Sterrekunde

Hemelkoordinate

Hemelkoordinate


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.

Wat is die standaard koördineringstelsel wat gebruik word om die ligging by 'n hemelse voorwerp ongeveer oos en teen 'n hoek van 10 grade bo die horison te beskryf?


Die koördinaatstelsel vir 'n voorwerp in die lug gemeet relatief tot die horison staan ​​bekend as hoogte-azimut. Die hoogte is die hoek bo die horison (in u geval 10 grade), en die azimut is die hoek rondom die horison, gewoonlik gemeet vanaf Noord. (In u voorbeeld sal die ooste van die ooste 90 grade wees.)

Sien Horisontale Koördinaatstelsel op Wikipedia


Daar is nie een nie, want daar kan nie een wees nie: watter hemelse voorwerp jy na die ooste sien, 10 grade bo die horison, hang af van:

  1. U posisie op aarde

  2. Die tyd van die dag

  3. Die tyd van die jaar

As gevolg van die aarde se rotasie en beweging rondom die son, verander die posisies van hemelse voorwerpe.

Onder mekaar hou sterre (vir ons doel hier) hul relatiewe posisie, en astronomiese koördinaatstelsels gebruik die feit. Die hemelsfeer waarop ons die sterre projekteer, draai ongeveer om die Noordster.

Hoekafstand vanaf die Noordster (of meer korrek, vanaf die hemelse ewenaar) word deklinasie genoem.

Soos u weet uit die Aarde se koördinaatstelsel, is die Null Meridiaan willekeurig. Op die aarde is dit in Londen, in die lug, in die konstellasievis. Dit word die regte hemelvaart genoem.

Meer inligting: wikipedia.

Let ook daarop dat, afhangende van die toepassing, ander koördinaatstelsels in die sterrekunde gebruik kan word (soos galakties of heliosentries).


Saturnus

Wat 'n gesig is dit in die teleskoop! In baie opsigte is daar niks wat die real-time voorkoms van hierdie planeet kan meeding nie, want dit lyk asof dit in die ruimte hang soos 'n helder vlieënde piering (Figuur 6.9). Dit reageer baie gunstig op CCD-videobeelde, maar u sal waarskynlik agterkom dat u binnekort die bykomende subtiliteite wat u in die okularis wil sien, wil vasvang. In vergelyking met video, is dit 'n ander saak om te teken, want Saturnus is een van die grootste uitdagings vir ons tekenvaardighede wat ons waarskynlik sal ondervind. Daarbenewens is bevredigende leë skywe van Saturnus baie moeilik om te produseer, met die steeds moeilike kantel en die aspek van die ringe. Die Crepe Ring en sy skaduwees op die skyf maak dit net verder. U kan 'n huidige videobeeld gebruik, uitgevee en vergroot tot toepaslike grootte as 'n sjabloon. Ek het gevind dat 'n bevredigende oplossing was om die planeet en ringe vryhand te trek, met akkurate afmetings wat aan die begin vasgestel is. Dit kan maklik bereik word deur

Figuur 6.8. Jupiter 2001: 6 Januarie 2001, 6-1 13:30, 229x (blou filter) / 343x (geen filter), sien skaal II.

Figuur 6.9. Videobeeld van Saturnus, November 2001. Die ringe is byna heeltemal oop, met skadunetjies op die ringe. Let op die prominente gordel en twee ander, die donker poolgebied, die absorbsiesone wat deur die Crêpe-ring gemaak word, en die byna perfekte belyning van die planeet in verhouding tot die son en die aarde, aangesien daar net 'n effense skaduwee van die skyf op die lui hulself.

om klein kolletjies op die papier op die buitenste en binneste plekke te merk (kyk na hierdie afmetings vanaf enige foto of videobeeld) en skets dan die liggaam en ringe van die planeet self om ooreen te stem met die planeet se voorkoms destyds. Aangesien ek Saturn nie meer as een of twee keer per jaar teken nie (om ooglopende redes vir almal wat dit probeer), kan ek dit bekostig om elke tekening meer tydintensief te laat wees as wat normaalweg die geval met ander vakke sou wees.

In plaas van 'n heeltemal swart agtergrond wat tot op die hoeke van die bladsy strek, gebruik ek 'n swart potlood op wit papier om die swart ruimte rondom die planeet voor te stel. Dit bestaan ​​uit donker skaduwee wat die planeet en ringe uiteensit, en na buite gaan, maar die intensiteit geleidelik verminder totdat dit in die wit van die papier meng. Dit word ook geteken met lineêre bewegings parallel met die planeetvlak vir 'n duideliker effek wat nie met die oriëntasie van die ringe meeding nie. As u dit gedoen het, behoort die kleuring en relatiewe helderheid van die ringe nie 'n groot probleem te wees nie, en die skyf self moet 'n & quotbreeze & quot wees na die uitdagings van Jupiter.

Die pure skoonheid van hierdie planeet is betowerend, op net maniere wat net lewendige besigtiging kan bied. Die algehele kleur is iets van diep geel-goud, en selfs klein teleskope sal 'n waardige vertoning lewer. Die variasies van skakerings op Saturnus is minder voor die hand liggend as by Jupiter, en die veranderinge van maand tot maand is baie stadiger en is dalk nie langer waarneembaar nie. Die aantal wolkgordels wat sigbaar is, sal ook minder wees as op Jupiter, en die kontras tussen gordels en sones subtieler. Hierdie wolkgordels vertoon normaalweg nie sulke onstuimige variasies en detail soos Jupiter s'n nie, maar u moet 'n tipiese rooiheid van die ekwatoriale gordel kan opspoor teenoor verskillende gryse van die poolgebiede, en soms kan hele streke ligter wees as die omgewing. Vlekke is ongewoon, en beslis moeiliker om te sien, alhoewel daar oor die jare heen opmerklik was. Die bekendste hiervan was miskien die Great White Spot wat in die dertigerjare deur die Britse komediant Will Hayes ontdek is en lankal vervaag het in die geskiedenis.

Kyk na variasies in die hele ringstelsel self; u kan lig en skaduwee sien. Die Cassini-afdeling is 'n maklike kenmerk, nie die berugte Encke-afdeling nie, wat dikwels verwar word met 'n donker sone in die buitenste A-ring, nader aan die planeet as die Encke-funksie. Dit het ruimtetuie nodig om onteenseglik sy bestaan ​​te bevestig omdat dit te fyn was om homself op foto's voor die tyd van die verkenning van die ruimte te wys. Reeds terug in die negentiende eeu het sekere opgemerkte waarnemers ook gerapporteer dat hulle strukture aan die ringe gesien het, wat blyk dat dit dui op die feit dat hulle spore van die beroemde & quotspokes & quot gesien het in die sienings wat deur baie onlangse ruimtetuie verkry is. Destyds kon dit nie deur ander sterrekundiges bevestig word nie, maar dit wil voorkom asof daar iets aan hierdie ou waarnemings is. Vandag, met 'n vaste bevestiging van hul bestaan, het sommige amateurwaarnemers ook beweer dat hulle voorstelle van die & quotspokes & quot onderskei het, wat die voorbereiding van die oog weer openbaar en dinge wat voorheen ongesiens en onbekend was, openbaar. Van nou af kan ek nie by hul geledere aansluit nie, maar miskien sal u dit wel doen. Met net meer as klein openinge word die Crepe-ring moontlik om die deursigtigheid daarvan te sien en die blougrys kleur word duideliker met toenemende diafragma (waarskynlik enigiets meer as 8 sentimeter) en donkerder onmiddellike omgewing. Sorg dat u u voorstedelike gesig in die agterplaas teen ligte indringers verbaas. Die meeste goeie teleskope van meer as 6 sentimeter sal die Crepe-ring openbaar, maar in groter openinge is dit baie opvallend, omdat die subtiele kleur en voorkoms waarskynlik groter instrumente benodig.

