3.1 天球参考架

任何一个具体的天球参考架都只是[FCCS]的一种近似体现。例如一组射电源的位置表、一组恒星的星表、一组河外星系位置表、一个行星或卫星的轨道历表等，它们各自构成的天球参考架，都是在一定精度水平上对[FCCS]的体现。

在1984年以前，国际上还没有一个星表当作规范的天球参考架。当时不同研究者根据自己工作的需要采用不同的基本星表。诸如FK3/FK4星表、GC星表、N30星表等。但其中任何一个都不能单独满足各方面的需要而能纳入规范。由于精度的提高和星数、星等范围的扩充，从1984年起，FK5取代了FK4，并被作为国际协议的天球参考架。ICRS和河外射电源实现参考架之前，基本天文参考系是FK5动力学参考系（严格地说是由动力学定义，并考虑了恒星运动学改正的参考系），基于对亮星的观测和IAU 1976天文常数系统，参考系的基本平面是J2000.0的平赤道面，X轴的方向为J2000.0平春分点。最新的动力学参考系的实现是FK5星表。由于 VLBI 测量精度远好于光学观测，并且由致密的河外射电源几乎没有自行，由其构成的框架可认为没有整体旋转。自1998年1月1日起，国际地球自转和参考系服务组织（IERS）提供的608个射电源位置表取代了FK5，被作为国际协议的天球参考架（ICRF1）。在608颗射电源中，212颗是定义源，用来定义ICRS的坐标轴指向，定义源的位置精度约为0.25mas，由这组射电源确定的坐标轴指向好于0.02mas。剩下的396颗射电源中，294颗称为候选源，因为它们不满足定义源要求的精度和观测历时要求，但在未来有可能被列为定义源。余下的102颗称为其他源，它们有较明显的位置变化，天体测量精度也较低。自从 ICRF 建立以来，IERS和国际VLBI服务组织（IVS）先后开始对参考架进行监测和改进，已发现射电源的喷流结构和辐射中心的位置变化，并补充位置和结构稳定的源，使射电源在天空中的分布更加均匀。

从2006年开始，IAU 开始推进建立新一代的天球参考架，这主要是考虑到VLBI观测在ICRF1建立之后有了很大的改进，对射电源的观测历史也更长。在2009年的IAU大会上决定，从2010年开始，ICRF2取代ICRF1，成为新的基本天球参考架。到2009年采纳ICRF2为止，VLBI的观测已经经历了30年，一共进行了650万多次的VLBI观测，才建立了ICRF2射电源星表，它一共包括3414颗射电源，大约是ICRF1中的5倍。ICRF2中射电源的位置精度大约为40μas，比ICRF1好4至6倍，坐标轴指向的稳定性大约为10μas，比ICRF1的稳定度提高一倍。ICRF2中的射电源也分为定义源和非定义源。定义源用来确定 ICRS 轴的指向，它们的选择是基于位置的稳定性和天空中的分布，有明显喷流结构的源通常都归为非定义源。最终，ICRF2中包含295个定义源。VLBI建立的射电参考架随着观测的增加不断改进，也在向着更高频率的观测发展，例如24、32和42GHz的观测，也可以用来比较射电源在不同波段下的位置变化。通常来说，非点源位置观测的系统误差随着频率的增加而变小。这是基本天球坐标系新一代的实体体现，是目前最高精度水平的天球参考架。鉴于河外射源几乎没有横向自行，所以由一组河外源的方向矢量构成的框架称作几何学参考架。

射电源参考架虽然精度高、形变小，但并不能代替光学波段的恒星框架。恒星有明显的自行，所以在构筑恒星参考架时不仅需要确定恒星的位置，还要确定其位置变化参数，即自行和视向速度。由于恒星相对遥远，在太阳系的观测者看来，其运动规律只需要用一个运动学多项式即可足够精确地描述，并不需要考虑其运动是如何发生的。所以由恒星位置表构成的参考架又被称为运动学参考架。由于恒星运动参数存在误差，恒星参考架可能存在与时间成比例的形变。以FK5为例，其赤经和赤纬自行分量的平均误差分别为±0.7mas/年和±0.8mas/年，由此造成参考框架的形变，在短短几年后即不可忽略。而且，FK5自行的整体平均误差也达到±0.7mas/年水平，这造成了该参考架在空间的整体旋转。所以，FK5不是[FCCS]的理想体现。

