Astronomi

Varför är en stjärna på sin högsta punkt när lokal sidetid = RA (höger uppstigning)?

Varför är en stjärna på sin högsta punkt när lokal sidetid = RA (höger uppstigning)?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Jag går för närvarande på en kurs som heter Introduction to Astronomy på Coursera. Det är inte särskilt formellt så de presenterade inte ett bevis på uttalandet i titeln. Jag förstår varför man logiskt sett kan argumentera för att när en stjärna ligger på projektionen av observatörens lokala meridean på himmelsfären (jag förstår att denna projektion definierar observatörens lokala sidetid) så är denna stjärna på sin högsta punkt på himlen.

Jag har inte hittat något matematiskt bevis på detta uttalande och vet inte heller hur man ska angripa problemet geometriskt (antingen euklidisk geometri eller analytisk geometri).

Jag uppskattar alla ledtrådar eller direkta svar på hur man ska hantera problemet. Tack.


På någon geocentrisk latitud $ phi $ och longitud $ lambda $ ges höjden eller höjden $ a $ av en stjärna med höger uppstigning $ alpha $ och deklination $ delta $ med $$ begin {justerad} sin a = sin phi sin delta + cos phi cos delta cos h &&&&&& (1) end {align} $$ där $$ börjar {aligned} h = theta_ phi - alpha qquad && qquad && qquad && quad , && (2) end {align} $$ är timvinkeln till stjärnan, uttryckt i termer av lokal sidetid $ theta _ { phi} $ och höger uppstigning $ alfa $.

Differentiering (1) med avseende på tidsavkastning $$ börjar {justerad} cos a frac {da} {dt} = & fantom {+} , ( cos phi sin delta - sin phi cos delta cos h) , frac {d phi} {dt} & + , ( sin phi cos delta - cos phi sin delta cos h) , frac {d delta} {dt} & - cos phi cos delta sin h , frac {dh} {dt} & ! ! ! (3) end {aligned} $$ Även om det inte är helt noll är tidsderivaten av latitud $ phi $ och deklination $ delta $ försumbar små jämfört med $ 2 pi $ radianer per sidoriv dagtidderivat av timvinkel $ h $. För alla praktiska ändamål minskar ovanstående sålunda till $$ börjar {justerad} cos a frac {da} {dt} = - cos phi cos delta sin h , frac {dh} {dt } quad ! &&&&&& (4) end {align} $$ Den vänstra sidan av (4) är noll vid extrema höjdvinkel. Således letar vi efter villkor som gör att höger sida av (4) är lika med noll. Eftersom $ dh / dt $ inte är noll är höger sida bara noll om en eller flera av $ cos phi $, $ cos delta $ eller $ sin h $ är noll. De två första fallen ($ cos phi = 0 $ och $ cos delta = 0 $) representerar förhållanden där höjden är konstant. Det enda intressanta villkoret är $ sin h = 0 $, vilket betyder en timvinkel på 0 ° eller 180 ° (timvinkeln är begränsad till att ligga mellan 0 ° (inklusive) och 360 ° (exklusiv)).

Eftersom latitud $ phi $ och deklination $ delta $ båda ligger mellan -90 ° och + 90 °, representerar villkoret $ h = 180 ^ { circ} $ minsta möjliga höjd, medan $ h = 0 $ representerar det maximala möjlig höjd. Från (2) betyder $ h = 0 $ $ theta = alpha $, eller lokal sidetid är lika med höger uppstigning.


Sidereal tid

Sidereal är ett adjektiv som betyder & # 8220 & # 8230 av eller tillhörande stjärnor. & # 8221 Så, sidoreal tid är stjärntid jämfört med den mer kända genomsnittliga soltiden. För att vara tydlig, sidoreal tid är timvinkeln för vårjämställdningen. Timvinkeln (HA) för en stjärna (eller något annat himmelskt objekt) är den lokala sidetiden (LST) minus stjärns och höger uppstigning (RA).

Ordet & # 8220local & # 8221 betyder i förhållande till en specifik meridian, i allmänhet observatörens meridian (longitud). Detta är kritiskt viktigt eftersom sidotiden är meningslös om inte en meridian anges.

Ritningen längst ner på sidan visar den himmelska sfären, en konstgjord konstruktion från antiken, en tid före Copernicus, när astronomer trodde att den fanns. Sfären var tillräckligt stor för att omsluta allt i det kända universum med stjärnorna fästa vid dess yta. Sfären skulle rotera västerut i motsats till vår nuvarande kunskap om att jorden roterar österut och den himmelska sfären inte finns. Konceptet är ändå ganska användbart. Att utvidga jordens ekvator och axel till sfärens gräns ger oss den himmelska ekvatorn och himmelpolen. Himmelsekvatorn ger en stabil (tröghets) referensram för lokalisering av himmelska föremål. Platsen för dessa objekt uttrycks vanligtvis i termer av deras ekvatoriella koordinater för höger uppstigning och deklination. Medan timvinkeln ökar västerut längs den himmelska ekvatorn i förhållande till observatörens meridian, ökar höger uppstigningsvärden österut längs den himmelska ekvatorn från vårjämndagen. Vårjämjämningen väljs eftersom den är en & # 8220fixad & # 8221-punkt i rymden, en punkt som definieras som den stigande noden för ekliptiken på ekvatorplanet. [En åt sidan: österut är en cirkelrörelse moturs sett från den norra himmelpolen och västerut är en medurs cirkelrörelse.] Eftersom vårjämviktningen är utgångspunkten från vilken alla höjda uppstigningsvärden mäts är dess höjning nödvändigtvis noll , vilket reducerar timvinkelekvationen som används för himmelobjekt till timvinkelekvationen som används för sidoreal tid:

