomía y su descubrimiento de la precesión de los equinoccios.

Antecedentes

Para la segunda mitad del siglo XX, la medición precisa de las posiciones de las estrellas desde el suelo se topaba con barreras esencialmente insuperables para mejorar la precisión, especialmente para las mediciones de gran ángulo y los términos sistemáticos. Los problemas estaban dominados por los efectos de la atmósfera de la Tierra, pero se vieron agravados por términos ópticos complejos, flexiones de instrumentos térmicos y gravitacionales y la ausencia de visibilidad de todo el cielo. En 1967 se presentó por primera vez una propuesta formal para realizar estas precisas observaciones desde el espacio.

La misión se propuso originalmente a la agencia espacial francesa CNES, que la consideró demasiado compleja y costosa para un solo programa nacional y recomendó que se propusiera en un contexto multinacional. Su aceptación dentro del programa científico de la Agencia Espacial Europea, en 1980, fue el resultado de un largo proceso de estudio y cabildeo. La motivación científica subyacente era determinar las propiedades físicas de las estrellas a través de la medición de sus distancias y movimientos espaciales y, por lo tanto, colocar los estudios teóricos de la estructura y evolución estelar, y los estudios de estructura y cinemática galáctica, sobre una base empírica más segura. Desde el punto de vista de la observación, el objetivo era proporcionar las posiciones, las paralajes y los movimientos propios anuales de unas 100 000 estrellas con una precisión sin precedentes de 0,002 segundos de arco, un objetivo que en la práctica finalmente se superó por un factor de dos. El nombre del telescopio espacial, "Hipparcos", era un acrónimo de High Precision Parallax Collecting Satellite, y también reflejaba el nombre del antiguo astrónomo griego Hipparchus, considerado el fundador de la trigonometría y el descubridor de la precesión de los equinoccios (debido al bamboleo de la Tierra sobre su eje).

Satélite y carga útil

Micrografo óptico de parte de la red de modulación principal (top) y la rejilla de mapeo estrella (bottom). El período de la red principal es de 8.2 micrometros.

La nave espacial llevaba un único telescopio Schmidt excéntrico totalmente reflectante, con una apertura de 29 cm (11 pulgadas). Un espejo especial de combinación de haz superpuso dos campos de visión, separados 58°, en el plano focal común. Este espejo complejo constaba de dos espejos inclinados en direcciones opuestas, cada uno de los cuales ocupaba la mitad de la pupila de entrada rectangular y proporcionaba un campo de visión sin viñetas de aproximadamente 1 ° × 1 °. El telescopio utilizó un sistema de rejillas, en la superficie focal, compuesto por 2688 bandas alternas opacas y transparentes, con un período de 1,208 segundos de arco (8,2 micrómetros). Detrás de este sistema de cuadrícula, un tubo disector de imágenes (detector de tipo fotomultiplicador) con un campo de visión sensible de aproximadamente 38 segundos de arco de diámetro convirtió la luz modulada en una secuencia de recuentos de fotones (con una frecuencia de muestreo de 1200 Hz) a partir de la cual se podría derivarse la fase de todo el tren de pulsos de una estrella. El ángulo aparente entre dos estrellas en los campos de visión combinados, módulo el período de la cuadrícula, se obtuvo a partir de la diferencia de fase de los dos trenes de pulsos estelares. Originalmente destinado a la observación de unas 100.000 estrellas, con una precisión astrométrica de aproximadamente 0,002 segundos de arco, el Catálogo Hipparcos final comprendía casi 120.000 estrellas con una precisión media ligeramente superior a 0,001 segundos de arco (1 miliarco). -segundo).

Un sistema fotomultiplicador adicional vio un divisor de haz en la ruta óptica y se utilizó como un mapeador de estrellas. Su propósito era monitorear y determinar la actitud del satélite y, en el proceso, recopilar datos fotométricos y astrométricos de todas las estrellas hasta aproximadamente la magnitud 11. Estas medidas se realizaron en dos bandas anchas que corresponden aproximadamente a B y V en el sistema fotométrico UBV (Johnson). Las posiciones de estas últimas estrellas debían determinarse con una precisión de 0,03 segundos de arco, que es un factor de 25 menos que las estrellas de la misión principal. Originalmente enfocado en la observación de alrededor de 400.000 estrellas, el Catálogo Tycho resultante comprendía poco más de 1 millón de estrellas, y un análisis posterior lo extendió al Catálogo Tycho-2 de alrededor de 2,5 millones de estrellas.

