Astronomi

Varför definieras föremål unikt av rätt höjning och deklination?

Varför definieras föremål unikt av rätt höjning och deklination?


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 har precis börjat studera astronomi.

Jag förstod hur jag skulle mäta rätt uppstigning och deklination: för den första skulle jag spåra en timmes vändning till den himmelska ekvatorn och sedan beräkna vinkeln från denna punkt och Vernal-jämförelsen; medan den andra är den vinkel som dämpas av objektet och skärningspunkten mellan timcirkeln och den himmelska ekvatorn.

Så under natten kommer stjärnorna att ändra sitt rätta uppstigningsvärde? Betyder detta att detta koordinatsystem inte är fixerat med avseende på stjärnorna?

Om så är fallet, varför lagrar folk RA / Dec för att hitta objekt? Jag känner till exempel RA / dec för NGC 5585 Galaxy (http://en.wikipedia.org/wiki/NGC_5585), men hur kan jag använda den här informationen om RA ändras under natten?


Stjärnor ändrar inte sina värden för höger uppstigning eller deklination när jorden vänder.

Stjärnornas position på natthimlen (kallad azimut och höjd) kommer förändring, men det beror på att raderna för höger uppstigning också rör sig.

Rätt uppstigning och deklination definierar dock inte ett objekt unikt. Med tiden rör sig stjärnor i förhållande till solen (kallas "ordentlig rörelse") och riktningen för jordens nordpol (som för närvarande pekar nära Polaris, Nordstjärnan) ändras också (kallas "precession").


Koordinatsystemet du använder är faktiskt inte det ekvatoriella koordinatsystemet som uttrycks i höger uppstigning och deklination utan det koordinatsystem som använder timvinkel och deklination. Detta system är inte fixerat med avseende på stjärnorna (eller vårjämvärdet). Timvinkeln är vinkeln mellan skärningspunkten mellan den himmelska ekvatorn och din lokala meridian (linjen från söder till senit). Det kan beräknas med: $$ H = Theta - alpha $$ där $ Theta $ är den lokala sidotiden och $ alpha $ är rätt uppstigning. Deklinationen är densamma i båda systemen.


Varför definieras föremål unikt av rätt höjning och deklination? - Astronomi

I slutet av detta avsnitt kommer du att kunna:

  • Beskriv hur latitud och longitud används för att kartlägga jorden
  • Förklara hur höger uppstigning och deklination används för att kartlägga himlen

För att skapa en korrekt karta behöver en mapmaker ett sätt att unikt och enkelt identifiera platsen för alla de viktigaste funktionerna på kartan, till exempel städer eller naturliga landmärken. På samma sätt behöver astronomiska kartläggare ett sätt att unikt och enkelt identifiera stjärnor, galaxer och andra himmelska föremål. På jordkartor delar vi upp jordytan i ett rutnät, och varje plats på det rutnätet kan lätt hittas med hjälp av dess latitud och longitud samordna. Astronomer har ett liknande system för föremål på himlen. Att lära oss om dessa kan hjälpa oss att förstå den uppenbara rörelsen av föremål på himlen från olika platser på jorden.


Varför definieras föremål unikt av rätt höjning och deklination? - Astronomi

Förklara RA & amp Dec med exemplet Persius RA 3h 5m 38s Dec 48 50 2 ". Det är min uppfattning att Ra mäts i timmar, min och amp sekunder. Dec mäts i grader men är 50 & amp 2 mätt i Ft. & amp tum & amp vad betyder det? Snälla dela upp allt för mig så jag kan bättre förklara det för min son. Tack för din hjälp.

RA (höger uppstigning) och DEC (deklination) är till himlen vad longitud och latitud är till jordens yta. RA motsvarar öst / väst riktning (som longitud), medan december mäter nord / syd riktningar, som latitud.

RA mäts verkligen i timmar, minuter och sekunder. Detta beror på att när jorden roterar ser vi olika delar av himlen hela natten. Vad detta betyder är att om ett föremål vid, säg 3h 5m 38s, är overhead nu, om en timme från och med nu kommer ett objekt vid 4h 5m 38s att vara overhead, och så vidare. 0 timmar höger uppstigning är enligt konvention höger uppstigning av solen på vårdagjämningen, 21 mars. Så ditt objekt är 3h 5m 38s öster om vårdagjämningen.

Deklinering mäts i grader, bågminuter och bågsekunder. Det finns 60 bågmin i en grad och 60 bågsek i en bågmin. Symbolerna för bågmin och bågsek är samma som för fötter och tum. (Även om vi ibland drar en liten båge över 'och' -tecknen för att skilja dem från fötter och tum-tecknen.) Så ditt objekt är 48 grader, 50 bågminuter och 2 bågsekunder norr om den himmelska ekvatorn, vilket är ursprunget till deklinationssystemet vid exakt 0 grader. Den himmelska ekvatorn är den del av himlen som ligger direkt ovanför jordens ekvatorn. Nordstjärnan är ungefär +90 grader, medan sydpolen skulle vara vid -90 grader, precis som latitud på jorden.

Deklinering berättar hur högt overhead ditt objekt så småningom kommer att stiga. Så ditt objekt vid +48 graders deklination skulle passera direkt över en punkt på jorden vid 48 grader nordlig latitud varje natt. Om du stod på, säg, 38 grader nordlig latitud, skulle objektet nå sin största höjd (höjd) 48-38 = 10 grader norrut på himlen från overhead.

Denna sida uppdaterades senast 28 juni 2015.

Om författaren

Amelie Saintonge

Amelie arbetar med sätt att upptäcka galaxsignaler från radiokartor.


Varför definieras föremål unikt av rätt höjning och deklination? - Astronomi

Förklara RA & amp Dec med exemplet Persius RA 3h 5m 38s Dec 48 50 2 ". Det är min uppfattning att Ra mäts i timmar, min och amp sekunder. Dec mäts i grader men är 50 & amp 2 mätt i Ft. & amp tum & amp vad betyder det? Snälla dela upp allt för mig så jag kan bättre förklara det för min son. Tack för din hjälp.

RA (höger uppstigning) och DEC (deklination) är till himlen vad longitud och latitud är till jordens yta. RA motsvarar öst / väst riktning (som longitud), medan december mäter nord / syd riktningar, som latitud.

RA mäts verkligen i timmar, minuter och sekunder. Detta beror på att när jorden roterar ser vi olika delar av himlen hela natten. Vad detta betyder är att om ett föremål vid, säg 3h 5m 38s, är overhead nu, om en timme från och med nu kommer ett objekt vid 4h 5m 38s att vara overhead, och så vidare. 0 timmar höger uppstigning är enligt konvention höger uppstigning av solen på vårdagjämningen, 21 mars. Så ditt objekt är 3h 5m 38s öster om vårdagjämningen.

Deklinering mäts i grader, bågminuter och bågsekunder. Det finns 60 bågmin i en grad och 60 bågsek i en bågmin. Symbolerna för bågmin och bågsek är samma som för fötter och tum. (Även om vi ibland drar en liten båge över 'och' -tecknen för att skilja dem från fötter och tum-tecknen.) Så ditt objekt är 48 grader, 50 bågminuter och 2 bågsekunder norr om den himmelska ekvatorn, vilket är ursprunget till deklinationssystemet vid exakt 0 grader. Den himmelska ekvatorn är den del av himlen som ligger direkt ovanför jordens ekvatorn. Nordstjärnan är ungefär +90 grader, medan sydpolen skulle vara vid -90 grader, precis som latitud på jorden.

