Астрометрія (від астро... і ...метрія ) , розділ астрономії, завданням якого є побудова основної інерціальної системи координат для астрономічних вимірів (вирішується спільно з іншими розділами астрономії — небесною механікою і зоряною астрономією) і визначення точних положень і рухів різних небесних об'єктів із спостережень. Одне із завдань А. — вивчення обертання Землі, у тому числі дослідження руху полюсів (служба широти ) і нерівномірності обертання (що включає і проблему числення часу — службу часу ) . Методами А. вимірюють параллакси і кутові діаметри небесних світил, розміри і розташування деталей на їх поверхнях. Велике значення в А. мають інструментально-методичні питання: розробка усе більш досконалих методів спостережень і нових конструкцій інструментів, детальні дослідження інструментів і різних чинників, що впливають на точність вимірів (термічні градієнти, атмосферна рефракція і ін.). ДО А. відносять також сферичну астрономію, в якій розглядаються математичні методи вивчення видимого розташування і руху небесних об'єктів, і практичну астрономію — вчення про методи і інструменти для визначення часу, географічних координат і азимутів напрямів на Землі. У 50—60-х рр. 20 ст у зв'язку з прогресом космічних досліджень в А. виникли нові завдання: визначення координат швидко рухомих по піднебінню об'єктів (штучних супутників), астрометричні виміри з борту космічних апаратів, з поверхні Луни, орієнтація штучних супутників і космічних зондів, орієнтування на Луне, на інших планетах і т.п. Результатами астрометричних робіт широко користуються в інших розділах астрономії — небесній механіці, астрофізиці, зоряній астрономії, а також в геодезії і геофізиці.
В завдання фундаментальної А. входить складання каталогів положень і власних рухів зірок і визначення значень астрономічних постійних. Класичний метод визначення координат світил полягає в спостереженні проходжень їх через меридіан за допомогою пасажного інструменту, вертикального круга або меридіанного круга . З моментів проходження світил визначають їх прямі сходження, а з вимірів зенітних відстаней — відміни. Початок координат (весняного рівнодення точку ) визначають із спостережень Сонця і планет. При обробці результати спостережень звільняють від впливу заломлення світлових променів при їх проходженні через атмосферу (рефракція ), руху земної осі в просторі, викликаного тяжінням Сонця і Луни (прецессия, нутація ) , ефекту, обумовленого відносним рухом світила і спостерігача (аберація світла ) , змін широти унаслідок рухи полюсів Землі, різних інструментальних помилок, особистих помилок спостерігача і пр. Розрізняють абсолютні, або незалежні, визначення координат, при яких всі необхідні дані (азимут інструменту, нульпункт круга, широта, постійна рефракції і ін.) отримують із спостережень, і відносні або диференціальні, полягаючі у вимірах координат світив відносно опорних зірок, точні положення яких беруть з якого-небудь каталога. Виміри координат на рефракторах з позиційним мікрометром, а також фотографічного визначення відносяться до диференціальних.
Результати визначення координат зірок публікуються у вигляді зоряних каталогів . Зважаючи на неможливість повного обліку всіх чинників, що впливають на результати спостережень, зоряні каталоги обтяжені систематичними помилками, які виявляються при порівнянні каталогів між собою. Кожен абсолютний каталог (отриманий з абсолютних спостережень) задає незалежну координатну систему. Точність визначення координат зірок характеризується вірогідною помилкою одного спостереження, яка в середині 20 ст близька до ±0,3» дуги великого круга. Головне завдання фундаментальної А. полягає в побудові основної системи небесних координат, здійснюваної у вигляді фундаментального зоряного каталога з якнайточнішими положеннями і власними рухами вибраних, т.з. фундаментальних зірок. Це завдання вирішується шляхом спільної переробки багато, переважно абсолютних, каталогів, складених на різних обсерваторіях. Сучасні фундаментальні каталоги містять координати зірок, визначені з вірогідною помилкою не більш ± 0,1». Видимі і середні місця зірок з фундаментального каталога, розраховані для дат кожного року, публікуються в щорічниках астрономічних .