Tensy die sien op sy beste is, is besonder besonderhede oor Saturnus moeilik moeilik om op te spoor, hoewel die totale beeld van Saturnus, met inbegrip van sy ringe, taamlik groot lyk en gelyk is aan Jupiter. Die werklike skyf is baie kleiner, ongeveer 'n derde van die geheel. U sal egter sien dat hierdie planeet baie goeie vergrootings op goeie nagte kan weerstaan, baie hoër as die meeste ander voorwerpe. Op 'n noemenswaardige aand baie jare gelede met my ou 12-duim-reflektor kon ek die verstommende vergroting van 720x met die grootste helderheid en gemak gebruik!

Die hooftekening in Figuur 6.10 is gemaak tydens 'n besonder goeie nag toe die lug amper stil was, en die planeet op een van sy mooiste posisies in verhouding tot ons geplaas is, met 'n byna oop ringstelsel wat ons kon sien. Dit is 'n goeie voorbeeld van 'n heeltemal vryhandtekening, gemaak volgens die riglyne wat voorheen bespreek is. Die ingewikkeldheid verklaar ook waarom ek Saturnus nie te gereeld teken nie! Moet my nie mislei deur my tekening nie, alhoewel dit 'n baie noukeurige weergawe is van die visuele voorkoms van Saturnus die nag, is die sogenaamde Encke's Division naby die buitenste rand van die ringstelsel, op 0,1 minuut boog, eintlik buite die diffraksie. limiet van selfs 'n 18-duim-teleskoop soos myne. Ek glo egter die aand toe ek die planeet geteken het, ek het inderdaad iets daarvan gekyk, soos die geval was met ander waarnemers wat soortgelyke planeetkenmerke met hoë kontras sien. Ek glo nie dat ek dit misgis het met die donker funksie in die A-ring nie. Encke's Division word so gereeld en so maklik beskryf deur soveel van die huidige amateurs dat jy sal begin dink dat jy of jou teleskoop

Tekening van Saturnus: 28 November 1999, 10:45 uur, 343x, sien skaal II.

Tekening van Saturnus: 28 November 1999, 10:45 uur, 343x, sien skaal II.

skuld as u dit nie sien nie. Dit is waarskynlik nie dat die meeste van hierdie aansprake gestaaf kan word nie, want baie min amateurs besit instrumente met voldoende opening om so 'n fyn kenmerk te openbaar. Dit is moeilik selfs met 'n duim van 40 sentimeter, en dit verg beslis 'n uitstekende siening. Hier kan ons weer sien hoe die oog 'n groter kans het om iets te sien, sodra hy weet hoe dit moet lyk. Maar onthou, daar is 'n fyn lyn tussen sien en oortuig dat ons iets sien wat ons nie kan nie. Wees soos altyd waaksaam vir die waarheid.

Die aspek van die ringe in verhouding tot ons word beïnvloed op presies dieselfde manier as die variasies in die voorkoms van Mars van jaar tot jaar. Die veranderinge wat ons waarneem, word beïnvloed deur die aksiale kanteling van die planeet in verhouding tot ons. Dit het niks te doen met die ringe self nie & quotopening en sluiting & quot! Hierdie merkwaardige verskynsel van ons relatiewe planetêre posisies vind plaas gedurende ongeveer 'n 15-jaarsiklus en veroorsaak ongelooflike variasies in die voorkoms van die planeet, nie net in die hoek wat die ringe bied nie, maar ook in skaduwees wat deur die planeet self daarop geprojekteer word.

Om die voorkoms van die ringe in 'n grotende kantposisie ten opsigte van ons siglyn te laat blyk, was dit nodig om 'n tekening te gebruik wat lank gelede gemaak is met my ou 8-duim-reflektor (Figuur 6.11). Ek het eenvoudig nie die 18 duim genoeg jare gehad om die reeks te gee wat die ringe vir ons wys nie. Die gebruik van tekeninge wat lank gelede gemaak is, illustreer egter net een van die groot plesiere om te geniet deur 'n versameling beelde wat oor baie jare gemaak is. (Hierdie ou tekening, uit 1967, toon natuurlik nie die resolusie wat ek deesdae geniet nie, en is ook in swart-en-wit gemaak.)

Figuur 6.11.

Tekening van Saturnus: 22 Oktober 1967, 22:15 GMT 200x 8 j-duim-reflektor, sien skaal II. Die ringe is amper aan die rand, die Crepe-ring is net waarneembaar en die planeet het 'n helder ekwatoriale sone.

Tekening van Saturnus: 16 April 1974, 21:10 Eastern Time 167x 3-inch refractor, sien skaal I. Die ringe is heeltemal oop en daar is 'n skaduwee aan die voorkant, vergelyk met Figuur 6.9.

Figuur 6.12.

Tekening van Saturnus: 16 April 1974, 21:10 Eastern Time 167x 3-inch refractor, sien skaal I. Die ringe is heeltemal oop en daar is 'n skaduwee aan die voorkant, vergelyk met Figuur 6.9.

Dit kan ook vir u interessant wees om 'n ander tekening (Figuur 6.12) wat deur 'n kleiner teleskoop gemaak is ('n 3-duim-refractor wat ek al jare gehad het). Beide dit en die tekening hierbo toon aan hoe goed hierdie kleiner openinge op planetêre onderwerpe kan werk. Alhoewel detail met albei hierdie tekeninge opvallend minder is as deur die groot omvang wat deesdae beskikbaar is vir amateurs, wys die asemrowende aard van hierdie byna surrealistiese onderwerp steeds uitstekend. Dit sal aandui hoe suksesvol u sal wees met feitlik enige opening wat u kan aanskakel.

'N Opmerking oor die satellietbesigtiging: in teenstelling met die van Jupiter, wat met groot genoeg diafragma's ons af en toe geleenthede bied om detail op die oppervlak te sien, sal die van Saturnus ons nie sulke gunsies verleen nie. Die meerderheid is eenvoudig te ver en klein om skaars meer as steragtige punte te sien. Baie waarnemers geniet dit tog om die wisselwerking tussen die sigbare satelliete, die planeet en sy ringe te aanskou.

Saturnus is waarskynlik die kroon op ons kort toer deur die beste van die Sonnestelsel, maar dit is nou tyd om verder te gaan na die groot uitspansel daarbuite. Dit is natuurlik die gebied wat so gereeld vir voorstede afgeskryf word as dat dit hopeloos deur ons stede verwoes word. Alhoewel ek wil wys hoe ons toegang kan verkry tot sommige van die verlore ryk en watter deel daarvan tot ons beskikking is, moet ons altyd die maan en planete benut wanneer dit in die lug waarneembaar is. Al wat ons nodig het, is bestendige lug, 'n helder genoeg horison en die nuuskierigheid om te verken.