Deklinering berättar hur högt overhead ditt objekt så småningom kommer att stiga. Så ditt objekt vid +48 graders deklination skulle passera direkt över en punkt på jorden vid 48 grader nordlig latitud varje natt. Om du stod på, säg, 38 grader nordlig latitud, skulle objektet nå sin största höjd (höjd) 48-38 = 10 grader norrut på himlen från overhead.

Denna sida uppdaterades senast 28 juni 2015.

Om författaren

Amelie Saintonge

Amelie arbetar med sätt att upptäcka galaxsignaler från radiokartor.


Rödskift

Rödförskjutning är ett mått på hur snabbt ett himmelobjekt rör sig i förhållande till oss. Om du någonsin har stått vid sidan av vägen när en bil passerat har du en känsla för vad rödförskjutning är. När bilen rör sig mot dig låter tonhöjden på motorn högre än motorn i en stillastående bil. När bilen rör sig bort från dig är motorns stigning lägre än för en stillastående bil. Anledningen till denna förändring är Doppler-effekten, uppkallad efter dess upptäckare, den österrikiska fysikern Christian Doppler. När bilen rör sig mot dig komprimeras ljudvågorna som bär motorns ljud. När bilen rör sig bort från dig sträcker sig dessa ljudvågor.

Samma effekt händer med ljusvågor. Om ett objekt rör sig mot oss komprimeras ljusvågorna som det avger - våglängden blir kortare, så ljuset blir blåare. Om ett objekt rör sig bort från oss kommer dess ljusvågor att sträckas ut och bli rödare. Graden av "redshift" eller "blueshift" är direkt relaterad till objektets hastighet i den riktning vi ser. Animationen nedan visar schematiskt hur en redshift och blueshift kan se ut, återigen med en bil som ett exempel. Hastigheterna på bilar är alldeles för små för att vi inte ska märka någon rödförskjutning eller blåskiftning. Men galaxer rör sig tillräckligt snabbt i förhållande till oss för att vi kan se ett märkbart skifte.

Klicka på animering för att spela

Astronomer kan mäta exakt hur mycket rödförskjutning eller bluesförskjutning en galax har genom att titta på dess spektrum. Ett spektrum (flertalet är "spektra") mäter hur mycket ljus ett objekt avger som en funktion av våglängden. Spektren för stjärnor och galaxer visar nästan alltid en serie diskreta linjer som bildas när vissa atomer eller molekyler avger eller absorberar ljus. Dessa "spektralemissions- och absorptionslinjer" visas alltid med samma våglängder, så de är en bekväm markör för rödförskjutning eller blåskiftning. Om astronomer tittar på en galax och ser en linje med en längre våglängd än den skulle vara på jorden, skulle de veta att galaxen var rödförskjuten och rörde sig bort från oss. Om de ser samma linjer vid kortare våglängder, skulle de veta att galaxen var blåskiftad och rörde sig mot oss.

I slutet av undersökningen kommer SDSS att ha tittat på spektra för mer än en miljon galaxer. Varje spektrum körs genom ett datorprogram som automatiskt bestämmer rödförskjutning. Programmet matar ut en bild som den nedan, med spektrala linjer markerade. "Z" -siffran längst ner på bilden visar rödförskjutning. Positiv z indikerar rödförskjutning och negativ z indikerar blåskiftning.

Klicka på bilden för att se den i full storlek

Spektra för galaxer lagras i SDSS: s spektroskopiska databas. De är organiserade i plattor och fibrer, vilket motsvarar plattan och fibern som används av SDSS-spektrometern för att samla in dem.

Övning 2: Hitta rödförskjutningar för galaxerna som du använde i övning 1. Gå tillbaka till Object Explorer med länkarna nedan eller genom att klicka på "Visa anteckningar" och klicka på varje galax i din SkyServer-anteckningsbok. Bläddra ner i huvudfönstret tills du ser galaxens spektrum. Precis ovanför spektrumet ser du en datainmatning för "z". Detta är INTE z-storleken från övning 1 - det är galaxens rödförskjutning. Skriv ner värdet för rödförskjutning (z) för varje galax. Spela in dina data i samma arbetsbok som du använde för övning 1.


Celestial Sphere: The Apparent Motions of the Sun, Moon, Planets, and Stars

Det himmelska sfär är en imaginär projektion av Sol, Måne, planeter, stjärnor och alla astronomiska kroppar på en imaginär sfär som omger Jorden. Den himmelska sfären är en användbar kartläggnings- och återstoden av geocentrisk teori av de antika grekiska astronomerna.

Även om den ursprungligen utvecklades som en del av det antika grekiska konceptet om ett jordcentrerat universum (dvs. en geocentrisk modell av universum), ger den hypotetiska himmelsfären ett viktigt verktyg för astronomer för att fixa platsen och planera rörelser för himmelska föremål. Den himmelska sfären beskriver en förlängning av linjerna i Latitud och longitudoch planeringen av alla synliga himmelska föremål på en hypotetisk sfär som omger jorden.

De forntida grekiska astronomerna föreställde sig faktiskt koncentriska kristallklara sfärer, centrerade runt jorden, på vilka solen, månen, planeterna och stjärnorna rörde sig. Även om heliocentriska (solcentrerade) modeller av universum också föreslogs av grekerna, bortses de från att de är "kontraintuitiva" mot de synliga rörelserna från himmelska kroppar över himlen.

I början av 1500-talet bekräftade den polska astronomen Nicolaus Copernicus (1473 & ndash1543) heliocentrisk teori övergiven av de gamla grekerna. Även om det utlöste en revolution i astronomiVar Copernicus system djupt bristfälligt av det faktum att solen verkligen inte är universums centrum, och Copernicus insisterade på att planetbanor var cirkulära. Ändå passar den heliocentriska modellen som utvecklats av Copernicus de observerade uppgifterna bättre än det antika grekiska konceptet. Till exempel är det periodiska "bakåt" rörelse (retrograd rörelse) på planeten Mars, Jupiteroch Saturnus och bristen på sådan rörelse för Merkurius och Venus förklarades lättare av det faktum att de tidigare planeternas banor befann sig utanför jordens. Således "överträffade" jorden dem när den cirkulerade solen. Planetpositioner kunde också förutsägas mycket mer exakt med kopernikansk modell.

Den danska astronomen Tycho Brahes (1546 & ndash1601) exakta observationer av rörelser över den "himmelsfären" gjorde det möjligt för den tyska astronomen och matematikern Johannes Kepler (1571 & ndash1630) att formulera sina lagar om planetrörelser som korrekt beskrev planetens elliptiska banor.

