Astronomie

Warum ist ein Stern am höchsten Punkt, wenn lokale Sternzeit = RA (Rektaszension)?

Warum ist ein Stern am höchsten Punkt, wenn lokale Sternzeit = RA (Rektaszension)?


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Ich besuche derzeit einen Kurs mit dem Titel Einführung in die Astronomie bei Coursera. Es ist nicht sehr formell, also haben sie keinen Beweis für die Aussage im Titel vorgelegt. Ich verstehe, warum man logischerweise argumentieren könnte, dass, wenn ein Stern auf der Projektion des lokalen Merideans des Beobachters auf die Himmelskugel liegt (ich verstehe, dass diese Projektion die lokale Sternzeit des Beobachters definiert), dieser Stern an seinem höchsten Punkt am Himmel ist.

Ich habe keinen mathematischen Beweis für diese Aussage gefunden und weiß auch nicht, wie ich das Problem geometrisch angehen soll (entweder euklidische Geometrie oder analytische Geometrie).

Ich freue mich über jeden Hinweis oder jede direkte Antwort, wie man das Problem angehen kann. Vielen Dank.


Auf einem geozentrischen Breitengrad $phi$ und Längengrad $lambda$ ist die Höhe oder Höhe $a$ eines Sterns mit Rektaszension $alpha$ und Deklination $delta$ gegeben durch $$egin{aligned} sin given a = sinphi sin delta + cosphi cosdelta cos h&&&&&&(1) end{aligned}$$ wobei $$egin{aligned} h= heta_phi - alpha qquad&&qquad&&qquad&&quad,&&(2) end{aligned}$$ ist der Stundenwinkel zum Stern, ausgedrückt durch die lokale Sternzeit $ heta_{phi}$ und die Rektaszension $ alpha$.

Differenzieren von (1) nach der Zeit ergibt $$egin{ausgerichtet} cos a frac{da}{dt} = & phantom{+},(cosphisindelta - sinphi cosdelta cos h),frac{dphi}{dt} & + ,(sinphi cosdelta - cosphisindelta cos h), frac{ddelta}{dt} & - cosphi cosdelta sin h,frac{dh}{dt} &!!!(3) end{aligned} $$ Obwohl nicht ganz Null, sind die Zeitableitungen von Breitengrad $phi$ und Deklination $delta$ vernachlässigbar klein im Vergleich zu den $2pi$ Bogenmaß pro Sterntag Zeitableitung des Stundenwinkels $h$. Für alle praktischen Zwecke reduziert sich das Obige also auf $$egin{aligned} cos a frac{da}{dt} = - cosphi cosdelta sin h,frac{dh}{dt } quad!&&&&&&(4) end{aligned} $$ Die linke Seite von (4) ist Null bei Extrema des Höhenwinkels. Wir suchen also nach Bedingungen, die die rechte Seite von (4) gleich Null machen. Da $dh/dt$ nicht null ist, ist die rechte Seite nur null, wenn eines oder mehrere von $cos phi$, $cos delta$ oder $sin h$ null ist. Die ersten beiden Fälle ($cos phi = 0$ und $cos delta = 0$) stellen Bedingungen dar, bei denen die Höhe konstant ist. Die einzige interessante Bedingung ist $sin h = 0$, was einen Stundenwinkel von 0° oder 180° bedeutet (der Stundenwinkel muss zwischen 0° (einschließlich) und 360° (ausschließlich) liegen).

Da der Breitengrad $phi$ und die Deklination $delta$ beide zwischen -90° und +90° liegen, repräsentiert die Bedingung $h=180^{circ}$ die minimal mögliche Höhe, während $h=0$ die maximale mögliche Höhe. Von (2) bedeutet $h=0$ $ heta=alpha$, oder lokale Sternzeit ist gleich Rektaszension.


