Sterrekunde

Bereken globale (ECEF) koördinate van Observer

Bereken globale (ECEF) koördinate van Observer


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.

Ek het die plaaslike koördinate van satelliet en globale koördinate van satelliete. Ek wil die waarnemersposisie in die globale (ECEF) stelsel bereken.

Hoe kan ek dit doen?

Ek verduidelik hierdie vraag ook met meer stappe in die volgende skakel.

https://gis.stackexchange.com/questions/383255/local-system-to-lat-lon

Ek mis iets. Kan u my help as ek verkeerd geloop het?


Bereken globale (ECEF) koördinate van Observer - Astronomy

Bereken Viewshed-analise

Gebruik die hulpmiddel Viewshed Analysis om funksies te bepaal wat u van een of meer waarnemingspunte kan sien. ENVI LiDAR bereken resultate on-the-fly terwyl u waarnemerspunte byvoeg, skuif en wysig. U kan geselekteerde waarnemerpunte interaktief by die berekening insluit en uitsluit, en u kan wys wat sigbaar is vir enige waarnemerpunt, of slegs wat sigbaar is van alle waarnemerpunte.

Die volgende voorbeeld toon die DSM, met drie waarnemingspunte gemerk om aan te toon wat sigbaar is vir een van hulle:

Die volgende voorbeeld gebruik dieselfde drie waarnemingspunte soos hierbo, maar 'n instelling is verander om slegs aan te toon wat vir almal sigbaar is:

Klik op die Viewshed-analise knoppie op die werkbalk om die Viewshed-analise-modus in te skakel. In Viewshed-analise-modus skakel puntlae wat in die Laagbestuurder geaktiveer is, outomaties af sodat slegs die DSM-laag sigbaar is. U kan die volgende doen met Viewshed Analysis:

    of invoer waarnemerpunte en bereken Viewshed-analise vanaf enige waarnemerpunt of alle waarnemerpunte aan en af ​​om weg te steek of by die Viewshed-analise-berekening vir waarnemerpunte waarnemerpunte in te sluit en die Viewshed-analise-waarnemerpunte te herbereken na ASCII- of vormformaat die resultaat van Viewshed-analise na raster formateer die uitgevoerde Viewshed Analysis-raster in ENVI of ArcMap

1 Antwoord 1

Eerstens: die grootste probleem met u tegniek om die twee posisies af te trek, is dat dit nie ligtydreise verreken nie. In die geval van die waarneming van die maan wat u in u kode opgestel het, is die fout slegs ongeveer 38 km, wat moontlik binne u toleransies is. Die manier om na 'n relatiewe posisie te vra wat behoorlik in die ligte tyd teruggedateer is, is deur die observ () metode te gebruik:

Tweedens: u het gelyk dat Skyfield tans geen ingeboude eersteklas ondersteuning het vir 'n verwysingsraamwerk wat saam met die aarde draai nie. Ek moet waarskynlik een byvoeg. 'N Oplossing wat u onmiddellik aan die gang moet kry, is egter om Skyfield te vertel dat u wil let:

  • Vanaf 'n aardlokasie doen die Skyfield die rotasieberekening wat u wil hê.
  • Maar vanaf 'n Aarde-plek met 'n breedtegraad en lengtegraad nul, sodat Skyfield geen verdere rotasies toepas as om in die Aarde se draaiende verwysingsraamwerk te beweeg nie.
  • En vanaf 'n plek waarvan die hoogte negatief genoeg is om dit presies in die middel van die Aarde te plaas, sodat u nie 'n verrekening toepas op die posisie van die Maan of wat ook al nie.

Die een truuk is dat ons self moet draai, want soos u opmerk, is die manier waarop Skyfield tans geskryf word, slegs bereid om die rotasie toe te pas as dit gaan om die koördinate te verminder tot polêre alt / az vir u. Probeer dus die volgende:

Laat weet my of dit lyk asof die getalle wat u kry, werk! En sodra ek die tydstelsel herskryf het en Skyfield 1.0 kan vrystel, sal ek my aandag vestig om hierdie berekening 'n bietjie gemakliker te maak.


Bereken globale (ECEF) koördinate van Observer - Astronomy

Hierdie subveld handel oor posisie-metings op die (denkbeeldige) hemelse sfeer, van regstelling vir foute as gevolg van vervorming in die optika, atmosferiese breking en aberrasie wat veroorsaak word deur die beweging van die aarde, tot die bepaling van posisies in 'n traagheidsverwysingsraamwerk, koördinasie van transformasies, en sterre parallakses. Ons sal in talle gedaantes die basiese vergelyking van sferiese trigonometrie teëkom.

Ons is beperk tot twee hoekkoördinate in hemelmetings, maar verskeie verskillende stelsels van hoekkoördinate is van toepassing vir verskillende toepassings. Vir elke waarnemer is daar 'n altazimutkoördinaatstelsel wat deur twee hoeke gedefinieer word: hoogte bo die horison (of 90 & deg - senietafstand) en azimut, gewoonlik ooswaarts gemeet vanaf die noorde. Dit is 'n natuurlike plaaslike stelsel wat in breking- en lugmasseberekeninge voorkom, en wat direk gebruik word om altazimuth-bergings aan te dryf. Terwyl die aarde draai, verander die vektor na 'n ver voorwerp gelyktydig op beide hoogte en asimut het die hoektempo 'n enkelheid op die hoogtepunt.

Die koördinaatstelsel wat die meeste gebruik word, is ekwatoriaal en word op die hemelsfeer gedefinieër deur regs hemelvaart en deklinasie. Die pole van hierdie koördinaatstelsel val saam met die oombliklike pole van die Aarde se rotasie, en daarom word gewoonlik met verloop van tyd 'n verwysingsrigting (tydvak) gespesifiseer, meestal 1950.0 of teen nou 2000.0 (en let op dat daar 'n geringe verskil is tussen Besselian B1950 en Julian J2000-tydperke, dus hierdie twee stelsels hou nie net verband met presessie nie). Verwante begrippe is sideriese tyd (regte hemelvaart wat tans die waarnemer se meridiaan oorsteek) en uurhoek (RA-verskil tussen 'n voorwerp en die sideriese tyd). Deklinasie word suiwer deur die aarde se ewenaar gedefinieer en die regte hemelvaart van pole vereis 'n willekeurige nulpunt. Dit sal plaasvind op die punt waar die ekliptika (d.w.s. die projeksie van die aarde se baan) die ewenaar sny wat noordwaarts gaan, bekend as die eerste punt van die Ram, alhoewel dit van daardie punt af weggevoer het. Die normale eenhede van deklinasie is grade, minute en sekondes boog, en vir regs hemelvaarture, minute en sekondes tyd (24 uur na die sirkel, of een uur = 15 grade op die ewenaar) vir sommige doeleindes grade of radiale geriefliker kan wees.

