Astronomi

Brøkdel af cirkumpolære stjerner til alle stjerner, der er synlige et sted

Brøkdel af cirkumpolære stjerner til alle stjerner, der er synlige et sted


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.

Vi ved, at cirkumpolære stjerner er stjerner, der ikke rejser sig eller sætter sig. Hvis vi er på et sted med $ phi = 35 ^ o N $. Hvad er brøkdelen af ​​cirkumpolære stjerner for alle stjerner, der er synlige på dette sted?

Jeg ved, at deklinering af disse stjerner er $ delta> 90 - 35 = 55 $ Men jeg ved ikke, hvad er graden af ​​alle stjerner, der er synlige på dette sted, og er fraktionen så enkel som at dele disse to vinkler eller ej?


Svaret afhænger af, hvor detaljeret du vil være. For eksempel,

  1. Ønsker du (a) et omtrentligt svar ved at antage, at stjernerne er ensartet fordelt, eller (b) at bruge den virkelige fordeling af stjerner?
  2. Ønsker du at vide svaret baseret på (a) antallet af stjerner, der er synlige i løbet af året, eller (b) bare en given nat eller (c) bare et øjeblik?
  3. Størrelsesgrænsen på din himmel påvirker, hvor mange stjerner der er synlige. Flere stjerner er synlige fra et mørkt sted i landet end i en by.
  4. Den anden faktor, der har en lille effekt på svaret, er, om du vil medtage atmosfærisk udryddelse eller ej. Stjerner nær horisonten ser ud til at være svagere end deres offentliggjorte størrelse på grund af atmosfæren. Nogle stjerner tæt på den sydlige horisont (i dit eksempel) er ikke synlige, fordi de ikke stiger højt nok.

Kombination 1 (a) og 2 (c) [ensartet fordeling, et øjeblik] kan beregnes ud fra det område af himlen, der er cirkumpolar versus området for halvdelen af ​​himlen. (Som @zephyr antydede, skal du bruge steradianer til at beregne himmelens areal.)

Kombination 1 (a) og 2 (a) [ensartet fordeling, hele året] er også let at beregne ud fra det område af himlen, der er cirkumpolar, og arealet af hele himlen minus det område af himlen, der aldrig stiger (deklination mindre end -55 for dit eksempel).

Enhver anden kombination kræver brug af et katalog over stjernepositioner for at "tælle", hvor mange stjerner der er synlige på et givet øjeblik. Med andre ord, baseret på dag og tid (eller den lokale sideriske tid),

  • beregne højden på hver stjerne.
  • hvis det er over horisonten, skal du beregne, om det er lyst nok til at være synligt i betragtning af himmelforholdene og (valgfrit) atmosfærisk udryddelse
  • hvis det er synligt, skal du stemme stjernen som cirkumpolar eller ej
  • efter at have talt alle stjernerne, skal du udføre den endelige beregning af forholdet.

En sådan beregning ville være let at udføre i et regneark ved hjælp af et katalog som Yale Bright Star Catalog (som muligvis ikke er komplet ned til de svageste synlige stjerner). Jeg lavede en lignende beregning for mange, mange år siden. Se magasinet Sky & Telescope i maj 1994, side 86-88.


Jeg kan ikke finde mine originale beregninger i øjeblikket. Jeg antager, at Sky & Telescope-artiklen er ophavsretligt beskyttet, men jeg fandt en PDF af den på internettet på https://archive.org/details/Sky_and_Telescope_1994-05-pdf.

Her er en tabel fra artiklen, der viser antallet af stjerner, der er synlige på forskellige tidspunkter af natten for en observatør på 40 N breddegrad:


Eksperiment 9: Circumpolar stjerne

Cirkumpolar betyder at cirkel rundt om polen. Cirkumpolar stjerne er en stjerne, der aldrig sætter sig (dvs. den forsvinder aldrig under horisonten til enhver tid, uanset dag og nat eller år) set fra en given breddegrad på grund af dens nærhed til en af ​​de himmelske poler. De bevæger sig mod uret. Det er dog ikke synligt om dagen på grund af solskin. Betegnelse af en stjerne som cirkumpolar afhænger af observatørens breddegrad. På en af ​​jordens poler er alle stjerner på den halvkugle cirkumpolære, mens der ved ækvator ikke er nogen, da kun den ene halvdel af himmelsfæren nogensinde kan ses. For en observatør (med en bredde $ < small phi> $) vil en stjerne, hvis deklination er større end $ < small 90 ^ circ- phi> $, være cirkumpolær, der ser ud til at cirkulere himmelpolen og forbliver altid over horisonten. Der vil dog være nogle stjerner, som aldrig kan ses ud over en bestemt breddegrad.

Demonstration:


Fig 1: Den nautiske trekant til at udlede transformationer mellem de vandrette og ækvatoriale rammer.

Ved hjælp af sfærisk trigonometri og transformationer mellem de vandrette og ækvatoriale rammer kan forholdet mellem forskellige relevante positioner findes at være begynde sin a & = & cos h cos delta cos phi + sin delta sin phi label ,, slut hvor $ < lille a> $ = højde, $ < lille h> $ = stjernevinkel i timen, $ < lille delta> $ = stjernens deklination, $ < lille phi> $ = observatørens bredde . Disse er vist i fig. 1. Ethvert objekts højde er størst, når det er på den sydlige meridian (den store cirkelbue mellem himmelpolerne, der indeholder zenitten). Timevinklen er $ < small h = 0 , hr> $ i det tilfælde, og det kaldes øvre kulmination eller transit. Når $ < small h = 12 , hr> $ kaldes det lavere kulmination. Brug af tidligere relation til $ < small h = 0 , hr> $ finder vi, begin sin a & = & cos delta cos phi + sin delta sin phi & = & cos ( phi- delta) & = & sin (90 ^ circ- phi + delta) ende Så højden ved den øverste kulmination er begynde en_ = venstre < begynde 90 ^ circ- phi + delta, & mbox 90 ^ circ + phi- delta, & mbox ende et. ende Højden er positiv for objekter med $ < small delta> phi - 90 ^ circ> $. Objekter med deklinationer mindre end $ < small phi - 90 ^ circ> $ kan aldrig ses fra breddegraden $ < small phi> $. Ved at bruge forholdet mellem forskellige relevante positioner for $ < small h = 12 , hr> $, får vi begin sin a & = & - cos delta cos phi + sin delta sin phi & = & - cos ( delta + phi) = sin ( delta + phi - 90 ^ circ) ,. ende Ligeledes ved den nederste kulmination er højden $ < lille a_= delta + phi-90 ^ circ> $. Stjerner med en deklination $ < small delta> 90 ^ circ - phi> $ vil aldrig sætte.

