|
* שני כיווני הראיה של הלוין, שביניהם זווית גדולה (ומתאימה - 58°) אפשרו קישור קשיח בין תצפיות כמעט בו זמניות וחד מימדיות בחלקים שונים של השמיים. הדבר הוביל בתורו לקביעת פרלקסה מוחלטת (לעומת יחסית, ביחס לנקודת אפס לא ידועה כלשהי).
* הסריקה הממושכת, מבוססת מישור מילקה, של הלוין הובילה לניצול אופטימלי של זמן התצפית, והקטלוג שהתקבל סיפק צפיפות אחידה במתידה סבירה של השמים ודיוק אסטרומטרי אחיד על פני כל כיפת השמיים.
[[קובץ:Hipparcos-principles.gif|ממוזער|עקרונות המדידה האסטרומטרית. עיגולים וקווים מלאים מציגים שלושה עצמים משדה ראיה יחיד (כ-1° בגודלו), מעגלים פתוחים וקווים מקווקווים מציגים שלושה עצמים באזור שמיים מסוים ש"הונח" בעזרת זווית הבסיס הגדולה (superimposed by virtue of the large basic angle). משמאל: מיקומי העצמים בתקופת ייחוס אחת. אמצע: בתנועות שלהם בחלל במהלך ארבע שנים, עם וקטורי תנועה עצמית שרירותיים ופקטורי סקלה. משולשים מציגים את מיקומיהם בתקופה קבועה בסיום המרווח. ימין: השינוי הכולל במיקום, כולל תנועה עצמית נראית עקב פרלקסה שנתית, ארבע הלולאות מתאימות לארבע הקפות של כדור הארץ סביב השמש. התנועות מושרות הפרלקסה הן באותה פאזה עבור כל הכוכבים באותו אזור של השמיים, כך שמדידות יחסיות בתוך אותו שדה יכולות לספק רק פרלקסות יחסיות. למרות שההפרדות היחסיות בין כוכבים משתנה באופן רציף במהלך תקופת המדידה, הן מתוארות על ידי חמישה פרמטרים מספריים בלבד לכל כוכב (שני מרכיבי מיקום, שניים של תנועה עצמית ופרלקסה).]]
[[File:Hipparcos-principles.gif|thumb|Principles of the astrometric measurements. Filled circles and solid lines show three objects from one field of view (about 1° in size), and open circles and dashed lines show three objects from a distinct sky region superimposed by virtue of the large basic angle. Left: object positions at one reference epoch. Middle: their space motions over about four years, with arbitrary proper motion vectors and scale factors; triangles show their positions at a fixed epoch near the end of the interval. Right: the total positional changes including the additional apparent motions due to annual parallax, the four loops corresponding to four Earth orbits around the sun. The parallax-induced motions are in phase for all stars in the same region of sky, so that relative measurements within one field can only provide relative parallaxes. Although the relative separations between the stars change continuously over the measurement period, they are described by just five numerical parameters per star (two components of position, two of proper motion, and the parallax).]]
* אופן הסריקה הגאומטרית המשתנה עבור כל כוכב, בתקופות שונות לאורך 3 שנות תוכנית המשימה, יצרו רשת צפופה של מיקומים חד מימדיים, ממנה ניתן היה לקבל/לפתור את כיוון הקואורדינטה הבאריצנטרית, הפרלקסה והתנועה העצמית של העצם, בשיטה שהייתה אפקטיבית התאמה גלובלית של ריבועים פחותים על כלל התצפיות. הפרמטרים האסטרומטריים, כמו גם שגיאותיהם ומקדמי קורלציה התקבלו גם הם בתהליך.
* the various geometrical scan configurations for each star, at multiple epochs throughout the 3-year observation programme, resulted in a dense network of one-dimensional positions from which the [[center of mass|barycentric]] coordinate direction, the [[parallax]], and the object's [[proper motion]], could be solved for in what was effectively a global [[least squares]] reduction of the totality of observations. The astrometric parameters as well as their [[standard error (statistics)|standard errors]] and [[correlation|correlation coefficients]] were derived in the process;
* מכיוון שמספר התצפיות הגאומטריות בנפרדות לכל עצם היה גדול (מסדר גודל של 30) כאשר משווים למספר הנעלמים במודל הסטדנרטי (5 נעלמים לכל כוכב), ניתן היה להרחיב פתרונות אסטרומטריים שלא התאימו למודל הפשוט בן 5 נעלמים, ולקחת בחשבון אפקטים של כוכבים כפולים או מרובים, או תנועה פוטוסנטרית (photocentric) לא לינארית, אשר משויכת לכוכבים כפולים שאינם מופרדים (unresolved).
* since the number of independent geometrical observations per object was large (typically of order 30) compared with the number of unknowns for the standard model (five astrometric unknowns per star) astrometric solutions not complying with this simple five-parameter model, could be expanded to take into account the effects of [[double star|double or multiple stars]], or non-linear photocentric motions ascribed to unresolved [[astrometric binaries]];
* מספר גדול יותר בפועל של תצפיות לכל עצם, סדר גודל של 110, סיפק מידע פוטומטרי מדויק ואחיד לכל כוכב, ממנו ניתן היה לחלץ מגניטודות, עוצמות השתנות ובמקרים רבים גם מחזור וסוג הכוכב המשתנה.
* a somewhat larger number of actual observations per object, of order 110, provided accurate and homogeneous photometric information for each star, from which mean magnitudes, variability amplitudes, and in many cases period and variability type classification could be undertaken.
[[קובץ:Hipparcos-star-path.gif|ממוזער|השביל בשמים הוא אחד מעצמי קטלוג היפרכוס במשך מחזור של שלוש שנים. כל קו ישר מייצג מיקום נצפה של כוכב בתקופה מסוימת: מכייון שהמדידה היא חד-מימדית, המיקום המדויק לאורך הקו לא נקבע על ידי המדידה. העקומה היא מודל לתנועת הכוכב, לאחר התאמה מיטבית לכל המדידות. המיקום המוסק בכל תקופה מיוצג על ידי נקודה, והשארית - על ידי קו קצר המחבר ת הנקודה לקו המיקום המתאים. משרעת התנועה האוסילטורית נותנת את פרלקסת הכוכב, והרכיב הלינארי מייצג את התנועה העצמית שלו.]]
[[File:Hipparcos-star-path.gif|thumb|The path on the sky of one of the Hipparcos Catalogue objects, over a period of three years. Each straight line indicates the observed position of the star at a particular epoch: because the measurement is one-dimensional, the precise location along this position line is undetermined by the observation. The curve is the modelled stellar path fitted to all the measurements. The inferred position at each epoch is indicated by a dot, and the residual by a short line joining the dot to the corresponding position line. The amplitude of the oscillatory motion gives the star's parallax, with the linear component representing the star's proper motion.]]
== Development, launch and operations ==
| 