Hipparcos fue un satélite científico de la Agencia Espacial Europea (ESA), lanzado en 1989 y en funcionamiento hasta 1993. Fue el primer experimento espacial dedicado a la astrometría de precisión , la medición precisa de las posiciones de los objetos celestes en el cielo. [3] Esto permitió las primeras mediciones de alta precisión de los brillos intrínsecos , los movimientos propios y las paralajes de las estrellas, lo que permitió mejores cálculos de su distancia y velocidad tangencial . Cuando se combinaron con mediciones de velocidad radial de la espectroscopia , los astrofísicos pudieron medir finalmente las seis cantidades necesarias para determinar el movimiento de las estrellas. El Catálogo Hipparcos resultante , un catálogo de alta precisión de más de 118.200 estrellas, se publicó en 1997. El Catálogo Tycho de menor precisión de más de un millón de estrellas se publicó al mismo tiempo, mientras que el Catálogo Tycho-2 mejorado de 2,5 millones de estrellas se publicó en 2000.La misión de seguimiento de Hipparcos , Gaia , se lanzó en 2013.
La palabra "Hipparcos" es un acrónimo de HIgh Precision PARallax COllecting Satellite y también una referencia al antiguo astrónomo griego Hiparco de Nicea, conocido por las aplicaciones de la trigonometría a la astronomía y su descubrimiento de la precesión de los equinoccios .
En la segunda mitad del siglo XX, la medición precisa de las posiciones de las estrellas desde la Tierra se estaba encontrando con barreras esencialmente insuperables para mejorar la precisión, especialmente para mediciones de ángulos grandes y términos sistemáticos. Los problemas estaban dominados por los efectos de la atmósfera de la Tierra , pero se agravaban por términos ópticos complejos, flexiones térmicas y gravitacionales de los instrumentos y la ausencia de visibilidad de todo el cielo. Una propuesta formal para hacer estas observaciones precisas desde el espacio se presentó por primera vez en 1967. [4]
La misión fue propuesta originalmente a la agencia espacial francesa CNES , que la consideró demasiado compleja y costosa para un único programa nacional y recomendó que se propusiera en un contexto multinacional. Su aceptación dentro del programa científico de la Agencia Espacial Europea , en 1980, fue el resultado de un largo proceso de estudio y cabildeo . La motivación científica subyacente era determinar las propiedades físicas de las estrellas a través de la medición de sus distancias y movimientos espaciales, y así colocar los estudios teóricos de la estructura y evolución estelar, y los estudios de la estructura y cinemática galáctica , sobre una base empírica más segura. Desde el punto de vista observacional, el objetivo era proporcionar las posiciones, paralajes y movimientos propios anuales de unas 100.000 estrellas con una precisión sin precedentes de 0,002 segundos de arco , un objetivo en la práctica finalmente superado por un factor de dos. El nombre del telescopio espacial, "Hipparcos", era un acrónimo de High Precision Parallax Collecting Satellite , y también reflejaba el nombre del antiguo astrónomo griego Hiparco , considerado el fundador de la trigonometría y el descubridor de la precesión de los equinoccios (debido al bamboleo de la Tierra sobre su eje).