Antag, at vi observerer en cirkumpolær stjerne ved sin øvre og nedre kulmination, som vist i fig. 2. Eliminerer $ < small delta> $ fra $ < small a_= 90 ^ circ - phi + delta> $, ved den øvre transit og $ < small a_= delta + phi -90 ^ circ> $ ved den nederste transit, vi får $ < small delta = (a_+ a_)> $. Derfor vil deklinationen være den samme og uafhængig af observatørens placering (breddegrad).

Eksempel: En observatør ved IIT Kanpur

IIT Kanpur ligger omtrent på $ < small 26 ^ circ 28 '12' '> $ nordlig bredde. Herfra er alle stjerner med en deklination højere end $ < small + 63 ^ circ 31 '48' '> $ (mod nordpolen) cirkumpolare. Stjerner med en deklination mindre end $ < small -63 ^ circ 31 '48' '> $ (mod sydpolen) kan aldrig ses af en observeret her.

  • Nogensinde synlig stjerne fra IIT Kanpur: $ < small 30 -> $ Cepheus har en deklination på $ < small + 63 ^ circ35'3.9 ''> $, som har den nærmeste vinkelseparation $ < small sim7 '> $ med IIT Kanpur over en periode på et år. $ < small epsilon -> $ Cassiopeia er ved en deklination på $ < small + 63 ^ circ40'12.27 ''> $, som har den nærmeste vinkelseparation $ < small sim12 '> $ med IIT Kanpur, over en periode på året.
  • Aldrig synlig stjerne fra IIT Kanpur: $ < small epsilon -> $ Circinus har en deklination på $ < small -63 ^ circ36'37.83 ''> $, som har den nærmeste vinkelseparation $ < small sim5 '> $ med IIT Kanpur over en periode på året. $ < small pi -> $ Pavo har en deklination på $ < small -63 ^ circ40'6.06 ''> $, som har den nærmeste vinkelseparation $ < small sim6 '> $ med IIT Kanpur, over en periode på året.
  • Stjernerne med en deklination mellem $ < small + 63 ^ circ 31 '48' '> $ til $ < small -63 ^ circ 31' 48 ''> $ er undertiden synlige fra IIT Kanpur. Det er meget lærerigt at udføre dette astronomiske eksperiment "virtuelt" ved hjælp af den frit tilgængelige planetariumsimulator Stellarium.

De følgende figurer er nyttige til at forstå ideen om en cirkumpolær stjerne.


Koordinatsystemer

Observationsastronomi er rodfæstet i lokalisering, billeddannelse og undersøgelse af en lang række astronomiske objekter, lige fra planeter, måner, asteroider og kometer i vores solsystem til stjerner og tåger i vores galakse og ud til andre galakser, galaksehobe og i sidste ende universet som helhed. Imidlertid er kun en meget lille mængde af objekter, der kan studeres i astronomi, faktisk synlige for det blotte øje. For eksempel kan færre end 10.000 stjerner ses uden hjælp uden teleskoper eller kikkert, og det forudsætter absolut perfekte synsforhold, nul lysforurening og upåklagelig syn. Kontrast dette antal med de anslåede 200 milliarder stjerner i vores egen galakse under perfekte forhold og med det bedste syn omkring os, kan mennesker kun se mindre end 0,000005% af stjernerne i vores galakse.

Hvordan kan vi finde disse andre stjerner og andre galakser gennem vores teleskoper derude, hvis vi ikke kan se stjernerne med det blotte øje for at tilpasse vores teleskoper og kikkert med dem? Mens der er måder at bruge lyse stjerner til at bestemme placeringen af ​​nogle svagere objekter, er dette upålideligt og løser kun problemet for et lille antal yderligere stjerner, tåger og galakser. For at være i stand til konsekvent og let at finde dybe himmelobjekter og stjerner på himlen er vi nødt til at gøre brug af koordinatsystemer. Der er to hovedtyper af koordinatsystemer, som enhver indledende astronomistudent (især en i en astronomilabklasse) skal være fortrolig med. Disse er ækvatoriale koordinater, som giver stjerner relativ placering til hinanden på en stjerneklode kaldet en himmelsk kugle og topocentriske koordinater, der giver et objekts placering i forhold til jorden og jordoverfladen. Hvert koordinatsystem har sine egne unikke fordele og udfordringer, og hver har en vigtig rolle at udfylde observationsastronomi.

24houranswers.com har højtuddannede vejledere med professionel erfaring i at bruge disse koordinatsystemer til at observere gennem teleskoper over hele verden og uddannelsesmæssig erfaring med at undervise disse koordinatsystemer til utallige antal studerende. Gå ikke alene! Lad os hjælpe dig med at forstå, hvordan de to systemer fungerer, deres betydning for astronomer og de nyttige oplysninger om nattehimlen, som de afslører. Når du står over for et problem eller en opgave, der involverer koordinatsystemer i astronomi, så lad os hjælpe - online vejledning og lektiehjælp er altid tilgængelig.