Förhållandet mellan timvinkel, höger uppstigning och lokal sidotid visas i ritningen som följer. En lokal meridian relaterad till ett observatörs horisontplan anges också. Den himmelska sfären sägs rotera västerut och bär vårjämjämningen och stjärnorna med den. Till exempel när timvinkeln för vårdagjämningen är åtta timmar, är det åtta sidor på den lokala meridianen. Och när en stjärns RA är 11 timmar klockan 8 lokal tid, är HA 21 timmar väster om meridianen, vilket oftare anges som minus 3 timmar eller tre timmar öster om meridianen. En timme senare har sfären roterat västerut, timvinkeln för vårjämjämningen är nio timmar och sidotiden vid meridianen är 9:00. En ny sidodag börjar när vårdagjämningen passerar den lokala meridianen. Observera att 24-timmarsur (både sidor och genomsnittlig sol) används i astronomi framför den mer välkända 12-timmarsuret vars AM- och PM-beteckning kan leda till förvirring. Observera också att medan vårjämvärdes- och RA-värdena (röda på ritningen) är fästa vid himmelsfären och bärs västerut i förhållande till den lokala meridianen när sfären roterar, förblir timvinkelvärdena (blå på ritningen) fasta i förhållande till lokal meridian och rör dig inte.


Varför är en stjärna på sin högsta punkt när lokal sidetid = RA (höger uppstigning)? - Astronomi

Sky Map Applet
visar de ljusa stjärnorna och planeterna (Merkurius, Venus, Mars, Jupiter, Saturnus)

Ange koordinaterna (decimalgrader) för latitud och longitud och tryck på "Apply input":
norra breddgrader positiva, södra negativa,
longituder öster om Greenwich positiva, väster om Greenwich negativa.

Du kan använda tangenterna m, w, d, h, n för att öka månaden, veckan, dagen, timmen eller minuten,

eller Skift-tangenten och m, w, d, h, n för att minska månad, vecka, dag, timme eller minut.

Använd nyckeln l eller L för att ändra latitud

Klicka först i appletområdet!

& ltapplet archive = "JavaClasses.jar" code = "SkyMap0991.class" WIDTH = 600 HEIGHT = 650 & gt

& ltPARAM NAME = lösenord VALUE = "ersätt" & gt

& ltPARAM NAME = email VALUE = "ersätt" & gt

& ltPARAM NAME = plats VALUE = "Berlin" & gt

& ltPARAM NAME = latitud VALUE = "52,51" & gt

& ltPARAM NAME = longitude VALUE = "13.41" & gt

& ltPARAM NAME = tidszon VALUE = "auto" & gt

De första posterna i latitud- och longitudmenyn är de för appletparametervärdena, som kan redigeras av Text Edit.

Med hjälp av tidszonsparametervärdet "auto" använder applet systemklockans tidsinformation. Sätt annars in tidszonsförskjutningen, t.ex.
VALUE = "- 8" för Kalifornien, USA.

Visuell storlek på stjärnorna som ska visas i appleten.

Equ. Färg:
Den ekinoctiala färgen är en gratcirkel på den himmelsfär som passerar genom himmelpolen och equinoxes.

Månen och dess bråkdel av skivan är upplyst.
(+) vaxande måne
(-) avtagande måne

Solens och månens riktning
(under horisonten)

Klicka på en stjärna för att få namn, storlek, höger uppstigning och deklination.

Den lokala genomsnittliga sidotiden ("stjärntid") på en viss plats är timvinkeln för vårjämviktningspunkten (vädret) eller högeruppstigning för de transiterande stjärnorna (stjärnor på din lokala himmelsmeridian).

1) Vid LMST 00:00 ligger väderpunkten på den lokala himmelska meridianen.

2) Vid lokal genomsnittlig tidstid 19:51 är stjärnan Altair (RA 19.84h) på den lokala himmelska meridianen:

Den totala solförmörkelsen 2006, 29 mars sett från Turkiet (Antalya, cirka 37 N, 31 E):


Sideral tid

Sidoreal tid är ett mått på jordens position i dess rotation runt dess axel, eller tid uppmätt med den uppenbara dagliga rörelsen hos vårjämndagen, som är mycket nära, men inte identisk med, stjärnornas rörelse. De skiljer sig åt genom vårdjämndags nedgång i höger uppstigning i förhållande till stjärnorna.

Jordens sidor dag skiljer sig också från dess rotationsperiod i förhållande till bakgrundsstjärnorna med mängden nedgång i höger uppstigning under en dag. Sidotid betyder att mäta tid relativt stjärnornas position.

Sidoreal tid definieras som timvinkeln för vårjämställdningen. När meridianen för vårjämställdningen är direkt ovanför är lokal sidotid 00:00. Greenwich Sidereal Time är timvinkeln för vårjämjämningen vid huvudmeridianen i Greenwich, England, lokala värden skiljer sig åt beroende på longitud. När man rör sig österut 15 & # 176 i längd är sidotiden större med en timme (notera att den slingrar sig vid 24 timmar). Till skillnad från att beräkna lokal soltid räknas skillnaderna till mätnoggrannheten, inte bara under hela timmar.

Sidoreal tid används vid astronomiska observatorier eftersom sidoreal tid gör det mycket lätt att räkna ut vilka astronomiska föremål som kommer att observeras vid en given tidpunkt. Objekt är belägna på natthimlen med höger uppstigning och deklination i förhållande till den himmelska ekvatorn, och när sidetiden är lika med ett föremåls höger uppstigning kommer objektet att vara på sin högsta punkt på himlen, eller vid vilken tidpunkt det är bäst placerat för observation.

Soltiden mäts av solens uppenbara dygnsrörelse och lokal middagstid på soltiden definieras som det ögonblick då solen är på sin högsta punkt på himlen (exakt rakt söder eller norr beroende på observatörens latitud och säsong) . Den genomsnittliga tiden det tar för solen att återvända till sin högsta punkt är 24 timmar.