Визначення власних рухів зірок — одна із складних проблем А. із-за повільності переміщень зірок по піднебінню (для більшості зірок менше ніж 0,01» за рік). Зазвичай їх визначають порівнянням координат зірок в нових і старих каталогах, приведених до однієї системи; проте на результат великий вплив роблять помилки каталогів. Точніші значення власних рухів виходять при визначенні їх фотографічним методом: порівнянням фотографій якої-небудь ділянки піднебіння, зроблених одним і тим же інструментом, з інтервалом в декілька десятиліть. Для обчислення абсолютних власних рухів враховують також рухи опорних зірок. У 40-х рр. 20 ст в СРСР почалися роботи за визначенням абсолютних рухів зірок шляхом їх астрометричної прив'язки до видалених галактик, які отстоят від нас на мільйони парсек і практично нерухомі на піднебінні.
Вивчення обертання і руху полюсів Землі в А. засновано на матеріалах точних визначень географічних широт і часу. Ще в кінці 18 ст Л. Ейлер прийшов до висновку, що, якщо вісь обертання Землі не збігається з однією з осей її еліпсоїда інерції, то вона повинна рухатися в телі Землі по конусу, викликаючи періодичні зміни географічних координат пунктів на земній поверхні. Пізніше це явище було підтверджене астрономічними спостереженнями, причому була виявлена також невелика річна хвиля в русі осі обертання Землі, обумовлена зміною моментів інерції Землі унаслідок сезонного переміщення мас (в основному повітрі) на її поверхні. Для детального вивчення цього явища, залежного від внутрішньої будови Землі, в кінці 19 ст була організована Міжнародна служба широти (пізніше реорганізована в Міжнародну службу руху полюсів Землі), до якої увійшли ряд станцій, у тому числі одна — в Росії (нині в Китабе). Дослідження змін широти і руху полюса регулярно ведуть також і на обсерваторіях в Пулкове, Полтаві (СРСР), на Грінвічській обсерваторії (Англія), в Парижі (Франція) Вашингтоні (США) і ін.
Біля середини 20 ст було остаточно встановлено, що період обертання Землі довкола осі не залишається строго постійним. Виявлено 3 роди нерівномірності: 1) повільне, вікове уповільнення обертання, головним чином із-за приливного тертя в морях (за століття довжина доби збільшується приблизно на 0,001 сік ) , 2) неправильні, інколи стрибкоподібні флюктуациі, що змінюють довжину доби до 0,005 сік причина їх ще не встановлена; 3) періодичні сезонні варіації довжини доби до 0,001 сік, що викликаються в основному атмосферною циркуляцією. Перші два явища були виявлені при вивченні руху Луни впродовж тривалого періоду, зокрема при аналізі відхилень від теоретичних моментів сонячних і місячних затемнень, що спостерігалися в давнину. Сезонна нерівномірність обертання Землі була встановлена при порівнянні астрономічних визначень часу з ходом кварцевих, а потім і атомного годинника. Так з'ясувалося, що усесвітній час, в основі якого лежить період обертання Землі, не є рівномірним. Оскільки для різних наукових завдань, у тому числі для вивчення руху небесних світил і для передобчислювання їх положень (ефемериди), необхідна рівномірна система відліку часу, в 1950 були введені поняття ефемеридного часу, що задається рухом Землі довкола Сонця і визначуваного із спостережень Луни, і атомного часу, що задається молекулярними і атомними стандартами частоти. У зв'язку з цим в А. стали особливо актуальними регулярні спостереження Луни і якнайточніші визначення астрономічного часу за зірками. Для визначення положень Луни, поряд з класичними меридіанними спостереженнями, увійшов до практики фотографічний метод. Найбільш точні визначення часу за зірками (з помилкою, меншою ±0,01 сік ) виробляють за допомогою фотоелектричних пасажних інструментів, а також фотографічними зенітними трубами і призматичними астролябіями. Роботи за визначенням точного часу, що ведуться в різних країнах, об'єднуються Міжнародним бюро часу (МБВ), що функціонують в Парижі. У СРСР існує Радянська служба часу, очолювана Комітетом стандартів, заходів і вимірювальних приладів при Раді Міністрів СРСР.