Ækvatoriale koordinater

Ækvatoriale koordinater er astronomers brød og smør, når de taler om stjernernes position. I dette afsnit vil vi udvide nogle af grundene til, at de er så værdifulde for astronomer, når de studerer himlen, men en af ​​de primære årsager er, at ækvatoriale koordinater ikke ændres (eller mere teknisk kun ændres over perioder af år) med tiden af dag, årstid eller placering på Jorden. De er et universelt system, der kan bruges af astronomer over hele verden.

Hvad gør ækvatoriale koordinater? De angiver placeringen af ​​en stjerne eller anden genstand på himmelkuglen. En himmelsk kugle kan betragtes som en klode for stjerner. Det er ikke et rigtigt objekt - et rumskib ville for eksempel ikke pludselig løbe ind i eller ramme den himmelske sfære - men det er en stor repræsentation af, hvor stjerner og andre objekter er i forhold til hinanden med en vigtig advarsel. To genstande placeret tæt på hinanden på himmelsfæren findes tæt på hinanden, når man ser på himlen. Dette betyder dog ikke nødvendigvis, at de er tæt på hinanden i virkeligheden, da himmelkuglen ikke angiver afstand.

To koordinater er nødvendige for nøjagtigt at angive placeringen af ​​et objekt på himmelsfæren: højre opstigning (RA) og deklination (dec). En nem måde at tænke på ækvatoriale koordinater og himmelsfæren er deres tætte parallel med breddegrad og længdegrad og Jordens klode: Højre opstigning svarer til længdegrad, mens deklination er meget tæt på breddegraden.

Afvisning. Lad os først diskutere afvisning. Dekulation, ligesom breddegrad på jordens klode, måles i grader. Matematisk defineres deklinationen ved vinklen mellem en linje, der løber fra midten af ​​jorden til den himmelske ækvator, og en linje, der løber fra midten af ​​jorden og den pågældende stjerne eller genstand. Start- eller nulpunktet for deklination er en cirkel, der løber direkte omkring midten af ​​himmelsfæren. Dette nulpunkt kaldes den himmelske ækvator og er på nøjagtigt det samme sted som Jordens ækvator er på kloden. Deklinationen af ​​den himmelske ækvator er 0 o. Når du bevæger dig væk fra den himmelske ækvator mod nord, øges deklinationen. Maksimumværdien for deklination er +90 o og forekommer ved den himmelske nordpol, hvilket i koncept svarer til Jordens nordpol på en klode. Minimumsværdien for deklination er -90 o og er ligeledes på den himmelske sydpol, svarende til Jordens sydpol. Tallene og målingerne for deklinationen af ​​forskellige pletter på himmelsfæren er identiske med breddegraden på en jordklode med en mindre forskel. For Jorden siger vi, at bredden nord for ækvator er så mange grader nord, og breddegraden syd for ækvator er et bestemt antal grader syd. For eksempel ligger New York City i en breddegrad på 40,7 o N, og Sydney, Australien ligger i en breddegrad på 33,9 o S. Imidlertid bruger vi til deklination i stedet for at bruge Nord og Syd positive og negative tal.

Anvendelser af deklination. Deklination af et objekt er utroligt nyttigt til at bestemme, hvor det kan findes på himlen, og hvad dets generelle bevægelse vil være.

For det første kan en deklination af en stjerne bruges til at finde ud af, om stjernen vil passere direkte over hovedet (dvs. zenit) for en observatør. Reglen er, at en stjerne vil passere direkte over hovedet, hvis og kun hvis dens deklination er lig med bredden af ​​en persons placering på Jorden. Nordlige breddegrader behandles som positive tal og sydlige breddegrader som negative tal. For eksempel har London, Storbritannien en breddegrad på 51,5 o N, så en stjerne med en deklination på +51,5 o passerer direkte over hovedet i London. Stjerner med tilbagegang mindre end en observatørs breddegrad findes mod syd, når de passerer (dvs. når deres højeste punkt på himlen på det sted), mens stjerner med tilbagegang større end en observatørs breddegrad vil være mod nord ved transit. Et hurtigt eksempel på denne regel kan også hjælpe med at identificere nøgleforbindelser mellem himmelsfæren og jordkloden. Hvor skal du hen på Jorden for at den himmelske ækvator skal være i zenith? Deklinationen af ​​den himmelske ækvator er 0 o, så hvis den himmelske ækvator er overhead, skal din placering have en breddegrad på 0 o, hvilket er Jordens ækvator. Med andre ord er den himmelske ækvator direkte overhead for en observatør ved Jordens ækvator. På samme måde er Polaris, North Star, meget tæt på en deklination på +90 o, hvilket betyder, at den er overhead i en breddegrad på 90 o N, også kendt som Nordpolen.

For det andet kan deklination bruges til at estimere, hvor lang en stjerne vil være på himlen og til at sammenligne to stjerner for at bestemme, hvilken der vil være på himlen længst. For observatører på den nordlige halvkugle er reglen, at jo større deklination, jo længere vil stjernen være på himlen hver 24. time. Bemærk dette betyder ikke nødvendigvis, at stjernen vil være synlig, da den kunne være på himlen om dagen, men den vil alligevel være over horisonten. Når du beskæftiger dig med negative afvisninger, skal du tænke på dem som tal på en talelinje. Uanset hvad der er længst til højre, er det større antal og vil være længst på himlen. Så for eksempel vil en stjerne med en deklination på -15 o være på himlen længere end en stjerne med en deklination på -30 o, da -15 er større end -30. Som en basislinje for at få et meget groft skøn over, hvor lange stjerner der vil være på himlen, vil stjerner med en deklination på 0 o være på himlen nøjagtigt 12 timer hver dag, uanset hvilken placering på jorden du observerer fra.