Vir probleme in die sonnestelsel of galaktiese dinamika, kan dit nuttig wees om ekliptiese of galaktiese koördinate te gebruik, gekoppel aan die ekliptiese of galaktiese vlak. Die galaktiese vlak maak 'n hoek van 62,9 & deg met die ekliptika, en die galaktiese lengte is nul in die rigting van die son na die galaktiese middelpunt. Dit is die IAU se tweede probeerslag met galaktiese koördinate, dus word die koördinate formeel aangedui l II, b II - maar nou eenvoudig l, b word verstaan ​​volgens die huidige stelsel.

Transformasies tussen hierdie verskillende stelsels is dikwels nodig, en dieselfde wiskunde kan die presessie hanteer. Die tradisionele benadering (sien byvoorbeeld die behandeling in Smart, Sferiese Sterrekunde) is om die sferiese driehoek te benut. As ons (soos in Smart, p. 34) 'n sfeer beskou waar die pool van 'n koördinaatstelsel op P is, 'n punt van belang by Z en 'n ander punt by X, is die hoekskeiding van Z van X cos ZX = cos PZ cos PX + sin PZ sin PX cos ZPX waar nou ZPX is die binnehoek wat tussen hierdie punte gevorm word. Toegepas op die berekening van hoogtepuntafstand Z vir 'n gegewe uurhoek h, deklinasie & delta, en breedtegraad & phi, dit neem die vorm aan cos z = sin & phi sin & delta + cos & phi cos & delta cos h waar sommige sinusse en kosinusse rolle verander omdat deklinasie vanuit die ewenaar eerder as die pole gedefinieer word. Net so is die azimut A kan bereken word deur 'n gepaste driehoek te neem om op te lewer sin & delta = sin & phi cos z + cos & phi sin z cos A waar 'n bietjie sorg gedra moet word om die trig-funksies om te keer, sodat die identiteit van die kwadrant behoue ​​bly (let op die hoofwaarde-konvensies van 'n bepaalde sakrekenaar of rekenaartaal).

Soortgelyke toepassings van sferiese driehoeke kan willekeurige koördinaat-transformasies uitvoer. 'N Skoner en makliker algemene benadering gebruik die feit dat koördinaatrotasies gelykstaande is aan matriksvermenigvuldigings van sogenaamde rigtingkosinusse, en herhaalde rotasies (sê maar oor verskillende asse) as opeenvolgende vermenigvuldigings. Beskou die transformasie van sferiese koördinate na Cartesiese: (x, y, z) = (r sin c cos e, r sin c sin e, r cos c) wat dan gelyk is aan r (sin c cos e, sin c sin e, cos c). Hier, r is 'n skynparameter, aangesien slegs die hoekveranderlikes betekenis het vir voorwerpe wat nominaal op oneindige afstand is. As dit vanaf die as draai x, y, z na koördinate van dieselfde punt ten opsigte van nuwe asse x & prime, y & prime, z & prime, die eenheidsvektor i transformeer na i & prime = i cos xx & prime + j cos yx & prime + k cos zx & prime. Vir rotasies om al drie asse kan ons 'n matriks definieer M wat is

cos xx & prime cos yx & prime cos zx & prime
cos xy & prime cos yy & prime cos zy & prime
cos xz & prime cos yz & prime cos zz & prime
(daarom word hierdie elemente die rigtingskosinusse van die transformasies genoem). 'N arbitrêre vektor X transformeer onder hierdie rotasie van koördinate volgens X & prime = M X. M het ook die eienskap dat sy omgekeerde die transponeer is, dit wil sê, die omgekeerde transformasie is net dieselfde met die verandering van teken vir die elemente. Let daarop dat hierdie hele transformasie uitgedruk kan word as die produk van opeenvolgende triviale rotasies rondom die koördinaatasse: M = R1(& alfa1) R2(& alfa2) R3(& alfa3). Elkeen R het dieselfde eienskappe as hierbo, gee elkeen 'n vreemde funksie.

Om hierdie formalisme toe te pas, beskou u die ekwatoriaal-tot-altazimut-transformasie hierbo. As die xas word weswaarts geneem, die hele rotasie is in die y, z-asse, waar hulle opwaarts gedraai word (in die rigting van die hoogtepunt) met 'n hoeveelheid gelyk aan die breedtegraad en phi. Die elemente van die eenheidsrigtingsvektor na die voorwerp is, in ekwatoriale koördinate, (cos & delta cos & alfa, cos & delta sin & alfa, sin & delta) en die transformasiematriks het elemente

1 0 0
0 cos & phi sin & phi
0 -sonde & phi cos & phi
sedert die gemengde xz en xy elemente bly nul. As ons na die nuwe vektorelemente kyk, herwin ons die hoogte (hoogtepuntafstand) en azimut soos hierbo, aangesien die nuwe vektorkomponente die komponente van gee bruin A en uiteindelik die hoogte. Dieselfde formalisme kan enige koördinaattransformasie hanteer sodra die toepaslike matrikselemente uitgewerk is (wat die pool en nulpunt van die een stelsel moet ken soos in die ander aangedui).

'N Veral belangrike toepassing vir koördinaat-transformasie is om presessie te verreken. Die nie-sferiese vorm van die aarde beteken dat die getye van die son en die maan 'n netto wringkrag uitoefen, wat lei tot 'n presisie van die Aarde se draai-as ongeveer loodreg op die gemiddelde versteuringsvlak (die ekliptika). Die periode het ongeveer 25 750 jaar en kom neer op 'n bestendige rotasie in ekliptiese koördinate (gemoduleer deur veranderinge in die Aarde se oriëntasie-elemente, soos die hoek tussen die baan en die ewenaar, bekend as die skuins van die ekliptika, plus die nut van 18,6 jaar geproduseer deur die regressie van knope van die Maan se baan). Ons sal die lunisolêre presessie ondersoek, wat die effekte as gevolg van ander planete oorheers. Die tempo en presiese rigting van presessie is bekend uit waarneming en hemelmeganika, en kan redelik lang tydperke benader word volgens tydreekse in die hoeveelhede &XI0 = (23042.53 + 139.75 & tau) & Delta T + (30.23 -0.27 & tau) & Delta T 2 + 18.00 & Delta T 3 waar waardes in boogsekondes is, & Delta T = T - T0, & tau = T0 - 1.900 en tye is in millenia. Verder, z = & xi0 + (79,27 +0,06 & tau) & Delta T 2 + 0,32 & Delta T 3 en J = (20046.85 - 85.33 & tau - 0.37 & tau 2) & Delta T - (42.67 + 0.37 & tau) & Delta T 2 -41.80 & Delta T 3 met numeriese hoeveelhede nog in boogsekondes. Hier, &XI0 is die rotasie in die ekwatoriale vlak, Z is die poolverskuiwing, en J is die neiging van die transformasie. In terme van rotasies oor eenheidsvektore is die presessie-transformasie R3(- (90 & deg - & xi0)) R1(-J) R3(90 & deg + z) wat uiteindelik 'n vorm is wat nuttig is om die berekening te doen.

