AAAAAAAMAAAAAT
Meetprincipe
Wetenschappelijke gegevensverwerking
consortia is, dat de resultaten van beide kunnen worden
vergeleken, hetgeen de betrouwbaarheid van het eind-
produkt verzekert. Met deze vergelijking zal niet worden
gewacht tot de catalogus klaar is, maar zal al in een vroeg
stadium worden begonnen.
Een derde consortium, Tycho Data Analysis Consortium
(TDAC) genaamd, gaat uit de gegevens van de zoge
naamde star-mapper" (het navigatie-instrument van
Hipparcos) een tweede stercatalogus samenstellen, die
iets minder nauwkeurig is, maar wel minstens 400 000
sterren zal gaan bevatten. In totaal zijn er 26 instituten in
8 verschillende Europese landen bij de Hipparcos gege
vensverwerking betrokken.
Om verschillende redenen zijn vooraf goede benaderde
waarden voor de sterpositie, magnitude en kleur nodig,
de zgn. Input Catalogus. Deze informatie is door een spe
ciaal consortium verzameld, en waar nodig door extra
metingen vanaf aarde aangevuld. Dit consortium heeft
tevens de sterren die Hipparcos gaat waarnemen (het
meetprogramma) geselecteerd uit meer dan 200 voor
stellen, gedaan door astronomen over de hele wereld.
Het Hipparcos meetinstrument bestaat uit een opgevou
wen spiegeltelescoop, voorzien van een extra spiegel die
het licht uit twee gebiedjes op de hemelbol in het brand-
vlak van de telescoop projecteert (fig. 4). In het brandvlak
van de telescoop is een tralie van lichtdoorlatende en on-
doorlatende banden gemonteerd (fig. 5). De roterende
beweging van de satelliet, met 12 omwentelingen per
dag, zorgt ervoor dat de sterbeeldjes over het tralie bewe
gen in een richting loodrecht op de lichtdoorlatende en
ondoorlatende banden. Dientengevolge wordt het ster-
licht achter het tralie gemoduleerd.
Gemiddeld zijn er 4 a 5 sterren uit het meetprogramma in
beeld. Om de beurt wordt de intensiteit van het gemodu
leerde sterlicht achter het tralie gemeten met behulp van
een zgn. „Image Dissector Tube" (fig. 6). Hieruit wordt op
aarde iedere 2,13 s de fase (cp) van het gemoduleerde sig
naal voor elk van de waargenomen sterren berekend. De
positie (g) van het sterbeeldje in de richting loodrecht op
de tralielijnen volgt nu uit
g (n cp) s
waarbij n het gehele aantal en s de periode van de tralie-
lijnen is (s is uitgedrukt in een hoekmaat ongeveer
1",208). Het aantal tralielijnen n wordt niet gemeten; n
moet uit de Input Catalogus en benaderde waarden voor
de stand van de satelliet worden berekend. De fout in
deze berekening is aanvankelijk van dezelfde orde van
grootte als s. Dit resulteert in een groot aantal foute waar
den voor n, die tijdens de verdere gegevensverwerking
moeten worden opgespoord en verbeterd. Het is type
rend voor het Hipparcos meetprincipe, dat de sterposities
wel ten opzichte van de tralielijnen goed te bepalen zijn,
maar dat we niét precies weten bij welke tralielijn ze
horen.
Aan beide zijden van het modulerende tralie is een aantal
lichtdoorlatende verticale en V-vormige spleten aange
bracht (fig. 5). Deze spleten vormen te zamen met een de
tectorsysteem het „star mapper" meetinstrument, dat
o.a. gebruikt wordt voor de standregeling en besturing
van de Image Dissector Tube. Het star mapper signaal
wordt echter ook naar aarde overgezonden en daar ver
der geanalyseerd. De star mapper gegevens vormen een
tweede belangrijke groep van waarnemingen.
MAIN GRID
v 0.9° x 0.9°
IMAGÈT^v
DISSECTOR
TUBE
\j\l STAR A
SENSITIVE AREA
SCAN \V,
DIRECTION
~7 STAR B
PATH OF /f
STAR ACROSS
FIELD OF VIEW/"^\7
STARC
STAR A
STAR
STAR C
Fig. 6. De waarnemingsstrategie: De sterbeeldjes bewegen over het
tralie. Gedurende een waarnemingsperiode van 2,13 s worden ster
ren quasi-simultaan waargenomen door om de beurt het gemodu
leerde signaal te bemonsteren. Boven valt te zien hoe het gevoelige
deel van de detector over het beeldveld beweegt, onder is het gemo
duleerde signaal uitgezet (met dank aan ESA).
Naast een snelle rotatie om zijn as voert de rotatie-as van
de satelliet zelf een langzame rotatie uit om de richting
naar de zon (7 omwentelingen per jaar). Hierdoor wordt
uiteindelijk een complete bedekking van de hemel met
metingen verkregen.
Nadat de ruwe meetgegevens zijn verwerkt, kunnen de
sterposities, eigenbewegingen en parallaxen worden be
rekend. Hierbij gaat het om een meetkundig vereffe
ningsprobleem: het aantal beschikbare waarnemingen is
veel groter dan strikt noodzakelijk is om de onbekende
parameters uit te rekenen. Deze problemen sluiten goed
aan bij de geodetische belangstelling en expertise van
wege de grote gelijkenis met geodetische netwerken.
Vandaar ook dat de Faculteit der Geodesie van de Tech
nische Universiteit Delft, samen met geodeten uit Milaan
en Kopenhagen, aan de wetenschappelijke gegevensver
werking deelneemt.
Dit vereffeningsprobleem wordt berekend volgens de me
thode der kleinste kwadraten, waarbij bijzonder grote
240
NGT GEODESIA 89 - 5
