Чтобы изучить движение небесного тела, надо, во-первых, указать его положение в какой-нибудь определённый момент и, во-вторых, установить, с какой скоростью и в каком направлении оно движется. Но это ещё не всё. Любое движение относительно. Поэтому, говоря о положении и скорости небесного тела, мы должны назвать другое небесное тело, относительно которого это движение измеряется, точнее - указать систему координат. Часть астрономии, которая занимается установлением системы координат и разработкой методов определения положений и скоростей светил, называется астрометрией.
Положение небесного тела в пространстве астрономы характеризуют тремя числами. Это координаты на небесной сфере (например, прямое восхождение и склонение) и расстояние до светила. Очень часто вместо расстояния указывают параллакс - угол, под которым виден с небесного тела средний радиус орбиты Земли. Поскольку радиус земной орбиты известен с высокой точностью, то, зная параллакс, всегда можно вычислить расстояние. Все три величины, определяющие положение светила, являются углами.
Чтобы указать величину и направление скорости светила, также необходимы три числа. Астрономы используют изменения прямого восхождения и склонения за единицу времени и скорость изменения расстояния. Скорость изменения небесных координат называется собственным движением, а скорость изменения расстояния - лучевой скоростью.
Лучевую скорость можно было бы определять, измерив параллакс в два разных момента. Но точность этого метода очень низка. К счастью, для измерения лучевой скорости можно воспользоваться спектрами небесных тел. Если звезда движется к нам, длины волн её излучения будут чуть короче, чем у неподвижного источника, а если от нас - то чуть длиннее. Это явление называется эффектом Доплера. Длины волн света, излучаемого неподвижными атомами, хорошо известны. Сравнивая измеренные длины волн в спектре звезды с длинами волн света от неподвижных атомов, можно вычислить скорость звезды по направлению к нам или от нас.
Теперь следует указать главные небесные тела, т. е. те, относительно которых будут определяться положения и скорости других тел. До последнего времени такими главными были специально выбранные 1535 звёзд, координаты которых определяли с особенно высокой точностью. Астрономы называют эти звёзды фундаментальными, а их список - фундаментальным каталогом. Это яркие, а значит, сравнительно близкие звёзды, которые, как все другие близкие звёзды, заметно изменяют своё взаимное расположение. Разумеется, фундаментальный каталог содержит не только координаты, но и собственные движения звёзд. Однако собственные движения тоже определены с некоторой погрешностью. Поэтому с течением времени положения звёзд, вычисленные по каталогу, становятся всё менее точными. Срок "полезной жизни" каталога - несколько десятилетий. После этого нужно составлять новый фундаментальный каталог, хотя и содержащий те же самые звёзды. Последний фундаментальный каталог, обозначаемый FK 5 ("Пятый фундаментальный каталог"), составлен в 1988 г.
А что если в качестве главных выбрать такие объекты, которые, находясь очень далеко от нас, практически не перемещались бы по небу? Самые далёкие из известных небесных тел - квазары. Они в миллионы раз дальше, чем любая из 1535 главных звёзд, поэтому их взаимное положение на небе практически не изменяется. Квазары очень слабые, и наблюдать их трудно. Зато они излучают не только видимый свет, но и радиоволны. С помощью радиотелескопов можно измерить взаимное расположение квазаров намного точнее, чем с помощью обычных телескопов.
Конечно, можно спросить, что толку от такой точности, если нас интересует движение звезды, не излучающей радиоволны? Оказывается, есть возможность связать положение квазаров со звёздами, используя их слабое видимое излучение. В настоящее время многие астрономы работают над тем, чтобы сделать эту связь как можно более точной.