Diepe ruimte - Visuele indrukke en verwagtinge: die primêre katalogus

Die lys van voorwerpe in die ruimtes wat later in hierdie hoofstuk verskyn en beskryf word, is volgens my die beste besienswaardighede wat die voorstedelike bewoner van die Noordelike Halfrond beskikbaar het. Baie is ook sigbaar vanaf die Suidelike Halfrond. Byna sonder uitsondering sal min van hierdie toerisme-aantreklikhede in die gebied van die skouspelagtige wees, aangesien daar geen beeldverbeterende toerusting is soos vroeër beskryf nie. Vanweë die aard daarvan sal ons die beste doen op nagte met die beste deursigtigheid, net soos op 'n donker hemelruim. Ek het intydse illustrasies van al die voorwerpe self individueel ingesluit, asook 'n paar opmerkings oor die waarneming daarvan. Oor die algemeen laat ek gedetailleerde wetenskaplike en historiese agtergrond oor hierdie wonderlike besienswaardighede aan die vele uitstekende verwysingsbronne wat reeds bestaan, dit was nog nooit my bedoeling om materiaal so maklik beskikbaar te herhaal nie. Ek dink dit is ook belangrik om daarop te wys dat vanuit die voorstede dit gewoonlik nie realisties is om te verwag dat u soorte uitgebreide subtiele besonderhede sal sien wat u van die donker donker hemelruimtes sou sien nie, so noukeurig beskryf in baie ander bundels aan die diep lug. Dit wil nie sê dat die voorwerpe nie asemrowend of gedetailleerd lyk nie, maar in alle eerlikheid vir u en u verwagtinge, sal ek nie voorgee dat ek meer daarin sien as wat ek kon nie. Dit is eerder my hoop dat ek u 'n realistiese verwagting kan gee oor wat u vanuit u stadgebonde agterplaas kan sien, en hoe hierdie voorwerpe vir u kan voorkom.

Afhangend van die tipe voorwerp, het ek 'n paar toepaslike inligting ingesluit. Hierdie statistieke (met die uitsondering van die koördinate, opgedateer tot huidige waardes) is volgens Burnham se Celestial Handbook. Hierdie bron lyk my die betroubaarste bron in sy beoordelings. Ander lyk dikwels te optimisties rakende geskatte visuele groottes. Om onrealistiese voorwerpe te verwag, kan teleurstellend wees vir waarnemings wat op sulke beramings gebaseer is, Burnham lyk baie nader aan die punt. Net wat u sien, hang egter af van 'n aantal faktore: die opening van u teleskoop, die vergroting, die helderheid van die lug, of 'n beeldversterker of 'n ligfilter gebruik word, ens., Die kwaliteit van al die dinge - plus natuurlik jou posisie. By die oorweging van hierdie verskillende faktore, en die verskille met u werklike waarneming van die onderstaande voorwerpe, is die antwoord aanvanklik nie so voor die hand liggend as wat dit mag lyk nie. Die laagste vergroting van 'n groter diafragma sal baie groter wees as die van 'n kleiner diafragma, maar in die verligting van die veld, sal die voordele van die groter grootte in elk geval ietwat ontken word deur die ligte vermindering van die hoër minimum krag. Alhoewel die resolusie en beeldgrootte nie van dieselfde volgorde sal wees met 'n kleiner diafragma nie, moet die resultate met die meeste voorwerpe in hierdie hoofstuk aangenaam wees met matige tot groot teleskope in minder gunstige omstandighede. U visuele verwagtinge moet nie te ver strook met wat in die illustrasies getoon word nie, en dit moet dien as 'n redelike riglyn.

Alle videobeelde in hierdie hoofstuk is geneem met die opstelling wat in hoofstuk 2 en 4 beskryf word, met my 18-duim-reflektor. Net so is die tekeninge direk gemaak uit waarnemings (met intensivering, 'n ligfilter of glad nie toegevoegde middele nie), soos uiteengesit in die hooflys. Maak seker dat u eksperimenteer met alles wat u beskikbaar het en nie net volgens my aanbevelings nie, aangesien dit slegs my eie omstandighede en voorkeure weerspieël. Hierdie aanbevelings sal egter ten minste dien as 'n betroubare basis vir u eie kykmetodes. Die ruimteafbeeldings is ook van verskillende soorte: direkte real-time beelde vanaf die beeldversterker via 'n CCD-videokamera, tekeninge uit waarnemings met die beeldversterker, tekeninge soos waargeneem deur 'n smalband-ligfilter (en af ​​en toe sonder), en 'n paar ander wat die gekombineerde aparte aansigte deur middel van filter en dan versterker voorstel. Ek spesifiseer nie die krag wat gebruik word nie, maar die beeldskaal benader gewoonlik die effek van wat ek destyds ervaar het met behulp van lae tot matige kragte. In my eie geval stem dit gewoonlik met ongeveer 80x of 160x ooreen. Hoë krag was selde meer as 240 keer vir diep ruimte-onderdane. (Soms word 'n hoër mag gebruik as sodanig.)

Die werklikheid van & quotseeing & quot is selde so voor die hand liggend as wat u sou verwag. Die beelde, veral in sommige sterrestelsels, sal soms nie so helder wees as wat u sou verwag nie. Dit sal mettertyd ophou om 'n faktor te wees, want u verstand en oog sal hul eie relatiewe aanpassings maak. Oor die algemeen sien u 'n groot gaping tussen hul groot sterrewagportrette en die omgekeerde weergawes in die regte tyd. U kan ook verbaas wees as die werklikheid naby die beste foto's kom. As dit wat u sien, minder voor die hand liggend is, moet u nie afdwaal nie. Met deursettingsvermoë, kennis van wat regtig daar is, sowel as wat u kan verwag, sal u verwonderd wees oor die feit dat u soveel kan onderskei, insluitend soveel subtiele spore van alles wat u weet. Hierdie fynhede sal vir u net so goed lyk asof u hul volledig opgeloste wese sien. U sal deel hê aan dieselfde wonder van real-time besigtiging wat my al die jare geïnspireer het. Dit is asof u direkte kontak het met ander plekke oor die groot afstande van die ruimte. Verbasend genoeg, sommige geld selfs wanneer hulle regstreeks op die TV-monitor kyk, wat goeie nuus moet wees vir diegene wat die StellaCam EX van Astrovid of STV van SBIG gebruik. En om te dink dat ons dit alles ervaar in die omgewing wat deur die meeste ernstige waarnemers ongeskik geag word vir sulke waarnemings!

Daar is regtig nie 'n tekort aan groot ruimtelike besienswaardighede wat ons vanuit die stad kan geniet nie. In die individuele beskrywings wat volg, het ek 'n paar visuele inligting ingesluit om u te lei in hierdie suksesvolste besienswaardighede en die primêre lys. Die real-time diepruimtebeelde word aangebied sonder om dit beter te laat lyk as wat dit destyds vir my voorgekom het, soos dit direk deur die oogstuk gesien word, versterk of andersins. Die meeste is gemaak (tekeninge ingesluit) in die tipiese, middelmatige voorstedelike lugtoestande wat ek meestal vanaf my plek ervaar en waaroor hierdie skrywe hoofsaaklik handel. Enige aanpassings aan die videobeelde is slegs aangebring wanneer dit nodig was om die kontras nader aan dié van die uitsig deur die okularis te maak. Afgesien hiervan, is die enigste toelaag wat u mag verleen in die effens & quotdigital & quot en minder as perfek gedefinieerde voorkoms van sommige van hierdie beelde (veral in die vergrote voorbeelde). 'N Mens moet onthou dat dit tog eenvoudige videobeelde is, basies onverwerk en merkwaardig omdat dit in realtime vasgelê is. In 'n reguit vergelyking, beeld tot beeld, sal dit natuurlik nie vergelyk word met tydblootstelling of CCD-beelding nie. Die helderheid, helderheid en detail van die regstreekse aansig, direk deur die beeldversterker of tot 'n sekere mate op die videomonitor, is ook onmoontlik om na die bladsy oor te dra. Die drukproses verminder dit verder. Hierdie video-opnames, tesame met tekeninge waar moontlik, sal u egter 'n buitengewone mate van voorbereiding bied vir u eie real-time besigtiging.


Groot geweer nommer 3 beeldversterkers

Die derde en belangrikste wapen in my arsenaal vir stadsbesigtiging, na die teleskoop self, was die aankoop van 'n moderne beeldversterker van die derde generasie, spesiaal gemaak vir die sterrekunde (die opmerklike I3-stuk van Collins Electro Optics). Die skoonheid van die Collins-toestel is dat u dit gebruik net soos 'n gewone okularis. Beeldversterkers benodig geen beeldverwerking, monitors of afsonderlike kontroles nie.