Waarnemings vanaf 'n bewegende platform (alle waarnemings) ly afwyking in die aankomingsrigting van sterlig as gevolg van die eindige snelheid van die lig (aka die sambreeleffek). As ons na 'n hoek en theta kyk na die oombliklike beweging ten opsigte van een of ander konstante verwysingsraamwerk (sê die beweging van die son), is die verplasing & delta & theta = v sin & theta / c. Die amplitude van hierdie jaarlikse aberrasie is 30 km / s en keer 206264,8 boogsek / k of 20 boogsekondes in elke rigting. 'N Gegewe ster vee dan elke jaar 'n skynbare ellips van hierdie halfas uit. Daar bestaan ​​ook dag-aberrasie, wat veroorsaak word deur die Aarde se rotasie, en die amplitude is baie kleiner met 0,32 boogsekondes. Differensiële aberrasie oor die gesigsveld is eintlik 'n probleem vir HST-waarnemings. 'N Mens wil nie die verkeerde instrument kies as die primêre plek vir sekere waarnemings nie, want dit sal PSF-vervaag in een ver van die optiese as veroorsaak.

Smalveld-astrometrie

Die meeste hoëpresisie-astrometrie gebruik differensiaalmaatreëls oor 'n klein veld met behulp van 'n aantal plaaslike standaardsterre ('n uitsondering is die Seekoeie globale oplossing). Hier definieer ons 'n mate van kartering van hemel- na beeldkoördinate en bepaal ons die konstantes van die kartering deur koördinate van bekende sterre in dieselfde beeld te gebruik. Hierdie bepaling word histories as 'n plaatoplossing bekend. Die verwysingssterre moet uiteindelik weer in stelle fundamentele sterre vasgemaak word, gemeet aan die hand van instrumente met 'n deur- of hoogtepunt wat op die aarde vas is. Sulke stelle bevat die FK3 en FK4, Perth-70, en met 'n laer akkuraatheid, maar groter getalle, die SAO- en HST-GSC-katalogusse. Die USNO-katalogus is 'n beduidende verbetering ten opsigte van die GSC.

Die raakvlak-kartering is veral 'n benadering vir smalveld-astrometrie. Hiermee word (konseptueel) die projeksie van 'n deel van die hemelse sfeer na buite gerig op 'n vlak wat daaraan raak, by 'n verwysingspunt & alfa.0, & delta0. Die afstand van 'n ster wat op 'n hoekafstand en die theta vanaf die verwysingspunt aan die hemel geleë is, sal in die fokusvlak wees, f tan & theta. Normaalweg definieer 'n mens standaardkoördinate in eenhede van die brandpuntafstand f sodat & xi = [cos & delta sin (& alfa - & alfa0)] / [sin & delta0 sin & delta + cos & delta0 cos & delta cos (& alfa - & alfa0)] en & eta = [sin & delta cos & delta0 - cos & delta sin & delta0 cos (& alfa - & alfa0] / [sin & delta0 sin & delta + cos & delta0 cos & delta cos (& alfa - & alfa0)] en gebruik dit soos volg: neem 'n paar veronderstelde & alfa0, & delta0 en voorspel & xi, & eta op die plaat wat met Cartesiaans verband hou x, y deur x = f & xi, y = f & eta vir sommige bekende verwysingssterre. Gebruik die regte koördinate van die verwysingssterre om alfa op te dateer0, & delta0 en miskien f, wat ook die moontlikheid moontlik maak dat die x, y koördinate kan effens skeef van die & xi, & eta-stelsel wees of miskien nie heeltemal loodreg wees nie. Wanneer hierdie proses saamgeval het, gee die verstrooiing in standaardsterkoördinate 'n beraming van hoe goed die koördinaatstelsel bepaal word. Sodra hierdie karteringskonstantes bekend is (vir 'n bepaalde beeld), is die omgekeerde transformasies wieg en delta sin (& alfa - & alfa0) = (& xi) / (sin & delta0 + & eta cos & delta0) en bedjie en delta cos (& alfa - & alfa0) = (wieg en delta0 - & eta sin & delta0) / (sin & delta0 + & eta cos & delta0) word gebruik om die koördinate van gewenste teikens af te lei. Geskikte verwysingssterre moet beskikbaar wees, meer as 3 as konstantes bepaal moet word. Dit kan 'n multistap-oordrag vereis van 'n all-sky-katalogus na 'n plaaslike rooster van dowwe sterre, deur byvoorbeeld maatreëls van Schmidt-plate uit die wye veld te gebruik. Bykomende konstantes kan nodig wees om rekening te hou met optiese vervorming of afbreek van die benadering van die raakvlak, normaalweg in die vorm van radiale vervormingsfunksies tot vyfde orde.

Bykomende effekte kan hierdie metings insluit. Aangesien die emulsierespons nie-lineêr is vanaf plate, kan rigtingfoute sterre in verskillende groottes beïnvloed. Dit kan dus nodig wees om 'n paar grootte-afhanklike terme in die oplossing in te sluit. Daar kan ook kleurafhanklike terme wees, behalwe naby die hoogtepunt, aangesien sterre van verskillende kleure hul gemiddelde golflengte binne die pasband anders in die atmosfeer gebreek het. Waarnemings vanuit die ruimte met lineêre detektore is wonderlike dinge.

Stertoepassings van smalveld-astrometrie sluit in parallaks en behoorlike bewegingsmetings.

Radio-interferometers kan bronposisies in deklinasie meet sonder verwysing na buite, behalwe die waarnemende breedtegraad: relatiewe regstygings kan gevind word, maar 'n nulpunt moet nog gedefinieer word. Om by die optiese en radiokoördinaatstelsels te pas, is aktiewe galaktiese kerne en radio-harde sterre belangrik. Die wedstryd is steeds minder akkuraat as wat beide stelsels intern is.