Endelig bestemmer en observatørs placering på Jorden i høj grad, hvilke stjerner de vil kunne se på himlen. For de fleste placeringer (med undtagelse af ækvator og Nord- og Sydpolen) vil der være stjerner, der stiger og sætter sig, stjerner der aldrig kommer over horisonten og aldrig kan ses, og stjerner der er cirkumpolare, hvilket betyder at de er altid over horisonten og ser ud til at bevæge sig i cirkler omkring enten Polaris eller den sydlige himmelske pol. For hver placering på Jorden kan du beregne deklinationerne af stjerner, der falder ind i disse tre kategorier ved hjælp af følgende regler for den nordlige halvkugle:

  1. Stjerner, der stiger eller sætter sig = Alle stjerner med deklinationer> (din breddegrad - 90) og (90 o - din breddegrad).
  2. Stjerner, der aldrig er synlige = Alle stjerner med deklination o)

For eksempel giver vi i tabellen nedenfor deklinationerne for cirkumpolære stjerner, stjerner der aldrig er synlige og stjerner der rejser sig og sættes til fire placeringer på den nordlige halvkugle.

Ingen (Afvisning kan ikke være større end 90 o)

Ingen (Dekulation kan ikke være mindre end -90 o)

San Francisco (lat. = 38 o N)

For observatører på den sydlige halvkugle er reglerne let skiftet:

Bemærk, at i disse situationer behandles en breddegrad på den sydlige halvkugle som et negativt tal.

Right Ascension (RA). Nu hvor vi har diskuteret deklination, skal vi henvende os til dets partnerkoordinere Right Ascension (RA). RA ligner meget længdegrad på en klode. Den måler, hvor en stjerne er placeret omkring den himmelske sfære, ligesom længdegrad fortæller dig, hvor rundt om på kloden et sted er placeret. En nøgleforskel for højre opstigning sammenlignet med længdegrad er, at RA måles ikke i grader, men i timer. RA går fra 0 til 24 timer, og hver time kan yderligere opdeles i minutter og sekunder. Så for eksempel har Betelgeuse, den berømte alfastjerne i Orion, en RA = 5 timer og 55 minutter.

Sikke en forbløffende tilfældighed, at RA løber fra 0 til 24 timer, og at der er 24 timer om dagen! Det er slet ikke tilfældigt, fordi RA har en meget tæt forbindelse med tiden. To stjerner, der er placeret 1 time fra hinanden i RA, vil effektivt også være 1 time fra hinanden i deres bevægelser gennem himlen. Et ord med forsigtighed er dog i orden her. Bare fordi højre opstigning ligner tid på et 24-timers ur, skal du ikke prøve at forbinde dem direkte. Med andre ord, bare fordi en stjerne har en RA = 8 timer, betyder det ikke, at den gør noget unikt eller vigtigt (dvs. stiger, indstiller eller transit) klokken 8 eller 20 på uret. De tidspunkter, det stiger, sætter sig og forsendes, ændrer sig hele året rundt, når jorden kredser om solen. Der er mange referencer, du kan bruge til at finde ud af, hvilken højre opstigning der passerer på et givet tidspunkt eller på et bestemt tidspunkt på en bestemt dag. Et godt, simpelt og nøjagtigt websted er https://www.localsiderealtime.com/ hvor du bare indtaster din længdegrad på Jorden, og det vil fortælle dig Sidereal Time, som er et andet udtryk for Right Ascension, der passerer på et givet øjeblik. Hvis du tjekker dette websted ud, vil du se, at Sidereal-tiden stiger med tiden ligesom på uret - dette skyldes jordens rotation hver 24. time, hvilket betyder, at forskellige stjerner transit på forskellige tidspunkter af dagen / natten.

Når du kender den sideriske tid, der er ved transit, kan du finde ud af, hvor lang tid en stjerne eller objekt i rummet vil passere. Den eneste yderligere nødvendige information er stjerne- eller objektets højre opstigning. Lad os f.eks. Sige, at kl. 20 i øjeblikket er dit sted. Fra at tjekke hjemmesiden ovenfor finder du, at sidetiden er 14 timer. Det betyder, at enhver stjerne med en højrestigning på 14 timer vil være i transit i øjeblikket. Hvad tid vil en stjerne med en højre opstigning på 15 timers transit? Da stjernens højre opstigning (15 timer) er en time større end den højre opstigning overhead (14 timer), betyder det, at stjernen vil passere på nøjagtigt en time, hvilket er 20:00 +1 time eller 9:00. Tilsvarende hvis højre opstigning for stjernen var 12 timer, ville stjernen passere to timer tidligere (da stjernens højre opstigning er to timer mindre end sidetiden), som er 20-22 timer eller 18:00.

Hvis du ikke har adgang til et websted eller en app, der giver dig den store tid på dit sted, hvad er dine muligheder? Det viser sig, at der er en forholdsvis nem måde at gøre dette på baggrund af det vigtige faktum, at den rette opstigning overhead på et bestemt tidspunkt i gennemsnit stiger med 2 timer hver måned eller 4 minutter hver dag. Når du har et udgangspunkt, kan du estimere sidetiden for et andet tidspunkt på dagen eller dagen på året. Det enkleste udgangspunkt at huske er 0 timer. Der går 0 timer ved midnat (dvs. vil være den lokale sidetid) den 20. september. Der er en vis variation på dette baseret på din placering inden for en tidszone, hvor nylig skudår har fundet sted osv., Men det er ret nøjagtigt. Hvordan virker det? Lad os sige, at vi ønskede at finde den tid, kl. 14.00 den 20. november. Da den 20. november er 2 måneder efter den 20. september, betyder det, at sidetiden ved midnat er 0 timer + 4 timer = 4 timer. De 4 timer kommer fra det faktum, at hver måned stiger sidetiden ved midnat med 2 timer, og da der er gået 2 måneder, svarer det til 2 timer x 2 måneder = 4 timer. Da 4 timer går ved midnat, og vi er interesseret i 14:00, skal vi tilføje 14 timer, da 14:00 er 14 timer efter midnat. Dette giver os 4 timer + 14 timer = 18 timer for den sideriske tid kl. 14 den 20. november.