Beeldversterkers op sigself is amper nie nuut in die sterrekunde nie, en sedert die laat 1970's is daar gereeld geskryf dat werklike toepassings in reële tyd waargeneem word, slegs in publikasies vir amateurwaarnemers bespreek is. Nuwe generasies maak hulle meer geldig as ooit tevore, en hulle word nog lank nie ten volle erken vir wat hulle kan bied nie. U sal binnekort besef dat dit 'n belangrike fokus van hierdie boek is. Alhoewel dit duur is om seker te maak, moet ek beklemtoon dat beeldversterkers die belangrikste bykomstigheid is wat ek ken vir ons twyfelagtige omgewing. Dit kos u minder as die meeste goeie CCD-toerusting met al die toerusting.

Die CCD-rewolusie wat plaasgevind het, het daartoe gelei dat die versterker iets van die agterste sitplek inneem om te streef na die verkryging van sterk besluite astronomiese beelde. Nietemin bly die sentrale tema van hierdie boek gefokus op die waarneming van die regte tyd. Ek lag nog steeds aan 'n advertensie wat eintlik spog met die pragtige beelde wat deur 'n CCD-kamera wat aan die teleskoop van die eienaar vasgemaak is, opgeneem kan word terwyl hy tyd saam met sy gesin TV gekyk het! 'N Ander het die wonderwerke verkondig om byna onbeperkte getalle voorwerpe in die ruimte op te neem, terwyl ons vermeende sterrekundige deur die nag rustig kon slaap! Mis hierdie benadering nie die punt van amateursterrekunde in die eerste plek buite komeet, asteroïde en supernova nie?

Alhoewel dit moontlik is om ongelooflike CCD-beelde van die internet af te laai, veroorsaak dit niks die vreugde om hierdie voorwerpe met eie oë te sien nie. Hoewel beeldversterkers nie aan alles werk nie, is die uitwerking daarvan op soveel onderwerpe so belangrik dat dit baie van wat ons in die voorstede verloor het, weer sigbaar maak. Waar hulle nie werk nie, is dit meestal omdat 'n voorwerp sy oorheersende spektrum uitstraal rondom 'n golflengte wat minder gunstig is vir die versterker, wat die waarde daarvan negeer. Dit kan selfs negatiewe resultate tot gevolg hê, aangesien skyglow ook verhoog sal word in vergelyking met die voorwerp. Teleurstelling sal waarskynlik lei tot die gebruik daarvan op die meeste weerkaatsingsnevel, voorwerpe wat gewoonlik lig van die blou punt van die spektrum weerkaats, die gedeelte waarin beeldversterkers die minste reageer.

Een van die primêre verskille tussen die bereik van 'n beeldversterker en die van die oog, is dat die versterker reageer op 'n wyer spektrum en sterk bevooroordeeld is na rooi en infrarooi, insluitend die gevierde suurstof III-emissielyn van 496,32 nm. Wanneer die versterker die ligkonsentrasies die naaste aan sy hoogste reaksie kan versamel, is die resultate op sy skrikwekkendste en kan dit 'n voorwerp op 'n dramatiese manier openbaar. Die mees gevorderde versterkers wat beskikbaar is vir die publiek, is ontwerp om 'n minimum van & quot; lawaai & quot; en is dus beter geskik om die kontras tussen voorwerp en lug te verbeter, veral in omstandighede wat miskien nie so goed met vorige ontwerpe gewerk het nie. 'N Mens moet steeds voorbereid wees op effense geraas en & quot; sneeu & quot; in die beeld, en alhoewel hierdie toestelle behoorlike fokus behaal, word sterpunte merkbaar groter skywe met toenemende groottes.

As gevolg van bekende inligting oor die samestelling van die lig wat van 'n gegewe voorwerp af kom, moet u teoreties kan voorspel hoe effektief die intensivering sal wees. In werklikheid is 'n deel van die fassinasie dat 'n mens nooit presies weet hoe goed dit in die praktyk sal werk nie, en dit is heel moontlik om heeltemal afgebuig te word as jy dit die minste verwag! Ek sal nooit my eerste siening van M82 met intensivering vergeet nie. Met so 'n groot en helder sterrestelsel met sy spesifieke spektrale samestelling, het ek geweet dat dit goed sou wees. In die praktyk was ek egter verstom oor al die deurmekaar detail en helderheid wat skielik vir my sigbaar was, waar nog net 'n vormlose vlek voorheen was. Die verskeidenheid lig, skadu en donker are was verstommend, ongeag die verwagtinge wat ek gehad het.

Die beeld wat deur hierdie toestelle gesien word, is ook regs na bo, soos in landteleskope. As 'n beeld op 'n fosforskerm gesien, is dit monochroomgroen (Figuur 2.1). Aanvanklik lyk dit of dit 'n afleiding is, maar dit is verbasend hoe vinnig die oog daaraan gewoond raak en effektief interpreteer wat dit sien as swart en wit, selfs 'n gedeeltelik donker aangepaste oog verminder die kleurbewustheid nog verder. Groen prente sou 'n afleiding wees (hoewel opvallend!), Want in die konteks van die bladsy, en in normale beligtingstoestande, sal dit net as groen gesien word! Om hierdie rede word alle verskerpte intydse beelde hier swart-wit weergegee. (Diegene wat deur WJ Collins, blootstelling aan digitale kamera's vir 'n kort tydjie, in kleur is om die aanvanklike lewende indruk deur die teleskoop oor te dra.) Die kleur van die versterkingsbeeld is nie net 'n eienaardigheid waarmee ons moet saamleef nie, maar word ook gekies as die beste frekwensie vir die oog in donker toestande. Die beeld bevat natuurlik alle frekwensies, selfs die wat nie normaalweg sigbaar is nie, of effens so. Dit kan ons 'n aansienlike hupstoot gee in die sensitiwiteit vir streke van die spektrum wat nie deur besoedeling en skiglow opgeneem is nie.

Al die bogenoemde kan u laat glo dat die uitsig deur sulke toestelle heeltemal kunsmatig sal lyk en ver los van die gees van real-time kyk. Dit is verbasend dat dit nie die geval is nie, en verskerpte kyke lyk so natuurlik en eg soos enige ander, as u eers aan die onmiddellike verskille gewoond is. Slegs 'n beperkte hoeveelheid donker aanpassing vir die oog is nodig, 'n mooi neweproduk, alhoewel dit 'n bietjie kan wees-

Figuur 2.1. Voorbeeld van intydse beeld. M16 in Serpens, versterkte beeld.

Figuur 2.1. Voorbeeld van intydse beeld. M16 in Serpens, versterkte beeld.

Met dank aan W.J. Collins.

iets van 'n probleem wanneer u gereelde en verskerpte kyk afwissel. Ondanks wat u gelees het, moet u ook weet dat die voorkoms van baie voorwerpe met beeldversterkers inderdaad aansienlike vrugte daaruit sal trek. Dit is nooit meer die geval as wanneer u soek na & quotdonker lane & quot, en ander aspekte van kontras nie. Ek glo nie die oog verander die sensitiwiteit daarvan vir hierdie dinge net omdat ons 'n beeldversterker gebruik nie! Die praktiese effek van ligversameling (nie resolusie nie) is dikwels vergelykbaar met die verdubbeling of verdriedubbeling van die effektiewe diafragma van u teleskoop, en onthou, diafragma is die ding! Stel jou voor dat jy direk in die okularisme kan kyk en baie bekende voorwerpe sien wat so herkenbaar naby hul bekende portrette lyk! Daarbenewens is daar onlangse vooruitgang in ligfilters, veral vir beeldversterkers, wat ontwerp is om die effek daarvan verder te verhoog. (Sien hoofstuk 3.)