Die oog van die waarnemer

Hierdie blogpos handel oor hoe die vroue wat vir die eerste groot internasionale astronomieprojek, Astrographic Catalogue genoem word, hulself gesien het en deur ander gesien is. Dit gaan oor die krag van die waarnemer.

Detail van foto van Ethel May Willcocks, wat deur die Oxford-mikrometer kyk om die sterre te meet en die grootte te bepaal by Sydney Observatory, 1941. MAAS.

Waarneming was sentraal in ons begrip van die sterre en die planete, hul mane, komete en ander voorwerpe in ons sonnestelsel. Sodra dit beteken het om deur 'n teleskoop te kyk, dra rekenaardata en beeldtegnologieë ander wêrelde en inligting oor wat die menslike oog nie kan sien nie.

Die Great Star Map-projek van die laat 19de eeu het fotografie bekendgestel as 'n metode om die sterre in kaart te bring en te katalogiseer. Dit vereis die uitvind van nuwe tegnologieë en metodes. Daar was egter steeds 'n menslike element.

Van 1916 tot 1963 was meer as 26 vroue in Sydney Observatory werksaam om die sterre te meet en hul posisie en helderheid te bepaal deur deur 'n mikroskoop te kyk na sterre wat op negatiewe fotografiese glasplate vasgelê is.

Terwyl die vroue as klerke aangestel is, word hulle ook 'rekenaars' genoem vanweë die wiskundige formules wat hulle op die sterkoördinate toegepas het. Hulle vertrou op hul sig en interpretasie om die beeld van die fotografiese negatief in data te vertaal.

Terwyl die vroue twee-twee gewerk het, het die een waargeneem en die ander opgemerk, ook hulle is waargeneem. Dit is vasgestel en hul akkuraatheid is getoets vanaf die oomblik dat een van die plate deur die rande van die mou verwyder is en op die mikrometer-masjien geplaas is tot die finale berekeninge. Die waarnemer, soos Willcocks in die foto hierbo, het die glasplaat geposisioneer. Dan draai sy klein skroewe om die mikroskoop op, af of dwars te skuif en fokus die okulêr op 'n enkele stervlek. Binne-in die mikroskoop was 'n glaskoord met 'n gegradeerde X-Y-skaal, soos in die onderstaande afbeelding getoon. Die ster wat gemeet word, moes in die middel wees, en ten minste nie meer as 5 mm aan weerskante nie, en die waarnemer het die koördinate vir die posisie van die ster aan haar maat voorgelees.

Die mikrometer het 'n skaal in die okularis, wat in lyn moes wees met die ster om met baie fyn skroewe gemeet te word. Die sterre wat gemeet moes word, moes in die middel van die veld wees, en nie meer as 5 mm aan weerskante nie. Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society, Mei 1904 Vol. 64, p.626.

Dan sou sy die grootte van die ster vergelyk met 'n skyfie standaardster-helderheidspunte, wat sy met 'n pincet voor die okularis geslaag het. Dieselfde plaat sou 180 grade gedraai word en weer deur 'n ander 'rekenaar' gemeet word om akkuraatheid te verseker. Daar is verwag dat meer as 170 sterre per uur met behulp van hierdie metode gemeet kon word. In die middag bereken hulle gewoonlik die vergelykende sterre-gegewens met behulp van die formule wat logboeke en skuifliniale benodig, omdat oggende die beste was om te meet.

Elke plaat kan honderde, soms meer as duisend sterre bevat:

‘Nie een van die kragtige werk is deur iemand behalwe die mans gedoen nie. Dus, ons het net wat ons gemeet het aan hulle gegee en hulle het al die harde werk gedoen. Ons sou nie geweet het of dit ongewoon was nie. Dit was net soos klein swart kolle. Sommige was groter as ander. Maar daar was so baie van hulle dat as ons iets regtig ongewoon was, ons dit sou opgemerk het '(Winsome Bellamy, 'n onderhoud met 2011).

Die hoof 'rekenaar' het ander werk nagegaan, nuwelinge opgelei en afwykings gerapporteer. Maar hul werk was meestal beperk tot baie spesifieke take. Hulle het nie gepubliseer nie, en hul bevindings is beskikbaar gestel vir ander om te ontleed. Hulle is gesien as dataprodusente, en hulle werk was om so masjienagtig as moontlik te wees, met min of ideaal geen variasie nie. Winsome Bellamy, hieronder afgebeeld, het die werksroetine gevind:

'Ons het die masjien beurte gemaak om te gebruik, want u oë het baie moeg geword deur die mikrometer te kyk. Die ander persoon sou sit en die syfers neerskryf. Ons het ongeveer 'n halfuur gedoen, of miskien langer op die masjien. En dan sou ons plekke ruil en die ander een sou draai. Ons vier het langs mekaar gewerk met die twee verskillende masjiene. Maar ons het die hele tyd gesels terwyl ons dit gedoen het en skinder en grappies omgeruil. En ons het 'n goeie tyd gehad behalwe werk '(Bellamy 2011).

Winsome Bellamy - ster-meter en rekenaar
Byskrif: Winsome Bellamy gebruik die meer gevorderde Hilger Micrometer om die sterre by die Sydney Observatory c te meet. 1954. MAAS.

NIRIN Die Biënnale van Sydney 2020-kunstenaar, Lily Hibberd, was besig om 'n installasie te skep wat die noukeurige werk van die vroulike 'rekenaars' by Sydney Observatory vasgelê het voor die Covid-19-impak. Lily is toevallig in Parys gevestig, dit is waar die Astrografiese katalogus in 1887 ontstaan ​​het. In een van ons Zoom-aanlynvergaderings het Lily opgemerk: 'Hulle het opgemerk, maar hulle mag nie sien nie, hulle was beperk deur die manier waarop hulle self was gesien, en hoe ander hulle beskou en hul geleenthede om herken te word, beperk. '

Vir Lily en ek is dit belangrik om die dualiteit van die rekenaars se vermoë om foto's van die sterre te ondersoek, te verstaan, want dit weerspieël die perke van persepsie wat destyds aan vroue en hul arbeid geplaas is. Waar 'n sterrekundige die reg behou het om die sterre te herken, is 'n rekenaar slegs toegelaat om dit as 'swart kolletjies' te beskou (Winsome Bellamy het in 2011 'n onderhoud gevoer).

Hierdie kwessies is belangrik omdat dit wysheid bevat vir hedendaagse vroue: 'n les oor hoe om bewus te wees van hoe ander jou sien, en beperkings kan opstel. Dit is wysheid wat gedeel word deur professor Lisa Harvey Smith, een van Australië se voorste astrofisici, en Australië se Women in STEM-ambassadeur, wat in 'n onlangse toespraak opgemerk het aan vroue wat in tegnologie werk:

'Moenie net dink jy is 'n tandwiel in 'n groot stelsel nie. Jy is beter as dit '.