På en sidebemærkning, hvordan defineres 0 timers højre opstigning i første omgang? 0 timer højre opstigning er defineret som højre opstigning af solen i øjeblikket af Vernal-jævndøgn, den første forårsdag. Hvordan defineres Vernal Equinox? Det defineres ved det øjeblik, solen er ved 0 o deklination, bevæger sig fra negative deklinationer til positive deklinationer. På grund af præcession ændres solens placering på himmelsfæren ved Vernal-jævndøgn langsomt over en 26.000 års cyklus, hvilket betyder, at ækvatoriale koordinater for stjerner langsomt ændrer sig. Normalt opdateres hvert 50 år ækvatoriale koordinater for stjerner. I øjeblikket anvendes koordinater, der er indstillet til år 2000, hvor det foregående koordinatsæt er 1950 og derefter 1900 før det.

Nytten af ​​ækvatoriale koordinater. Ækvatoriale koordinater kan være utroligt nyttige, hvis de kombineres med de rette værktøjer til at fortolke dem. En del af deres anvendelighed ligger i, at de ikke ændrer sig eller i det mindste ikke skifter fra dag til dag eller år til år. Placering betyder ikke noget. Tid på dagen eller dagen på året betyder ikke noget. Ækvatoriale koordinater for en stjerne forbliver de samme. I tidligere århundreder blev teleskoper designet til at inkorporere ækvatoriale koordinater og hvordan man bruger dem til at finde stjerner. Nu er computere og automatiserede teleskoper fremragende til nøjagtigt at beregne en lokal sidetid og bruge den til at bestemme placeringen af ​​en stjerne på din placering og tid på dagen og dagen på året baseret på ækvatoriale koordinater. Dette svarer noget til den færdighed, som en computer eller et GPS (Global Positioning System) har til at bestemme den retning, som en person skal gå for at komme til et bestemt sted på Jorden.

Ulemper ved ækvatoriale koordinater. Det faktum, at ækvatoriale koordinater ikke ændres med placering eller tidspunkt på dagen eller dagen på året, kan være en styrke, men også en skade. Det ligner meget situationen med bredde- og længdegrad. Hvis en ven giver dig breddegrad og længdegrad til deres hus og derefter siger: "Find det!", Vil du sandsynligvis have problemer. Sådan kommer du til en bestemt bredde- og længdegrad, afhængigt af hvor du befinder dig på Jorden. Hvis du har adgang til en computer eller GPS, kan koordinaterne dog sættes i computeren, og det kan nemt generere de nødvendige retninger. Tilsvarende, hvis jeg fortæller dig ækvatoriale koordinater for en stjerne og beder dig om at finde den på himlen eller rette din kikkert eller ikke-automatiserede teleskop mod den, kan du godt komme i problemer. En computer eller et automatiseret teleskop kan tage ækvatoriale koordinater og give dig stjernens placering, men på egen hånd er det meget, meget vanskeligt at finde ud af, hvor man skal se for at se stjernen. Der er behov for et andet koordinatsystem, der fokuserer på, hvor man skal se for at se stjerner på himlen.

Topocentriske koordinater.

Topocentriske koordinater angiver placeringen af ​​en stjerne på himlen, ikke på himmelkuglen. Disse koordinater er utroligt nyttige til at beskrive, hvor man finder en bestemt stjerne eller genstand, og også meget enkle at forstå og bruge. Der er dog nogle ulemper ved disse koordinater, som vi vil diskutere i slutningen af ​​dette afsnit. De to koordinater for topocentriske koordinater er højde, der beskriver vinklen på en stjerne eller et andet objekt over horisonten, og azimut, der beskriver den retning, stjernen er placeret i grader på et kompas.

Højde. Højden på en stjerne eller anden genstand er defineret som vinklen på den stjerne over horisonten. Horisonten kan simpelthen betragtes som jordniveau - punktet i rummet direkte ud foran dig. Du kan også se, hvad horisonten betyder ved at forestille dig at gå til stranden og stirre ud over havet. Det punkt i afstanden lige foran dig, hvor det ser ud til, at himlen og vandet kommer sammen, er horisonten. Stjerner, når de stiger eller sætter sig, findes i horisonten og har en højde på 0 o. Højden varierer fra 0 o i horisonten op til 90 o ved zenith, hvilket er punktet i rummet direkte over dit hoved. Du vil aldrig have en højde, der er større end 90 o, og selvom nogle online-programmer giver dig højder, der er o, er højden i virkeligheden heller ikke negativ. Disse computerprogrammer fortolker en negativ højde som en, der er under horisonten og ikke i øjeblikket er synlig på himlen.

Hvordan kan du måle et objekts højde? Mens der er apps, der kan opnå dette på iOS-enheder, er de fleste af dem ikke gratis apps. Der er dog lavteknologiske måder til hurtigt at måle en stjerne eller et andet objekts højde. Denne webside: https://usercontent1.hubstatic.com/5843838_f520.jpg indeholder en udskrivningsbar version af en enhed kaldet et inclinometer. Det ligner en variation på en grundlæggende vinkelmåler, hvilket er præcis hvad den er. For at bruge denne enhed skal du udskrive den (helst på tykkere papir af papir). Hæng derefter et papirclips eller en streng ned fra den sorte cirkel i midten af ​​hældningsmåleren. Sørg for at hænge det, så papirclipsen eller snoren frit kan bevæge sig. Hold nu papiret lodret, så snoren eller papirclipsen frit kan svinge frem og tilbage. Kig derefter hen over toppen af ​​dit stykke papir (dvs. langs den lige linje del af halvcirklen), så du stirrer direkte på den pågældende stjerne eller objekt. Se, hvilket nummer streng eller papirclips hænger ved, og du har målt objektets højde. En anden måde at måle højden på en stjerne eller anden genstand er mindre præcis, men kræver slet ingen værktøjer. Det bygger på ideen om, at du kan bruge din hånd som en estimator for vinkelstørrelse og afstand. Hvis du holder din hånd ud armlængden foran dig, så er vinkelafstanden over knoglen på din pinkfinger ca. 1 o, over tommelfingeren er ca. 2 o, og på tværs af alle knoglerne på din knytnæve er ca. 10 o. Start nu med bunden af ​​din knytnæve lige ud i horisonten og tæl antallet af næver, tommelfingre eller pinkies, der er nødvendige for at komme til din stjerne eller anden genstand, og det giver dig objektets vinkel over horisonten, som er højden. Så hvis det for eksempel tog 2 næver og 3 tommelfingre at måle fra horisonten til en stjerne, så er højden 2 x 10 o (for de to næver) + 3 x 2 o (for de tre tommelfingre) = 26 o . Er denne metode perfekt? Nej - forskellige mennesker har forskellige hænder, men så længe du holder din arm i fuld længde foran dig, er den ret nøjagtig, da folk med større hænder har tendens til at have længere arme.