La actitud de la nave espacial sobre su centro de gravedad se controló para escanear la esfera celeste en un movimiento de precesión regular manteniendo una inclinación constante entre el eje de giro y la dirección hacia el Sol. La nave espacial giró alrededor de su eje Z a una velocidad de 11,25 revoluciones/día (168,75 segundos de arco/s) en un ángulo de 43° con respecto al Sol. El eje Z giraba alrededor de la línea Sol-satélite a 6,4 revoluciones/año.

La nave espacial constaba de dos plataformas y seis paneles verticales, todos hechos de nido de abeja de aluminio. La matriz solar constaba de tres secciones desplegables, generando alrededor de 300 W en total. Se ubicaron dos antenas de banda S en la parte superior e inferior de la nave espacial, lo que proporcionó una velocidad de datos de enlace descendente omnidireccional de 24 kbit/s. Un subsistema de control de actitud y órbita (que comprende propulsores de hidracina de 5 newton para maniobras de rumbo, propulsores de gas frío de 20 milinewton para control de actitud y giroscopios para determinación de actitud) aseguró el control y la determinación de actitud dinámicos correctos durante la vida útil operativa.

Principios

Algunas características clave de las observaciones fueron las siguientes:

• a través de observaciones desde el espacio, los efectos de la visión astronómica debido a la atmósfera, la flexión gravitacional instrumental y las distorsiones térmicas podrían ser evitados o minimizados;
• la visibilidad de todo el cielo permitió una conexión directa de las estrellas observadas en toda la esfera celestial;
• las dos direcciones de visualización del satélite, separadas por un ángulo grande y adecuado (58°), dieron lugar a una conexión rígida entre las observaciones monodimensionales cuasi-instantáneas en diferentes partes del cielo. A su vez, esto condujo a determinaciones paralaxas que son absolutas (en vez de relativas, con respecto a un punto cero desconocido);
• la exploración eclíptica continua del satélite resultó en un uso óptimo del tiempo de observación disponible, con un catálogo resultante que proporciona densidad de cielo razonablemente homogénea y precisión astrométrica uniforme sobre toda la esfera celeste;

Principios de las mediciones astrométricas. Los círculos llenos y las líneas sólidas muestran tres objetos de un campo de visión (alrededor de 1° en tamaño), y los círculos abiertos y las líneas desgarradas muestran tres objetos de una región del cielo distinta superpuestos por la gran angular básico. Izquierda: posiciones de objeto en una época de referencia. Medio: sus movimientos espaciales durante unos cuatro años, con vectores de movimiento arbitrarios y factores de escala; los triángulos muestran sus posiciones en una época fija cerca del final del intervalo. Derecha: los cambios posicionales totales incluyendo los movimientos aparentes adicionales debido al paralaje anual, los cuatro lazos correspondientes a cuatro órbitas terrestres alrededor del sol. Los movimientos inducidos por el paralaje están en fase para todas las estrellas en la misma región del cielo, de modo que las mediciones relativas dentro de un campo sólo pueden proporcionar paralajes relativos. Aunque las separaciones relativas entre las estrellas cambian continuamente durante el período de medición, se describen por sólo cinco parámetros numéricos por estrella (dos componentes de posición, dos de movimiento adecuado, y el paralaje).

• las diversas configuraciones de escaneo geométrico para cada estrella, en múltiples épocas a lo largo del programa de observación de 3 años, dieron lugar a una red densa de posiciones unidimensionales desde las cuales la dirección de coordenadas baricéntricas, el paralax y el movimiento adecuado del objeto, podrían resolverse por lo que era efectivamente una reducción global de los mínimos cuadrados de la totalidad de las observaciones. Los parámetros astrométricos, así como sus errores estándar y coeficientes de correlación se derivaron en el proceso;
• ya que el número de observaciones geométricas independientes por objeto era grande (típicamente del orden 30) en comparación con el número de desconocidos para el modelo estándar (cinco desconocidos astrométricos por estrella), las soluciones astrométricas que no cumplen con este simple modelo de cinco parámetros podrían ampliarse para tener en cuenta los efectos de estrellas dobles o múltiples, o movimientos fotocéntricos no lineales atribuidos a binarios astrométricos no resueltos;
• un número algo mayor de observaciones reales por objeto, del orden 110, proporcionó información fotométrica exacta y homogénea para cada estrella, de las cuales se pueden realizar magnitudes, amplitudes de variabilidad y, en muchos casos, clasificación de tipo de duración y variabilidad.