Under den tid som jorden behöver för att fullborda en rotation runt sin axel (en siderisk dag) rör sig jorden ett kort avstånd (ungefär 1 & # 176) längs sin bana runt solen. Efter en siderisk dag måste jorden fortfarande rotera ett litet extra vinkelavstånd innan solen når sin högsta punkt. En soldag är nästan fyra minuter längre än en sidodag.

Stjärnorna är så långt borta att jordens rörelse längs dess bana gör en i allmänhet försumbar skillnad i deras uppenbara riktning och därför återvänder de till sin högsta punkt på en sidodag. En sidodag är nästan 4 minuter kortare än en genomsnittlig soldag. Ett annat sätt att se denna skillnad är att se att solen verkar röra sig runt jorden en gång per år i förhållande till stjärnorna. Vilket innebär att det finns en mindre soldag per år än det finns sidodagar.


Transittider och deklinationstabeller

Denna sida beskriver användningen av en uppsättning tabeller från vilka du kan hitta solens transitering, stigning och inställningstid och azimut och 5 huvudplaneter med endast addition och subtraktion för vilken plats som helst mellan 25 och 60 grader. Du kan också använda tabellerna för att hitta transitering, stiga och ställa in tid och azimut för något annat objekt om du känner till grov RA och deklination av objektet.

  • transittiderna för solen och huvudplaneterna för varje vecka under året - denna tabell ändras år för år, små förändringar för solen men stora förändringar för de stora planeterna.
  • sidotid vid midnatt Lokal tid för varje dag på året. Denna tabell ändras med några minuter av siderisk tid år för år beroende på var vi befinner oss i skottårscykeln. Denna tabell används för att få RA från transittid för solen och planeterna, och transittiden från RA från något annat objekt du vill planera för.
  • 'semi-dirunal båge' för olika observatörsbreddgrader och objektnedgångar - den här tabellen ändras inte och berättar för dig hur du stiger och ställer in tid för ett objekt på din latitud om du känner till transittid och deklination.
  • "amplitud" för stigande eller inställning för olika observatörsbreddgrader och objektnedgångar - denna tabell ändras inte från år till år.

Noggrannheten är vanligtvis bättre än 5 minuters tid och sällan sämre än 10 minuter - bättre än en planisfär eller diagram och tillräckligt bra för de flesta planeringsändamål. Du kan också använda tabellerna för att hitta den grova RA för solen och någon av de 5 stora planeterna.

Du kan använda tabellerna som de står från ett brett spektrum av mellersta nordliga breddgrader - tabeller kan laddas ner i Adobe Acrobat-format för att bevara formateringen. Tabellerna beräknas med hjälp av ett MS Excel-kalkylark - du kan ladda ner och anpassa kalkylbladet för olika användningsområden eller latitud.

Koordinater, vinklar och formler

Tänk dig att du tittar rakt söderut klockan 22:30 på en klar sent i decembernatt på norra halvklotet, säg runt 52 grader latitud. Bara till vänster märker du den välbekanta formen av Orion, med Rigel som Giant's nedre högra fot.

När tiden går kommer Rigel att korsa din meridian, där stjärnan når sitt högsta över horisonten, klockan 23.00. Då kommer stjärnan att röra sig västerut runt himlen och sätta omkring klockan 04:30 nästa morgon. Om du har en klar västhorisont, kommer du att märka att stjärnan sätter cirka 13 grader söder om rätt väst (bär 257 grader).

Banan som Rigel beskriver även om himlen beror på stjärnans deklination och din breddgrad på jorden. Tidpunkten för transitering beror på stjärnans högra uppstigning och på den tid på dagen som stjärnorna berättar (den sidotida tiden). Diagrammet nedan kan klargöra dessa vinklar.

Din horisont visas i gult. Sidans plan (skärm?) Innehåller din meridian, den stora cirkeln som innehåller norr och södra punkter i din horisont och Zenith direkt ovanför ditt huvud. North Celestial Pole P är svängningen kring vilken stjärnornas hjul verkar vända. När en stjärna korsar din meridian kommer Sidereal Time exakt att vara lika med stjärnans högra uppstigning, så timvinkeln (lika med ST - RA) för stjärnan blir noll. Före den tiden är timvinkeln negativ (eller positiv och större än 12 timmar) och efter den är positiv.

Stjärnans deklination är vinkeln mellan stjärnan och den punkt där den stora cirkeln från Himmelspolen P genom stjärnan korsar Himmelsekvatorn. Stjärnan i detta diagram har en positiv eller nordlig deklination. Rigel har en negativ eller sydlig deklination. Det är förhållandet mellan en stjärns deklination och din latitud som definierar både bågens längd ovanför din horisont och den punkt i din horisont där stjärnan kommer att stiga. Diagrammet nedan definierar två viktiga vinklar.

Den halvdagliga bågen är halva bågen som stjärnan ligger ovanför horisonten - definierad som bågen från T till "uppsättningar" i diagrammet ovan. På norra halvklotet kommer den halvdagliga bågen att vara större än 90 grader eller 6 timmar om stjärnan har en positiv deklination och mindre än 90 grader eller 6 timmar om stjärnan har en negativ deklination. Dessa regler vänds på södra halvklotet. Ett mer elegant sätt att säga detta är att säga att den halvdagliga bågen är större än 90 grader om namnen på deklinationen och din latitud är desamma, och mindre om namnen är motsatta. Den halvdagliga bågen är vanligtvis listad i timmar och minuter med sidoreal tid, och den här tiden kan läggas till och subtraheras till den lokala soltid för transitering för att ge de grova tiderna för uppgång och sätta sig för stjärnan. Strängt taget bör vi multiplicera den halvdagliga bågperioden med 0,99727 för att ge perioden i UT-timmar, men det maximala felet är 2 minuter på 12 timmar, så jag försummar denna korrigering!