Ansøgning til Polaris. Placeringen af ​​Polaris, North Star, på himlen afhænger af din placering på Jorden, især din breddegrad. Polaris er direkte over hovedet (dvs. ved zenith) ved Nordpolen og i horisonten for en observatør ved ækvator. Tommelfingerreglen for Polaris højde er, at Polaris højde er lig med din breddegrad på Jorden. For eksempel har Nordpolen en breddegrad på 90 o N, hvilket betyder, at Polaris vil være i en højde på 90 o, hvilket er zenit. Seattle ligger ca. 47 o N, hvilket betyder, at Polaris vil være i 47 o højde eller lidt mere end halvvejs op ad himlen.

Azimuth. Bare at vide, hvor langt op på himlen en stjerne eller en anden genstand er, fortæller dig ikke helt, hvor den er placeret på himlen. Specifikt fortæller det dig ikke, hvilken retning du skal se. Retningskomponenten for topocentriske koordinater kaldes azimut. Azimuth går fra 0 til 360 o og spejler præcist graderne på et kompas. Præcis eller ret nord er 0 o, Due øst er 90 o, Due syd er 180 o, og Due vest er 270 o. Retninger mellem kardinalretningerne kan angives med tal imellem azimuterne i kardinalretningen.

Måling af azimut er enklest ved hjælp af et kompas. Med indbyggede kompasser på de fleste telefoner er alt, hvad en observatør skal gøre, at åbne kompassappen, holde telefonen flad i håndfladen og pege den i retning af stjernen. Uanset hvilket antal kompasset viser, er azimut for den stjerne eller anden genstand. Nogle kompasser vedhæfter retninger som N, NE osv. Til nummeret. Dog er det kun antallet, der betyder noget og ikke bogstaverne, fordi azimut kan angives mest nøjagtigt af azimut og ikke en generel retning. Et faktisk magnetisk kompas kan bruges til at opnå den samme måling. Husk dog, at Jordens magnetiske pol ikke netop er ved Jordens fysiske nordpol, så medmindre der er taget højde for dette uoverensstemmelse, får et magnetisk kompas ikke en så nøjagtig måling af en stjernes azimut.

Fordele og ulemper ved topocentriske koordinater. Topocentriske koordinater er utroligt nyttige til at beskrive, hvor en observatør fandt et objekt på himlen. Derudover er de meget enklere at beregne for en stjerne, som du finder på himlen, end ækvatoriale koordinater er. Den største ulempe ved disse koordinater er imidlertid, at de ikke er universelle. Da stjerner bevæger sig på himlen, og da observatører forskellige steder observerer stjerner forskellige steder, ændres de topocentriske koordinater for en stjerne med tid, dato og placering på Jorden. Derfor, hvis en ven fortæller dig at se på en bestemt højde og azimut for at se en interessant stjerne eller anden genstand på himlen, skal du bede dem om at afklare ikke kun hvilken dag og tid du skal se, men også fra hvilken placering du skal prøve for at finde stjernen eller objektet ved disse koordinater.


Cirkumpolar stjerne

EN cirkumpolar stjerne er en stjerne set fra en given breddegrad på Jorden, der aldrig sætter sig under horisonten på grund af dens tilsyneladende nærhed til en af ​​de himmelske & # 8197-poler. Circumpolar stars are therefore visible from said location toward the nearest pole for the entire night on every night of the year (and would be continuously visible throughout the day too, were they not overwhelmed by the Sun's glare).

All circumpolar stars lie within a relative circumpolar circle, the radius of which equals the observer's latitude. The closer the observer is to the North or South Pole, the larger the circumpolar circle is.

Before the definition of the Arctic was formalized as the region north of the Arctic Circle which experiences the Midnight sun, it more broadly meant those places where the 'bear' constellations (Ursa Major, the Great Bear, and Ursa Minor, the Little Bear) were high in the sky. Thus the word 'Arctic' is derived from the Greek ἀρκτικός (arktikos), 'bearish', from ἄρκτος (arktos), 'bear'.


All Major Circumpolar Constellations

Ursa Major (big bear) and Big Dipper (saucepan)

The Big Dipper (also known as the plough or the saucepan) is part of the Ursa Major or Big Bear constellation. It is easy to locate as a circumpolar asterism with all 7 stars in the formation with apparent magnitudes below 3.3. The 3 stars of the handle Alkaid, Mizar and Alioth are easy to identify as 3 bright stars in a line in the north sky. Once you have identified the handle the pan is simple to identify, with the 4 stars of Megrez, Phecda, Merak, Dubhe. The two stars furthest from the handle form a straight line to Polaris. To locate the north star move 5 times the distance between the 2 stars upward from the saucepan.

The Big Dipper forms the tail and the back half of the torso of the big bear. The handle of the saucepan is the tail and the pan forms half of the torso. The 7 stars of the big dipper are brighter than any other stars in the constellation. The nose and feet of the big bear although not as bright as the Big Dipper stars are still prominent in the night sky.