By die Sydney Observatory is die vroue-waarnemings van 740.000 sterre saamgestel met dié wat deur vroulike rekenaars in ander sterrewagte gemaak is, wat deel geword het van 'n groter datastel van al die sterre tot die 11de grootte wat van ons planeet af gefotografeer is. Die vroue wat die sterre gemeet het, het bygedra tot ons kennis van die sterre, en die Astrografiese Katalogus word steeds gebruik as een van die vele datastelle om satelliete en ruimteteleskope te posisioneer. Hul verhaal word in Sydney Observatory se East Dome vertoon.


Bereken globale (ECEF) koördinate van Observer - Astronomy

Astronomiese funksies is beskikbaar vanaf die & quotAstronomy & quot-menu. (Sien Met behulp van Starlogin

'N Sterkaart wat vanaf 'n gegewe plek op 'n gegewe datum waargeneem word, kan bereken word uit die submenu & quotStar chart & quot van die menu & quotAstronomy & quot.

In die ooreenstemmende venster kan u die rigting kies waarna die waarnemer na die lug kyk:

Klik op & quotHorizon & quot om die lug bo die horison te sien.

Klik op & quotZenith & quot om die lug na Zenith te sien.

  • Vertoon die koördinate van die planete deur die & quot aan te duiKoördinate& quot merkblokkie.
  • Vertoon die konstellasies deur die & quot te merkKonstellasies& quot merkblokkie.
  • Vertoon die uur van opkoms en stel planete deur op die & quot te klikStaan op en stel& quot knoppie.
  • Bereken die afstande en die skynbare hoeke tussen die planete deur op die & quot te klikAfstande & quot knoppie.
  • Vertoon min of meer sterre deur die & quot aan te tekenSterre& quot regmerkie en skuif dan die skuifbalk aan die regterkant.
  • Vertoon die lug onder u voete (en versteek deur die aarde) deur die aantekening van & quotAnderkant& quot.
  • Vertoon die asteroïdes al dan nie deur die & quot aan te tekenAsteroïdes& quot merkblokkie.
  • Animasie van die grafiek met 'n gegewe stap (een uur, een dag.) deur op & quot te klikAnimasie& quot en dan een van die driehoeksknoppies.

Die posisie van 'n asteroïde word bereken vanaf & quotAsteroids & quot submenu van & quotAstronomy & quot menu.

Kies in die asteroïdes-venster die gewenste asteroïednaam, voer die datum, die uur, die waarnemingsnaam en die koördinate in, en klik dan op & quotBereken & quot om die asteroïde-posisie te verkry, in die huidige koördinaatstelsel (sien. Koördineer die keuse van die stelsel)

Dit is moontlik om 'n asteroïde in die lys te voeg, een daaruit te verwyder of selfs om die verwante data na 'n asteroïde te verander. Om dit te doen, gaan voort soos met gebeure (sien Databasis en lêers)

Die posisie van 'n periodieke komeet word bereken vanaf & quotComets & quot submenu van & quotAstronomy & quot menu.

Kies in die komete-venster die gewenste komeetnaam, voer die eerste waarnemingsdatum en -uur in, die finale datum en uur, die waarnemingsplaasnaam en -koördinate, klik dan op & quot Bereken & quot om die opeenvolgende komeetposisies vir die waarnemingsduur te verkry, in die huidige koördinaatstelsel (sien. Koördineer die keuse van die stelsel)

Dit is moontlik om 'n komeet in die lys te voeg, een daaruit te verwyder of om die gegewens aan 'n komeet te wysig. Om dit te doen, gaan voort soos met gebeure (sien Databasis en lêers)

Sterreposisie vir die datum van die huidige astrologiese gebeurtenis word bereken vanaf & quotStars & quot submenu van & quotAstronomie & quot menu.

Die berekening word gedoen vir die huidige koördinaatstelsel (sien. Koördineer die keuse van die stelsel), en vir die huidige plek. Al die sterre waarvan die visuele of fotovisuele grootte (die verskil tussen die twee soorte grootte weglaatbaar is) kleiner is as die huidige limietgrootte (sien. Elke keuse van gebruikersopsies) word in ag geneem vir die vertoon resultate.

'N Oorsteekdatum vir 'n planeet perihelion en aphelion word bereken vanaf & quotPerihelion and aphelion & quot submenu van & quotAstronomy & quot menu.

Voer in die ooreenstemmende venster die vermeende jaar na die gesoekte datums in en kies die gewenste planeet vir berekening voordat u dit bekragtig.

'N Stygende planeetknoop en dalende een datums word bereken vanaf & quotCrossing nodes & quot submenu van & quotAstronomy & quot menu.

Voer in die ooreenstemmende venster die vermeende jaar na die gesoekte datums in en kies die gewenste planeet vir berekening voordat u dit bekragtig.

Die fase en die ouderdom van die Maan op 'n gegewe datum word bereken vanaf & quot Maanfases en ouderdomme & quot submenu van & quotAstronomie & quot menu.

Voer in die ooreenstemmende venster die datum en die uur in waarop u die fase en die maanouderdom wil ken, voordat u dit bekragtig.

Die sonsverduistering en maansverduistering gedurende 'n oorwoë jaar word bereken vanaf & quotEclipses & quot submenu van & quotAstronomy & quot menu.

Voer in die ooreenstemmende venster die jaar in waarvoor u die son- en maansverduisteringsdatums wil ken, voordat u dit bekragtig.

Validering laat toe om die eerste verduisteringsdatum in die betrokke jaar te kry. Klik op die knoppie & quotNext & quot om die volgende jaar te behaal. Ensovoorts totdat die & quotVolgende & quot -knoppie & quotEND & quot word.

Die datums van elke sonstilstand en equinox (of seisoene met ander woorde) gedurende 'n betrokke jaar word bereken vanaf & quotSolstices and equinoxes & quot submenu van & quotAstronomy & quot menu.

Voer in die ooreenstemmende venster die jaar in waarvoor u die seisoene wil ken voordat u dit bekragtig.