La nave espacial llevaba un único telescopio Schmidt excéntrico y totalmente reflectante , con una apertura de 29 cm (11 pulgadas). Un espejo especial que combinaba los haces superponía dos campos de visión, separados 58°, en el plano focal común. Este espejo complejo consistía en dos espejos inclinados en direcciones opuestas, cada uno ocupando la mitad de la pupila de entrada rectangular, y proporcionando un campo de visión sin viñeteado de aproximadamente 1° × 1°. El telescopio utilizaba un sistema de rejillas, en la superficie focal, compuesto por 2688 bandas alternas opacas y transparentes, con un período de 1,208 segundos de arco (8,2 micrómetros). Detrás de este sistema de rejilla, un tubo disector de imágenes (detector de tipo fotomultiplicador ) con un campo de visión sensible de aproximadamente 38 segundos de arco de diámetro convertía la luz modulada en una secuencia de recuentos de fotones (con una frecuencia de muestreo de 1200 Hz ) a partir de la cual se podía derivar la fase de todo el tren de pulsos de una estrella. El ángulo aparente entre dos estrellas en los campos de visión combinados, módulo el período de la cuadrícula, se obtuvo a partir de la diferencia de fase de los dos trenes de pulsos estelares. El Catálogo Hipparcos final, que originalmente tenía como objetivo la observación de unas 100.000 estrellas, con una precisión astrométrica de unos 0,002 segundos de arco, comprendía casi 120.000 estrellas [5] : xiii con una precisión media ligeramente mejor que 0,001 segundos de arco (1 milisegundo de arco). [5] : 3
Un sistema fotomultiplicador adicional detectó un divisor de haz en el camino óptico y se utilizó como un mapeador de estrellas. Su propósito era monitorear y determinar la actitud del satélite y, en el proceso, recopilar datos fotométricos y astrométricos de todas las estrellas hasta aproximadamente la magnitud 11. Estas mediciones se realizaron en dos bandas anchas que corresponden aproximadamente a B y V en el sistema fotométrico UBV (Johnson) . Las posiciones de estas últimas estrellas se determinaron con una precisión de 0,03 segundos de arco, que es un factor de 25 menos que las estrellas de la misión principal. Originalmente destinado a la observación de alrededor de 400.000 estrellas, el Catálogo Tycho resultante comprendía poco más de 1 millón de estrellas, con un análisis posterior que lo amplió al Catálogo Tycho-2 de aproximadamente 2,5 millones de estrellas.
La actitud de la nave espacial sobre su centro de gravedad fue controlada para explorar la esfera celeste en un movimiento de precesión regular manteniendo una inclinación constante entre el eje de giro y la dirección al Sol. La nave espacial giraba alrededor de su eje Z a una velocidad de 11,25 revoluciones/día (168,75 arcoseg/s) en un ángulo de 43° con el Sol . El eje Z rotaba alrededor de la línea Sol-satélite a 6,4 revoluciones/año. [6]
La nave espacial estaba formada por dos plataformas y seis paneles verticales, todos ellos fabricados en aluminio con estructura de panal. El panel solar estaba formado por tres secciones desplegables, que generaban unos 300 W en total. Dos antenas de banda S estaban situadas en la parte superior e inferior de la nave espacial, que proporcionaban una velocidad de datos de enlace descendente omnidireccional de 24 kbit/s . Un subsistema de control de actitud y órbita (que comprendía propulsores de hidracina de 5 newton para maniobras de rumbo, propulsores de gas frío de 20 milinewton para el control de actitud y giroscopios para la determinación de la actitud) garantizaba un control y una determinación de actitud dinámicos correctos durante la vida útil.
Algunas características clave de las observaciones fueron las siguientes: [7]
El satélite Hipparcos fue financiado y gestionado bajo la autoridad general de la Agencia Espacial Europea (ESA). Los principales contratistas industriales fueron Matra Marconi Space (actualmente EADS Astrium ) y Alenia Spazio (actualmente Thales Alenia Space ).