The back legs are long and extend down from the star at the base of the pan closest to the handle (Phecda). The front half of the torso extends out from the pan and has a pointed tip of the nose (Muscida). The front legs extend down and the two front feet are marked by clear stars in close proximity to each other (Talitha).

You may notice that many stars have Arabic names, this is the legacy of the great Arabic astronomers of the middle ages who made significant advancements in the field.

Cassiopeia

Cassiopeia is the second reference marker. It is another asterism that forms part of the Cassiopeia constellation. Cassiopeia is the constellation that represents the seated queen. Cassiopeia is a 5 star formation in the shape of a W, including Schedar, Caph, Gamma Cassiopeia, Ruchbah, Segin. Each of these stars has an apparent magnitude of below 3.3 and is easy to locate in the north sky. Cassiopeia and the Big Dipper appear on opposite sides of Polaris. From the W formation in Cassiopeia move from the central star 2/5 of the distance towards the Big Dipper to find Polaris. Although other minor stars form part of this constellation, they do not make the figure easier to visualise.

Ursa Minor (small bear) and Small Dipper (saucepan)

From Polaris (the north star) if you draw a direct line down to the horizon this will determine due north. From here you have your co-ordinal points and can determine where to find other constellations.

The north star (Polaris) forms the end of the handle of the smaller bear or saucepan. It also has 7 stars with 3 forming the handle and 4 forming the pot. Unlike Ursa Major, the small bear is a much simpler shape and is only represented by the 7 stars.

Draco

Draco is the dragon constellation. The tail of the dragon runs between Ursa Major and Ursa Minor. The head of the serpent is directly below the pan of the Ursa Minor approximately double the distance of Polaris at the end of the handle in the perpendicular direction. Thuban is the head of the serpent and is a significant as it was the north star 4000 years ago. The early pyramids in Egypt point towards Thuban. The constellation has 14 main stars, with 4 forming the head and 10 forming the tail of the dragon. From the head the tail heads towards Polaris before bending back upon itself and curving around Ursa Minor towards Ursa Major.

Cepheus

Cepheus is a constellation that is often simplified as being a simple house (triangle on top of a square). It is also referenced as being a kings crown although it is more identifiable as a bishops head dress (mitre). Cepheus is the king constellation detailed by Ptolemy. Cepheus is directly alongside the queen constellation of Cassiopeia. Midway between Draco and Cassiopeia. Another reference is that the pointed top of the house is half the distance past the North star from the Big Dipper.

The full constellation of Cepheus also includes some additional stars that form the brim of the hat or balconies of the house. The brightest stars in Cepheus from the wall of the house farthest from Cassiopeia. The stars of Alderamin, Alfirk & Alkidr are the 3 brightest forming the wall and balcony facing Draco.


Beware of bias

The nature of the star is an important factor to take into consideration when you attempt to put together an observing programme.

The slow variation of Mira stars, for example, need not be observed more than three times a month – perfect if you can only manage the odd night here and there to observe.

Eruptive and cataclysmic stars, however, need to be monitored on a nightly basis, which takes a little more dedication.

Bias is a major problem to both inexperienced and experienced observers alike, and it’s important not to over-observe a variable.

A star that varies over a period of 400 days will change in brightness very slowly indeed, so any change in its magnitude is not likely to be noticed on consecutive nights.

However, the memory of the observation made a night earlier will still be fresh in your mind and will be difficult to ignore.

Plan your observing sessions around the period of the stars you are observing.

Limiting magnitudes for various optical instruments

Aperture / Instrument / Limiting mag.

35cm / Schmidt-Cassegrain / +16.7

Choosing the correct star to observe with your chosen instrument is another important consideration.

A 6-inch (15cm) reflector will not show you a ‘dwarf nova’ in outburst if its magnitude range is +15.0 to +18.0.

Likewise, a 12-inch (30cm) reflector is really too large an instrument for the RV Tauri-type star R Scuti, which varies between magnitude +4.2 and +8.6.

Choose your stars carefully and build your programme around the magnitude limits of your telescope or binoculars.

The table above gives limiting magnitudes for a variety of instruments used in light-polluted skies near Birmingham.

This should only be used as a very rough guide, as experience and quality of optics/eyepieces both play a major role on the limiting magnitude.

To inexperienced observers, the prospect of measuring the magnitude of a star to a few tenths of a magnitude may seem daunting, but providing a few procedures are followed accurately, it is straightforward.

The first thing that is required is an accurate variable-star chart.

Magnitudes taken from commercial planetarium software can sometimes lead to inconsistent results when the data is analysed and compared with official charts.
To make the observation, compare the brightness of the variable to two or more of the comparison stars on the chart – one fainter and one brighter.

Two methods are in common use, the Fractional and the Pogson Step method, the former being more suited to beginners.

The Pogson Step is recommended for those who have some experience in this type of observing, as it requires the eye to recognise differences of one tenth of a magnitude.

The fractional method simply requires the brightness of the variable to be expressed as a fraction of the difference between two comparison-star magnitudes.

There are several hurdles to overcome before a confident observation can be made.

Correctly identifying the variable itself is the most common problem faced by the newcomer.

The Purkinje Effect – the shift of the eye’s peak sensitivity towards the blue end of the spectrum at low light levels and its consequences on red stars – is another.

However, the satisfaction of developing a light curve over weeks or months more than makes up for all the preparation that has gone on before.

In our star-hopping guide to observing T Cephei we take a look at how to observe the Mira-type star T Cephei.

It has a range of magnitude from +5.2 to +11.3 over a period of 388 days, it’s circumpolar from the UK and is due at maximum brightness during early November 2005.


How do you know if a star is circumpolar?

Find out everything you need to know about it here. Furthermore, what latitude would you have to go to ensure that no stars are circumpolar?

At the equator (0 o Breddegrad) the star Polaris &ndash the stellar hub &ndash sits right on the northern horizon, so no stjerne kan be circumpolar at the Earth's equator.