'N Betroubare sakrekenaar vir astronomie en wetenskaplike eksperimente

'N Tydsverwydingsrekenaar is 'n instrument wat gebruik word vir navigasie. Die naam self dui aan dat dit 'n sakrekenaar is, maar in 'n ander sin van die woord. Dit is meer 'n navigasie-instrument. Ons kan so 'n toestel gebruik om die spoed te bepaal waarteen iets gaan en die tyd wat daarvoor geneem word. Die tydsverwydingsrekenaar is spesiaal ontwerp vir vlieëniers om die tyd wat hulle vliegtuig neem om van een punt na 'n ander te vlieg, te meet. Hulle bereken die tempo waarteen hul tuig deur die lugvakuum beweeg, en dit is hoe hulle die verwagte tyd bepaal wat dit sal duur voordat hul vliegtuig die bestemming bereik.

In die geval van vlieëniers word die relatiewe tyd tussen die beginpunt en bestemming, wanneer die berekende tyd neem om hul doelwit te bereik. Dit word uitgedruk as die tyddilatasie. Die waarnemer moet reg wees om dit akkuraat te kan bereken. Die waarnemer sit 'n ent weg van die vliegtuig, en sy of haar posisie verdraai die beweging van die vliegtuig. Die effek van hierdie vervorming is die tyddilatasie-effek. Dit beteken dat die gemeten tyd wat die waarnemer benodig, eintlik 'n bietjie langer is as wat dit moes wees.

Ons kan 'n tydverwydingsrekenaar gebruik om die tydverwyding te bereken. Daar is eintlik verskillende soorte sakrekenaars. Sommige is gebaseer op wiskundige beginsels, terwyl ander slegs op kennis van relatiwiteit staatmaak. Laasgenoemde is meer akkuraat, en ons kan steeds nie elke keer perfekte waardes kry nie. Maar daar is steeds maniere om op relatiewe tye en afstande te kom.

Laat ons aanneem dat ons 'n vinnig bewegende waarnemer het wat die tyd meet. Dan is die waarde van sy meting altyd kleiner as wat hy verwag het. Hierdie meting is nie baie nuttig nie, want die vliegtuig hou vinniger aan. Om ons berekening makliker te maak, kan ons 'n tydsverwyderingsrekenaar gebruik wat tydsvertragings vir ons bereken.

Hoe werk die tydsverwydingsrekenaar? Dit neem in ag die waarnemingshorlosies wat hy gebruik om tyd te meet. Dit sluit analoog- en digitale horlosies in. Dan word die formule vir tydverwyding gebruik om die verskil tussen die werklike en voorspelde tye te bereken en te vergelyk.

Afgesien van die gebruik van analooghorlosies, hou die sakrekenaar ook rekening met die effekte van relatiwiteit. Om tyddilatasie te bereken, moet 'n mens bewus wees van die verband tussen die ligspoed en die snelheid van die ruimtereis. Hierdie verband vertel ons dat die ruimte binne 'n medium vinniger is as die snelheid van die lig. Die verskil tussen die twee snelhede word dan die parameter wat ons gebruik om tyd te bereken.

Met behulp van 'n relatiewe tydsrekenaar is dit maklik om tydverwyding tussen twee verskillende waarnemers te bereken. Dit is 'n belangrike konsep wat in die sterrekunde gebruik word om die verloop van tyd te meet. Ons kan hierdie berekening ook gebruik om die snelheid van deeltjies vanaf 'n verre punt te bepaal. Dit kan gebruik word in baie wetenskaplike navorsing rakende die bestudering van ruimte en tyd. As ons byvoorbeeld die verband tussen ons massa en die massa van ander voorwerpe wil bestudeer, moet ons 'n relatiewe tydsrekenaar gebruik.

Die sakrekenaar maak gebruik van die begrip relatiwiteit en kan die effekte van ruimte en tyd op 'n afstandwaarnemer bereken. Die berekeninge is redelik ingewikkeld, maar dit neem nie veel tyd om te begryp nie. Met behulp van 'n relatiewe tydsrekenaar kan ons ruimte en tyd in meer diepte bestudeer.


Hemelkoordinate

Op aarde is een manier om 'n plek te beskryf met 'n koördinaatstelsel wat op die aarde se oppervlak vas is.

The system is oriented by the spin axis of the Earth, and has special points at the North and South Poles. We use lines of breedtegraad en longitude to demarcate the surface. It's obvious that latitude is measured away from the equator. But where is the starting point for longitude? There is no "obvious" choice. After a lot of dickering, European nations finally decided to use the location of the Greenwich Observatory in England as the starting point for longitude.

There are several ways to specify a location -- for example, that of the RIT Observatory. One can use degrees:

Or degrees, minutes and seconds:

Or, in the case of longitude, one can measure in time zones. The sun will set at the RIT Observatory about 5 hours and 11 minutes later than it does at Greenwich, so one could say

The celestial coordinates

On can make a similar coordinate system which is "fixed to the sky":

Once again, we use the Earth's rotation axis to orient the coordinates. There are two special places, the North and South Celestial Poles. As the Earth rotates (to the East), the celestial sphere appears to rotate (to the West). Stars appear to move in circles: small ones near the celestial poles, and large ones close to the celestial equator:


Image copyright David Malin.

  • Declination, like a celestial latitude
  • Right Ascension, like a celestial longitude

Once again, there are several ways to express a location. The star Sirius, for example, can be described as at

  • the Right Ascension is 6 hours, 45 minutes, 09 seconds
  • the Declination is -16 degrees, 42 arcminutes, 58 arcseconds
  • one degree is divided into 60 arcminutes
    • one arcminutes is divided into 60 arcseconds. Therefore, there are 3600 arcseconds in one degree
    • one minutes of time is divided into 60 seconds of time. Therefore, there are 3600 seconds of time in one hour of time

    Altitude and Azimuth

    • Altitude is the angular distance of an object above the local horizon. It ranges from 0 degrees at the horizon to 90 degrees at the zenith, the spot directly overhead.
    • Azimuth is the angular distance of an object from the local North, measured along the horizon. An object which is due North has azimuth = 0 degrees due East is azimuth = 90 degrees due South is azimuth = 180 degrees due West is azimuth = 270 degrees.

    These two angles specify uniquely the direction of any object in the sky. Some telescopes have alt-az mounts which swivel in these two perpendicular axes camera tripods and tank turrets are other examples of alt-az devices.

    The altitude of an object is especially important from an practical point of view: any object which has an altitude less than zero is below the horizon, and hence inaccessible. Moreover, the altitude of an object is related to its airmass, a measure of how much air the light from that object must traverse to reach the observer. The larger the airmass, the more light is scattered or absorbed by the atmosphere, and hence the fainter an object will appear. We'll deal with airmass at greater length a bit later.

    However, note that two observers at different locations on Earth will not agree on the (alt, az) position of an object. Moreover, as the Earth rotates, an object in the sky appears to move from East to West, so its (alt, az) position changes from moment to moment.