Stjärnans amplitud är storleken på vinkeln mellan punkten i din (matematiska, fiktiva) horisont där stjärnan sätter sig och rakt västerut. Det är detsamma som vinkeln mellan den punkt i din horisont där stjärnan stiger och rätt öster. Om stjärnens och latitudens deklination har samma namn subtraheras amplituden från 90 och lägger till 270 för att ge upphov till stigning och inställning. För motsatta namn ökar amplituden till 90 och subtraherar från 270 grader.

Amplituden och den halvdagliga bågen beror bara på värdena på din breddgrad och stjärnens deklination - så tabellerna i dessa två vinklar kommer att gälla i vilket år som helst. I själva verket hittade jag tabeller med amplituder och den halvdagliga bågen i en uppsättning av åtta figurbord från 1924.

Gränser: Jag kan inte se Canopus stiga från 52 norr. Canopus har en deklination på 52 grader 42 minuter söderut. Den sydligaste stjärnan jag kan se kika över horisonten har en deklination på 37 grader 30 minuter söderut. På samma sätt är Deneb i Svanen alltid över horisonten här uppe (även om den är maskerad av solen på vintern). Halvdagsbågarna i Canopus och Deneb kommer att vara 'utanför bordet' på min latitud. Breddgraden eller 90 - breddgraden ger den begränsande deklinationen.

Formler

En stjärna stiger och sätter när stjärnans höjd är noll (vi försummar brytningen i dessa tabeller). Med hjälp av formlerna för omvandling av ekvatorialkoordinater till horisontkoordinater och inställning av höjd lika med noll kan vi härleda uttryck för den halvdagliga bågen och amplituden.

Formeln ovan ger timvinkeln vid inställning eller stigning. Kom ihåg att timvinkeln vid transitering per definition är noll, så H är också värdet för den halvdagliga bågen.

Tabellerna i halvdagbågen tabulerar helt enkelt acos (-tan (dec) * tan (phi)) för olika kombinationer av latitud och deklination.

Ladda ner eller skriv ut tabellerna

Jag använder ett MS Excel-kalkylblad med VBA-användardefinierade funktioner för att beräkna tabellerna. Metoderna är ungefärliga - medelelement för planetpositionerna och en enkel "lågprecisionsformel" för solen. Tabellerna sparas sedan som Adobe Acrobat (.PDF) -dokument för att bevara formateringen. Uppsättningar av tabeller för de närmaste åren kan laddas ner nedan, och du kan också ladda ner Excel-kalkylbladet för att anpassa tabellerna efter eget tycke.

Använda tabellerna

Jag tror att det bästa sättet att förklara dessa tabeller är genom exempel.

Transittid för en stjärna

Antag att vi vill veta när Castor i Gemini passerar under dagen 1 januari 2002. Castor har en RA på 7h 35m och en deklination på 32 grader norr. Vi måste använda tidtabellen för sidor för att hitta den tid för den aktuella dagen.

Nu tittar vi på Castor närmare juni, säg den 14 juni.

Planet- och solbord

Transittiderna för solen och de 5 stora planeterna ges direkt av tabellerna. Deklinationen ges också i närmaste grad - tillräckligt bra för syftet med dessa tabeller. För att hitta transittiden för Jupiter den 14 februari 2002, se bara upp den 14 februari i tabellerna 2002 - transittiden i lokal tid är 20 timmar och 51 minuter och Jupiters deklination är 23 grader norr.

Solen för den dagen har transittid på 12h 14min och en deklination på 13 grader söder. Jupiter kommer att vara väl synlig på kvällshimlen och vara 8h 37m 'bakom solen.

Du behöver transittiderna för att räkna ut uppgången och ställa in tider för planeterna eller något annat föremål.

Stigande och inställda tider - den halvdagliga bågen

  • Slå upp värdet som motsvarar deklinationen av objektet och din latitud i tabellen
  • Om 'namnen' på deklinationen och latitud är desamma (dvs både söder eller båda norr), ger tabellen halvbågen direkt.
  • Om 'namnen' är motsatta (ett norr, det andra söder) ger tabellen den halvnattliga bågen, dvs hälften av tiden objektet är under horisonten. För att hitta den halvdagliga bågen subtraherar du bara tabellen från 12 timmar.
  • Efter att ha hittat den halvdagliga bågen, lägg bara till och subtrahera den här gången till tidpunkten för transitering för objektet och du har en uppskattning av stigningstiderna och inställningstiderna.
  • Tider över 24 timmar betyder bara att inställningen sker nästa dag - bara subtrahera 24 timmar från tiden.

Jupiter passerar klockan 20h 51m den 14 februari, så vi stiger och ställer in tider på 12h 22m respektive 29h 20m (dvs. 05h 20m den 15 februari).

Solen den 14 januari 2002 har en deklination på -13 eller 13 grader söder. Tabellen ger den halvnattliga bågen 7h 17m i 55 grader norr, så den halvdagsbågen är 12 - 7h 17m = 4h 43m. Solen passerar vid 12h 14m och stiger så vid ungefär 7h 31m och sätter vid 16h 57m denna dag.

ICE ger Jupiter stigning vid 12h 10m, passerar vid 20h 47m och sätter vid 05h 24m nästa dag, och solen stiger vid 7h 25m, passerar vid 12h 14m och sätter vid 17h 04.

De beräknade tiderna från dessa tabeller tar inte hänsyn till brytning, och därför kan fel på 5 till 15 minuter förväntas.


Ordlista över astronomi & # 038 fotografiska termer

Denna astronomiska ordlista innehåller definitioner för några av de vanligaste orden som används i astronomi, kosmologi, astrofysik och rymdutforskning och där det är möjligt länkar dig till artiklar som innehåller en fördjupad förklaring, bilder och länkar till relaterade fördjupade artiklar på denna webbplats .

Det ursprungliga systemet för klassificering av fotografiskt material, som utformades av American Standards Association. ISO-klassificeringssystemet används nu i stället för ASA.

Linsens oförmåga att producera en perfekt, skarp bild, särskilt mot kanten av linsfältet. Detta beror på att varje färg i det optiska spektrumet inte kan fokuseras på en enda gemensam punkt på den optiska axeln. Dessa fel kan minskas genom sammansatta linskonstruktioner och användning av små bländare.