El camino en el cielo de uno de los objetos del catálogo Hipparcos, durante un período de tres años. Cada línea recta indica la posición observada de la estrella en una época particular: porque la medición es unidimensional, la ubicación precisa a lo largo de esta línea de posición es indeterminada por la observación. La curva es el camino estelar modelado que se ajusta a todas las mediciones. La posición inferida en cada época es indicada por un punto, y el residual por una línea corta que une el punto a la línea de posición correspondiente. La amplitud del movimiento oscilatorio da el paralaje de la estrella, con el componente lineal que representa el movimiento adecuado de la estrella.

Desarrollo, lanzamiento y operaciones

El satélite Hipparcos fue financiado y gestionado bajo la autoridad general de la Agencia Espacial Europea (ESA). Los principales contratistas industriales fueron Matra Marconi Space (ahora EADS Astrium) y Alenia Spazio (ahora Thales Alenia Space).

Otros componentes de hardware se suministraron de la siguiente manera: el espejo de combinación de haz de REOSC en Saint-Pierre-du-Perray, Francia; los espejos esféricos, plegables y de relé de Carl Zeiss AG en Oberkochen, Alemania; los deflectores externos de luz dispersa de CASA en Madrid, España; la red moduladora de CSEM en Neuchâtel, Suiza; el sistema de control de mecanismos y la electrónica de control térmico de Dornier Satellite Systems en Friedrichshafen, Alemania; los filtros ópticos, las estructuras experimentales y el sistema de control de actitud y órbita de Matra Marconi Space en Vélizy, Francia; los mecanismos de conmutación de instrumentos de Oerlikon-Contraves en Zúrich, Suiza; el tubo disector de imágenes y los detectores fotomultiplicadores ensamblados por la Organización Holandesa de Investigación Espacial (SRON) en los Países Bajos; el mecanismo de montaje de reenfoque diseñado por TNO-TPD en Delft, Países Bajos; el subsistema de energía eléctrica de British Aerospace en Bristol, Reino Unido; el sistema de control de estructura y reacción de Daimler-Benz Aerospace en Bremen, Alemania; los paneles solares y el sistema de control térmico de Fokker Space System en Leiden, Países Bajos; el sistema de telecomunicaciones y manejo de datos de Saab Ericsson Space en Gotemburgo, Suecia; y el motor de impulso de apogeo de SEP en Francia. Grupos del Institut d'Astrophysique en Lieja, Bélgica y el Laboratoire d'Astronomie Spatiale en Marsella, Francia, contribuyeron con procedimientos de prueba de rendimiento óptico, calibración y alineación; Captec en Dublín. Irlanda y Logica en Londres contribuyeron con el software y la calibración a bordo.

El satélite Hipparcos fue lanzado (con el satélite de transmisión directa TV-Sat 2 como co-pasajero) en un vehículo de lanzamiento Ariane 4, vuelo V33, desde Centre Spatial Guyanais, Kourou, Guayana Francesa, el 8 de agosto de 1989. Lanzado a una órbita de transferencia geoestacionaria (GTO), el motor de impulso de apogeo Mage-2 no se encendió y nunca se logró la órbita geoestacionaria prevista. Sin embargo, con la adición de más estaciones terrestres, además del centro de control de operaciones de la ESA en el Centro Europeo de Operaciones Espaciales (ESOC) en Alemania, el satélite funcionó con éxito en su órbita de transferencia geoestacionaria (GTO) durante casi 3,5 años. Todos los objetivos originales de la misión fueron, finalmente, excedidos.

Incluyendo una estimación de las actividades científicas relacionadas con las observaciones satelitales y el procesamiento de datos, la misión Hipparcos costó unos 600 millones de euros (en condiciones económicas del año 2000), y en su ejecución participaron unos 200 científicos europeos y más de 2.000 personas en la industria europea.

Catálogo de Entrada Hipparcos

Las observaciones satelitales se basaron en una lista predefinida de estrellas objetivo. Las estrellas se observaron a medida que el satélite giraba, mediante una región sensible del detector del tubo disector de imágenes. Esta lista de estrellas predefinida formó el Catálogo de entrada de Hipparcos (HIC): cada estrella en el Catálogo de Hipparcos final estaba contenida en el Catálogo de entrada. El Input Catalog fue compilado por el Consorcio INCA durante el período 1982–1989, finalizado antes del lanzamiento y publicado tanto digitalmente como en forma impresa.

Aunque completamente reemplazado por los resultados del satélite, incluye información complementaria sobre múltiples componentes del sistema, así como compilaciones de velocidades radiales y tipos espectrales que, no observados por el satélite, no se incluyeron en el Catálogo Hipparcos.