    • the location of the observer on Earth
    • the time of the observation
    • Textbook on Spherical Astronomy by W. M. Smart
    • Computational Spherical Astronomy by L. G. Taff
    • Spherical Astronomy by R. M. Green
    • Practical Astronomy with your Calculator by P. J. Duffet-Smith
    • Astronomical Formulae for Calculators by J. Meeus

    In these modern times, it's usually easiest to use one of the many fine planetarium programs on a computer to do this work.

    Oefeninge

    1. Polaris, the North Star, is close to Declination = +90 degrees. If you were standing on the Earth's North Pole, where would you see it in the sky?
    2. If you were standing on the Equator, where would you see Polaris in the Sky?
    3. The latitude of Rochester is +43 degrees North. How far above the horizon is Polaris as seen in Rochester?
    4. What is the Declination of the most southern stars we can see in Rochester?
    5. How many degrees are there all the way around the celestial equator?
    6. How many arcseconds are there all the way around the celestial equator?

    Copyright © Michael Richmond. This work is licensed under a Creative Commons License.


    Position on the Earths surface

    To illustrate these concepts we consider the Earth. A point on the surface of the Earth is defined by two coordinates, longitude and latitude, based on the equator and a particular meridian (half of a great circle) passing through the North and South Poles and Greenwich, England. The equator is the great circle whose poles are the North and South Poles. The longitude, X, of the point is measured east or west along the equator. Its value is the angular distance between the meridian passing through the point and the Greenwich meridian. The longitude may be expressed in angular measure or in time units related to each other by table 7.1.

    Tabel 7.1. Conversion of angular measure to time.

    Figure 7.2. The definition of longitude and latitude.

    For example, the longitude of Washington, DC, is 5h08m15s78 west of Greenwich (77° 03' 56"7 W of Greenwich). Longitude is measured up to 12h (180°) east or west of Greenwich.

    The latitude, $, of a point is the angular distance north or south of the equator, this angle being measured along the local meridian. Washington, DC, has a latitude 38° 55' 14"0 N (see figure 7.2). An alternative quantity is co-latitude, given by co-latitude = 90° - latitude.

    Because the Earth is not a true sphere, the situation is more complicated than the simple one outlined above, though the latter is accurate enough for most purposes.

    When a plumb-line is suspended by an observer at a point on the Earth's surface, its direction makes an angle with the plane of the Earth's equator. This angle is called the astronomical latitude, $. The point where the plumb-line's direction meets the equatorial plane is not, in general, the centre of the Earth. The angle between the line joining the observer to the Earth's centre and the equatorial plane is the geocentric latitude,

    Гарчиг

    Геоид ба үлгэр эллипсоид Edit

    The geoid is essentially the figure of the Earth abstracted from its topographic features. It is an idealized equilibrium surface of sea water, the mean sea level surface in the absence of currents, air pressure variations etc. and continued under the continental masses. The geoid, unlike the ellipsoid, is irregular and too complicated to serve as the computational surface on which to solve geometrical problems like point positioning. The geometrical separation between it and the reference ellipsoid is called the geoidal undulation. It varies globally between ±110 m.

    A reference ellipsoid, customarily chosen to be the same size (volume) as the geoid, is described by its semi-major axis (equatorial radius) a and flattening f. Die hoeveelheid f = (ab)/a, waar b is the semi-minor axis (polar radius), is a purely geometrical one. The mechanical ellipticity of the earth (dynamical flattening, symbol J2) is determined to high precision by observation of satellite orbit perturbations. Its relationship with the geometric flattening is indirect. The relationship depends on the internal density distribution, or, in simplest terms, the degree of central concentration of mass.

    The 1980 Geodetic Reference System (GRS80) posited a 6,378,137 m semi-major axis and a 1:298.257 flattening. This system was adopted at the XVII General Assembly of the International Union of Geodesy and Geophysics (IUGG). It is essentially the basis for geodetic positioning by the Global Positioning System and is thus also in extremely widespread use outside the geodetic community.

    The numerous other systems which have been used by diverse countries for their maps and charts are gradually dropping out of use as more and more countries move to global, geocentric reference systems using the GRS80 reference ellipsoid.

    Гурван хэмжээст координатын системүүд Edit

    Before the satellite geodesy era, the coordinate systems associated with geodetic datums attempted to be geocentric, but their origins differed from the geocentre by hundreds of metres, due to regional deviations in the direction of the plumbline (vertical). These regional geodetic datums, such as ED50 (European Datum 1950) or NAD83 (North American Datum 1983) have ellipsoids associated with them that are regional 'best fits' to the geoids within their areas of validity, minimising the deflections of the vertical over these areas.

    It is only because GPS satellites orbit about the geocentre, that this point becomes naturally the origin of a coordinate system defined by satellite geodetic means, as the satellite positions in space are themselves computed in such a system.

    Geocentric coordinate systems used in geodesy can be divided naturally into two classes:

      reference systems, where the coordinate axes retain their orientation relative to the fixed stars, or equivalently, to the rotation axes of ideal gyroscopes the X axis points to the vernal equinox
  • Co-rotating, also ECEF ("Earth Centred, Earth Fixed"), where the axes are attached to the solid body of the Earth. The X axis lies within the Greenwich observatory's meridian plane.
  • The coordinate transformation between these two systems is described to good approximation by (apparent) sidereal time, which takes into account variations in the Earth's axial rotation (length-of-day variations). A more accurate description also takes polar motion into account, a phenomenon currently closely monitored by geodesists.

    Хоёр хэмжээст координатын системүүд Edit

    In surveying and mapping, important fields of application of geodesy, two general types of coordinate systems are used in the plane:

    Rectangular coordinates in the plane can be used intuitively with respect to one's current location, in which case the x axis will point to the local North. More formally, such coordinates can be obtained from three-dimensional coordinates using the artifice of a map projection. dit is nie possible to map the curved surface of the Earth onto a flat map surface without deformation. The compromise most often chosen — called a conformal projection — preserves angles and length ratios, so that small circles are mapped as small circles and small squares as squares.

    It is easy enough to "translate" between polar and rectangular coordinates in the plane: let, as above, direction and distance be α and s respectively, then we have

    The reverse translation is slightly more tricky.

    Геодезийн өгөгдөл Edit

    Because geodetic point coordinates (and heights) are always obtained in a system that has been constructed itself using real observations, we have to introduce the concept of a geodetic datum: a physical realization of a coordinate system used for describing point locations. The realization is the result of choosing conventional coordinate values for one or more datum points.