Den moderna himmelsfären är en förlängning av koordinatsystemet för latitud och longitud som används för att fixa markbunden plats. Begreppen latitud och longitud skapar ett rutnät för det unika uttrycket för vilken plats som helst på jordens yta. Latitud & mdashokallad paralleller & mdashmark och mått distans norr eller söder från ekvatorn. Jordens ekvatör betecknas 0 & grader latitud. De nordliga och sydliga geografiska polerna mäter 90 & deg norr (N) och 90 & söder (S) från ekvatorn. De vinkel latitud bestäms som vinkeln mellan ett tvärgående plan skär genom jordens ekvatorn och den rätta vinkeln (90 & deg) på polaraxeln. Longituder och mdashals även kända som merid ians och mdashare stora cirklar som löper norr och söder, och konvergerar vid de nordliga och södra geografiska polerna.

På den himmelska sfären omvandlas utsprång av latitud och longitud till deklination och höger uppstigning. En direkt förlängning av jordens ekvatorn vid 0 & deg latitud är den himmelska ekvatorn vid 0 & deg deklination. I stället för longitud mäts höger uppstigning i timmar. Himmelsfären är en projicerad sfär som omger jorden. Vinkeln för norra himmelpolen (NCP) med horisonten varierar med latitud. Observatörens höjdpunkt är direkt över huvudet. Illustration av K. Lee Lerner med Argosy. Gale-gruppen. Motsvarar jordens rotation, höger uppstigning mäts från noll- timmar till 24 timmar runt himmelsfären. Följaktligen representerar en timme 15 vinkelrörelser runt himmel- och 360-gradssfären.

Deklinering är ytterligare uppdelad bågminuter och bågsekunder. I 1 & deg av deklination finns det 60 bågminuter (60 ') och i en bågminut finns det 60 bågsekunder (60 "). Höger uppstigningstimmar är ytterligare indelade i minuter och sekunder av tid.

På jordens yta är beteckningen 0 & deg longitud godtycklig, internationell konvention, sedan länge sedan den brittiska havsöverlägsetiden, etablerar 0 & deg longitud & mdashals även känd som Prime Meridian & mdashas den stora cirkel som passerar genom Royal National Observatory i Greenwich, England (Storbritannien). På den himmelska sfären definieras noll timmar (0 h) höger uppstigning också godtyckligt enligt internationell konvention som linjen för höger uppstigning där ekliptiken och mdash den uppenbara rörelsen av solen över himmelsfären som upprättats av planet för jordens bana runt solen & mdashintersects den himmelska ekvatorn vid våren dagjämning.

För vilken latitud som helst på jordens yta passerar den utsträckta deklinationslinjen observatörens höjdpunkt. Zeniten är den högsta punkten på himmelsfären direkt ovanför observatören. Genom internationell överenskommelse och sedvanlig användning betecknas deklinationer norr om den himmelska ekvatorn som positiva deklinationer (+) och deklinationer söder om den himmelska ekvatorn betecknas som negativa deklinationer (& minus) söder.

Precis som varje punkt på jorden kan uttryckas med en unik uppsättning latitud- och longitudkoordinater, kan varje objekt på himmelsfären specificeras genom deklination och höghastighetskoordinater.

Polaraxeln är en imaginär linje som sträcker sig genom de nordliga och sydliga geografiska polerna. Jorden roterar på sin axel när den kretsar runt solen. Jordens axel lutas ungefär 23,5 grader mot planet för ekliptiken (planet för planetens banor kring solen eller den uppenbara vägen för solen över den imaginära himmelsfären). Lutningen på polaraxeln är huvudsakligen ansvarig för variationer i solbelysning som resulterar i cykliska framsteg årstider. Polaraxeln fastställer också huvudaxeln kring vilken himmelsfären roterar. Projektionen av jordens geografiska poler på himmelsfären skapar en nordlig himmelpol och en sydlig himmelpol. På norra halvklotet, stjärna Polaris ligger för närvarande inom ungefär en grad (1 & deg) från den norra himmelspolen och därmed från norra halvklotet verkar alla stjärnor och andra himmelska föremål rotera runt Polaris och, beroende på observationsgraden, stjärnor som ligger nära Polaris (cirkumpolära stjärnor) ) kanske aldrig "set."

För alla observatörer är vinkeln mellan den norra himmelpolen och den markbundna horisonten lika och varierar direkt med latitud norr om ekvatorn. Exempelvis, vid 30 ° N latitud ser en observatör Polaris vid + 30 & deg deklination, vid den markbundna nordpolen (90 & deg N), skulle Polaris vara direkt över huvudet (vid seniten) vid + 90 & deg deklination.

Den himmelska meridianen är en imaginär båge från den norra punkten på den markbundna horisonten genom den norra himmelpolen och zeniten som slutar vid den sydliga punkten av den markbundna horisonten.

Oavsett plats på jorden passerar en observatörs himlen ekvatorn genom de östra och västra punkterna av den markbundna horisonten. På norra halvklotet förskjuts den himmelska ekvatorn söderut från zeniten (punkten direkt över observatörens huvud) med antalet grader som är lika med observatörens latitud.

Rotation kring polaraxeln resulterar i en dygnscykel natt och dag och orsakar solens uppenbara rörelse över den imaginära himmelsfären. Jorden roterar runt polaraxeln med ungefär 15 vinkelgrader per timme och gör en fullständig rotation på 23,9 timmar. Detta motsvarar den uppenbara rotationen av himmelsfären. Eftersom jorden roterar österut (från väst till öst) rör sig föremål på himmelsfären vanligtvis längs stigar från öst till väst (dvs. solen "stiger" i öster och "sätter sig" i väster). En fullständig rotation av himmelsfären omfattar en dagcykel.

När jorden roterar på sin polära axel, gör den en något elliptisk omloppsrevolution om solen på 365,26 dagar. Jordens revolution kring solen motsvarar också cykliska och säsongsbetonade förändringar av observerbara stjärnor och konstellationer på himmelsfären. Även om stjärnor grupperade i traditionella konstellationer inte har någon närliggande rumslig relation till varandra (dvs. de kan vara miljarder av ljus år från varandra) som har ett uppenbart förhållande som ett tvådimensionellt mönster av stjärnor på himmelsfären. Följaktligen fastställer konstellationer i modern mening regional plats för stjärnor på den himmelska sfären.

Ett tropiskt år (dvs. ett år med cyklisk säsongsförändring) motsvarar ungefär 365,24 genomsnittliga soldagar. Under denna tid verkar solen resa helt runt himmelsfären på ekliptiken och återvända till vårjämjämningen. Däremot återför en omloppsrevolution på jorden om solen solen till samma bakgrund av stjärnor och mdashand mäts som ett sideriskt år. På den himmelska sfären definieras en sidodag som den tid det tar för vårjämvigning och mdash som börjar från en observatörs himmelsmedian & mdashto rotera runt med himmelsfären och korsa samma himmelsmedian. Den sidoriska dagen beror på jordens rotationsperiod. På grund av lågkonjunktur är ett sideriskt år ungefär 20 minuter och 24 sekunder längre än ett tropiskt år. Även om det sidorösa året mer exakt mäter den tid det tar jorden att helt kretsa om solen, skulle användningen av sidoråret så småningom orsaka stora fel i kalendrar när det gäller säsongsförändringar. Av detta skäl är det tropiska året grunden för moderna västerländska kalendersystem.