Las restricciones en el tiempo total de observación y en la uniformidad de las estrellas en la esfera celeste para las operaciones satelitales y el análisis de datos llevaron a un catálogo de entrada de unas 118 000 estrellas. se fusionó dos componentes: primero, un estudio de alrededor de 58.000 objetos lo más completo posible con las siguientes magnitudes límite: V<7.9 + 1.1sen|b| para tipos espectrales anteriores a G5, y V<7.3 + 1.1sen|b| para tipos espectrales posteriores a G5 (b es la latitud galáctica). Las estrellas que componen esta encuesta están señaladas en el Catálogo Hipparcos.

El segundo componente comprendía estrellas adicionales seleccionadas de acuerdo con su interés científico, ninguna más débil que la magnitud V=13 mag. Estas fueron seleccionadas entre alrededor de 200 propuestas científicas presentadas sobre la base de una Invitación a Propuestas emitida por la ESA en 1982, y priorizadas por el Comité de Selección de Propuestas Científicas en consulta con el Consorcio del Catálogo de Entradas. Esta selección tenía que equilibrar 'a priori' interés científico y la magnitud límite del programa de observación, el tiempo total de observación y las restricciones de uniformidad del cielo.

Reducciones de datos

Para los resultados de la misión principal, el análisis de datos estuvo a cargo de dos equipos científicos independientes, NDAC y FAST, integrados por unos 100 astrónomos y científicos, en su mayoría de institutos europeos (estados miembros de la ESA). Los análisis, que proceden de casi 1000 Gbit de datos satelitales adquiridos durante 3,5 años, incorporaron un sistema completo de verificación cruzada y validación, y se describen en detalle en el catálogo publicado.

Se incluyó un modelo de calibración óptica detallada para mapear la transformación del cielo a las coordenadas instrumentales. Su adecuación pudo ser verificada por los residuales de medición detallados. La órbita de la Tierra y la órbita del satélite con respecto a la Tierra fueron esenciales para describir la ubicación del observador en cada época de observación, y fueron proporcionadas por una efemérides de la Tierra apropiada combinada con una medición satelital precisa.. Las correcciones debidas a la relatividad especial (aberración estelar) hicieron uso de la velocidad del satélite correspondiente. Las modificaciones debidas a la flexión relativista general de la luz fueron significativas (4 milisegundos de arco a 90° con respecto a la eclíptica) y se corrigieron para asumir de manera determinista γ=1 en el formalismo PPN. Se examinaron los residuos para establecer límites a cualquier desviación de este valor relativista general y no se encontraron discrepancias significativas.

Marco de referencia

Las observaciones satelitales arrojaron esencialmente posiciones relativas muy precisas de las estrellas entre sí, durante todo el período de medición (1989–1993). En ausencia de observaciones directas de fuentes extragalácticas (aparte de las observaciones marginales del cuásar 3C 273), el marco de referencia rígido resultante se transformó en un marco de referencia inercial vinculado a fuentes extragalácticas. Esto permite que los levantamientos en diferentes longitudes de onda se correlacionen directamente con las estrellas Hipparcos y garantiza que los movimientos propios del catálogo sean, en la medida de lo posible, cinemáticamente no giratorios. La determinación de los tres ángulos de rotación de cuerpo sólido relevantes y las tres velocidades de rotación dependientes del tiempo se realizó y completó antes de la publicación del catálogo. Esto resultó en un enlace preciso pero indirecto a un marco de referencia extragaláctico inercial.

Precisión típica del FK5, Hipparcos, Tycho-1, y Tycho-2 Catálogos como función del tiempo. Las dependencias Tycho-1 se muestran para dos magnitudes representativas. Para Tycho-2, un error de movimiento típico de 2,5 milliarc-sec se aplica a ambas estrellas brillantes (error de posición en J1991.25 de 7 milliarc-sec) y estrellas débiles (error de posición en J1991.25 de 60 milliarc-sec).

Se incluyeron y ponderaron adecuadamente una variedad de métodos para establecer este enlace de marco de referencia antes de la publicación del catálogo: observaciones interferométricas de radioestrellas por redes VLBI, MERLIN y Very Large Array (VLA); observaciones de cuásares en relación con las estrellas Hipparcos utilizando un dispositivo de carga acoplada (CCD), placas fotográficas y el telescopio espacial Hubble; programas fotográficos para determinar los movimientos propios estelares con respecto a objetos extragalácticos (Bonn, Kiev, Lick, Potsdam, Yale/San Juan); y la comparación de los parámetros de rotación de la Tierra obtenidos por interferometría de línea de base muy larga (VLBI) y por observaciones ópticas desde tierra de las estrellas Hipparcos. Aunque muy diferentes en términos de instrumentos, métodos de observación y objetos involucrados, las diversas técnicas generalmente coincidieron dentro de 10 miliarco-seg en la orientación y 1 miliarco-seg/año en la rotación del sistema. A partir de la ponderación adecuada, se cree que los ejes de coordenadas definidos por el catálogo publicado están alineados con el marco de radio extragaláctico dentro de ±0,6 milisegundos de arco en la época J1991.25, y no giran con respecto a objetos extragalácticos distantes dentro de ±0,25 miliarco-seg/año.