Absolut storlek är den skenbara storleken, m, ett objekt skulle ha om det befann sig på ett standardljusstyrkaavstånd från oss.

Cirkulärt fäste, finns i flera storlekar, så att tillbehör som filter kan användas med linser med olika diametrar.

En teknik för att förbättra optiska systems prestanda genom att minska effekterna av snabbt föränderlig optisk distorsion. Adaptiv optik fungerar genom att mäta distorsionen och snabbt kompensera för den antingen med hjälp av deformerbara speglar eller material med variabla brytningsegenskaper.

Alpha Centauri är det närmaste stjärnsystemet till jorden. Den mörkaste stjärnan i systemet, Proxima Centauri, är den närmaste stjärnan för oss, utom vår sol.

En typ av teleskopfäste som bara rör sig & quotup & quot och & quotdown & quot (Altitude and Azimuth).

Höjd är objektets vinkel från observatörens horisont. Om ett objekt är i horisonten är dess höjd 0 grader. Om det är vid observatörens höjdpunkt är dess höjd 90 grader.

Vinkelavstånd mäter andelen cirkel som bågen i fråga består av. Vinkelavståndet uttrycks i grader, radianer, bågminuter.

Vinkelmoment är en momentumliknande storlek associerad med en cirkelrörelse runt en rotationsaxel.

En förmörkelse där solen ser ut som en "ringring" eller ring. Ringen är synlig när månen inte helt täcker solens skiva under förmörkelsen.

Bländaren är storleken på teleskopets huvudlins (eller spegel).

Den uppenbara storleken är ett mått på ljuset hos ett himmelobjekt sett från jorden. Ju lägre tal desto ljusare är objektet. Negativa siffror indikerar extrem ljusstyrka. Fullmånen har en uppenbar magnitude av -12,6 solens är -26,8. Under idealiska förhållanden kan det mänskliga ögat se föremål upp till 6: e magnitud.

En bågminut är ett mått på vinkeln och är lika med en sextio grad (det finns 360 grader i en cirkel).

En bågsekund är lika med en sexttionde av en bågminut.

Fel i bilden som genereras av kameran, antingen genom sensor- och kamerabehandlingen eller genom lagringsmetoden. JPEG är välkänt för artefakter eftersom det komprimerar bilden. Artefakter kan också ta formen av "jaggies" på diagonala linjer, vilket får dem att se ut som trappor.

En underuppsättning av en konstellation, asterismer består av en grupp stjärnor som antingen ingår i huvudkonstellationen eller är separata.

På natten är näthinnans yttre yta känsligare för ljus än mitten. När du tittar något på en sida av ett svagt föremål faller ljuset på den känsligare yttre delen av näthinnan, vilket vanligtvis avslöjar svaga detaljer, som inte syns när man tittar direkt på objektet. Är det därför vi bara ser spöken och uppenbarelser i ögonkroken?

Azimuth är objektets vinkel från observatörens norra punkt (projicerad i horisonten). Om ett objekt är rakt norrut är dess azimut 0 grader. Om det är rakt öster är dess azimut 90 grader etc. För att hitta ett föremål på himlen behövs två koordinater, dess höjd och dess azimut.

Bailys pärlor är pärlliknande ljusstrålar som dyker upp cirka 15 sekunder före och efter totaliteten under en solförmörkelse.

Det är här som raka linjer verkar böja sig utåt när det är nära ramens kant vid vidvinkelbilder.

En svart kropp är en idealiserad kropp som är en perfekt radiator och perfekt absorberare av elektromagnetisk strålning. En svart kropp absorberar inte bara alla våglängder av energi och strålar ut vid alla våglängder, men den gör det med maximal möjlig intensitet för en given temperatur. En stjärna är en bra approximation till en svart kropp eftersom stjärngaser är mycket bra absorberare av energi.

Ett svart hål är ett supermassivt föremål i rymden som är så tätt att det inom en viss radie inte låter något gravitationsfält fly från det, inte ens ljus.

Den andra fullmånen under samma kalendermånad. En sällsynt händelse.

Blå förskjutning är motsatsen till rödförskjutning, den senare noteras mycket mer på grund av dess betydelse för modern astronomi. Det används också informellt för att hänvisa till en hypsochromic förändring i fotokemi.

Cassini-divisionen är den huvudsakliga, mörka uppdelningen mellan Saturnus största ringar, A- och B-ringarna.

en imaginär linje runt mitten av himmelsfären, en imaginär projektion av jordens ekvatorn mot himlen.

En projicerad sfär centrerad på jorden som vi kan föreställa oss att alla stjärnor är målade på.

Horizon Circle omger den jordbundna observatören. Horisontcirkeln är uppdelad i 360 grader, med 90 & deg mellan var och en av de fyra huvudriktningarna i norr, söder, öst och väst.

En cirkumpolär stjärna är en vars uppenbara väg verkar kretsa kring en himmelsk pol. En cirkumpolär stjärna sätter aldrig den är alltid över observatörens horisont.

Ställa in de optiska komponenterna i ett teleskop, t.ex. linserna, speglarna, prismerna och okularen, i rätt position. Kollimering maximerar bildkvaliteten.

En konstellation är en grupp stjärnor som, sett från jorden, bildar ett mönster.

Koronala hål är områden i koronalen där solens magnetfält slingrar sig ut i rymden istället för att kretsa tillbaka i solen.

Koronala massutkastningar (CME) är enorma, ballongformade plasmaskurar som kommer från solen. När dessa solstrålar stiger över solens korona rör sig de längs solens magnetfältlinjer och ökar temperaturen upp till tiotals miljoner grader.

Kosmiska strålar är partiklar med mycket hög energi som färdas genom rymden nära ljusets hastighet.