Otros componentes de hardware fueron suministrados como sigue: el espejo combinador de haces de REOSC en Saint-Pierre-du-Perray , Francia; los espejos esféricos, plegables y de relé de Carl Zeiss AG en Oberkochen , Alemania; los deflectores externos de luz difusa de CASA en Madrid , España; la rejilla moduladora de CSEM en Neuchâtel , Suiza; el sistema de control del mecanismo y la electrónica de control térmico de Dornier Satellite Systems en Friedrichshafen , Alemania; los filtros ópticos, las estructuras experimentales y el sistema de control de actitud y órbita de Matra Marconi Space en Vélizy , Francia; los mecanismos de conmutación de instrumentos de Oerlikon-Contraves en Zúrich , Suiza; el tubo disector de imágenes y los detectores fotomultiplicadores ensamblados por la Organización Holandesa de Investigación Espacial ( SRON ) en los Países Bajos; el mecanismo de ensamblaje de reenfoque diseñado por TNO-TPD en Delft , Países Bajos; el subsistema de energía eléctrica de British Aerospace en Bristol , Reino Unido; el sistema de control de estructura y reacción de Daimler-Benz Aerospace en Bremen , Alemania; los paneles solares y el sistema de control térmico de Fokker Space System en Leiden , Países Bajos; el sistema de manejo de datos y telecomunicaciones de Saab Ericsson Space en Gotemburgo , Suecia; y el motor de refuerzo de apogeo de SEP en Francia. Grupos del Institut d'Astrophysique en Lieja , Bélgica y el Laboratoire d'Astronomie Spatiale en Marsella , Francia, contribuyeron con procedimientos de prueba de rendimiento óptico, calibración y alineación; Captec en Dublín , Irlanda, y Logica en Londres contribuyeron con el software y la calibración a bordo.
El satélite Hipparcos fue lanzado (con el satélite de transmisión directa TV-Sat 2 como co-pasajero) en un vehículo de lanzamiento Ariane 4 , vuelo V33, desde el Centro Espacial Guyanais , Kourou , Guayana Francesa, el 8 de agosto de 1989. Lanzado a una órbita de transferencia geoestacionaria (GTO), el motor de impulso de apogeo Mage-2 no se encendió, y la órbita geoestacionaria prevista nunca se alcanzó. Sin embargo, con la adición de más estaciones terrestres, además del centro de control de operaciones de la ESA en el Centro Europeo de Operaciones Espaciales (ESOC) en Alemania, el satélite funcionó con éxito en su órbita de transferencia geoestacionaria (GTO) durante casi 3,5 años. Todos los objetivos originales de la misión fueron, finalmente, superados.
Incluyendo una estimación de las actividades científicas relacionadas con las observaciones por satélite y el procesamiento de datos, la misión Hipparcos costó alrededor de 600 millones de euros (en condiciones económicas del año 2000), y en su ejecución participaron unos 200 científicos europeos y más de 2.000 personas de la industria europea.
Las observaciones satelitales se basaron en una lista predefinida de estrellas objetivo. Las estrellas se observaron a medida que el satélite rotaba, mediante una región sensible del detector del tubo disector de imágenes. Esta lista de estrellas predefinida formó el Catálogo de Entrada de Hipparcos (HIC): cada estrella en el Catálogo de Entrada de Hipparcos final estaba contenida en el Catálogo de Entrada. [8] El Catálogo de Entrada fue compilado por el Consorcio INCA durante el período 1982-1989, finalizado antes del lanzamiento y publicado tanto en formato digital como impreso. [9]
Aunque ha sido totalmente reemplazado por los resultados del satélite, incluye información complementaria sobre múltiples componentes del sistema, así como compilaciones de velocidades radiales y tipos espectrales que, al no ser observados por el satélite, no se incluyeron en el Catálogo Hipparcos publicado .
Las limitaciones en el tiempo total de observación y en la uniformidad de las estrellas a lo largo de la esfera celeste para las operaciones satelitales y el análisis de datos, condujeron a un Catálogo de Entrada de unas 118.000 estrellas. Fusionó dos componentes: primero, un estudio de alrededor de 58.000 objetos lo más completo posible con las siguientes magnitudes límite: V<7,9 + 1,1sin|b| para tipos espectrales anteriores a G5, y V<7,3 + 1,1sin|b| para tipos espectrales posteriores a G5 (b es la latitud galáctica). Las estrellas que constituyen este estudio están marcadas en el Catálogo Hipparcos .