Los catálogos Hipparcos y Tycho se construyeron de tal manera que el marco de referencia celeste Hipparcos resultante (HCRF) coincida, dentro de las incertidumbres observacionales, con el Marco de Referencia Celestial Internacional (ICRF), y representando las mejores estimaciones en el momento de la finalización del catálogo (en 1996). El HCRF es, por lo tanto, una materialización del Sistema Internacional de Referencia Celestial (ICRS) en el dominio óptico. Extiende y mejora el sistema J2000 (FK5), conservando aproximadamente la orientación global de ese sistema pero sin sus errores regionales.

Estrellas dobles y múltiples

Aunque tienen una enorme importancia astronómica, las estrellas dobles y las estrellas múltiples complicaron considerablemente las observaciones (debido al tamaño finito y al perfil del campo de visión sensible del detector) y al análisis de datos. El procesamiento de datos clasificó las soluciones astrométricas de la siguiente manera:

• Soluciones de una sola estrella: 100,038 entradas, de las cuales 6.763 fueron insignias como presuntos dobles
• soluciones de componentes (anexo C): 13.211 entradas, que comprenden 24,588 componentes en 12.195 soluciones
• soluciones de aceleración (Anexo G): 2.262 soluciones
• soluciones orbitales (anexo O): 235 entradas
• inducidos por variabilidad (Anexo V): 288 entradas
• soluciones estocásticas (Anexo X): 1.561 entradas
• no válida solución astrométrica: 263 entradas (de las cuales 218 se registraron como doble sospechoso)

Si una estrella binaria tiene un período orbital largo tal que los movimientos no lineales del fotocentro fueran insignificantes durante la corta duración de la medición (3 años), la naturaleza binaria de la estrella pasaría desapercibida para Hipparcos, pero podría mostrarse como un movimiento propio de Hipparcos discrepante en comparación con los establecidos a partir de programas de movimiento propio de línea de base temporal larga en el suelo. Los movimientos fotocéntricos de orden superior podrían representarse mediante un ajuste de modelo de 7 parámetros o incluso de 9 parámetros (en comparación con el modelo estándar de 5 parámetros) y, por lo general, dichos modelos podrían mejorarse en complejidad hasta que se obtengan ajustes adecuados. Se determinó una órbita completa, que requiere 7 elementos, para 45 sistemas. Los períodos orbitales cercanos a un año pueden degenerar con el paralaje, lo que resulta en soluciones poco confiables para ambos. Los sistemas triples o de orden superior plantearon desafíos adicionales para el procesamiento de datos.

Observaciones fotométricas

Los datos fotométricos de mayor precisión se proporcionaron como un subproducto de las observaciones astrométricas de la misión principal. Se fabricaron en una banda de paso de luz visible de banda ancha, específica de Hipparcos, y se denominaron H_p. La precisión fotométrica mediana, para la magnitud H_p<9, fue de 0,0015 de magnitud, con típicamente 110 observaciones distintas por estrella a lo largo del período de observación de 3,5 años. Como parte de la reducción de datos y la producción del catálogo, se identificaron y designaron nuevas variables con designaciones de estrellas variables apropiadas. Las estrellas variables se clasificaron como variables periódicas o no resueltas; los primeros se publicaron con estimaciones de su período, amplitud de variabilidad y tipo de variabilidad. En total se detectaron unos 11.597 objetos variables, de los cuales 8.237 se clasificaron como variables. Hay, por ejemplo, 273 variables Cefeidas, 186 variables RR Lyr, 108 variables Delta Scuti y 917 estrellas binarias eclipsantes. Las observaciones del mapeador de estrellas, que constituyen el Catálogo Tycho (y Tycho-2), proporcionaron dos colores, aproximadamente B y V en el sistema fotométrico Johnson UBV, importantes para la clasificación espectral y la determinación efectiva de la temperatura.

