Coordonatele celeste

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Puncte de coordonate cerești

Coordonatele cerești sunt utilizate pentru a identifica poziția stelelor pe sfera cerească . Alternativ, întrucât în ​​realitate au distanțe diferite față de noi, coordonatele cerești identifică o direcție orientată , adică o rază provenită de la observator și care trece prin stea.

Coordonate orizontale

Altazimutul se coordonează cu privire la un observator de pe Pământ plasat în centrul Universului

Coordonatele orizontale , numite și coordonate altazimut , depind de poziția relativă a observatorului față de stea și sunt referite la observator, o ipoteză imobilă față de Pământul în mișcare; prin urmare, pentru fiecare corp ceresc (în mișcare relativă față de Pământ), acestea variază continuu în timp .

Sunt luate ca referințe :

Deci, cum se obțin coordonatele:

  • Ca ordonată : înălțimea (h) este distanța unghiulară a stelei de la orizont și variază între -90 ° și + 90 °.
  • Ca abscisă : azimutul (A) este distanța unghiulară dintre punctul de nord și piciorul stelei (corespunzătoare distanței unghiulare între meridianul local și meridianul care trece prin stea), măsurată în sensul acelor de ceasornic și variază între 0 ° și 360 °.

Cercurile mai mici formate din puncte de înălțime egală sunt cercurile de înălțime sau almucantaratele .

Semicercurile maxime, inclusiv punctele unui azimut dat, se numesc verticale .

Uneori, în loc de înălțime, se utilizează distanța zenitului (z), care este distanța unghiulară a stelei de zenitul observatorului și care variază de la 0 ° la 180 °. Prin urmare, z este unghiul complementar al lui h , de fapt z + h = 90 °.

Coordonatele ecuatoriale

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Sistem de coordonate ecuatoriale .

Există două tipuri de coordonate ecuatoriale: de fapt, vorbim despre un sistem ecuatorial fix (numit și un sistem de coordonate ecuatoriale orar ) și un sistem ecuatorial mobil (numit și un sistem de coordonate ecuatoriale celeste ).

Coordonatele ecuatoriale orare

În primul sistem ecuatorial sunt luate ca referințe

  • ca plan de referință ecuatorul ceresc , adică intersecția planului ecuatorului terestru cu sfera cerească
  • punctul de mijloc al cerului M este ales ca punct de referință, care este intersecția meridianului local și a ecuatorului ceresc.

Prin urmare, coordonatele sistemului ecuatorial fix sunt:

  • unghiul orar , care este distanța unghiulară între punctul M al cerului și intersecția meridianului ceresc care trece prin stea cu ecuatorul ceresc; se măsoară în ore, minute și secunde (0 ^ h, 24 ^ h) începând din punctul M în sensul acelor de ceasornic ;
  • declinare , adică distanța unghiulară dintre intersecția meridianului ceresc pentru stea și ecuatorul ceresc și steaua însăși, măsurată de-a lungul meridianului ceresc; se măsoară în grade, minute și secunde (0 °, 90 °) începând de la ecuatorul ceresc până la polii cerești și vorbim de declinare pozitivă în emisfera nordică și declinare negativă în cea sudică .

În timp ce declinația nu se schimbă cu observatorul, unghiul orar se schimbă.

Coordonatele ecuatoriale cerești

Se introduce un alt sistem de referință, sistemul ecuatorial mobil, în care coordonatele nu variază în funcție de poziția observatorului, ceea ce permite deci o localizare complet independentă a poziției observatorului, și cu mișcarea diurnă a sferei cerești.

Sunt luate ca referințe:

  • ecuatorul ceresc ;
  • cercurile orare (sau meridianele);
  • punctul berbecului (γ), care este una dintre cele două intersecții ale eclipticii (planul pe care se află mișcarea aparentă a Soarelui față de Pământ, care este înclinat față de ecuatorul ceresc cu un unghi de 23 ° 26 '32 " ) cu ecuatorul ceresc: este punctul în care soarele trece din emisfera sudică în cea nordică.

Coordonatele sunt:

  • declinarea (δ) unei stele este distanța sa unghiulară de la ecuatorul ceresc (de la -90 °, la polul sud, la + 90 ° la polul nord);
  • ascensiunea dreaptă (α) a unui corp ceresc este distanța unghiulară între punctul berbecului și intersecția cercului său orar cu ecuatorul ceresc; se măsoară din punctul ciocanului de apă în sens invers acelor de ceasornic în grade (0 °, 360 °) sau echivalent în ore prin setarea 1h = 15 °.

Uneori, în loc de declinare, se utilizează distanța polară (p), care este distanța unghiulară a stelei de la polul ceresc nord și care variază de la 0 ° la 180 °. În orice caz, deoarece avem de-a face cu unghiuri complementare, p + δ = 90 °.

Conversia între coordonatele diferitelor sisteme de referință

Pentru a trece de la coordonatele unui sistem de referință la cele ale altui, trebuie efectuate transformări matematice .

  • Pentru a obține azimutul (A) (coordonatele altazimutului) începând de la unghiul orar (H) este necesar să vă cunoașteți latitudinea (φ) și declinarea (δ) și să aplicați următoarea expresie:

cu Z = unghi de azimut.

Coordonatele galactice

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Sistemul de coordonate galactice .

Coordonatele galactice iau ca plan de referință cel galactic , care formează un unghi de 62 ° 41 'cu ecuatorul ceresc și ca direcție de origine a centrului galactic identificat prin măsurători de radioastronomie și situat în constelația Săgetătorului ( 30s α = 17h 42m și δ = -28 ° 55 ' 18 ").

Aceste referințe permit definirea unui pol nord și un pol galactic sud prin direcția normală către planul galactic și care trece prin Soare. Polul galactic nord are coordonate ecuatoriale α = 12h 49m și δ = + 27 ° 24 '.

Definim o longitudine galactică (l) și o latitudine galactică (b), ambele măsurate în grade.

Latitudinea galactică este măsurată pe cercurile mari care trec prin poli și variază de la b = -90 ° (pol sud galactic) la b = + 90 ° (pol nord galactic).

Longitudinea galactică variază de la l = 0 ° (centrul galaxiei) la = 360 ° și crește în direcția de rotație a Căii Lactee (văzută din polul nord, longitudinea crește în sens invers acelor de ceasornic).

Modificări ale coordonatelor cerești

Datorită mișcărilor pe termen lung ale Pământului (în primul rând cea cunoscută sub numele de precesiunea echinocțiilor ), stelele nu au coordonate ceresti complet fixe, ci se mișcă cu timpul. Această mișcare este independentă de mișcarea corectă a stelelor , deoarece este mai degrabă o mișcare a observatorului decât a stelei. Cu ochiul liber și pe scări de câțiva ani este imperceptibil, dar pentru observațiile astronomice apare problema specificării la ce moment se referă o coordonată. Prin urmare, a fost inventat conceptul de epocă : toate coordonatele sunt specificate în raport cu o epocă și există algoritmi care să treacă de la o epocă la alta.

Deși amploarea deplasării poate părea neglijabilă pe perioade scurte, pe o scară de timp de milenii poate duce la variații considerabile în pozițiile stelelor; de exemplu, în aproximativ 13000 de ani polul nordic ceresc va fi indicat de Vega și nu mai mult de Steaua Polară .

Alte proiecte

linkuri externe

Controlul autorității Tezaur BNCF 31769
Astronomie Portal Astronomie Puteți ajuta Wikipedia prin completarea lui Astronomie și Astrofizică