    In the case of height datums, it suffices to choose een datum point: the reference bench mark, typically a tide gauge at the shore. Thus we have vertical datums like the NAP (Normaal Amsterdams Peil), the North American Vertical Datum 1988 (NAVD88), the Kronstadt datum, the Trieste datum, etc.

    In case of plane or spatial coordinates, we typically need several datum points. A regional, ellipsoidal datum like ED50 can be fixed by prescribing the undulation of the geoid and the deflection of the vertical in een datum point, in this case the Helmert Tower in Potsdam. However, an overdetermined ensemble of datum points can also be used.

    Changing the coordinates of a point set referring to one datum, to make them refer to another datum, is called a datum transformation. In the case of vertical datums, this consists of simply adding a constant shift to all height values. In the case of plane or spatial coordinates, datum transformation takes the form of a similarity or Helmert transformation, consisting of a rotation and scaling operation in addition to a simple translation. In the plane, a Helmert transformation has four parameters, in space, seven.


    In surveying and geodesy, a datum is a reference point or surface against which position measurements are made, and an associated model of the shape of the earth for computing positions. Horizontal datums are used for describing a point on the earth's surface, in latitude and longitude or another coordinate system. Vertical datums are used to measure elevations or underwater depths.

    Хэвтээ өгөгдөл Edit

    The horizontal datum is the model used to measure positions on the earth. A specific point on the earth can have substantially different coordinates, depending on the datum used to make the measurement. There are hundreds of locally-developed horizontal datums around the world, usually referenced to some convenient local reference point. Contemporary datums, based on increasingly accurate measurements of the shape of the earth, are intended to cover larger areas. The WGS84 datum, which is almost identical to the NAD83 datum used in North America, is a common standard datum.

    Босоо өгөгдөл Edit

    A vertical datum is used for measuring the elevations of points on the earth's surface. Vertical data are either tidal, based on sea levels, gravimetric, based on a geoid, or geodetic, based on the same ellipsoid models of the earth used for computing horizontal datums.

    In common usage, elevations are often cited in height above sea level this is a widely used tidal datum. Because ocean tides cause water levels to change constantly, the sea level is generally taken to be some average of the tide heights. Mean lower low water — the average of the lowest points the tide reached on each day during a measuring period of several years — is the datum used for measuring water depths on some nautical charts, for example this is called the chart datum. Whilst the use of sea-level as a datum is useful for geologically recent topographic features, sea level has not stayed constant throughout geological time, so is less useful when measuring very long-term processes.

    A geodetic vertical datum takes some specific zero point, and computes elevations based on the geodetic model being used, without further reference to sea levels. Usually, the starting reference point is a tide gauge, so at that point the geodetic and tidal datums might match, but due to sea level variations, the two scales may not match elsewhere. One example of a geoid datum is NAVD88, used in North America, which is referenced to a point in Quebec, Canada.

    Нэр томъёоны талаар Edit

    In the abstract, a coordinate system as used in mathematics and geodesy is, e.g., in ISO terminology, referred to as a coordinate system. International geodetic organizations like the IERS (International Earth Rotation and Reference Systems Service) speak of a reference system.

    When these coordinates are realized by choosing datum points and fixing a geodetic datum, ISO uses the terminology coordinate reference system, while IERS speaks of a reference frame. A datum transformation again is referred to by ISO as a coordinate transformation. (ISO 19111: Spatial referencing by coordinates).

    Зарим чухал ойлголтууд Edit

    Here we define some basic observational concepts, like angles and coordinates, defined in geodesy (and astronomy as well), mostly from the viewpoint of the local observer.

    • Die plumbline of vertical is the direction of local gravity, or the line that results by following it. It is slightly curved.
    • Die zenith is the point on the celestial sphere where the direction of the gravity vector in a point, extended upwards, intersects it. More correct is to call it a <direction> rather than a point.
    • Die nadir is the opposite point (or rather, direction), where the direction of gravity extended downward intersects the (invisible) celestial sphere.
    • The celestial horizon is a plane perpendicular to a point's gravity vector.
    • Azimuth is the direction angle within the plane of the horizon, typically counted clockwise from the North (in geodesy and astronomy) or South (in France).
    • Elevation is the angular height of an object above the horizon, Alternatively zenith distance, being equal to 90 degrees minus elevation.
    • Local topocentric coordinates are azimuth (direction angle within the plane of the horizon) and elevation angle (or zenith angle) and distance.
    • The North celestial pole is the extension of the Earth's (precessing and nutating) instantaneous spin axis extended Northward to intersect the celestial sphere. (Similarly for the South celestial pole.)
    • Die celestial equator is the intersection of the (instantaneous) Earth equatorial plane with the celestial sphere.
    • A meridian plane is any plane perpendicular to the celestial equator and containing the celestial poles.
    • Die local meridian is the plane containing the direction to the zenith and the direction to the celestial pole.

    Эллипсоид дээрх хэмжих нэгжүүд Edit

    Geographical latitude and longitude are stated in the units degree, minute of arc, and second of arc. They are angles, not metric measures, and describe the rigting of the local normal to the reference ellipsoid of revolution. Dit is approximately the same as the direction of the plumbline, i.e., local gravity, which is also the normal to the geoid surface. For this reason, astronomical position determination, measuring the direction of the plumbline by astronomical means, works fairly well provided an ellipsoidal model of the figure of the Earth is used.

    A geographic mile, defined as one minute of arc on the equator, equals 1,855.32571922 m. A nautical mile is one minute of astronomical latitude. The radius of curvature of the ellipsoid varies with latitude, being the longest at the pole and shortest at the equator as is the nautical mile.

    A metre was originally defined as the 40 millionth part of the length of a meridian. This means that a kilometre is equal to (1/40,000) * 360 * 60 meridional minutes of arc, which equals 0.54 nautical miles. Similarly a nautical mile is on average 1/0.54 = 1.85185. km.

    Хувьсал Edit

    In geodesy, temporal change can be studied by a variety of techniques. Points on the Earth's surface change their location due to a variety of mechanisms:

    • Continental plate motion, plate tectonics
    • Episodic motion of tectonic origin, esp. close to fault lines
    • Periodic effects due to Earth tides land uplift due to isostatic adjustment
    • Various anthropogenic movements due to, e.g., petroleum or water extraction or reservoir construction.

    The science of studying deformations and motions in the Earth's crust and the solid Earth as a whole is called geodynamics. Often, also study of the Earth's irregular rotation is included in its definition.

    Techniques for studying geodynamic phenomena on the global scale include:


    Kyk die video: - From Keplerian parameters to Earth centered Earth fied ECEF frame (November 2022).