Poziční astrometrie
Poziční astrometrie je odvětví astronomie, které se zabývá přesným určováním poloh nebeských těles na nebeské sféře (myšlená koule obrovského rozměru). Světelný paprsek přicházející z nebeského tělesa (např. hvězdy) je charakterizován třemi základními vlastnostmi: směrem, intenzitou a spektrálním složením. A právě přesné určení směru, z něhož paprsek přichází, je předmětem astrometrie. Poloha hvězdy na obloze je vyjádřena dvojicí sférických souřadnic (rektascenze a deklinace). V poslední době byl základní systém pro astrometrická měření určen polohou 608 vzdálených kompaktních rádiových galaxií a kvasarů. Tento astrometrický souřadnicový systém se nazývá ICRF (International Celestial Reference Frame – Mezinárodní systém nebeských souřadnic). Přesnost, s jakou jsou v ICRF určeny osy, je 0,000 02".
Základní myšlenkou této metody je ta skutečnost, že planeta neobíhá okolo hvězdy, ale obě tělesa obíhají kolem společného hmotného středu – barycentra.
![]() |
![]() |
Poloha barycentra pro různé soustavy různých hmotností.
První soustava (vlevo) zobrazuje dvě hvězdy stejných hmotností.
Na druhé soustavě (vpravo) je zobrazena situace pro hvězdu a planetu. |
Tím jak planeta (planety) obíhá (obíhají) okolo společného hmotného středu, lze detekovat nepatrné změny polohy hvězdy na nebeské sféře. Vlastní pohyb hmotnějšího tělesa po obloze potom není přímočarý, ale vlnitý.
![Astrometrické kolísání Pohyb](/obr/hvezdy/exoplanety/pohyb.jpg)
Dráha hvězdy, která obíhá okolo společného hmotného středu, se na nebeskou sféru promítá jako elipsa. Velikost hlavní poloosy α lze získat vztahem:
![]() |
(1) |
kde α je v úhlových vteřinách, pokud a je v AU a d je v parsecích. Astrometická metoda má za cíl změřit velikost poloosy elipsy vzniklé tímto kolísáním polohy. Pokud bychom pozorovali soustavu Slunce – Jupiter ze vzdálenosti 5 parseků (16 světelných let), pohybovala by se tato hodnota okolo 1 úhlové milivteřiny. Zatímco pro Zemi je to hodnota 0,6 úhlových mikrovteřin s peridou 1 rok. Hodnoty pro Jupiter a Zemi, kdyby se nacházely ve vzdálenosti 10 parseků (32 světelných let), jsou 500 a 0,3 úhlových mikrovteřin. Jen pro ilustraci, rozlišení Hubblova kosmického dalekohledu je 50 úhlových milivteřin.
![]() |
![]() |
Obrázek vlevo zobrazuje vliv Jupiteru na polohu Slunce. Na obrázku vpravo je
zahrnuto všech 9 planet sluneční soustavy. Body 1 – 6 označují polohy v letech
2000 až 2050. 1 astromická jednotka (AU) je střední vzdálenost Země – Slunce. |
Měření sub–milivteřinových posunů v optickém oboru je doposud nemožné z důvodu atmosférických jevů, ačkoliv jsou projektovány největší pozemské dalekohledy, kde by bylo možné pomocí interferometrických metod prováděno měření v oblasti desítek úhlových mikrovteřin nebo lepších. Jako příklad můžeme uvést Keckův interferometr nebo VLTI z jižní evropské observatoře.
Astrometrická měření však mohou být mnohem přesněji realizována mimo zemskou atmosféru, kde například družice ESA Hipparcos proměřila zhruba 120 tisíc hvězd s přesností okolo 1 úhlové milivteřiny. V budoucnu jsou plánované některé experimenty zaměřené na proměřování poloh hvězd, lze zmínit projekt agentury NASA – kosmický interferometr SIM (spuštění v r.2009) nebo spektroskopickou misi agentury ESA – GAIA, která by měla vytvořit 3D mapu polohy a prostorového pohybu více než miliardy hvězd naší Galaxie, spuštění této akce je naplánováno na rok 2010. Souběžně s tím by měla GAIA nalézt tisíce exoplanet ve vzdálenostech 100 pc – 200 pc, právě díky kolísání polohy hvězd způsobené obíhající planetou.