Mörk materia är okänd materia som kan utgöra så mycket som 99 procent av materien i universum.

Death Star Theory hänvisar till det faktum att massutrotningar är periodiska och kan orsakas av att jorden passerar genom Oortmolnet var 26: e miljon år.

Deklinering är en himmelsk koordinat som används för att mäta latitud över eller under den himmelska ekvatorn på himmelsfären.

Avståndet mellan närmaste punkt och den längsta punkten i motivet som uppfattas som acceptabelt skarpt längs ett gemensamt bildplan.

Avstånd som filmplanet kan flyttas med bibehållen acceptabel skarp bild utan att fokusera linsen på nytt.

Diffraktion är en vågs förmåga att böja sig runt hörnen. Ljuddiffraktionen etablerade sin vågnatur.

En diffus nebulosa är ett brett, utbrett, oregelbundet format gasmoln (mestadels vätgas) i rymden som kan vara upp till 100 ljusår brett. Denna typ av nebulosa kan tyckas vara ljus eller mörk.

Dopplerförskjutningen (eller dopplereffekten) är en ökning eller minskning av våglängden när objektet som avger våg rör sig relativt observatören.

En dvärgplanet är ett objekt som kretsar kring en sol, har tillräckligt med massa för att ge den en nästan rund form, är inte en satellit för ett annat objekt och har inte "rensat kvarteret" från sin egen bana. Denna definition fastställdes augusti 2006 av International Astronomical Union.

En förmörkelse händer när månen blockerar solen (solförmörkelse_ eller jordens skugga faller på månen (månförmörkelse).

En imaginär cirkel som alla andra planeter verkar följa under sina banor runt solen under ett år.

En utsläppsnebulosa är en nebulosa som lyser och avger ljusenergi. Det rödaktiga ljuset produceras när elektroner och protoner kombineras och bildar väteatomer.

Encke Division delar upp A-ringen, den yttersta av Saturnus stora ringar.

Ekvatorialt teleskopmontering

Ett ekvatorialt teleskopfäste är en komplex enhet som är inriktad parallellt med jordens axel och svängs i rät vinkel för att följa himmelens föremåls uppenbara rörelse.

Jämställdheter är dagar då dag och natt är lika långa. De två årliga dagjämningarna inträffar när solen korsar den himmelska ekvatorn.

Okularet är den del av ett teleskop som du tittar på. Det är en lins som förstorar bilden som bildas av det optiska huvudsystemet.

Siffror på linscylindern som anger bländarens storlek i förhållande till linsens brännvidd. f-siffror beräknas genom att dela linsens brännvidd med bländarens effektiva diameter.

Brännvidd är avståndet från linsen (eller spegeln) i ett teleskop till den punkt där objektet som observeras fokuseras. Generellt ju längre brännvidd, desto högre förstoring.

Föreställd linje vinkelrätt mot den optiska axeln som passerar genom fokuspunkten. Det bildar planet för skarp fokus när linsen är inställd på oändlighet.

Gamma-strålar är elektromagnetisk strålning med mycket hög energi. Gamma ray bursts är mystiska och kraftfulla astronomiska fenomen som avger kortvariga blinkningar av gammastrålar.

En gravitationslins är ett massivt objekt i rymden (som en galax) som vrider rymden och böjer ljus som passerar genom det på grund av det massiva objektets gravitationskrafter.

Detta är ett tal som representerar kraften hos ett flashgun. Du kan använda den för att räkna ut vilken linsöppning som ska användas för ett visst motivavstånd genom att dela ledningsnumret med avståndet i meter. Dessa dagar kan kameran automatiskt beräkna detta.

ISO (International Organization for Standardization) is the measure of a photographic film's sensitivity to light. Film with lower sensitivity (lower ISO speed rating) requires a longer exposure and is thus called a slow film, while film with higher sensitivity (higher ISO speed rating) can shoot the same scene with a shorter exposure and is called a fast film.

The Kuiper belt is a region beyond Neptune in which at least 70,000 small objects orbit, including Quaoar and Sedna.

Latitude is the angular distance north or south of the equator of a celestial object.

The term light pollution refers to unwanted light reflected (or emitted) up into the sky. This can be anything from an inefficient street light design where light is emitted not only downwards but upwards as well, or a bad security light that shines upwards, building spotlights or sky beams. All these light sources illuminate any particles in the atmosphere and the result is a orange "city glow" in the sky. This greatly reduces the number of stars visible and in the city all but the brightest are invisible. For more information please visit the International Dark-Sky Association website

Limiting Magnitude is the magnitude of the faintest star visible. Astronomers use magnitude to describe the apparent brightness of a star in the sky. Under ideal conditions the naked eye limiting magnitude is around 6, however at my location it is closer to 3.5 (the lower the magnitude, the brighter the star is). It must be noted that the limiting magnitude quoted by manufacturers assume experience observers under perfect conditions, and is rarely obtainable under normal use.

Local sidereal time (abbreviated LST) is local time measured by the apparent motion of the stars (instead of the motion of the Sun). LST is measured by the right ascension that is currently at the observer's meridian of the local sky. Astronomers use LST to aim telescopes at astromonical objects.

Longitude is the angular distance east or west from the north-south line that passes through Greenwich, England, to a particular location.

Luminosity is the total amount of energy that a star radiates each second.

Magnitude is a measure of brightness of celestial objects. Lower numbers represent brighter objects than higher numbers very bright star are 1st magnitude, less bright stars are 2nd magnitude, etc. The magnitude scale is logarithmic a difference in magnitude of 5 is a 100-fold increase in brightness.

A Maksutov-Cassegrain telescope is a wide-angle reflecting telescope with a curved correcting lens (called a Meniscus Corrector Shell) that minimizes spherical aberration and a concave mirror that receives light and focuses an image.

The meridian is an imaginary north-south line in the sky that passes through the observer's zenith.

An imaginary circle passing through the Zenith and North and South Celestial Poles, and is always perpendicular to the horizon.