Velocidades radiales

La astrometría clásica solo se ocupa de los movimientos en el plano del cielo e ignora la velocidad radial de la estrella, es decir, su movimiento espacial a lo largo de la línea de visión. Si bien es fundamental para comprender la cinemática estelar y, por lo tanto, la dinámica de la población, su efecto es generalmente imperceptible para las mediciones astrométricas (en el plano del cielo) y, por lo tanto, generalmente se ignora en estudios astrométricos a gran escala. En la práctica, se puede medir como un desplazamiento Doppler de las líneas espectrales. Más estrictamente, sin embargo, la velocidad radial entra en una formulación astrométrica rigurosa. Específicamente, una velocidad espacial a lo largo de la línea de visión significa que la transformación de la velocidad lineal tangencial al movimiento propio (angular) es una función del tiempo. El efecto resultante de la aceleración secular o de perspectiva es la interpretación de una aceleración transversal que en realidad surge de una velocidad espacial puramente lineal con una componente radial significativa, con el efecto posicional proporcional al producto de la paralaje, el movimiento propio y la velocidad radial. En los niveles de precisión de Hipparcos tiene una importancia (marginal) solo para las estrellas más cercanas con las mayores velocidades radiales y movimientos propios, pero se tuvo en cuenta en los 21 casos en los que el efecto posicional acumulado durante dos años supera los 0,1 miliarco-seg. Las velocidades radiales de las estrellas del Catálogo Hipparcos, en la medida en que se conocen actualmente a partir de estudios independientes en tierra, se pueden encontrar en la base de datos astronómicos del Centre de données astronomiques de Strasbourg.

La ausencia de distancias confiables para la mayoría de las estrellas significa que las medidas angulares realizadas, astrométricamente, en el plano del cielo, generalmente no pueden convertirse en velocidades espaciales reales en el plano del cielo. Por esta razón, la astrometría caracteriza los movimientos transversales de las estrellas en medidas angulares (por ejemplo, segundos de arco por año) en lugar de km/s o equivalente. De manera similar, la ausencia típica de velocidades radiales confiables significa que el movimiento espacial transversal (cuando se conoce) es, en cualquier caso, solo un componente de la velocidad espacial tridimensional completa.

Catálogos publicados

Parcela equirectangular de declinación vs ascensión derecha de estrellas más brillante que aparente magnitud 5 en el catálogo Hipparcos, codificado por tipo espectral y aparente magnitud, en relación con las constelaciones modernas y la eclíptica

El Catálogo Hipparcos final fue el resultado de la comparación crítica y la fusión de los dos análisis (consorcios NDAC y FAST), y contiene 118.218 entradas (estrellas o estrellas múltiples), correspondientes a un promedio de unas tres estrellas por grado cuadrado en todo el cielo. La precisión media de los cinco parámetros astrométricos (magnitud Hp<9) superó los objetivos originales de la misión y está entre 0,6 y 1,0 mas. Se determinaron unas 20.000 distancias a más del 10% y 50.000 a más del 20%. La relación inferida de errores externos a estándar es ≈1,0–1,2, y los errores sistemáticos estimados están por debajo de 0,1 mas. El número de estrellas dobles o múltiples resueltas o sospechosas es de 23.882. Las observaciones fotométricas arrojaron fotometría multiépoca con un número medio de 110 observaciones por estrella y una precisión fotométrica mediana (magnitud Hp<9) de magnitud 0,0015, con 11 597 entradas identificadas como variables o posiblemente variables.

Para los resultados del mapeador estelar, el análisis de datos fue realizado por Tycho Data Analysis Consortium (TDAC). El Catálogo Tycho comprende más de un millón de estrellas con astrometría de 20 a 30 miliarcosegundos y fotometría de dos colores (banda B y V).

Los catálogos finales de Hipparcos y Tycho se completaron en agosto de 1996. Los catálogos fueron publicados por la Agencia Espacial Europea (ESA) en nombre de los equipos científicos en junio de 1997.

Un análisis más extenso de los datos del mapeador estelar (Tycho) extrajo estrellas tenues adicionales del flujo de datos. Combinado con observaciones de placas fotográficas antiguas realizadas varias décadas antes como parte del programa Catálogo Astrográfico, el Catálogo Tycho-2 de más de 2,5 millones de estrellas (y que reemplaza por completo al Catálogo Tycho original) se publicó en 2000.

Los catálogos Hipparcos y Tycho-1 se utilizaron para crear el Millennium Star Atlas: un atlas de todo el cielo de un millón de estrellas de magnitud visual 11. Unas 10.000 estrellas no estelares También se incluyen objetos para complementar los datos del catálogo.