U sal waarskynlik ook die argument hoor dat dit net 'n kwessie van tyd is voordat tegnologie enige versterkertoerusting wat u koop, sal verouder en die waarde daarvan soos 'n klip sal val, 'n belangrike saak in ag genome die koste daaraan verbonde. Ek glo nie dit is 'n akkurate beoordeling nie. Hierdie gevorderde tegnologie is nie soos die nuutste ding in verbruikerselektronika of motors nie. Dit is nie soos 'n nuwe TV- of DVD-speler nie. Eintlik bestaan ​​daar al 'n vierde generasie versterkerbuis, alhoewel die geringe voordele daarvan vir astronomiese gebruik waarskynlik nie die veel groter ekstra koste vir die meeste mense werd is nie. Uit navorsing wat u onderneem, sal u sien dat vroeër geslagte versterkers nog steeds bestaan, en selfs goeie voorbeelde van goeie gehalte vir ons doeleindes is nie juis goedkoop nie. Dit is dus redelik om te sê dat die beste tegnologie wat vandag beskikbaar is, waarskynlik nog jare met net 'n bietjie sorg goeie resultate sal lewer, en dat verdere ontwikkelinge nie vandag se toerusting outomaties tot veroudering sal verminder nie.

Collins Electro Optics het tans geen internasionale verspreiders nie. Raadpleeg dus inligting oor u eie situasie, aangesien daar op hierdie tydstip sekere uitvoerbeperkings bestaan. Daar is egter ander lewensvatbare opsies beskikbaar, alhoewel nie so ideaal soos die Collins nie. Selfs 'n gebruikte eenheid pas dalk die rekening. Ek is nie seker of dit op hierdie datum moontlik sal wees om 'n Collins I3 op die tweedehandse mark te vind nie, maar u kan dalk 'n ander fabriek uit 'n vroeëre tyd vind. In die vroeë 1980's het 'n maatskappy uit New Jersey, met die naam Electrophysics Corporation, 'n volledige okular aangebied /

versterkers, baie soos die I3 in die konsep, net baie groter. 'N Ander maatskappy, met die naam Varo, het intensiewe versterkers bemark wat kommersieel aangepas is vir gebruik met teleskope onder die handelsnaam Noctron. Dit is moontlik steeds moontlik om een ​​van hierdie ouer eenhede, en selfs 'n latere en opgegradeerde model, op die gebruikte mark op te spoor. Miskien kan 'n mens waardevolle resultate lewer. (Ek beklemtoon wel dat hierdie ouer fabrikate vroeër geslagte is, en u moet nie die ekwivalente prestasie van die I3 verwag nie. Die sein-ruis-verhouding van die I3 se Generation III-buis is baie keer beter as wat dit voorafgegaan het, om nie te praat van die verbeterde sein nie. spektrale respons. Dit word al hoe belangriker wanneer ons soek na flou voorwerpe, en veral in die verslegtende voorstedelike lugtoestande.)

Intussen leef Electrophysics Corporation nog steeds goed (sien Bylaag A) en bied 'n wye verskeidenheid versterkingsprodukte (Generations II tot IV) wat waarskynlik met 'n bietjie vindingrykheid aangepas kan word vir astronomiese gebruik. Noctron-produkte (met tweede en derde generasie buise) word nou bemark deur Aspect Technology and Equipment, inc. in Texas, maar word vervaardig as volledige nagsig-omvang van baie lae vergrotings. Sommige van hierdie produkte kan waarskynlik ook goed wees om aan te pas by die astronomiese gebruik. Daar is ook baie ander verskaffers van beeldversterkers in Europa, waarvan sommige Generation III-versterkers aanbied. Daar is dus 'n wye verskeidenheid beskikbaar. Onthou dat hoe gevorderd die generasie is, hoe hoër sal die koste waarskynlik wees. Ek weet nie watter van hierdie maatskappye bereid is om slegs met 'n voornemende koper van komponente saam te werk nie, alhoewel ek die meeste wil. Ongelukkig is daar volgens my wete geen ander versterkingsproduk gereed om as 'n real-time astronomiese toestel gebruik te word nie. Dit is blykbaar net Collins wat vandag, in 2003, so iets voorsien as u so gelukkig sou wees om een ​​te bekom. Dit is inderdaad 'n pragtige eenheid met 'n gebruiksklare kombinasie van premium-versterkertegnologie, gespesialiseerde integrale oogstukonderdeel en 'n adapter van 1 duim of 2 duim. Daar is ook 'n reeks hoëgraadse bykomstighede. Apparently only one company at the present time is willing to take the sizeable business risk of presenting such equipment, long available to professional astronomers, to the amateur. Such risk taking requires a considerable vision of what possibilities this technology can offer. Bill Collins has carved out for himself a unique place amongst those who have helped propel amateur astronomy to new horizons he deserves recognition as today's lone pioneer, and has certainly had no help in many seemingly likely places. Philip S. Harringtons' Star Ware (published by John Wiley), touted as the ultimate guide to all things for the amateur astronomer, doesn't even mention image intensifiers. Collins' products have even met with outright hostility in some amateur astronomers' circles. (For some manufactures and distributors in the USA and Europe, technical information on the Collins system, and third generation image intensifiers, see Appendix.)

Intensifiers project a tiny image onto an integral concave "screen", which needs to be magnified and rendered flat. The eyepiece component made by TeleVue for the Collins I3 is designed to produce a flat image and magnify it to the specifications, something like a sophisticated magnifying glass. In the case of the I3, the units are supplied producing either the eyepiece equivalent of 25 mm or 15 mm focal lengths. The two versions are used like an eyepiece of similar focal lengths. The unit can readily be attached to a Barlow lens for different magnifications more on that later. Although their fields of view are substantially narrower than today's new breeds of multiple lens eyepieces, they are certainly more than adequate for our purposes. In adapting intensifiers other than the I3, it ought to be possible to select an eye lens to produce a usable image across at least a portion of the field, but experimentation is the keyword. The only other issue is providing the unit with a 1--inch or 2-inch tube adapter to allow it to fit your focuser like any other eyepiece.

As with all astronomy, stray light is also an issue for image intensifiers. Bad as any reflected light will be on contrast in normal circumstances, when this light falls into an intensifier, the results are disastrous. All such light will be amplified tens of thousands of times, and what may seem insignificant to general viewing becomes like the light of day in an intensifier. Such events can also damage the unit itself if they are bright enough. Be sure to baffle all potential stray light sources from entering the optical path, and above all, out of the image intensifier.

If you decide to pursue image intensified astronomy, then at the very least buy the best intensifier you can afford. I feel strongly that you will find that in the suburban sky conditions we face, this tool will become second only to the telescope itself. Still more innovations are available to help crack the problems we face, but none of them to date (except filters - on certain subjects) can enable the user to look directly at so many deep space objects, and experience them so effectively through the telescope, live, and in real time. Although clearly at a disadvantage, the reader-observer without access to such equipment, or even a good light filter, need not despair to the point of thinking all is lost. If he has easy access to a location significantly better than mine, he can take much of the information in these pages, and apply it to unaided real time viewing, with significantly more modest equipment. He can still expect a decent show. (See also Appendix A for more information and specifics.)


6.3: Equatorial Coordinates

  • Contributed by Jeremy Tatum
  • Emeritus Professor (Physics & Astronomy) at University of Victoria

If you live in the northern hemisphere and if you face north, you will observe that the entire celestial sphere is rotating slowly counterclockwise about a point in the sky close to the star Polaris ((&alpha) Ursae Minoris). The point ( ext

) about which the sky appears to rotate is the North Celestial Pole. If you live in the southern hemisphere and if you face south you will see the entire sky rotating clockwise about a point ( ext), the South Celestial Pole. There is no bright star near the south celestial pole the star (&sigma) Octantis is close to the south celestial pole, but it is only just visible to the unaided eye provided you are dark adapted and if you have a clear sky free of light pollution. The great circle that is (90^circ) from either pole is the celestial equator, and it is the projection of Earth&rsquos equator on to the celestial sphere.