Charles Messier made a list of 103 fuzzy objects in space in order not to mistake star clusters, galaxies, and nebulae for comets.

The Milky Way is the galaxy our solar system is part of. It can be seen as a bright line of stars stretching across the night sky. It is easier to see when you are far from bright city lights.

The New General Catalog (NGC) is a list of over 13,000 deep-sky celestial objects. It was developed in 1888.

The Newtonian telescope is a type of reflecting telescope invented by the British scientist Sir Isaac Newton, which uses a parabolic primary mirror and a flat diagonal secondary mirror.

Noctilucent clouds are very high-altitude clouds that are visible at night in June and July from the latitudes 50 to 65 degrees. These clouds are at roughly 82-85 km altitude, a dry part of the atmosphere. Noctilucent means "night shine."

Occultation is when a smaller astronomical body passes behind a larger astronomical body.

The Oort Cloud is a cloud of rocks and dust that may surround our solar system.

An astronomical body is said to be at opposition when it makes its closest approach to the point directly opposite to the Sun in the night sky. This means that the object will appear highest in the sky at around midnight, local time, and will be above the horizon for much of the night. For objects which orbit further out in the Solar System than the Earth – almost all bodies other than Mercury and Venus – this configuration happens at around the same time that the object's orbit carries it to its closest approach to the Earth, making it appear at its largest and brightest in the night sky. When an object is at opposition, the Solar System is aligned such that the object lies in a straight line with the Earth and the Sun, the Earth being in the middle, and so the object and the Earth are at almost exactly the same positions around their respective orbits relative to the Sun.

The optical tube assembly (OTA) is the main body or tube of a telescope. This optical tube holds the objective.

The length of the parsec is based on the method of trigonometric parallax, one of the oldest methods for measuring the distances to stars. The name parsec stands for "parallax of one second of arc", and one parsec is defined to be the distance from the Earth to a star that has a parallax of 1 arcsecond.

This is the opposite of Barrel distortion. Straight lines appear to bow inwards when near the edge of the frame. You often see this with zoom lenses at or near there maximum focal length.

A planetary nebula is a nebula formed from by a shell of gas which was ejected from a certain kind of extremely hot star. As the giant star explodes, the core of the star is exposed.

Polaris is the current pole star for the Northern Hemisphere it is 1 degree from the exact Northern celestial pole.

Proper motion is the actual motion of a star across the sky (not toward or away from the Earth). This motion is due to the orbit of the star in the Milky Way Galaxy.

A reflecting (or Newtonian) telescope uses two mirrors which magnify what is viewed.

A refracting telescope uses two lenses which magnify what is viewed the large primary lens does most of the magnification.

Right ascension is a celestial coordinate that is used to measure the degrees of longitude on the on the celestial sphere. Zero degrees of right ascension is the position of the Sun during the vernal (spring) equinox (March 21).

Lunar phenomenon seen on extremely young and old crescents. The striking resemblance to 2nd and 3rd contacts during a total solar eclipse was first noted by American astronomer Stephen Saber.

A Schmidt-Cassegrain telescope is a wide-angle reflecting telescope with a correcting lens that minimizes spherical aberration and a concave mirror that receives light and focuses an image. A second mirror reflects the light through a gap in the primary mirror, allowing the eyepiece or camera to be mounted at the back end of the tube.

Seeing makes the moon wobble and the stars twinkle

Seeing is a measure of atmospheric disturbance caused by strong winds at high altitudes and temperature differentials. The visible result of poor seeing is that stars appear to twinkle at night. Good seeing results when the air is still and the stars do not appear to twinkle. Though a telescope the image will appear sharp and steady. Poor seeing will limit the resolution of the telescope and limit the highest useful magnification. High-pressure systems generally create good seeing, while low pressure creates poor seeing. The image right show the effect of atmospheric disturbance on an image of the moon. This is a animation of five frames taken with a Canon EOS 350d mounted at Prime Focus on a Skywatcher Explorer 200. You can see how the disturbance makes the image appear to bubble and warp.

SETI Search for Extra-Terrestrial Intelligence) is the name for a number of organized efforts to detect Extraterrestrial life. A number of efforts with SETI have been organized, including projects funded by the United States Government. The general approach of SETI projects is to survey the sky to detect the existence of transmissions from a civilization on a distant planet, an approach widely endorsed by the scientific community as hard science.

Sidereal time is time measured relative to the stars (the period between successive conjunctions with any star) instead of relative to the motion of the Sun). One sidereal day, equal to 23 hours and 56 minutes, is the period during which the earth completes one rotation on its axis.

The curvature of space-time is a distortion of space-time that is caused by the gravitational field of matter. The degree of curvature depends on the strength of the gravitational field.

Spectral classes are groups of stars that have similar characteristic emission lines in their spectra (indicating that they have similar compositions).

Standard Luminosity Distance

Used for Absolute magnitude calculations, standard luminosity distance is equal to 10 parsecs.

The terminator is the day-night line on a planet or moon.

Transit is when a smaller body passes in front of a larger one.

Transparency is a measure of how dark the sky is and is caused by the humidity, dust and light pollution in the atmosphere. Transparency will affect the limiting magnitude (see below) of the naked eye or telescope, as well as the telescopes ability to resolve objects (reduces resolution)

A variable star is one whose brightness changes regularly. They can have periods ranging from minutes to years. The apparent changes in brightness are caused by different phenomena some change in size, some eject material, and others are in pairs that periodically obscure and enhance each other.

A white hole is the time reversal of a black hole, another singularity in space-time. Matter emerges unpredictably from a white hole (unlike a black hole, into which matter is drawn).

X-rays are a type of electromagnetic radiation. Each photon of X-ray radiation has a lot of energy. X-rays can go through most solid objects. X-ray images of celestial objects are one way of learning about their high-energy properties.

An observer's zenith is the point directly overhead.