Årstiderna är knutna till solens och stjärnornas uppenbara rörelser över den himmelska sfären. På norra halvklotet börjar sommaren på sommaren solstånd (cirka 21 juni) när solen når sin uppenbara maximala deklination. Vintern börjar vid vintersolståndet (ungefär 21 december) när solens högsta punkt under dagen är den minsta maximala dagliga deklinationen. Förändringarna beror på en förändrad orientering av jordens polära axel mot solen som resulterar i en förändring av solens uppenbara deklination. Vår- och höstdagjämningen betecknas som de punkter där den himmelska ekvatorn korsar ekliptiken.

Platsen för soluppgång vid den östra horisonten och solnedgången vid den västra horisonten varierar också mellan det nordligaste högsta vid sommarsolståndet till ett sydligaste maximum vid vintersolståndet. Endast vid vår- och höstdagjämningen stiger solen vid en punkt rakt öster eller sätter sig vid en punkt rakt västerut på markens horisont.

Under året verkar månen och planeterna röra sig i ett begränsat område av den himmelsfär som kallas zodiaken. Zodiaken är en region som sträcker sig utåt ungefär 8 & deg från varje sida av ekliptiken (den uppenbara vägen för solen på himmelsfären). Den moderna himmelsfären är uppdelad i tolv traditionella zodiakaler konstellation mönster (motsvarande de pseudovetenskapliga astrologiska stjärntecknen) genom vilka solen verkar färdas med successiva förflyttningar österut under hela året.

Under revolutionen om solen uppvisar jordens polära axel parallellitet med Polaris (även känd som Nordstjärnan). Även om man observerar parallellitet uppvisar orienteringen av jordens polära axel precession och mdasha cirkulär vackling som visas av gyroskop och mdashthat resulterar i en 28 000 år lång precessionell cykel. För närvarande pekar jordens polära axel ungefär i riktning mot Polaris (North Star). Under de närmaste 11.00 åren kommer jordens axel att föregå eller vackla så att den antar en orientering mot stjärnan Vega.

Precession orsakar ett objekt himmelskoordinater att förändra. Som ett resultat åtföljs vanligtvis himmelkoordinater av ett datum för vilket koordinaterna är giltiga.

Motsvarar Jordens rotationroterar himmelsfären genom 1 & deg på cirka fyra minuter. På grund av detta, soluppgång, solnedgång, månuppgång och månnedgång, tar allt ungefär två minuter eftersom både solen och månen har samma uppenbara storlek på himmelsfären (ca 0,5 & deg). Solen är naturligtvis mycket större, men månen är mycket närmare. Om den mäts vid samma tid på dagen verkar solen vara förskjuten österut på himmelsfärens stjärnfält med ungefär 1 & deg per dag. På grund av denna uppenbara förskjutning verkar stjärnorna "stiga" ungefär fyra minuter tidigare varje kväll och sätta fyra minuter senare varje morgon. Alternativt verkar solen "stiga" fyra minuter tidigare varje dag och "sätta" fyra minuter tidigare varje dag. En förändring på ungefär fyra minuter om dagen motsvarar en 24-timmarscykel med "stigande" och "inställda" tider som omfattar en årscykel.

Däremot, om den mäts vid samma tid varje dag, verkar månen vara förskjuten ungefär 13 & deg österut på himmelsfären per dag och därför "stiger" och "sätter" nästan en timme tidigare varje dag.

Eftersom jorden kretsar kring solen orsakar förskjutningen av jorden längs dess banor den tid det tar att slutföra en cykel av månfaser & mdasha synodiska månad & mdashand återför solen, jorden och månen till samma startlinje är något längre än siderisk månad. Den synodiska månaden är cirka 29,5 dagar.


Hur hittar vi saker i rymden?

Under era telefoner med GPS och Google Maps är du förmodligen redan bekant med systemet med geografiska koordinater som ofta används för att beskriva platser på jordens sfäriska yta. Systemet är baserat på latitud, avståndet norr eller söder från jordens ekvatorn och longitud, vilket är avståndet öster eller väster om Prime Meridian, en imaginär linje som går norr till söder genom Greenwich, England. Avstånden mäts i grader - 90 grader i varje riktning för latitud och 180 i varje riktning för longitud - och minuter, sekunder och bråk av en sekund. (För mer information om hur systemet fungerar, kolla in dessa sidor från U.S.Geological Survey och IBM Knowledge Center.)

GPS på jorden

Det systemet gör det möjligt för dig att komma med koordinater för allt från Empire State Building (40 ° 44'55.4 & quotN 73 ° 59'08.5 & quotW, enligt Google Maps) till platsen i öknen där U2 sköt omslaget för deras album från 1987 & quotThe Joshua Tree & quot (36 ° 19'51,00 ″ N, 117 ° 44'42,88 ″ V, enligt Desert Road Trippin 'blogg).

Okej, så du visste det. Men här är något som du förmodligen inte visste om du inte är astronom. Det är också möjligt att beskriva placeringen av ett himmelskt objekt på natthimlen med hjälp av vad som i grunden är en förlängning av geografiska koordinater för att skapa en imaginär sfär som omger jorden.

Koordinater i himlen

& quotMålet är att kunna ange en plats på himlen unikt. Det är precis som latitud och longitud på jorden, & quot; Rick Fienberg, pressansvarig för American Astronomical Society, förklarar i ett e-postmeddelande. & quotOm du säger till någon att träffa dig i Littleton, Colorado, vid 39 ° 36'47.9484''N, 105 ° 0'59.9292'W, kommer de inte bara att veta i vilken stad du befinner dig utan också på vilket gathörn du väntar på. Det skulle inte vara särskilt användbart för någon annan att bara veta vilken stad du befinner dig i - du måste vara mer exakt om du har något hopp om att bli hittad av den andra personen. & Quot

På samma sätt förklarar han, om en astronom upptäcker en supernova eller asteroid och vill att andra ska observera den, att tillhandahålla himmelkoordinaterna är ett sätt att se till att alla tittar på samma sak.

Det är ett system som har funnits sedan urminnes tider. & quotTanken med himmelkoordinater antar att himlen är en sfär som omger jorden. Det här är tanken som spåras tillbaka till den tidiga tron ​​att jorden var centrum för allt, & quot; säger Christopher Palma, en lärarprofessor och biträdande chef för grundutbildningar vid Institutionen för astronomi och fysik vid Pennsylvania State University, säger i ett e-postmeddelande. . & quot Även om vi nu vet att det inte är sant, är det fortfarande sant att himlen verkar vara en sfär som omger oss, så vi kan använda sfäriska koordinater för att identifiera vilken plats som helst på himlen. & quot

Deklinering och uppstigning

Som sagt, det himmelska koordinatsystemet har vissa skillnader. I stället för latitud använder den till exempel något som kallas deklination för att beskriva avståndet norr eller söder om den himmelska ekvatorn, och istället för longitud beskriver höger uppstigning orienteringen öst-väst.

& quot Som alla koordinatsystem behöver det en nollpunkt / kalibrering, & quot; förklarar Palma. & quotFör himmelkoordinater projicerar vi jordens ekvator på himlen, och precis som latitud mäter grader norr eller söder om jordens ekvatorn, mäter deklinationen en vinkel norr eller söder om den himmelska ekvatorn. Så till exempel har stjärnan Spica, som är mycket framträdande på södra himlen ikväll från de flesta platser i USA, en deklination på -11 grader 10 minuter, så det är faktiskt söder om den himmelska ekvatorn.