El segundo componente comprendía estrellas adicionales seleccionadas según su interés científico, ninguna de las cuales era más débil que la magnitud V=13. Estas estrellas fueron seleccionadas entre unas 200 propuestas científicas presentadas en base a una convocatoria de propuestas publicada por la ESA en 1982, y priorizadas por el Comité de Selección de Propuestas Científicas en consulta con el Consorcio del Catálogo de Entradas. Esta selección tuvo que equilibrar el interés científico "a priori" y las limitaciones del programa de observación en cuanto a magnitud, tiempo total de observación y uniformidad del cielo.
Para los resultados principales de la misión, el análisis de los datos fue llevado a cabo por dos equipos científicos independientes, NDAC y FAST, que en conjunto comprenden a unos 100 astrónomos y científicos, en su mayoría de institutos europeos (estados miembros de la ESA). Los análisis, que proceden de casi 1000 Gbit de datos satelitales adquiridos a lo largo de 3,5 años, incorporaron un sistema integral de verificación cruzada y validación, y se describen en detalle en el catálogo publicado.
Se incluyó un modelo de calibración óptica detallado para mapear la transformación del cielo a coordenadas instrumentales. Su adecuación pudo verificarse por los residuos de medición detallados. La órbita de la Tierra y la órbita del satélite con respecto a la Tierra fueron esenciales para describir la ubicación del observador en cada época de observación, y fueron suministradas por una efemérides terrestre apropiada combinada con un alcance satelital preciso. Las correcciones debido a la relatividad especial ( aberración estelar ) hicieron uso de la velocidad del satélite correspondiente. Las modificaciones debido a la curvatura de la luz relativista general fueron significativas (4 milisegundos de arco a 90° con respecto a la eclíptica) y se corrigieron para asumir de manera determinista γ = 1 en el formalismo PPN . Se examinaron los residuos para establecer límites a cualquier desviación de este valor relativista general, y no se encontraron discrepancias significativas.
Las observaciones satelitales arrojaron esencialmente posiciones relativas de estrellas con respecto a las demás de gran precisión durante todo el período de medición (1989-1993). En ausencia de observaciones directas de fuentes extragalácticas (aparte de observaciones marginales del cuásar 3C 273 ), el marco de referencia rígido resultante se transformó en un marco de referencia inercial vinculado a fuentes extragalácticas. Esto permite correlacionar directamente los estudios en diferentes longitudes de onda con las estrellas de Hipparcos y garantiza que los movimientos propios del catálogo sean, en la medida de lo posible, cinemáticamente no rotatorios. La determinación de los tres ángulos de rotación de cuerpo sólido relevantes y las tres velocidades de rotación dependientes del tiempo se realizó y completó antes de la publicación del catálogo. Esto dio como resultado un vínculo preciso pero indirecto con un marco de referencia inercial extragaláctico. [10]
Se incluyeron y ponderaron adecuadamente diversos métodos para establecer este vínculo con el marco de referencia antes de la publicación del catálogo: observaciones interferométricas de estrellas de radio mediante redes VLBI , MERLIN y Very Large Array (VLA); observaciones de cuásares en relación con las estrellas Hipparcos mediante dispositivos acoplados a carga (CCD), placas fotográficas y el telescopio espacial Hubble ; programas fotográficos para determinar los movimientos propios estelares con respecto a objetos extragalácticos (Bonn, Kiev, Lick, Potsdam, Yale/San Juan); y comparación de los parámetros de rotación de la Tierra obtenidos mediante interferometría de línea de base muy larga (VLBI) y mediante observaciones ópticas terrestres de estrellas Hipparcos . Aunque muy diferentes en términos de instrumentos, métodos de observación y objetos involucrados, las diversas técnicas generalmente coincidieron en un margen de 10 milisegundos de arco en la orientación y 1 milisegundo de arco/año en la rotación del sistema. A partir de una ponderación adecuada, se cree que los ejes de coordenadas definidos por el catálogo publicado están alineados con el marco de radio extragaláctico dentro de ±0,6 miliarco-segundos en la época J1991.25, y no rotan con respecto a objetos extragalácticos distantes dentro de ±0,25 miliarco-segundos/año. [7] : 10