( ext

)

In figure ( ext) I have drawn the celestial sphere from the opposite side from the drawing of figure ( ext), so that, this time, you can see the west point of the horizon, but not the east point. The celestial equator is the great circle ( ext Upsilon ext).

You might possibly have noticed that, in section 2, I had not properly defined the north point of the horizon other than by saying that it was the point marked ( ext) in figure VI.1. We see now that the north and south points of the horizon are the points where the vertical circle that passes through the celestial poles (i.e. the meridian) meets the horizon.

The altitude (phi) of the north celestial pole is equal to the geographical north latitude of the observer. Thus for an observer at Earth&rsquos north pole, the north celestial pole is at the zenith, and for an observer at Earth&rsquos equator, the north celestial pole is on the horizon.

You will see that a star such as ( ext) transits across the meridian twice. Lower meridian transit occurs at the point ( ext^prime), when the star is north of the observer and is directly below the north celestial pole. For the star ( ext) of figure ( ext), lower meridian transit is also below the horizon, and it cannot be seen. The star reaches its highest point in the sky (i.e. it culminates) at upper meridian transit.

The first quantitative astronomical observation I ever did was to see how long the celestial sphere takes to rotate through (360^circ). This is best done by timing the interval between two consecutive upper meridian transits of a star. It will be found that this interval is (23^< ext> 56^< ext> 04^< ext> .099) of mean solar time, although of course it requires more than a casual observation to determine the interval to that precision. The rotation of the celestial sphere is, of course, a reflection of the rotation of Earth on its axis. In other words, this interval is the sidereal (i.e. relative to the stars) rotation period of Earth.

We are now in a position to describe the position of a star on the celestial sphere in equatorial coordinates. The angle (&delta) in figure ( ext) is called the declination of the star. It is usually expressed in degrees, arcminutes and arcseconds, from (0^circ) to (+90^circ) for stars on or north of the equator, and from (0^circ) to (&minus90^circ) for stars on or south of the equator. When quoting the declination of a star, the sign of the declination must always be given.

When the star ( ext) in figure ( ext) is at lower meridian transit, it is below the horizon and is not visible. However, if the declination of a star is greater than (90^circ &minus phi), the star will not reach the horizon and it will never set. Such stars are called sirkumpolêr sterre.

The second coordinate is the angle (H) in figure ( ext). It is measured westward from the meridian. It will immediately be noticed that, while the declination of a star does not change through the night, its hour angle continuously increases, and also the hour angle of a star at any given time depends on the geographical longitude of the observer. While hour angle could be expressed in either radians or degrees, it is customary to express the hour angle in hours, minutes and seconds of time. Thus hour angle goes from (0^< ext>) to (24^< ext>). When a star has an hour angle of, for example, (3^< ext>), it means that it is three sidereal hours since it transited (upper transit) the meridian. Conversion factors are

(The reader may have noticed that I have just used the term &ldquosidereal hours&rdquo. For the moment, just read this as &ldquohours&rdquo &ndash but a little later on we shall say what we mean by &ldquosidereal&rdquo hours, and you may then want to come back and re-read this.)

While it is useful to know the hour angle of a star at a particular time for a particular observer, we still need a coordinate that is fixed on the celestial sphere. To do this, we refer to a point on the celestial equator, which I shall define more precisely later on, denoted on figure ( ext) by the symbol (Upsilon). This is the astrological symbol for the sign Aries, and it was originally in the constellation Aries, although at the present time it is in the constellation Pisces. In spite of its present location, it is still called the First Point of Aries. The angle measured eastward from (Upsilon) to the point ( ext) is called the right ascension of the star ( ext), and is denoted by the symbol (&alpha). This does not change (at least not very much &ndash but we shall deal with small refinements later) during the night or from night to night. Thus we can describe the position of a star on the celestial sphere by the two coordinates (&delta), its declination, and (&alpha), its right ascension, and since its right ascension does not change (at least not very much), we can list the right ascensions as well as the declinations of the stars in our catalogues. The right ascension of the First Point of Aries is, of course, (0^h).

I have hinted in the last paragraph that the right ascension of a star, although it doesn&rsquot change &ldquovery much&rdquo during a night, does change quite perceptibly over a year. We shall have to return to this point later. I have not as yet precisely defined where the point (Upsilon) is or how it is defined, but we shall later learn that it is not quite fixed on the equator, but it moves slightly in a manner that I shall have to describe in due course. Thus the entire system of equatorial coordinates, and the right ascensions and declinations of the stars, depends on where this mysterious First Point of Aries is. For that reason, it is always necessary to state the epoch to which right ascensions and declinations are referred. For much of the twentieth century, equatorial coordinates were referred to the epoch (1950.0) (strictly it was ( ext1950.0), but I shall have to postpone explaining the meaning of the prefix ( ext)). At present catalogues and atlases refer right ascensions and declinations to the epoch ( ext2000.0), where again I shall have to defer an explanation of the prefix ( ext). While there is evidently some further explanation yet to come, suffice it to say at this point that, when giving the right ascension and declination of any object, it is noodsaaklik that the epoch also be given. The First Point of Aries moves very, very slowly westward relative to the stars, so that the right ascensions of all the stars are increasing at a rate of about (0^s .008) per day. This does not amount to much for day-to-day purposes, but it does emphasize why it is always necessary to state the epoch to which right ascensions and declinations of stars are quoted. It also means that, if you were able to observe two consecutive upper transits of (Upsilon) across the meridian, the interval would be (0^s .008) shorter than the sidereal rotation period of Earth. It would be, in fact, (23^ ext 56^ ext 04^ ext .091). This interval between two consecutive upper meridian transits of the First Point of Aries, is called a sidereal day. (It might be thought that, since the word &ldquosidereal&rdquo implies &ldquorelative to the stars&rdquo, this is not a particularly good term. I would have sympathy with this view, and would prefer to call the interval an &ldquoequinoctial day&rdquo. However, the term sidereal day is so firmly entrenched that I shall use that term in these notes.) A sidereal day is divided into 24 sidereal hours, which are shorter than mean solar hours by a factor of 0.99726957. We shall discuss the motion of (Upsilon) in more detail in a later section. At this stage no great harm is done by considering (Upsilon) in the first approximation to be fixed relative to the stars.

Now some more words. Small circles parallel to the celestial equator (such as the small circle ( ext^prime ext) in figure ( ext)) are parallels of declination. Great circles that pass through the north and south celestial poles (for example the great circle ( ext) of figure ( ext)) and which are fixed on and rotate with the celestial sphere are called by a variety of names. Some call them declination circles, because you measure declination up and down these circles. Others call them hour circles, because the hour angle or right ascension is constant along them. For those who find it confusing that a given circle can be called either a declination circle or an hour circle, you can get around this difficulty by calling them colures. The colure that passes through the First Point of Aries and the diametrically opposite point on the celestial sphere, and which therefore has right ascensions (0^h) and (12^h), is the equinoctial colure. The colure that is (90^circ) from this (or, rather, 6 hours from this) and which has right ascensions (6^ ext) and (18^ ext), is the solstitial colure.

The sidereal time at the longitude of Greenwich ((0^circ) longitude) is tabulated daily in the Astronomiese Almanak and the local sidereal time at your location is equal to the local sidereal time at Greenwich minus your geographical longitude. Most observatories have two clocks running in the dome at all times. One gives Universal Time, while the other, which runs a little faster, gives the local sidereal time. But you always have a sidereal clock available, for a glance at figure ( ext) will tell you that the local sidereal time is equal to the right ascension of stars at upper meridian transit.