Результати астрометричних спостережень є матеріалом для визначення систем астрономічних постійних. Уточнення постійної прецессиі, визначення напряму і швидкості руху Сонця серед зірок і параметрів обертання Галактики виробляють статистичною обробкою власних рухів зірок (а також їх променевих швидкостей ) . Постійну нутації визначають головним чином з аналізу багатолітніх широтних спостережень. Паралакс Сонця і пов'язані з ним астрономічну одиницю і постійну аберації до середини 20 ст також визначали методами А. Однако з 1960 їх сталі обчислювати з набагато більшою точністю із спостережень радіолокацій планет (див. Астрономія радіолокації ) .
А. — прадавній розділ астрономії. Зоряні каталоги складалися в Китаї ще в 4 ст до н.е.(наша ера) (Ши Шень). Астроном Ін.(Древн) Греції Гиппарх відкрив явище прецессиі і склав каталог 1022 зірок, який увійшов до астрономічного трактату «Альмагест» До. Птолемея. У 15 ст ці зірки заново спостерігав Улугбек в обсерваторії біля Самарканду. Найбільшої точності спостережень неозброєним оком досягли в 16 ст Тихо Бразі в обсерваторії Ураніборг (Данія) і в 17 ст Я. Гевелій в Гданьську (Польща). Спостереження Тихо Бразі послужили матеріалом, на основі якого німецький астроном І. Кеплер вивів закони руху планет. Початком сучасної А. вважають роботи Грінвічської астрономічної обсерваторії, де в 1-ій половині 18 ст Дж. Брадлей (Англія) відкрив аберацію світла і нутацію земної осі і провів спостереження 3268 зірок пасажним інструментом і стінним квадрантом. Каталог, складений пізніше із спостережень Брадлея, зіграв велику роль при визначенні постійної прецессиі і вивченні власних рухів зірок. Важливе значення для розвитку А. мали роботи німецького астронома Ф. Бесселя, що запропонував раціональні методи для обробки спостережень і дослідження інструментів. Новий період в А. почався роботами Пулковськой обсерваторії (нині Головна астрономічна обсерваторія АН(Академія наук) СРСР) відкритою в 1839. Завдяки турботам її засновника В. Я. Струве обсерваторія із самого початку була оснащена першокласними інструментами і надалі здобула широку популярність унаслідок високої точності каталогів зірок. Великий вклад в А. у 19 і 20 вв.(століття) внесли також обсерваторії Німеччини, Франції, США (Вашингтон), Юж. Африки (Кейптаун) і ін. З 70-х рр. 19 ст в Германії і США ведуться роботи по складанню фундаментальних каталогів. Фундаментальні каталоги Німецького астрономічного суспільства (Astronomische Gesellschaft, або AG) вважаються найбільш точними. По рекомендації Міжнародного астрономічного союзу з 1940 для всіх астрономічних щорічників був прийнятий третій фундаментальний каталог AG (Fk3), а з 1962 — четвертий (Fk4). Велике вживання, особливо в зоряній астрономії, має каталог американської школи Боса, що містить 33 342 зірки (GC).
Крупним міжнародним підприємством з'явилося організоване близько 1870 суспільством AG складання меридіанних зонних каталогів, що включають положення всіх зірок до 9-ої зоряної величини. Видано близько 40 каталогів, що містять св. 400 тис. зірок. Близько 1930 і знов близько 1960 зірки північного піднебіння з цих каталогів спостерігали в Германії фотографічним методом за допомогою ширококутних астрографов; виведені власні рухи 270000 зірок. Масові фотографічні каталоги зірок складені також в Пулкове (зони від +70° до Північного полюса), у Йельськой обсерваторії США (зони від +30° до —30° і ін.), в Кейптауне (від —30° до Південного полюса). Найбільшим є організоване в 1887 французькими астрономами міжнародне підприємство «Карта піднебіння» (Carte du Ciel) по фотографуванню всього піднебіння на т.з. нормальних астрографах з метою складання каталога координат близько 3,5 млн. зірок до 11-ої зоряної величини і карти зірок до 14-ої зоряної величини. Видано велике число каталогів і карт для північного і південного піднебіння. У 1906 голландський астроном Я. Каптейн запропонував план «вибраних площ», що передбачає детальне вивчення різних характеристик багатьох тисяч зірок в 206 невеликих майданчиках, рівномірно розподілених по всьому піднебінню. По цьому плану радянський астроном А. Н. Дейч в 1941 закінчив дослідження руху 18 тис. зірок в майданчиках Північної півкулі піднебіння, почате одним з основоположників фотографічній астрометрії С. До. Костінським . Аналогічні роботи були виконані в США і Великобританії.