& quotFör longitud på jorden, tilldelade vi godtyckligt Greenwich, England som premiärmeridian, & quot & quot; Palma säger. & quot Den primära meridianen för höger uppstigningssystem kallas "The Aries Point of Aries" och definieras som solens position på himlen när den rör sig från söder till norr längs Ecliptic & quot - en imaginär linje som betecknar vägen för solen - & quotand passerar genom den himmelska ekvatorn. När solen är på den platsen är det vårdagjämningen på jorden. Höger uppstigning ökar därifrån. Så, en stjärna på himlen som är exakt halvvägs runt himlen från solen på vårjämndagen skulle ha en höjning av 180 grader. & Quot

& quot Eftersom himlen roterar använder vi dock inte ofta grader för att mäta det & quot, fortsätter Palma. & quotI stället uttrycker vi vinklar i timmar. Så 180 grader motsvarar 12 timmars höger uppstigning. Samma stjärna som jag nämnde ovan, Spica, har en RA på 13 timmar, 25 minuter. Som kan tolkas som den punkt på himlen som är [13h25m * (180 grader / 12 timmar)] = 201,25 grader på himlen österut från solens plats på vårdagjämningen. & Quot

Celestial Navigation for Mariners

Som Fienberg förklarar är astronomer inte de enda som använder himmelskoordinater. & quot Alla som navigerar efter stjärnorna använder dem också, & quot säger han. & quotEven om alla moderna fartyg och båtar har GPS-system ombord, måste sjömän och andra sjömän lära sig himmelsk navigering om GPS misslyckas. Om du kan se Polaris, dvs North Star, vet du vilken väg som är norr - och, i förlängning, vilka vägar som är söder, öster och väster också. Du kommer också att känna till din latitud, eftersom Polaris höjd över horisonten är lika med din latitud. Och om du har en exakt klocka kan du också hitta din longitud genom att konsultera en tabell över vilka stjärnor som är rakt söderut vid den tidpunkt du observerar. & Quot

Förutom himmelskoordinater finns det andra system för att beskriva objektens placering i rymden, enligt Patrick Durrell, professor i fysik och astronomi och chef för Ward Beecher Planetarium vid Youngstown State University. & quotEtt annat allmänt använt system använder galaktiska koordinater - galaktisk longitud och galaktisk latitud - båda mätt i grader från centrum av Vintergatan, & quot; förklarar han i ett e-postmeddelande.


Varför definieras föremål unikt av deras höjning och deklination? - Astronomi

Den sista gruppen av alternativ som är speciellt för MakeCatalog är de som anger vilka kolumner som ska skrivas i den slutliga utgångstabellen. För varje kolumn finns det ett alternativ, om det har anropats på kommandoraden eller i någon av konfigurationsfilerna, kommer det att ingå som en kolumn i utdatakatalogen i samma ordning (se Konfigurationsfilens företräde). Några av kolumnerna gäller både föremål och klumpar och andra är specifika för endast en av dem. De senare fallen är uttryckligen markerade med [Objekt] eller [Klumpar] för att specificera katalogen de ska placeras i.

Detta är ett unikt alternativ som kan lägga till flera kolumner i den / de slutliga katalogerna. Calling this option will put the object IDs ( --objid ) in the objects catalog and host-object-ID ( --hostobjid ) and ID-in-host-object ( --idinhostobj ) into the clumps catalog. Hence if only object catalogs are required, it has the same effect as --objid .

[Objects] ID of this object.

[Clumps] The ID of the object which hosts this clump.

[Clumps] The ID of this clump in its host object.

The flux weighted center of all objects and clumps along the first FITS axis (horizontal when viewed in SAO ds9), see (overline) in Measuring elliptical parameters. The weight has to have a positive value (pixel value larger than the Sky value) to be meaningful! Specially when doing matched photometry, this might not happen: no pixel value might be above the Sky value. For such detections, the geometric center will be reported in this column (see --geox ). You can use --weightarea to see which was used.

The flux weighted center of all objects and clumps along the second FITS axis (vertical when viewed in SAO ds9). See --x .

The geometric center of all objects and clumps along the first FITS axis axis. The geometric center is the average pixel positions irrespective of their pixel values.

The geometric center of all objects and clumps along the second FITS axis axis, see --geox .

The minimum position of all objects and clumps along the first FITS axis.

The maximum position of all objects and clumps along the first FITS axis.

The minimum position of all objects and clumps along the second FITS axis.

The maximum position of all objects and clumps along the second FITS axis.

[Objects] The flux weighted center of all the clumps in this object along the first FITS axis. See --x .

[Objects] The flux weighted center of all the clumps in this object along the second FITS axis. See --x .

[Objects] The geometric center of all the clumps in this object along the first FITS axis. See --geox .

[Objects] The geometric center of all the clumps in this object along the second FITS axis. See --geox .

Flux weighted right ascension of all objects or clumps, see --x . This is just an alias for one of the lower-level --w1 or --w2 options. Using the FITS WCS keywords ( CTYPE ), MakeCatalog will determine which axis corresponds to the right ascension. If no CTYPE keywords start with RA , an error will be printed when requesting this column and MakeCatalog will abort.

Flux weighted declination of all objects or clumps, see --x . This is just an alias for one of the lower-level --w1 or --w2 options. Using the FITS WCS keywords ( CTYPE ), MakeCatalog will determine which axis corresponds to the declination. If no CTYPE keywords start with DEC , an error will be printed when requesting this column and MakeCatalog will abort.

Flux weighted first WCS axis of all objects or clumps, see --x . The first WCS axis is commonly used as right ascension in images.

Flux weighted second WCS axis of all objects or clumps, see --x . The second WCS axis is commonly used as declination in images.

Geometric center in first WCS axis of all objects or clumps, see --geox . The first WCS axis is commonly used as right ascension in images.

Geometric center in second WCS axis of all objects or clumps, see --geox . The second WCS axis is commonly used as declination in images.

[Objects] Flux weighted center in first WCS axis of all clumps in this object, see --x . The first WCS axis is commonly used as right ascension in images.

[Objects] Flux weighted declination of all clumps in this object, see --x . The second WCS axis is commonly used as declination in images.

[Objects] Geometric center right ascension of all clumps in this object, see --geox . The first WCS axis is commonly used as right ascension in images.

[Objects] Geometric center declination of all clumps in this object, see --geox . The second WCS axis is commonly used as declination in images.

The brightness (sum of all pixel values), see Flux Brightness and magnitude. For clumps, the ambient brightness (flux of river pixels around the clump multiplied by the area of the clump) is removed, see --riverflux . So the sum of all the clumps brightness in the clump catalog will be smaller than the total clump brightness in the --clumpbrightness column of the objects catalog.

If no usable pixels (blank or below the threshold) are present over the clump or object, the stored value will be NaN (note that zero is meaningful).

The ((1sigma)) error in measuring the brightness of objects or clumps.

