國際天球參考架

1997年在日本京都召開的IAU第23屆大會上通過了IAU參考架工作組(WGRF)提出的由608顆河外射電源實現的國際天球參考系(ICRS)作為IAU的CCRS，並決定自1998年1月1日起在天文研究、空間探測和地球動力學等領域應用(IAU，1998)。

ICRS的原點為太陽系質心，基本平面靠近J2000.0平赤道，ICRS的極點與J2000.0平極的距離小於20mas，ICRS的赤經原點和J2000.0動力學分點相距約78mas，這些值都在FK5的誤差範圍內，因此可以説，ICRS與恆星參考系是一致的，也是連續的。在ICRS中J2000.0的平極和分點的不確定性分別為0.1mas和10mas。如圖1給出ICRS的極和赤經原點，還給出FK5極和赤經原點的不確定性範圍。FK5極的不確定性為50mas，FK5赤經原點的不確定性為80 mas。ICRS的赤經原點是根據三本射電源表中的23顆河外射電源的J2000.0的赤經平均值來確定，這三本射電源表都採用類星體3C273B在FK5星表中的赤經值來確定它們的赤經原點。 ^[1] 

IAU參考架工作組利用1995年7月前的全球VLBI觀測資料採用一定方法進行平差，求解得到一本射電源表，然而通過與IERS的1995年綜合射電源表進行比較，最終得到國際天球參考架(ICRF)，它包括608顆河外射電源的位置，其中定義源212顆，候選源294顆，其他源102顆。源座標的精度平均為0.25 mas。射電源的選擇採用了以下幾個準則：源的位置精度好於1 mas；觀測次數在20次以上；幾次試算中座標差小於3σ或0.5 mas；源結構的變化和視運動很小。IERS用數學模型維持ICRF的穩定性，主要包括局部形變(或稱局部系統差)的消除和指向的維持。ICRF既不依賴地球自轉，也不依賴黃道，它僅僅受觀測影響。 ^[2] 

國際天球參考系被認為是無旋轉的，但已發現所選擇的某些緻密河外源在精細結構上仍為展源，並且源結構在毫角秒尺度上存在變化，因此需要對這些源的結構不斷進行監測。推算源結構對時延的影響，然後根據其影響給出源的結構指數。通過在時延中加上源結構變化改正，並考慮宇宙物質分佈變化引起的射電源“視自行”，河外射電參考架的穩定性可達微角秒量級。

從1988年，IERS每年根據各分析中心提供的射電源表，通過數學方法進行綜合，給出一本綜合射電源表，用以定義和實現天球參考架，並維持天球參考架的穩定，自1993年以來指向精度穩定在幾十μas量級。 ^[2] 

1989年8月歐洲空間局發射依巴谷衞星。依巴谷衞星的主要成果是依巴谷星表和第谷星表。依巴谷星表於1997年正式發表，它給出了近12萬顆恆星的位置、自行和視差。極限星等為12.4等。對亮於9等的恆星，在星表曆元(J1991.25)時的位置、自行和視差的精度為0.7～0.9 mas。依巴谷星表提供一個比FK5星表更為精確、密度更高的參考架，它具有更好的均勻性和內部一致性。依巴谷星表是ICRS在光學波段的實現，從1998年起，它取代了沿用了十餘年的FK5星表，成為光學波段最精確的參考架。它為測定恆星的距離、恆星結構及演化、星系結構、星系動力學和運動學的研究提供了寶貴的科學資料。隨着觀測精度的提高，在21世紀初第二顆天體測量衞星發射後，將提供微角秒量級的光學參考架，以滿足天文、測地和空間研究等方面的需要。

依巴谷星表和國際天球參考架的聯繫可通過下列方法實現：用VLBI或VLA觀測射電星；用CCD和哈勃空間望遠鏡(HST)觀測類星體相對於依巴谷星的位置；用照相觀測確定恆星相對於河外天體的絕對自行；比較用VLBI和地面光學儀器觀測依巴谷星所得到的地球定向參數(EOP)。 ^[1]