Entre 1997 y 2007, continuaron las investigaciones sobre los efectos sutiles en la actitud del satélite y la calibración de instrumentos. Se estudiaron una serie de efectos en los datos que no se habían tenido en cuenta por completo, como discontinuidades en la fase de exploración y saltos de actitud inducidos por micrometeoroides. Finalmente se emprendió una nueva reducción de los pasos asociados del análisis.

Esto ha llevado a mejorar las precisiones astrométricas para estrellas más brillantes que la magnitud Hp=9,0, alcanzando un factor de aproximadamente tres para las estrellas más brillantes (magnitud Hp<4,5), al tiempo que subraya la conclusión de que el Catálogo Hipparcos como se publicó originalmente es generalmente confiable dentro de las precisiones citadas.

Todos los datos del catálogo están disponibles en línea en el Centre de Données astronomiques de Strasbourg.

Resultados científicos

El concepto del artista de nuestra galaxia de Vía Láctea, mostrando dos brazos espirales prominentes unidos a los extremos de una barra central gruesa. Hipparcos mapeó muchas estrellas en el barrio solar con gran precisión, aunque esto representa sólo una pequeña fracción de estrellas en la galaxia.

Los resultados de Hipparcos han afectado a una gama muy amplia de investigaciones astronómicas, que se pueden clasificar en tres grandes temas:

• la provisión de un marco de referencia preciso: esto ha permitido la re-reducción consistente y rigurosa de mediciones astrométricas históricas, incluyendo las de las placas Schmidt, los círculos meridianos, el Catálogo Astrográfico de 100 años, y 150 años de mediciones de orientación terrestre. Estos, a su vez, han dado lugar a un marco de referencia denso con movimientos adecuados de alta precisión y largo plazo (el catálogo Tycho-2). La reducción de los datos actuales de encuestas de última generación ha producido el denso catálogo UCAC2 del Observatorio Naval de los Estados Unidos sobre el mismo sistema de referencia, y ha mejorado los datos astrométricos de las recientes encuestas como el Sloan Digital Sky Survey y 2MASS. Implícito en el marco de referencia de alta precisión es la medición de la lente gravitacional y la detección y caracterización de estrellas dobles y múltiples;
• limitaciones en la estructura estelar y la evolución estelar: las distancias y luminosidades exactas de 100.000 estrellas han proporcionado hasta la fecha el conjunto de datos más completo y preciso de parámetros estelares fundamentales, colocando restricciones en la rotación interna, la difusión de elementos, los movimientos convectivos y la asterosismología. Combinado con modelos teóricos y otros datos produce masas evolutivas, radios y edades para un gran número de estrellas que abarcan una amplia gama de estados evolutivos;
• Kinemáticas y dinámicas Galácticas: las distancias uniformes y exactas y los movimientos adecuados han proporcionado un avance sustancial en la comprensión de las cinemáticas estelares y la estructura dinámica del vecindario solar, que van desde la presencia y evolución de grupos, asociaciones y grupos móviles, la presencia de movimientos de resonancia debido a la barra central de la galaxia y brazos espirales, determinación de los parámetros que describen la rotación galáctica, discriminación del espacio y las poblaciones de fuga

En relación con estos temas principales, Hipparcos ha proporcionado resultados en temas tan diversos como la ciencia del Sistema Solar, incluidas las determinaciones de masa de los asteroides, la rotación de la Tierra y el bamboleo de Chandler; la estructura interna de las enanas blancas; las masas de enanas marrones; la caracterización de planetas extrasolares y sus estrellas anfitrionas; la altura del Sol sobre el plano medio galáctico; la edad del Universo; la función de masa inicial estelar y las tasas de formación estelar; y estrategias para la búsqueda de inteligencia extraterrestre. La fotometría multiépoca de alta precisión se ha utilizado para medir la variabilidad y las pulsaciones estelares en muchas clases de objetos. Los catálogos Hipparcos y Tycho ahora se utilizan habitualmente para apuntar telescopios terrestres, navegar en misiones espaciales y conducir planetarios públicos.