[Objects] The total brightness of the clumps within an object. This is simply the sum of the pixels associated with clumps in the object. If no usable pixels (blank or below the threshold) are present over the clump or object, the stored value will be NaN, because zero (note that zero is meaningful).

[Clumps] The Sky (not river) subtracted clump brightness. By definition, for the clumps, the average brightness of the rivers surrounding it are subtracted from it for a first order accounting for contamination by neighbors. In cases where you will be calculating the flux brightness difference later (one example below) the contamination will be (mostly) removed at that stage, which is why this column was added.

One example might be this: you want to know the change in the clump flux as a function of threshold (see --threshold ). So you will make two catalogs (each having this column but with different thresholds) and then subtract the lower threshold catalog (higher brightness) from the higher threshold catalog (lower brightness). The effect is most visible when the rivers have a high average signal-to-noise ratio. The removed contribution from the pixels below the threshold will be less than the river pixels. Therefore the river-subtracted brightness ( --brightness ) for the thresholded catalog for such clumps will be larger than the brightness with no threshold!

If no usable pixels (blank or below the possibly given threshold) are present over the clump or object, the stored value will be NaN (note that zero is meaningful).

The mean sky subtracted value of pixels within the object or clump. For clumps, the average river flux is subtracted from the sky subtracted mean.

The median sky subtracted value of pixels within the object or clump. For clumps, the average river flux is subtracted from the sky subtracted median.

The magnitude of clumps or objects, see --brightness .

The magnitude error of clumps or objects. The magnitude error is calculated from the signal-to-noise ratio (see --sn and Quantifying measurement limits). Note that until now this error assumes uncorrelated pixel values and also does not include the error in estimating the aperture (or error in generating the labeled image).

For now these factors have to be found by other means. Task 14124 has been defined for work on adding these sources of error too.

[Objects] The magnitude of all clumps in this object, see --clumpbrightness .

The upper limit value (in units of the input image) for this object or clump. See Quantifying measurement limits and Upper-limit settings for a complete explanation. This is very important for the fainter and smaller objects in the image where the measured magnitudes are not reliable.

The upper limit magnitude for this object or clump. See Quantifying measurement limits and Upper-limit settings for a complete explanation. This is very important for the fainter and smaller objects in the image where the measured magnitudes are not reliable.

The (1sigma) upper limit value (in units of the input image) for this object or clump. See Quantifying measurement limits and Upper-limit settings for a complete explanation. When --upnsigma=1 , this column&rsquos values will be the same as --upperlimit .

The position of the total brightness measured within the distribution of randomly placed upperlimit measurements in units of the distribution&rsquos (sigma) or standard deviation. See Quantifying measurement limits and Upper-limit settings for a complete explanation.

The position of the total brightness measured within the distribution of randomly placed upperlimit measurements as a quantile (value between 0 or 1). See Quantifying measurement limits and Upper-limit settings for a complete explanation. If the object is brighter than the brightest randomly placed profile, a value of inf is returned. If it is less than the minimum, a value of -inf is reported.

This column contains the non-parametric skew of the sigma-clipped random distribution that was used to estimate the upper-limit magnitude. Taking (mu) as the mean, ( u) as the median and (sigma) as the standard deviation, the traditional definition of skewness is defined as: ((mu- u)/sigma).

This can be a good measure to see how much you can trust the random measurements, or in other words, how accurately the regions with signal have been masked/detected. If the skewness is strong (and to the positive), then you can tell that you have a lot of undetected signal in the dataset, and therefore that the upper-limit measurement (and other measurements) are not reliable.

[Clumps] The average brightness of the river pixels around this clump. River pixels were defined in Akhlaghi and Ichikawa 2015. In short they are the pixels immediately outside of the clumps. This value is used internally to find the brightness (or magnitude) and signal to noise ratio of the clumps. It can generally also be used as a scale to gauge the base (ambient) flux surrounding the clump. In case there was no river pixels, then this column will have the value of the Sky under the clump. So note that this value is inte sky subtracted.

[Clumps] The number of river pixels around this clump, see --riverflux .

The Signal to noise ratio (S/N) of all clumps or objects. See Akhlaghi and Ichikawa (2015) for the exact equations used.

The sky flux (per pixel) value under this object or clump. This is actually the mean value of all the pixels in the sky image that lie on the same position as the object or clump.

The sky value standard deviation (per pixel) for this clump or object. Like --sky , this is the average of the values in the input sky standard deviation image pixels that lie over this object.

[Objects] The number of clumps in this object.

The raw area (number of pixels) in any clump or object independent of what pixel it lies over (if it is NaN/blank or unused for example).

[Objects] The total area of all the clumps in this object.

The area (number of pixels) used in the flux weighted position calculations.

The area of all the pixels labeled with an object or clump. Note that unlike --area , pixel values are completely ignored in this column. For example, if a pixel value is blank, it won&rsquot be counted in --area , but will be counted here.

The pixel-value weighted semi-major axis of the profile (assuming it is an ellipse) in units of pixels. See Measuring elliptical parameters.

The pixel-value weighted semi-minor axis of the profile (assuming it is an ellipse) in units of pixels. See Measuring elliptical parameters.

The pixel-value weighted axis ratio (semi-minor/semi-major) of the object or clump.

The pixel-value weighted angle of the semi-major axis with the first FITS axis in degrees. See Measuring elliptical parameters.

The geometric (ignoring pixel values) semi-major axis of the profile, assuming it is an ellipse.

The geometric (ignoring pixel values) semi-minor axis of the profile, assuming it is an ellipse.

The geometric (ignoring pixel values) axis ratio of the profile, assuming it is an ellipse.

The geometric (ignoring pixel values) angle of the semi-major axis with the first FITS axis in degrees.


Schelling Points in SETI

How do you find someone who is also looking for you if you can’t communicate with them?

I was reading the Wikipedia article on the water hole concept in SETI, and saw under “see also” the entry “Schelling point“. Investigating led me to a fascinating bit of history.

Thomas Schelling is a heterodox economist and foreign policy expert who won the Nobel Prize for applications of game theory to conflict. His analysis of the game theory behind nuclear warfare led to the concept of “mutually assured destruction” (with the appropriate acronym MAD) which had great influence (for better or for worse) on the nuclear arms race. His demonstration of the power of being “credibly irrational” does a lot to explain North Korea’s foreign policy. His concept of “tipping” explained how racial segregation can arise from small preferences even in the absence of government-sponsored redlining, which continues to have strong influence on housing policy.

In his seminal 1960 work The Strategy of Conflict he described a game in which the players must cooperate but cannot communicate. In order to work together, they must guess at each others’ strategies, and make sure that their own strategies are guessable. This means they should not pick the objectively best strategy, necessarily, but they should pick the strategy that is most likely to be guessed by the other—assuming they think the same way, one ends up with an infinite recursion! But all is not lost: if you have something in common with the other player some strategies are clearly superior to others.

For instance, suppose the game is to find the other player in New York City. They are also looking for you, but you two have no way to communicate with each other. Is it reasonable to wait in a restaurant at the corner of 3rd Ave and E 56th street until they show up? No—not only is that not a particularly meaningful place, if they similarly pick a (different) random spot in the city and wait for you, you will aldrig find each other. But there är better strategies: if your partner in the game knows anything about New York (and since they are somewhere i New York, they could ask even if they don’t) then there are certain places and times they are more likely to guess. Landmarks like Grand Central Station and the Empire State Building are more likely common guesses than random restaurants, and times like noon are more likely for meeting up than 3:12am.