This post is part of the series Introduction to Astronomy. Use the links below to advance to the next tutorial in the couse, or go back and see the previous in the tutorial series.


Greenwich, solar, and local sidereal time

As with timekeeping on the earth, there are two versions of star time. The first is a single universal sidereal time for the earth that’s defined for a global reference point, in the same way that universal solar time was once relative to Greenwich in London. The other is your local sidereal time, which may be hours ahead or behind, depending on how far away you and your longitude are from Greenwich. As with solar time, your location on the earth means that you’re in a different position relative to the stars at any moment compared to others.

Each Greenwich sidereal day begins (0h 0m 0s) when the Vernal Point is on the Greenwich Meridian, ie directly overhead – or at least as high as possible in the sky, as seen from the northerly latitudes of London.

Greenwich sidereal time will be 12h 0m 0s at the moment of the autumn equinox (when the sun passes through the vernal point again, in the opposite direction). But again it’s not equal to the solar time, because the autumn equinox in 2017 is estimated to be 20:02 UTC, and that’s below the horizon on a London September evening. But a few hours later the two times, solar and sidereal, are momentarily identical. Then the sidereal time pulls ahead again, and will stay in front, increasing its lead, for another year.

A sidereal clock has to gain about 4 minutes a day — 2 hours a month — over an ordinary clock. Two clocks side by side, one mean solar, one sidereal, will both show 24 hours of 60 minutes, but the sidereal time will run faster by nearly 4 minutes every day, and after a month it will be two hours ahead. They’ll only agree once every year. That moment is shortly after the Autumn Equinox, when the first point of Aries is directly overhead when and the mean solar time is midnight (not forgetting the inconvenience of Daylight Savings Time).


Star Atlas Planetarium Software Update

The latest updates added to my Star Atlas Planetarium sofware:-

User Selectable Date and Time

The time and date can now be changed by the user. Up until now the application would read the system time and display the position of the stars, in real time, based on the time offered by the system clock. The user can now select any date/time combination from January 1, 1753 to December 31, 9998. The caveat being, of course that for dates far from the epoch date (year 2000) of the stars in the star catalog the less accurate the star positions are. But, for reasonable deviations from the year 2000 this is not a problem. Future versions of Star Atlas will recalculate the epoch date if the deviation from the default epoch is too great. Once the user date has been selected the sky will, of course, change in real time as if it were actually that day and time.

The usefulness of this feature is that the user can now choose to see the sky at the time of their choosing. Its really cool, for e.g., to look at the sky on the date and time you were born, or to create a star chart based on some evening next month, etc, etc.

Sky Animations (Time Warping)

This feature is really cool. From the currently selected date and time the user can choose to advance the sky any number or combination of years, months, days, hours, and minutes. The refresh rate of the display is selectable from a fast update setting of 10 milliseconds to incremental update settings from 1 to 10 seconds. The upshot is that the user can advance (or reverse) time as the need arises. So, for example, the user may be viewing the sky on January 22, 2008, at 5:00 PM but might be interested in finding out when the belt stars in Orion cross the southern meridian. The user would simply configure and run an animation to advance the sky in say 4 minute steps every 1 second and then watch for the time when Orion’s belt crosses the meridian. Running the animation would cause the sky display to change every second with the time (and the star positions) advancing by 4 minutes with each display refresh. Its hard to describe in words but essentially the operation gives an animated view of the stars moving through the sky in “sped up” time.

I tried to make some movies of these new features but, alas, YouTube strips out too much detail and makes the videos to small for full screen views of Star Atlas to be meaningful. You’ll just have to wait for the first beta release of Star Atlas to experience the joy and elation brought on by Sky Animations!


Symbols and abbreviations

Enhet Value Symbol Sexagesimal system In radians
Hour ​ 1 ⁄24 circle ( h ) 15° ​ π ⁄12 rad
Minute ​ 1 ⁄60 hour, ​ 1 ⁄1,440 circle ( m ) ​ 1 ⁄4 °, 15' ​ π ⁄720 rad
Second ​ 1 ⁄60 minute, ​ 1 ⁄3,600 hour, ​ 1 ⁄86,400 circle ( s ) ​ 1 ⁄240 °, ​ 1 ⁄4 ', 15" ​ π ⁄43200 rad

Every square meter of the Earth's surface receives a certain amount of sunlight, depending of course upon the time of day and the season. Consider a meter-square solar panel, which will convert the sunlight into electrical energy. Alternatively, we could also consider a meter-square panel of black absorbing material that would turn the sunlight into heat. In any event, when oriented perpendicular to the direction toward the Sun, such a panel will intercept the maximum amount of radiant solar energy. This can be measured as power in Watts --- Joules per second. If we were free of the Earth's atmosphere and had an unobstructed view of the Sun at a distance of 1 AU, we would find that we would intercept a particular flux of energy (in Watts per square meter). This is called the solar constant, and has the value of 1370 W/m^2.

Inclining the panel will reduce the intercepted power by the projected area, or

where F is the solar constant, A the panel area, and the angle to the perpendicular.

Notice that we could in principle collect all of the Sun's emitted energy by constructing a sphere of radius R= 1 AU enclosing the Sun. Such a sci-fi construction is known as a Dyson sphere and every square meter of its surface would receive a flux equal to the solar constant F. The area of the sphere is 4 Pi R^2, so the Sun must be emitting a power, or luminosity L, of

For F=1370 watts/m^2 and R=1 AU=1.5 × 10^11 m, we find that the solar luminosity

Lsun = 4 (1.5 × 10 11 m) 2 × (1370 W/m 2 ) = 4 × 10 26 W.

Notice that this relation between flux and luminosity will hold for spheres of any radius

and so the flux falls off as the inverse square of the distance from the source, be it the Sun or a light bulb! For example, the solar flux at the orbit of Mars (R=1.524 AU) will be 0.43 times the solar constant at 1 AU.


Titta på videon: Stjärnstorleksjämförelse 2 (Maj 2022).