В 30-х рр. 20 ст за спостереженнями п'яти радянських і деяких зарубіжних обсерваторій складений Каталог геодезичних зірок, що містить близько 3000 зірок північного піднебіння до 6-ої зоряної величини. Каталог широко застосовують в службах часу і в геодезичних роботах. У 1939 радянська А. почала велику роботу із створення фундаментального Каталога слабких зірок за допомогою меридіанних спостережень декількох десятків тис. зірок і фотографічних спостережень малих планет і видалених галактик. У 50-і рр. ця проблема була об'єднана з міжнародним підприємством по складанню каталога близько 40 000 опорних слабких зірок, розташованих на всьому піднебінні. У спостереженнях на Південній півкулі з цієї проблеми велику участь взяла чилійська експедиція Пулковськой обсерваторії.
Методи фотографічній астрометрії застосовуються також для визначення власних рухів зірок і параллаксов зірок, для виміру подвійних зірок, для спостережень великих і малих планет і штучних супутників Землі. Параллакси визначають за допомогою найбільш довгофокусних астрографов (фокусні відстані від 7 до 19 м-код ) , ці роботи систематично ведуть обсерваторії США, Юж. Африки і ін. Для спостережень штучних супутників застосовують спеціальні ширококутні супутникові фотокамери з автоматичними затворами, що забезпечують реєстрацію часу експозиції з точністю 0,001 сек. З 1961 ведуться синхронні (одночасно з різних місць) астрометричні спостереження високих штучних супутників Землі, що дозволяють по-новому вирішувати деякі завдання геодезії (супутниковій геодезії ) .
Візуальні спостереження на рефракторі з позиційним мікрометром тепер обмежуються вимірами тісних подвійних зірок з метою вивчення їх орбітального руху. У цій області в 19 ст великий вклад зробили пулковськие астрономи Ст Я. і О. Ст Струве. Мікрометричні прив'язки до опорних зірок малих планет і комет, широко поширені в 19 ст, а також виміру на диску Луни за допомогою геліометра майже усюди замінені фотографічними вимірами. Точні виміри подвійних зірок і зоряних діаметрів здійснюють за допомогою інтерферометрів; цей метод успішно застосовується і в радіоастрономії для визначення кутових розмірів джерел радіовипромінювання. Велика робота по вивченню фігури Луни, лібрації Луни, а також по вимірах фотографій її поверхні ведеться на Головній астрономічній обсерваторії АН(Академія наук) УРСР в Києві і на Астрономічній обсерваторії ним. В. П. Енгельгардта поблизу Казані.
Літ.: Ідельсон Н. І., Фундаментальні постійні астрономії І геодезія, в кн.: Астрономічний щорічник СРСР на 1942 р., М-код.—Л., 1941; Зверев М. С., Фундаментальна астрометрія, в кн.: Успіхи астрономічних наук, т. 5—6, М-код.—Л., 1950—54; Дейч А. Н., Основи фотографічної астрометрії, в кн.: Курс астрофізики і зоряної астрономії, т. 1, М-код.—Л., 1951; Куликів До. А., Фундаментальні постійні астрономії, М., 1956; його ж, Змінність широт і довгот, М., 1962; Астрономія в СРСР за сорок років. 1917—1957. Сб. ст., М., 1960; Підобід Ст Ст (ред.), Фундаментальні постійні астрономії, М., 1967; Загріб і н Д. Ст, Введення в астрометрію, М-код.—Л., 1966: Розвиток астрономії в СРСР (Радянська наука і техніка за 50 років. 1917—1967), М., 1967; Бакулін П. І., Млинців Н. С., Служба точного часу, М., 1968: Woolard Е. W., Clemence G. М., Spherical astronomy. N. Y.—L., 1966.