Los catálogos Hipparcos y Tycho se construyeron de tal manera que el marco de referencia celeste Hipparcos (HCRF) resultante coincidiera, dentro de las incertidumbres observacionales, con el Marco de Referencia Celeste Internacional (ICRF), y representara las mejores estimaciones en el momento de la finalización del catálogo (en 1996). El HCRF es, por tanto, una materialización del Sistema de Referencia Celeste Internacional (ICRS) en el dominio óptico. Amplía y mejora el sistema J2000 ( FK5 ), conservando aproximadamente la orientación global de ese sistema pero sin sus errores regionales. [7] : 10
Si bien las estrellas dobles y múltiples tienen una enorme importancia astronómica, plantearon considerables complicaciones a las observaciones (debido al tamaño finito y al perfil del campo de visión sensible del detector) y al análisis de los datos. El procesamiento de los datos clasificó las soluciones astrométricas de la siguiente manera:
Si una estrella binaria tiene un largo período orbital tal que los movimientos no lineales del fotocentro fueron insignificantes durante la corta duración de la medición (3 años), la naturaleza binaria de la estrella pasaría desapercibida para Hipparcos , pero podría mostrarse como un movimiento propio de Hipparcos discrepante en comparación con los establecidos a partir de programas de movimiento propio de referencia temporales largos en tierra. Los movimientos fotocéntricos de orden superior podrían representarse mediante un ajuste de modelo de 7 parámetros, o incluso de 9 parámetros (en comparación con el modelo estándar de 5 parámetros), y típicamente dichos modelos podrían mejorarse en complejidad hasta que se obtuvieran ajustes adecuados. Se determinó una órbita completa, que requiere 7 elementos, para 45 sistemas. Los períodos orbitales cercanos a un año pueden degenerarse con la paralaje, lo que resulta en soluciones poco confiables para ambos. Los sistemas triples o de orden superior plantearon desafíos adicionales para el procesamiento de datos.
Los datos fotométricos de mayor precisión se proporcionaron como un subproducto de las observaciones astrométricas de la misión principal. Se realizaron en una banda de paso de luz visible de banda ancha , específica de Hipparcos , y se designó H p . [11] La precisión fotométrica media, para H p <9 magnitud, fue de 0,0015 magnitud , con típicamente 110 observaciones distintas por estrella a lo largo del período de observación de 3,5 años. Como parte de la reducción de datos y la producción del catálogo, se identificaron nuevas variables y se designaron con designaciones de estrella variable apropiadas . Las estrellas variables se clasificaron como variables periódicas o no resueltas; las primeras se publicaron con estimaciones de su período, amplitud de variabilidad y tipo de variabilidad. En total, se detectaron unos 11.597 objetos variables, de los cuales 8.237 se clasificaron recientemente como variables. Hay, por ejemplo, 273 variables Cefeidas , 186 variables RR Lyr , 108 variables Delta Scuti y 917 estrellas binarias eclipsantes . Las observaciones del mapeador estelar, que constituyen el Catálogo Tycho (y Tycho-2), proporcionaron dos colores, aproximadamente B y V en el sistema fotométrico Johnson UBV , importantes para la clasificación espectral y la determinación efectiva de la temperatura .