Sternzeit

Sternzeit ist ein Adjektiv, das “…von oder sich auf Sterne bezieht.” Die Sternzeit ist also die Sternzeit im Gegensatz zur bekannteren mittleren Sonnenzeit. Um explizit zu sein, Sternzeit ist der Stundenwinkel der Frühlings-Tagundnachtgleiche. Der Stundenwinkel (HA) eines Sterns (oder eines anderen Himmelsobjekts) ist die lokale Sternzeit (LST) minus der Rektaszension (RA) des Sterns.

Das Wort “local” bedeutet relativ zu einem bestimmten Meridian, im Allgemeinen dem Meridian (Längengrad) des Beobachters. Dies ist von entscheidender Bedeutung, da die Sternzeit ohne Angabe eines Meridians bedeutungslos ist.

Die Zeichnung am Ende der Seite zeigt die Himmelskugel, ein von Menschenhand geschaffenes Konstrukt aus der Antike, einer Zeit vor Kopernikus, als Astronomen an ihre Existenz glaubten. Die Kugel war groß genug, um alles im bekannten Universum mit den an ihrer Oberfläche befestigten Sternen einzuschließen. Die Kugel sollte sich nach Westen drehen, im Gegensatz zu unserem derzeitigen Wissen, dass sich die Erde nach Osten dreht und die Himmelskugel nicht existiert. Dennoch ist das Konzept durchaus brauchbar. Wenn wir den Äquator und die Achse der Erde bis zur Grenze der Kugel verlängern, erhalten wir den Himmelsäquator und den Himmelspol. Der Himmelsäquator bietet einen stabilen (Trägheits-) Referenzrahmen zum Auffinden von Himmelsobjekten. Die Position dieser Objekte wird üblicherweise durch ihre äquatorialen Koordinaten der Rektaszension und Deklination ausgedrückt. Während der Stundenwinkel entlang des Himmelsäquators relativ zum Meridian des Beobachters nach Westen zunimmt, nehmen die Rektaszensionswerte ab der Frühlings-Tagundnachtgleiche entlang des Himmelsäquators nach Osten zu. Die Frühlings-Tagundnachtgleiche wird gewählt, weil es sich um einen “festen” Raumpunkt handelt, ein Punkt, der als aufsteigender Knoten der Ekliptik auf der Äquatorialebene definiert ist. [Nebenbei: Ostwärts ist eine kreisförmige Bewegung gegen den Uhrzeigersinn, wenn vom Himmelsnordpol aus betrachtet, und nach Westen ist eine kreisförmige Bewegung im Uhrzeigersinn.] Da die Frühlings-Tagundnachtgleiche der Ausgangspunkt ist, von dem aus alle Rektaszensionswerte gemessen werden, ist ihre Rektaszension notwendigerweise Null , wodurch die für Himmelsobjekte verwendete Stundenwinkelgleichung auf die für Sternzeit verwendete Stundenwinkelgleichung reduziert wird:

Der Zusammenhang zwischen Stundenwinkel, Rektaszension und lokaler Sternzeit ist in der folgenden Zeichnung dargestellt. Ein lokaler Meridian, der sich auf die Horizontebene eines Beobachters bezieht, wird ebenfalls angezeigt. Die Himmelskugel soll sich nach Westen drehen und dabei die Frühlings-Tagundnachtgleiche und die Sterne mit sich führen. Wenn der Stundenwinkel der Frühlings-Tagundnachtgleiche beispielsweise acht Stunden beträgt, ist es acht Uhr Sternzeit am lokalen Meridian. Und wenn die RA eines Sterns um 8 Uhr Ortszeit 11 Stunden beträgt, ist seine HA 21 Stunden westlich des Meridians, was häufiger als . bezeichnet wird minus 3 Stunden oder 3 Stunden östlich des Meridians. Eine Stunde später hat sich die Kugel nach Westen gedreht, der Stundenwinkel der Frühlings-Tagundnachtgleiche beträgt neun Stunden und die Sternzeit am Meridian ist 9 Uhr. Ein neuer Sterntag beginnt, wenn die Frühlings-Tagundnachtgleiche den lokalen Meridian durchquert. Beachten Sie, dass in der Astronomie 24-Stunden-Uhren (sowohl Stern- als auch Mittelsonnenuhren) gegenüber der bekannteren 12-Stunden-Uhr verwendet werden, deren Bezeichnungen AM und PM zu Verwirrung führen können. Beachten Sie auch, dass, während die Frühlings-Tagundnachtgleiche und die RA-Werte (rot in der Zeichnung) an der Himmelskugel angebracht sind und beim Drehen der Kugel relativ zum lokalen Meridian nach Westen getragen werden, die Stundenwinkelwerte (blau in der Zeichnung) relativ zum lokalen Meridian und bewegen Sie sich nicht.