对于许多应用来说，还必须有更理想的恒星框架，作为基本天球坐标系在光学波段的体现。由空间观测建立的伊巴谷星表起到这个作用。IAU2000决议B1.2推荐使用依巴谷星表（Hipparcos Catalogue）作为ICRS在光学波段的主要实现，并命名为依巴谷天球参考架（HCRF）。第一代天体测量卫星-依巴谷卫星计划（1989—1993）建立了一部与地球大气和地球自转参数无关的天体测量星表，包含覆盖全天的117 955颗恒星，其中亮于9mag的恒星的位置，视差及自行精度大约为1mas和1mas a ⁻¹ 。依巴谷星表比之前的任何光学天体测量星表都精确，而且没有明显的星等差和区域差。与河外射电源相比，恒星的最大区别在于有很明显的自行，所以依巴谷星的位置精度依赖于时间，即随着时间偏离其平均观测历元J1991.25，依巴谷参考架的精度也随之降低。由于伊巴谷星表有11万颗恒星，而FK5仅有几千颗，并且伊巴谷星表的当前位置精度远好于FK5星表。所以从1998年起，伊巴谷星表取代了FK5，作为[FCCS]在光学波段的体现。依巴谷观测恒星的极限星等大约为12mag，无法观测到ICRF中的定义源。由于极限星等的限制，依巴谷星表观测的恒星数依然比较少，通常使用第谷星表（Tycho2）作为更实用的光学参考架的扩充。极限星等更暗的现代天体测量星表，有光学波段的UCAC星表、PPMX星表、PPMXL星表、XPM星表等，近红外波段的2MASS星表，射电波段的NVSS和FIRST星表，以及具有射电和光学辐射的类星体星表LQRF和LQAC。关于天体测量星表的综述，可以参考文献（金文敬，2009）。

第二代天体测量卫星Gaia已于2013年下半年发射，运行5年，最终星表将于2021年左右发表。Gaia 将精确测定天体的三维位置和三维速度，完备星等达到20mag，预计将观测10亿个天体，其中星系数目为10 ⁶ ～10 ⁷ ，类星体数目是10 ⁵ 。根据Gaia的扫描规律，5年内对天区平均观测25～30次，每个天体观测几十次到200次不等，平均为86次。表3.1是关于Gaia和依巴谷卫星的比较，我们可以清楚地看到新一代天体测量卫星的潜力，它将建立微角秒精度的Gaia光学参考架，将形成新的ICRF，它比ICRF2包含更多的射电源，观测精度更高。Gaia-CRF要求相对于宇宙背景没有整体旋转，未来可以将它作为唯一的参考系标准，即所有恒星的位置和自行都在Gaia-CRF中描述，太阳系天体的运动也包含其中。

对于近距天体，如太阳系行星、卫星或作自由运动的人造天体，它们的轨道历表也是 FCCS 的一种体现方式。太阳系大行星和月历表可以作为 ICRS 的动力学实现，例如美国喷气推进实验室（JPL）的DE405/406和最新的DE421历表，或者法国天体力学和历表计算所（IMCCE）的INPOP10a数值历表。这些历表包含了太阳系大行星和月球在 ICRS 中的位置和速度，为太阳系中的天体运动提供参考系。这些天体距离地球很近，其运动周期较短，在天球上运动的范围较大，且运动规律复杂。对于这些天体的运动，不能用某种运动学多项式简单描述，必须考虑作用于该天体的各种力，建立动力学方程，解算出它们的瞬时位置和速度，这类历表构成的参考架称为动力学参考架。由于运动非常复杂，常不能用解析式精确描述，高精度的历表一般采用数值形式。动力学框架的最大问题是必须通过持续不断的新观测数据来维持，而不像遥远天体框架那样可以保持很长时间。近距天体的现代测定多采用测距类方法，其测定精度明显优于传统的方向测量方法。但是单纯的测距方法不能建立近地目标相对于遥远天体背景的位置和运动信息，由此确定的轨道，对于地球卫星，不能分离轨道面的升交点经度变化与地球自转角变化；对于行星，不能分辨行星轨道面的进动与地球轨道面的进动。所以动力学参考架需要经常和运动学或几何学参考架之间建立比对关系。

考虑到参考系的延续性，ICRS的坐标轴与FK5参考系在J2000.0历元需尽量保持接近。ICRS 的基本平面由 VLBI 观测确定，它的极与动力学参考系的极之间的偏差大约为20mas，导致这个偏差的原因（20年VLBI观测和数据拟合）比较复杂。ICRS的参考系零点的选择也是任意的，为了实现ICRS和FK5的连接，选择了23颗射电源的平均赤经零点来作为ICRS的零点，并且令射电源3C 273B在FK5系统中的赤经为12h 29m 6.6997s。参考图3.1,ICRS和FK5参考系的关系由三个参数决定，分别是天极的偏差ξ ₀ 和η ₀ ，以及经度零点差dα ₀ ，它们的值分别为

于是ICRS和J2000.0平赤道参考系的关系可以写为

其中常数矩阵B=R ₁ （−η ₀ ）R ₂ （ξ ₀ ）R ₃ （dα ₀ ）称为参考架偏差矩阵，由三个小角度旋转组成； 和 是同一个单位矢量在不同参考系中的表示。

据IAU 2006决议B2，引进了太阳系质心天球坐标系（BCRS）和地心天球坐标系（GCRS），规定GCRS与BCRS保持运动学无旋转，但未明确其空间指向。决议B2还建议了BCRS和GCRS的空间指向，即如果没有特殊说明，BCRS和ICRS的指向相同，而GCRS的指向从BCRS得到。有关BCRS与GCRS参考坐标系的建立，详见第6章。 3UWXGV/iiaQZLsI4VLnuXwChGD3hGcSyltCFPqgD1N5P+ZdTkDOEkhjNJzj3VHXE