La astrometría clásica se ocupa únicamente de los movimientos en el plano del cielo e ignora la velocidad radial de la estrella , es decir, su movimiento espacial a lo largo de la línea de visión. Si bien es fundamental para comprender la cinemática estelar y, por lo tanto, la dinámica de la población, su efecto es generalmente imperceptible para las mediciones astrométricas (en el plano del cielo) y, por lo tanto, generalmente se ignora en los estudios astrométricos a gran escala. En la práctica, se puede medir como un desplazamiento Doppler de las líneas espectrales. Sin embargo, de manera más estricta, la velocidad radial entra en una formulación astrométrica rigurosa. Específicamente, una velocidad espacial a lo largo de la línea de visión significa que la transformación de la velocidad lineal tangencial al movimiento propio (angular) es una función del tiempo. El efecto resultante de la aceleración secular o en perspectiva es la interpretación de una aceleración transversal que en realidad surge de una velocidad espacial puramente lineal con un componente radial significativo, con el efecto posicional proporcional al producto de la paralaje, el movimiento propio y la velocidad radial. En los niveles de precisión de Hipparcos, tiene una importancia (marginal) solo para las estrellas más cercanas con las mayores velocidades radiales y movimientos propios, pero se tuvo en cuenta en los 21 casos en los que el efecto posicional acumulado durante dos años supera los 0,1 milisegundos de arco. Las velocidades radiales de las estrellas del Catálogo Hipparcos , en la medida en que se conocen actualmente a partir de estudios terrestres independientes, se pueden encontrar en la base de datos astronómicos del Centre de données astronomiques de Strasbourg .
La ausencia de distancias fiables para la mayoría de las estrellas significa que las mediciones angulares realizadas astrométricamente en el plano del cielo no pueden convertirse, por lo general, en velocidades espaciales reales en el plano del cielo. Por esta razón, la astrometría caracteriza los movimientos transversales de las estrellas en medidas angulares (por ejemplo, arcsec por año) en lugar de en km/s o equivalentes. De manera similar, la ausencia típica de velocidades radiales fiables significa que el movimiento espacial transversal (cuando se conoce) es, en cualquier caso, solo un componente de la velocidad espacial tridimensional completa.
El Catálogo Hipparcos final fue el resultado de la comparación crítica y la fusión de los dos análisis (los consorcios NDAC y FAST), y contiene 118.218 entradas (estrellas o estrellas múltiples), correspondientes a un promedio de unas tres estrellas por grado cuadrado en todo el cielo. [12] La precisión media de los cinco parámetros astrométricos (magnitud Hp<9) superó los objetivos originales de la misión, y se encuentra entre 0,6 y 1,0 mas. Se determinaron unas 20.000 distancias con una precisión mejor del 10%, y 50.000 con una precisión mejor del 20%. La relación inferida entre los errores externos y los errores estándar es de ≈1,0–1,2, y los errores sistemáticos estimados están por debajo de 0,1 mas. El número de estrellas dobles o múltiples resueltas o sospechosas es de 23.882. [13] Las observaciones fotométricas arrojaron una fotometría multiépoca con un número medio de 110 observaciones por estrella y una precisión fotométrica mediana (magnitud Hp<9) de 0,0015, con 11.597 entradas identificadas como variables o posiblemente variables. [14]
Para los resultados del mapeador de estrellas, el análisis de datos fue realizado por el Consorcio de Análisis de Datos Tycho (TDAC). El Catálogo Tycho comprende más de un millón de estrellas con astrometría de 20 a 30 milisegundos de arco y fotometría de dos colores (bandas B y V). [15]
Los catálogos finales de Hipparcos y Tycho se completaron en agosto de 1996. Los catálogos fueron publicados por la Agencia Espacial Europea (ESA) en nombre de los equipos científicos en junio de 1997. [16]
Un análisis más amplio de los datos del cartografiador de estrellas (Tycho) extrajo estrellas débiles adicionales del flujo de datos. Combinado con antiguas observaciones de placas fotográficas realizadas varias décadas antes como parte del programa Catálogo Astrográfico , el Catálogo Tycho-2 de más de 2,5 millones de estrellas (y que reemplaza por completo al Catálogo Tycho original) se publicó en 2000. [17]
Los catálogos Hipparcos y Tycho-1 se utilizaron para crear el Atlas Estelar del Milenio : un atlas de todo el cielo con un millón de estrellas de magnitud visual 11. También se incluyen unos 10.000 objetos no estelares para complementar los datos del catálogo. [18]
Entre 1997 y 2007, continuaron las investigaciones sobre los efectos sutiles en la actitud del satélite y la calibración de los instrumentos. Se estudiaron varios efectos en los datos que no se habían tenido en cuenta en su totalidad, como las discontinuidades de la fase de escaneo y los saltos de actitud inducidos por micrometeoroides. Finalmente, se emprendió una nueva reducción de los pasos asociados del análisis. [19]
Esto ha llevado a mejoras en la precisión astrométrica para estrellas más brillantes que una magnitud Hp=9,0, alcanzando un factor de aproximadamente tres para las estrellas más brillantes (magnitud Hp<4,5), al tiempo que subraya la conclusión de que el Catálogo Hipparcos tal como se publicó originalmente es generalmente confiable dentro de las precisiones citadas.