Celestial Coordinates - Astronomy

Celestial Coordinates are very important for learning and enjoying astronomy.
Every position of an object in the sky is located using this coordinate system. It's as important to an astronomer as latitude and longitude is to a navigator on a ship. Chaisson's explanation is very concise and needs supplementing.

Study Figures 1.7, 1.10 and 1.13 with their corresponding text.

Inhoud

    Important Implications:
  • North Polar axis --> North Celestial Pole - NCP in the sky in Ursa Minor
  • South Polar axis --> South Celestial Pole SCP in the sky in Octans
  • Earth Equator --> Celestial Equator
  • Earth rotation from West to East -->Motion of the Celestial Sphere from East to West.

    Ascending Node (where the Sun moves from south to north): This intersection defines the reference mark to define celestial coordinates measured parallel to the celestial equator. The sun is here (Pisces)at the Vernal Equinox (


Celestial Coordinates - Astronomy

To explain the celestial system, lets first suppose that the earth is a glass sphere, with meridians and parallels traced in black and a light placed at the center. Suppose, too, that this sphere is placed at the center of another infinitely larger sphere, as shown in figure 15-3. This larger sphere is the imaginary celestial sphere on which all the heavenly bodies are presumed to be located.

The celestial sphere is a mathematical concept of a sphere of infinite radius whose center is at the center of the earth The points at which the earths prolonged axis of rotation pierces the celestial sphere are known as the celestial poles. The plane of the earths equator, extended to the celestial sphere, coincides with the celestial equator. Great circles through the celestial poles, comparable to the earths meridians, are called hour circles. The angle between hour circles is the hour angle. Even though the earth rotates and the stars appear stationary among themselves, it is easier to think of the earth as being stationary, while the celestial sphere, with the celestial bodies attached, rotates from east to west, This is actually its apparent motion. When reference is made to a stars path or motion, it is this apparent motion that is referred to.

DECLINATION. Similar to latitude, the declination of a celestial body (star, sun, or planet) is its angular distance north or south of the celestial equator. As with latitude, declination is expressed in degrees and is measured horn 0 to 90 north or south from the celestial equator. North and south declination values are given plus and minus signs, respectively. The conventional symbol for declination is the Greek letter d (delta).

RIGHT ASCENSION. Die vernal equinox, also known as the first point of Aries, is an imaginary point on the celestial sphere where the ekliptika (or apparent path of the sun) crosses the equator from south to north on or about 21 March of each year. The vernal equinox moves westward along the equator about 50 seconds of arc per year. The right ascension of the sun or any star is the angular distance measured eastward along the celestial equator between the vernal equinox and the hour circle passing through the celestial body. Right ascension is normally expressed in units of time from 0 to 24 hours, although it can be expressed in degrees with 1 hour of time corresponding to 15. The conventional symbol for right ascension is the Greek letter a (alpha), or it can be abbreviated RA.

HOUR ANGLE. Right ascension and declination are independent coordinates of the celestial system, whereas the hour angle is a dependent coordinate. Uur angle is the angle between celestial meridians, or hour circles but its origin is the meridian that passes through the observers zenith (or point on the celestial sphere directly above the observer). The hour angle of a star is defined as the angular distance, measured westward along the celestial equator, between the observers meridian and the hour circle or meridian of the star. This angle is often called the local hour angle (LHA), which will be discussed later.

GREENWICH HOUR ANGLE. The coordi-nate for a heavenly body that corresponds to longitude is called the Greenwich hour angle (GHA). The Greenwich hour angle is the angular distance from the Greenwich meridian to the meridian of the heavenly body. It is always measured westward from the Greenwich meridian and is expressed in degrees from 0 to 360. Another point to remember is that, while the longitude of a point on the earth always remains the same, the GHA of the celestial object is constantly increasing as the body moves westward on the celestial sphere.

Horizon System of Koördinate

To connect the celestial and terrestrial coordinates, you must have a third system, descriptive of the observers position. The fundamental reference of this

Figure 15-3.Terrestrial and celestial coordinate system.

Figure 15-4.-Horizon system of coordinates.

system is the observers horizon. Figure 15-4 illustrates the horizon system. In this figure, O represents both the earth and the location of the observer.

Die horizon is a plane through the observers position that is perpendicular to the direction of gravity at that point and that intercepts the celestial sphere in a great circle. The direction of gravity, commonly called the direction of the plumb line, does not necessarily pass through the earths center. The horizon plane is considered tangent to the surface of the earth at the observers position For most star observations, the distance from this plane to the center of the earth is too small to affect the computations. However, observations of the sun, planets, and some of the nearer stars, when used in the more precise computations, must account for the displacement of the horizon plane. This is called the correction for parallax.

The point where the plumb line, extended overhead, pierces the celestial sphere is known as the zenith. The point opposite this and underneath is the nadir. Great circles drawn through the zenith and nadir (with their planes perpendicular to that of the horizon) are called vertical circles. The angular distance of a celestial body measured along a vertical circle from the horizon is the altitude (h) of the body. The complement of the altitude is the coaltitude, of zenith distance, and is measured along the vertical circle from the zenith to the body.

The vertical circle through the poles, which also passes through the zenith, is called the observers meridian. Die azimuth of an object is the angle measured clockwise in the plane of the horizon from the observers meridian to the vertical circle passing through the object. The northern intersection of the meridian with the horizon is used as the zero azimuth point. Azimuth is measured in degrees from 0 to 360. The conventional symbol for azimuth is the letter A or Z


What are celestial coordinates, and why are they important?

From our point of view on Earth, the sky is a sphere. If you stretch out or project the geographical coordinates of Earth into space, a gridwork of celestial coordinates is formed on the sky–just like the Earth’s spherical surface. The celestial sphere will have an equator and poles, plus the equivalents of latitude and longitude. This makes it easy to measure positions on the sky.

The celestial equator is a full 360 degree circle splitting the celestial sphere into the northern and southern celestial hemispheres or simply the northern and southern sky. It is the projection of our equator in space and is directly overhead at the Earth’s equator. Measurements north and south on the sky are called declinations (commonly abbreviated as Dec, DEC or dec). Similar to latitude, declination is measured in degrees, minutes and seconds north (positive) and south (negative), with 60 minutes in each degree and 60 seconds in each minute of declination. The celestial equator is 0 degrees declination, and the north and south celestial poles are +90 and -90 degrees.

Measurements east and west on the sky are called right ascensions (commonly abbreviated RA, R.A.). RA is measured in hours minutes and seconds of time. The reason is that the sky turns once a day to the west as the Earth rotates to the east. The celestial sphere moves one hour of RA west per hour of time and 24 hours of RA during the course of the entire day. Since this is a 360 degree rotation, one hour of RA is equal to 15 degrees of turning (360/24 = 15). Just like lines of longitude, RA lines are also great circles converging on the north and south celestial poles.

Longitude is 0 degrees at the Greenwich meridian, as the zero line divides east and west. On the sky, the zero meridian in RA is labeled 00h 00m 00s. It intersects the celestial equator at a point called the vernal equinox (where the Sun crosses the celestial equator in late March of each year).

These are the basics of the celestial coordinate system. They relate to your telescope because, whether it’s a GoTo scope or a manual equatorial mount, it uses these coordinates to find objects in the sky just like latitude and longitude are used to find cities, mountains and towns on the Earth.

To Polar Align using a Computerized AZ mount with wedge, click here. To Polar Align.