Desde 1997 se han publicado varios miles de artículos científicos utilizando los catálogos Hipparcos y Tycho. En 2009 se publicó una revisión detallada de la literatura científica de Hipparcos entre 1997 y 2007, y un relato popular del proyecto en 2010. Algunos ejemplos de resultados notables incluyen (enumerados cronológicamente):

• estudios de rotación galáctica de variables cefeidas
• la naturaleza de las variables Delta Scuti

• estudios de cine estelar local
• prueba la masa enana blanca – relación radical
• la estructura y dinámica del grupo Hyades

• kinematics of Wolf–Rayet stars and O-type runaway stars

• subdwarf parallaxes: clusters ricos en metal y el disco grueso
• estructura fina del grupo gigante rojo y determinaciones de distancia asociadas
• distribución de velocidad estelar inesperada en el disco galáctico

• confirmando el sesgo Lutz-Kelker de la medición del paralaje
• refinando las constantes Oort y Galáctica
• Disco Galáctico oscuro materia, cratering de impacto terrestre y la ley de grandes números
• movimiento vertical y expansión del cinturón Gould

• el uso de rayos gamma como marcadores de dirección y tiempo en estrategias SETI
• evidencia de una fusión de galaxias en la historia de formación temprana de la Vía Láctea
• estudio de las asociaciones OB cercanas
• acercamientos cercanos de estrellas al Sistema Solar
• estudios de órbitas y masas de estrellas binarias

• los tránsitos planetarios HD 209458
• formación del halo Galactic estelar y el disco grueso

• la densidad local de la materia en la galaxia y el límite de Oort
• época de hielo y el camino del Sol a través de la galaxia
• kinematics locales de K y M gigantes y el concepto de superclusters

• un marco de referencia mejorado para estudios de rotación terrestre a largo plazo
• el campo de velocidad estelar local en la galaxia
• Identificación de dos posibles "hermanos" del Sol (HIP 87382 y HIP 47399), para ser estudiados para evidencia de exoplanetas

La controversia de la distancia de las Pléyades

Un resultado controvertido ha sido la proximidad derivada, a unos 120 parsecs, del cúmulo de las Pléyades, establecida tanto a partir del catálogo original como del análisis revisado. Esto ha sido cuestionado por varios otros trabajos recientes, colocando la distancia media del cúmulo en alrededor de 130 parsecs.

Según un artículo de 2012, la anomalía se debió al uso de una media ponderada cuando existe una correlación entre las distancias y los errores de distancia de las estrellas en los cúmulos. Se resuelve utilizando una media no ponderada. No hay un sesgo sistemático en los datos de Hipparcos cuando se trata de cúmulos de estrellas.

En agosto de 2014, la discrepancia entre la distancia del clúster de 120.2±1.5 parsecs (pc) medido por Hipparcos y la distancia de 133.5±1.2 pc derivado con otras técnicas se confirmó mediante mediciones de paralaje realizadas con VLBI, que dieron 136,2±1.2 pc, la distancia más exacta y precisa presentada hasta ahora para el clúster.

Polaris

Otro debate sobre la distancia desencadenado por Hipparcos es el de la distancia a la estrella Polaris.

Hiparcos-Gaia

Los datos de Hipparcos se están utilizando recientemente junto con los datos de Gaia. Especialmente, la comparación del movimiento propio de las estrellas de ambas naves espaciales se está utilizando para buscar compañeros binarios ocultos. Los datos de Hipparcos-Gaia también se utilizan para medir la masa dinámica de binarias conocidas, como las compañeras subestelares. Los datos de Hipparcos-Gaia se usaron para medir la masa del exoplaneta Beta Pictoris b y, a veces, se usan para estudiar otros exoplanetas de período largo, como HR 5183 b.

Personas

• Pierre Lacroute (Observador de Estrasburgo): proponente de astrometría espacial en 1967
• Michael Perryman: Científico de proyectos de la ESA (1981–1997) y director de proyectos durante las operaciones por satélite (1989–1993)
• Catherine Turon (Observatoire de Paris-Meudon): líder de Input Catalogue Consortium
• Erik Høg: leader of the TDAC Consortium
• Lennart Lindegren (Observación de la Cuenca): líder del consorcio NDAC
• Jean Kovalevsky: líder del Consorcio FAST
• Adriaan Blaauw: presidenta del comité de selección del programa de observación
• Hipparcos Science Team: Uli Bastian, Pierluigi Bernacca, Michel Crézé, Francesco Donati, Michel Grenon, Michael Grewing, Erik Høg, Jean Kovalevsky, Floor van Leeuwen, Lennart Lindegren, Hans van der Marel, Francois Mignard, Andrew Murray, Michael Perryman (Presidente), Rudolf Le Poole, Hans Schrijver
• Franco Emiliani: director de proyecto de la ESA (1981-1985)
• Hamid Hassan: ESA project manager (1985–1989)
• Dietmar Heger: director de operaciones de naves espaciales ESA/ESOC
• Michel Bouffard: Matra Marconi Space project manager
• Bruno Strim: Alenia Spazio project manager