In other words, by thinking about the sorts of common knowledge you share with your partner, you can narrow down the infinite range of possible strategies and have a fighting chance of finding your partner. The point isn’t that you could win this particular game, it’s that even in the absence of coordination there is a hierarchy of strategies, and they have more to do with the players (what they know) than the game itself. It was a brilliant insight, and the concept today is called a “focal point”. This already has an unrelated definition in astronomy, so I prefer the (also common) term “Schelling point”.

Incredibly, even though the book was published in 1960, it contains a footnote about SETI, which had its first paper published in 1959! He writes:

[A good example] is meeting on the same radio frequency with whoever may be signaling us from outer space. “At what frequency shall we look? A long spectrum search for a weak signal of unknown frequency is difficult. But, just in the most favored radio region there lies a unique, objective standard of frequency, which must be known to every observer in the universe: the outstanding radio emission line at 1420 megacycles of neutral hydrogen” (Giuseppe Cocconi and Philip Morrison, Nature, Sep. 19, 1959, pp. 844-846). The reasoning is amplified by John Lear: “Any astronomer on earth would say ‘Why, 1420 megacycles of course! That’s the characteristic radio emission line of neutral hydrogen. Hydrogen being the most plentiful element beyond the earth, our neighbors would expect it to be looked for even by tyros in astronomy'” (“The Search for Intelligent Life on Other Planets,” Saturday Review, Jan. 2, 1960, pp. 39-43). What signal to look for? Cocconi and Morrison suggest a sequence of small prime numbers of pulses, or simple arithmetic sums.

This is amazing! I’m guessing Schelling was reading his weekly Saturday Review when he came across the article, thought it was a great example of his point, and added the footnote to his manuscript for the book, which was published later that year.

This idea has been re-invented over and over in the SETI community. Filippova called it a “Convergent strategy of mutual searches” in 1991, and before that in 1980 Makovetskii called it a “mutual strategy of search,” and a “synchrosignal” in 1977. Guessing the “magic frequencies” at which ET might be transmitting (it was “pi times hydrogen” in Kontakt), where they might be transmitting, and when they might be transmitting is an exercise that founds many SETI papers.

My favorite example is Kipping & Teachey’s suggestion in their “laser cloaking” paper. The paper is mostly about how lasers could be used to sculpt transit light curves to hide or amplify the signs of biology or technology (or of the planet itself!), but it also points out that the best time to transmit is during the time your target would see your planet transit your star (so stars exactly 12h from the Sun especially those on the ecliptic). This is a great Schelling point: it is an obviously special time in a planet’s orbit, it doesn’t require the transmitter or receiver to know the precise distance to each other to account for light-travel time and synchronize their efforts, and has the bonus that one might catch the attention of astronomers observing the transit for purely natural scientific reasons.

But this all goes back to Schelling and brings us to the central insight: if there are alien civilizations out there trying to get our attention, we are more likely to find their signals if we can “think like them” and ask “what can we assume they know about us?” The logic that if we have radio telescopes we will know about the 1420 MHz line is pretty solid. Mathematics seems like something we must have in common if they are technologically advanced enough to send interstellar signals, but I’m skeptical that they would find find primes as fascinating as we do (and if we assume they like pi we miss out on them if they are actually tauists).

It’s a nice illustration of how SETI forces us to look inward, as well as out, and question what it means to be human, so we can imagine what it might mean to be an alien. Since these are questions of the social sciences, it shows that SETI is much more than a physical science or engineering challenge, and needs to include anthropologists, linguists, mathematicians, and others.

You can read more examples of people suggesting Schelling points in SETI in my review chapter on exoplanets and SETI here.

Kontakt

525 Davey Laboratory
Institutionen för astronomi och astrofysik
Pennsylvania State University
University Park, PA 16802


What Do Astronomers Mean When They Say an Object “Is in a Constellation”?

It occurs to me that I use a lot of terms that I take for granted but that may mean something else to a reader not as familiar with astronomy or science in general. I thought it might be fun to write some articles defining these terms, so that we’re all on the same page.

Let’s take a look at a very common phrase: What do astronomers mean when they say an object is in a constellation? Like, “Jupiter is in Leo right now.”

Our eyes aren’t terribly good at seeing distances anything past a few meters away is too far for our binocular vision to work. The nearest object in the sky is the Moon (barring satellites or meteors, both of which are a hundred to hundreds of kilometers above your head), and that’s 380,000 kilometers away! So as far as your eyes are concerned, every object in the sky might as well be infinitely far away.

That means distance doesn’t matter when you look up everything looks to be the same distance away. It’s as if the sky is the surface of a big sphere and you’re at the center.*

The sky is pretty big, so it would be handy to divide it up into sections, giving each bin a designation or a name. Because it seems like the surface of a sphere, we could parse it out using latitude and longitude, like we do on the Earth. And astronomers do do that, using what we call right ascension and declination, very old terms that divvy up the sky into east/west and north/south coordinates.

That’s fine, and very useful when you’re pointing a telescope. But if we’re just looking up and enjoying the view, Nature has done us a favor. It’s clumped stars together.

Stars aren’t strewn evenly across the sky. In some places they’re closer together, in others not so much. Humans are pattern-seeking beasts, so of course every culture since antiquity has projected their own imaginations onto the sky. So when you see seven bright stars, they’re not just a box with a slash through the middle at a jaunty angle: They’re Orion, the mighty hunter, the three stars of his belt prominent.

Or that twisty S-shaped pattern of stars with two spiked away on the top? That’s obviously a scorpion, and so we have Scorpius (please, not “Scorpio”).

The constellation of Scorpius, the scorpion, one of the few that kinda looks like what it's supposed to. Credit: Akira Fujii

We call these patterns “constellations”, meaning literally “sets of stars.” For millennia they were only roughly defined, and that could be a problem. The bright star Rigel is obviously part of the pattern making up Orion (it’s his left knee), but if another star is in between two bright patterns, which constellation does it belong to?

To clear this up, in the early 20 th century, astronomers made more rigidly defined borders to the constellations, the lines demarcating them along north/south or east/west directions. Eighty-eight such constellations were thus defined. You know many of their names: Sagittarius, Andromeda, Pisces, and so on. Most of them are named after their ancient Greek counterparts, so we have Ophiuchus, the serpent bearer, and Delphinus, the dolphin. Others (mostly in the Southern Hemisphere of the sky) have more modern names, like Microscopium (guess what that’s for), and Antlia, the air pump. Yes, the air pump.

So now, when we say a star is in a certain constellation, it’s like saying a town is in a certain state or country. It’s inside the official borders recognized by astronomers all over the world. Remember, though, in actual, physical space those stars can be incredibly far apart, one a hundred times farther away than another. They just appear close together in the sky because we can't judge their distance by eye.