Similarly, what are circumpolar stars are more stars circumpolar at the North Pole or in the United States explain? Therefore, more circumpolar stars are visible from the Nordpolen, not the United States. The closer the person is to the nord himmelsk pole, det more circumpolar stars they will be able to see orbiting that particular celestial pole.

Also to know is, how do circumpolar stars move?

Circumpolar stars exist because of the way the Earth rotates. As the Earth moves around its axis, it follows a circular path around one of the poles. Depending on how close you are to either pole, these stjerner may appear to move in small circular paths or not move at all.

Why are there no circumpolar stars at the equator?

At the Earth's equator, no star er circumpolar because all the stjerner rise and set daily in that part of the world. You can (theoretically) see every stjerne in the night sky over the course of one year. In practice, of course, things like clouds and horizon haze get in the way.


From the equator, onecan observe all the stars during a year and half of the sky can be seen from the North Pole.

Explanation of Solution

Introduction:

When earth rotates about its axis in a day and revolves about the Sun, the part of sky changes that can be seen. Stars visible in the North Pole will not be visible in the South Pole. Celestial sphere is an imaginary sphere centered around the earth on which all the celestial bodies are projected.

From any location on the equator, all the stars in the sky will be visible at one time or another throughout the year. From any other latitude except equator, at least a portion of the sky will be permanently out of sight.

From the North Pole, only half the sky is visible. Suppose a man is standing at the north pole. He would be able to see everything in northern celestial hemisphere, but he would not be able to see anything in southern celestial hemisphere.

Want to see more full solutions like this?

Subscribe now to access step-by-step solutions to millions of textbook problems written by subject matter experts!


Lists of stars by constellation

All stars but one can be associated with an IAU constellation. IAU constellations are areas of the sky. Although there are only 88 IAU constellations, the sky is actually divided into 89 irregularly shaped boxes as the constellation Serpens is split into two separate sections, Serpens Caput to the west and Serpens Cauda to the east. The only star that does not belong to a constellation is the Sun. The Sun travels through the 13 constellations along the ecliptic, the 12 of the Zodiac and Ophiuchus. Among the remaining stars, the nearer ones exhibit proper motion, so it is only a matter of t .


Seeing Stars With James Wooten: Celestial rarity, Canopus appears this month

This star map shows the Houston sky at 9 pm CST on February 1, 8 pm CST on February 14, and dusk on February 28. To use the map, put the direction you are facing at the bottom. Taurus, the Bull, is almost overhead. Dazzling Orion, the Hunter is high in the south, with his two dogs behind him. Sirius, the Big Dog Star, is the brightest star we ever see at night. Look for Canopus on the southern horizon below Sirius. Jupiter, in Cancer, is up almost all night long in early February. In the north, the Big Dipper has re-entered the evening sky. Venus and Mars are less than one degree apart on the 21st.[/caption]

This month, Mars remains in the southwest at dusk this month as it moves through Aquarius. Mars continues to fade a little each night as Earth continues to leave it farther behind.

Venus is low in the southwest at dusk. Watch Venus approach the much dimmer Mars, until they are less than one degree apart on February 21.

Jupiter is up all night long on February 6. That’s when Earth passes between the Sun and Jupiter, an alignment called ‘opposition’. At opposition Jupiter rises at sundown and sets at sunrise. Jupiter outshines all stars we ever see at night, so it will be obvious in the east at dusk and in the west at dawn.

Saturn is in the south southeast at dawn.

In February, the Big Dipper only partly risen at dusk. Its two pointer stars—the stars farthest from the handle which point at the North Star, may be high enough to see over trees and buildings.

Taurus, the Bull is now high in the south. Look for the Pleiades star cluster above reddish Aldebaran. Dazzling Orion, the Hunter takes center stage on winter evenings Surrounding Orion are the brilliant stars of winter. Orion’s belt points down to Sirius, the Dog Star, which outshines all other stars we ever see at night. The Little Dog Star, Procyon, rises with Sirius and is level with Orion’s shoulder as they swing towards the south. To the upper left of Orion’s shoulder is Gemini, the Twins.

Under Sirius and low to the southern horizon this month is a star that most Americans never get to see—Canopus. Representing the bottom (keel) of the legendary ship Argo, Canopus is the second brightest star ever visible at night. Thus, it is clearly noticeable along the southern horizon on February and March evenings. However, you must be south of 37 degrees north to see Canopus rise. (This is the line that divides Utah, Colorado, and Kansas from Arizona, New Mexico, and Oklahoma.)

The sky we see depends on our latitude as well as on the time of night and time of year. From any given location in our hemisphere, there is an area of the sky around the North Star in which stars never set (circumpolar stars), and an equivalent area around the South Celestial Pole in which stars never rise. The closer you are to the pole, the larger these areas are. The closer you get to the equator, the fewer circumpolar stars there are, but there are also fewer stars that never rise for you. At the equator, no stars are either circumpolar or never visible all of them rise and set as Earth turns.

That’s why, down here in south Texas, the Big Dipper sets although it’s always up for most Americans. On the other hand, Canopus, too far south to rise for most Americans, rises for us.

Moon Phases in February 2015:
Full February 3, 5:10 pm
Last Quarter February 11, 9:52 pm
New February 18, 5:49 pm
1st Quarter February 28, 11:15 am

The New Moon of February 18 is the second New Moon after the winter solstice. Accordingly, it marks Chinese New Year. The Year of the Horse ends and the Year of the Sheep begins.

Click here for the Burke Baker Planetarium schedule.

On most clear Saturday nights at the George Observatory you can hear me do live star tours on the observation deck with a green laser pointer. If you’re there, listen for my announcement.

James is the Planetarium Astronomer at the Houston Museum of Natural Science. He teaches students every school morning in the planetarium, and also answers astronomy questions from the public.

Efterlad et Svar Cancel reply

Dette websted bruger Akismet til at reducere spam. Lær hvordan dine kommentardata behandles.


Se videoen: Guld fra Stjernen over (November 2022).