The equatorial coordinate system is the most basic coordinate system around the Earth. Most celestial bodies use this equatorial coordinate system to indicate their location and make observations in modern astronomy.
If you draw an imaginary large circle extending the Earth’s equator on the celestial sphere, it becomes the celestial equator. And if you extend the Earth’s north-Pole and mark it on the celestial sphere, this point becomes the celestial North Pole. The closest observable star to the celestial North Pole is called the ‘Polaris.’
Similarly, the point marked on the celestial sphere by extending the South Pole of the Earth is called the ‘celestial South Pole.’ The intersection of the ecliptic and the celestial equator is called the equinox. The semicircle that passes through the celestial North Pole and the celestial South Pole is called the hour circle. Just as the longitude and latitude drawn on a globe are perpendicular to each other, the celestial equator and the time zone are perpendicular also.
The position of celestial bodies in the equatorial coordinate system is expressed in terms of right ascension and declination.
The angle measured counterclockwise from the time zone passing through the vernal equinox to the celestial body’s time zone to be observed is called the ‘right ascension.’ Right ascension is expressed as 0Ëš to 360Ëš or 0 o’clock to 24 o’clock.

In other words, since the vernal equinox is the standard, the time at the vernal equinox is 0, and the right ascension increases counterclockwise. Next, the celestial equator’s angle measured along the celestial body’s time zone to be observed is called ‘declination.’ Declination can range from -90Ëš to 90Ëš. Since the celestial equator is the standard, the celestial equator’s declination is 0Ëš, the celestial pole’s declination is 90Ëš, and the declination of the celestial south pole is -90Ëš.
To observe a celestial object represented by the equatorial coordinate system from an observer’s perspective, it must undergo a coordinate system transformation. However, the equatorial coordinate system has the advantage of being able to indicate the position of a celestial body regardless of the measurement location and time. For this reason, the equatorial coordinate system is mainly used in modern astronomy.


Other Information of Value

When angles are small (which is very common in astronomical measurements) the chord length at a distance may easily be calculated from the angle subtended. This is possible because for small angles the chord length equals the arc length. As an example, the difference between the chord length subtended by 10 degrees is only different from the arc length subtended by 0.1 percent. The method is sometimes called the skinny triangle. When very small angles are utilized, it is useful to measure them in " arc rather than radians. One radian equals 206,265 " arc.


Archaeoastronomy

Archaeoastronomy is the “science of stars and stones†. It is an interdisciplinary science in between architecture, archaeology, and astronomy. It studies the relationships between the ancient monuments and the sky, in order to gain a better understanding of the ideas of the architects of the past and of their religious and symbolic world. The course provides the first complete, easy introduction to this fascinating discipline. During the course, many spectacular ancient sites of archaeology – such as Stonehenge in England, Giza and Karnak in Egypt, Chichen Itzá in the Yucatan, Macchu Picchu in Peru and the Pantheon in Rome – will be visited and the fascinating events occurring there in special days of the year (such as solstices, equinoxes, or the day of the foundation of Rome) will be shown and explained. The course also provides the necessary background on Astronomy with the naked eye and a general introduction to the role of Astronomy in religion and in the management of power among ancient cultures.

Рецензии

A really interesting course, both wide-ranging and detailed. I found some of the astronomical data hard to get my head around, but still thoroughly enjoyed the course - thank you!

It's a wonderful experience to learn this course from this university . Great information and Knowledge i have gained from this ! thank you coursera politecco di milano . :)

In this week we shall learn the basic tools which are needed for studying Archaeoastronomy. Essentially, this means learning Astronomy with the naked eye, since the ancients did not have telescopes, and becoming acquainted with a simple instrument - the magnetic compass - and amazing softwares: virtual globes and digital planetariums.

Преподаватели

Giulio Magli

Ð¢ÐµÐºÑ Ñ‚ видео

Today we explore the sky with powerful instruments and we know that there are millions of galaxies in the universe, each containing billions of stars. We know that the Sun is only one among billions of stars, and that it occupies a peripheral position located in one of the branches of the Milky Way, one among millions of galaxies. Despite of the fact that they didn't have our powerful instruments, many ancient cultures acquired a deep knowledge of the sky as well. However, the celestial bodies available for the observations by these cultures were only those visible with the naked human eye, and their point of view was always that of an observer who is located on an object – the Earth – which is subject to a complex series of motions of its own. The continual changes in the sky observed by them were therefore due to apparent movements. In spite of this, many ancient astronomers devised ingenious methods of observation and made highly accurate measurements, which were reflected in the projects of their monumental architecture. Thus, if we want – as we do - understand these aspects of architecture, we must first study and understand astronomy as they did: with the naked eye, and from the Earth's surface. The centre of mass of our planet moves on an ellipse, with the Sun located at one focus. The plane, which contains the Sun and the orbit of the Earth is called the Ecliptic. The Earth’s axis is not perpendicular to the Ecliptic, but is inclined by 23.5° this angle is called obliquity. Consider now a fixed observer on the Earth's surface. The observer sees all heavenly bodies move as a consequence of his own movements, in particular, the daily terrestrial rotation. We see the sky as a spherical surface, the celestial sphere. To fix a point on a sphere, two numbers are needed as, for instance, latitude and longitude on the Earth. Correspondingly, we can use two numbers called declination and right ascension (measured from a fixed-point gamma), which essentially are latitude and longitude on the celestial sphere. However, there is another important system of coordinates, which is based on the observer placed on the Earth surface: the azimuth-altitude coordinate system. Imagine to project the Earth axis in the sky. There will be an ideal point of intersection: the celestial pole (north or south depending on the hemisphere of the observer). This ideal point is of fundamental importance indeed, we see everything in the sky rotating around the celestial pole. Now, we lower the perpendicular to the horizon from the celestial pole. In this way, we can identify a point on the horizon and a direction on the ground towards it: these are known as geographical north and meridian. The azimuth of a point is the bearing of the point from the observer, measured clockwise round from the geographical north. The altitude of a point is the angle it subtends above the horizontal, as viewed from the observer's position. The first object we want to localize in the sky is, of course, our star, the Sun. To fix ideas on the movement of the Sun as seen by the Earth, it is important to consider two parallels called the tropic of Cancer and the tropic of Capricorn. Their latitudes equal the obliquity of the Ecliptic, north and south respectively. If we are at a latitude greater than the Tropic of Cancer (for instance at Stonehenge, England), the Sun will always culminate to the south, that is, will have an azimuth of 180° at local noon every day. At the horizon, the rising Sun moves from a minimal azimuth, to the north of east, to a maximal azimuth, to the south of east. These are the two solstices: the summer solstice, the longest day of the year, and the winter solstice, the shortest one. At the solstices, the azimuths are attained once a year in all other days, twice a year. In particular, when the Sun rises to the east, assuming a declination equal to zero, we have the two equinoxes. If we are at a tropical latitude -between the two Tropics- the behaviour of the Sun at the horizon is essentially the same, although the arc of azimuths spanned at the horizon is progressively smaller. However, the culmination of the Sun is subject to a important phenomenon. Going towards the summer solstice, there is a day when the Sun passes the zenith, that is, it sits directly overhead an observer at noon: the observer has no shadow. Logically, the day after, the Sun should culminate higher than this, and this of course means that it culminates to the north of the observer. After the summer solstice, the Sun at the horizon retraces its steps, and therefore at culmination it approaches the zenith again eventually we experience a second zenith passage on the symmetric day. If we move to even lower latitudes, the interval of days between the two passages will increase, up to the equator, where the zenith passages will occur at the equinoxes. To sum up, there are four days which can naturally be singled out: the two solstices and the two equinoxes, plus the two days of zenith passages at tropical latitudes. However, it is important to remember that Archaeoastronomy is not just “talking about solstices and equinoxes†, since other solar dates might have been equally, if not more, important for cultural reasons. For example, we shall meet the 21 April, the date of foundation of Rome in the Roman world, as a very special day of the year in the Pantheon.


Kyk die video: Астрономска почетница: Небеске координате Astronomy for beginners: Celestial coordinates (November 2022).