I talk about this in episode two of Crash Course Astronomy: Naked Eye Observations (around the three minute mark):

In some ways using constellations makes cataloging stars easier. You can designate the brightest one in a given constellation as Alpha, the second Beta, and so on. Most constellations don’t have more than 22 bright stars, so that’s convenient (though in reality it’s more complicated than this). Or you can use numbers for the brightest ones starting with those farthest east in the constellation and moving west (these are called Flamsteed numbers). That’s how we have 51 Peg, and 7 Comae Berenices.

You can also just use coordinates to do this, but that’s awkward, like referring to Denver as “39.7392° N, 104.9903° W.” If you’re trying to point a telescope, that’s fine, but in everyday language it’s a pain. There are dozens of catalogs of stars made over the centuries, so stars are usually referred to using those. Thus HD 209458. Sometimes it’s a mix of name and coordinates, and you get BD+46°3474.

Planets move relative to the stars as they orbit the Sun, so sometimes Venus might be in Libra, and later it might be in Virgo. What that means in reality is that, from our viewpoint on Earth, Venus is superposed on the much more distant stars making up the constellation of Libra or Virgo. Because most constellations are easy to recognize with practice, they make a handy guide to the sky, becoming as familiar as the neighborhood you grew up in, which in turn makes finding celestial objects easier.

I’ll note not every pattern of stars is a constellation. The Big Dipper is a set of seven stars (eight if you include Alcor) that’s part of the bigger Ursa Major constellation. A group of stars like that is called an asterism. Others include the Pleiades (actually a physical cluster of stars) and the Summer Triangle, comprised of the three stars Vega, Deneb, and Altair (in the constellations of Lyra, Cygnus, and Aquila, respectively). You can quibble over semantics like this if you want, but in this case I actually approve of having a definition for constellations, since it’s something that burk be defined (unlike “planet”).

So there you go. With the boundaries on the sky defined, every star belongs to one constellation or another, so we say that star is in that constellation. The constellation isn’t a physical thing, but a region of the sky.

Not that folks don’t make mistakes. For example, in Läkare som, the Doctor says he’s from the planet Gallifrey in the constellation of Kasterborous. That doesn’t really make sense constellations aren’t physical places in the Universe. Maybe Kasterborous is a constellation as seen from some other planet, but then why would you define your home planet using some Övrig planet’s arbitrary definitions? It’s probably just an error on some writer’s part, which got carried through the series.

If you want to read more, Wikipedia has a good article about this (including constellations from other cultures), and more at my pal James Kaler’s site.

But the best way to learn about constellations? Go outside and look up. There’s nothing like learning by doing.


Why objects are uniquely defined by their right ascention and declination? - Astronomi

Q: What was the distance from the Deep Impact spacecraft to the moon on January 16, 2005?

On January 16, 2005, the Deep Impact spacecraft turned its cameras back towards Earth and captured some beautiful images of our Moon. To aid in calibrating the spacecraft instruments, astronomers would like to know precisely how far Deep Impact was from the moon when this picture was taken.

To understand this problem better, we need to know how astronomers locate objects in the sky. Much like navigators who rely on latitude and longitude to pinpoint their location on Earth, astronomers use a pair of numbers to uniquely identify every point on the celestial sphere. These numbers are called Right Ascension and Declination.

Declination is very similar to latitude measurements on Earth. We start by defining a celestial equator, which is simply an extension of the Earth's equator into the sky. This marks zero degrees declination. The range of declination values is from -90° to +90° with +90° situated at the north celestial pole, and -90° situated at the south celestial pole. Each degree is divided into 60 arcminutes, and each arcminute is divided into 60 arcseconds.

Right ascension is measured along the east-west direction, much like longitude on Earth, except it is measured in "hours", rather than degrees. The range for right ascension (or R.A.) is from 0h to 23h, incrementing as one looks east across the sky. Each hour is divided into 60 minutes, and each minute is further divided into 60 seconds.

As an example of how this is used, let's return to the beginning of the problem. At the time the moon picture was taken, Deep Impact was located at 13 hours, 12 minutes, 31.27 seconds right ascension (also written as 13h 12m 31.27s R.A.) and -3 degrees, 26 arcminutes, 38.2 arcseconds declination (also written as -3° 26' 38.2" Dec.). We also know that the spacecraft was 0.0084401211 AU from Earth (1 au = 1.5 x 10 8 km). An astronomical unit (AU) is a unit of distance that is approximately equal to the mean distance between the Earth and the Sun.

We can look up the same information for the moon at a particular time. The data can be retrieved via the JPL Horizon's webpage located at the following URL: ssd.jpl.nasa.gov/?horizons

The celestial coordinates for both Deep Impact and the moon are summarized in this table:

January 16, 2005 Deep Impact Måne
R.A. 13 h 12 m 31.27 s 1 h 22 m 47.56 s
Dec. -3° 26' 38.2" 7° 18' 12.5"
Distance (AU) from the Earth 0.00844 0.00257

These data are sometimes referred to as the "ephemeris" of the objects. Now it's your turn to solve a problem of real interest to astronomers. Given the ephemeris data for Deep Impact spacecraft and the moon, plus some geometry and what you've just learned about Right Ascension and Declination, can you figure out how far the spacecraft was from the moon on January 16th?

Setting up the problem:

We can describe the location of an object in space (call it P) with the following vector notation:

Vector from &sigma to point P (representing any point in space) is defined by:
r = magnitude
&phi = angle with respect to xy-plane
&theta = angle with respect to positive x-axis

These coordinates, with the Earth located at the origin (&sigma) relate to the ephemeris data as follows:
r = the distance from the Earth to the object we're interested in
&phi = declination of the object
&theta = right ascension of the object

In this problem, we are interested in finding the distance between two points in space, which we can call P1 och P2. These will represent the location of the Deep Impact spacecraft and the moon, respectively.

To find the distance between any two points in space, we can use the distance formula:

where (x1, y1, z1) and (x2, y2, z2) are the Cartesian coordinates of the two points.

To use this, we need to first convert our (r, &phi, &theta) coordinates to (x, y, z) coordinates.

rz = projection of r onto z-axis = r sin &phi
rxy = projection of r onto xy-plane = r cos &phi
rx = projection of rxy onto x-axis = rxy cos &theta
ry = projection of rxy onto y-axis = rxy sin &theta

rx, ry, rz are going to be the (x, y, z) coordinates we need.

Before we use these transformations, we need to convert right ascension and declination to degrees (or radians).

R.A. recorded in hours, minutes, seconds
Dec. recorded in degrees, arcminutes, arcseconds

For right ascension: 360° = 24h = 1440m = 86,400s or,

For declination: 1° = 60' = 3600" or,

We now have all the conversion and transformations we need to solve the problem!

Why did the science team need to make this calculation?

In addition to calibrating the instruments, we wanted to give the image of the Moon some perspective for the viewer. We were writing figure captions for release to the public. Ordinarily, the distance is calculated by the data processing pipeline, a series of computer programs that operates on the returned data as well as information from the spacecraft about its condition and location in space. At the time when the caption was being written, we did not have all of the information we needed in the data pipeline. It was still being set up. So we had to make the calculations ourselves. We were glad that we had studied trigonometry and pre-calculus so that we could do the calculation. Then we were also able to check that the computer code, when it was available, had been correctly programmed.


Titta på videon: Valovanje NAR7 (Maj 2022).