Todos los datos del catálogo están disponibles en línea en el Centre de données astronomiques de Estrasburgo .
Los resultados de Hipparcos han afectado a una amplia gama de investigaciones astronómicas, que pueden clasificarse en tres temas principales:
En relación con estos temas principales, Hipparcos ha proporcionado resultados en temas tan diversos como la ciencia del Sistema Solar, incluidas las determinaciones de masa de asteroides, la rotación de la Tierra y el bamboleo de Chandler ; la estructura interna de las enanas blancas ; las masas de las enanas marrones ; la caracterización de planetas extrasolares y sus estrellas anfitrionas; la altura del Sol sobre el plano medio galáctico; la edad del Universo ; la función de masa inicial estelar y las tasas de formación de estrellas ; y estrategias para la búsqueda de inteligencia extraterrestre . La fotometría multiépoca de alta precisión se ha utilizado para medir la variabilidad y las pulsaciones estelares en muchas clases de objetos. Los catálogos Hipparcos y Tycho ahora se utilizan rutinariamente para apuntar telescopios terrestres, navegar misiones espaciales y hacer funcionar planetarios públicos.
Desde 1997 se han publicado varios miles de artículos científicos que utilizan los catálogos Hipparcos y Tycho . En 2009 se publicó una revisión detallada de la literatura científica de Hipparcos entre 1997 y 2007 [20] y un relato popular del proyecto en 2010 [3]. Algunos ejemplos de resultados notables incluyen (enumerados cronológicamente):
Un resultado controvertido ha sido la proximidad derivada, en unos 120 parsecs, del cúmulo de las Pléyades , establecida tanto a partir del catálogo original [47] como del análisis revisado. [19] Esto ha sido cuestionado por varios otros trabajos recientes, que sitúan la distancia media del cúmulo en alrededor de 130 parsecs. [48] [49] [50] [51]
Según un artículo de 2012, la anomalía se debía al uso de una media ponderada cuando existe una correlación entre las distancias y los errores de distancia para las estrellas en los cúmulos. Se resuelve utilizando una media no ponderada. No hay sesgo sistemático en los datos de Hipparcos cuando se trata de cúmulos estelares. [52]
En agosto de 2014, se detectó la discrepancia entre la distancia entre los grupos de120,2 ± 1,5 parsecs (pc) medidos por Hipparcos y la distancia deEl 133,5 ± 1,2 pc obtenido con otras técnicas se confirmó mediante mediciones de paralaje realizadas utilizando VLBI , [53] que dieron136,2 ± 1,2 pc , la distancia más precisa y exacta presentada hasta ahora para el grupo.
Otro debate sobre la distancia iniciado por Hipparcos es sobre la distancia a la estrella Polaris.
Los datos de Hipparcos se están utilizando recientemente junto con los datos de Gaia . En particular, la comparación del movimiento propio de las estrellas de ambas naves espaciales se está utilizando para buscar compañeros binarios ocultos. [54] [55] Los datos de Hipparcos-Gaia también se utilizan para medir la masa dinámica de sistemas binarios conocidos, como los compañeros subestelares . [56] Los datos de Hipparcos-Gaia se utilizaron para medir la masa del exoplaneta Beta Pictoris b y, a veces, se utilizan para estudiar otros exoplanetas de período largo , como HR 5183 b . [57] [58]