Warum ist ein Stern am höchsten Punkt, wenn lokale Sternzeit = RA (Rektaszension)? - Astronomie

Sky Map-Applet
zeigt die hellen Sterne und Planeten (Merkur, Venus, Mars, Jupiter, Saturn)

Geben Sie die Koordinaten (Dezimalgrad) für den Breiten- und Längengrad ein und drücken Sie auf "Eingabe anwenden":
nördliche Breiten positiv, südliche negativ,
Längengrade östlich von Greenwich positiv, westlich von Greenwich negativ.

Sie können die Tasten verwenden ich, w, d, h, nein um Monat, Woche, Tag, Stunde oder Minute zu erhöhen,

oder shift Taste und ich, w, d, h, nein um Monat, Woche, Tag, Stunde oder Minute zu verringern.

Verwenden Sie den Schlüssel l oder L den Breitengrad ändern

Klicken Sie zuerst in den Applet-Bereich!

<applet archive="JavaClasses.jar" code="SkyMap0991.class" WIDTH=600 HEIGHT=650>

<PARAM NAME=Passwort VALUE="ersetzen">

<PARAM NAME=email VALUE="ersetzen">

<PARAM NAME=Standort VALUE="Berlin">

<PARAM NAME=Breitengrad VALUE="52.51">

<PARAM NAME=Längengrad VALUE="13.41">

<PARAM NAME=Zeitzone VALUE="auto">

Die ersten Elemente des Breiten- und Längengrad-Menüs sind die der Applet-Parameterwerte, die durch Textbearbeitung bearbeitet werden können.

Mit dem Zeitzonenparameterwert "auto" verwendet das Applet die Zeitinformationen der Systemuhr. Andernfalls geben Sie den Zeitzonen-Offset ein, z.B.
WERT="-8" für Kalifornien, USA.

Visuelle Größe der Sterne, die im Applet angezeigt werden sollen.

Äqui. Farbe:
Die Äquinoktialfarbe ist ein großer Kreis auf der Himmelskugel, der durch die Himmelspole und die Tagundnachtgleichen verläuft.

Der Mond und sein Teil der Scheibe beleuchtet.
(+) zunehmender Mond
(-) abnehmender Mond

Die Richtung von Sonne und Mond
(unterhalb des Horizonts)

Klicken Sie auf einen Stern, um den Namen, die Größe, die Rektaszension und die Deklination abzurufen.

Die lokale mittlere Sternzeit ("Sternzeit") an einem bestimmten Ort ist der Stundenwinkel des Frühlingspunkts (Widder) oder der Rektaszension der durchlaufenden Sterne (Sterne auf Ihrem lokalen Himmelsmeridian).

1) Um LMST 00:00 liegt der Widderpunkt auf dem lokalen Himmelsmeridian.

2) Zur lokalen mittleren Sternzeit 19:51 befindet sich der Stern Altair (RA 19.84h) auf dem lokalen Himmelsmeridian:

Die totale Sonnenfinsternis vom 29. März 2006 von der Türkei aus gesehen (Antalya, ca. 37 N, 31 E):


Siderale Zeit

Sternzeit ist ein Maß für die Position der Erde bei ihrer Rotation um ihre Achse oder die Zeit, die durch die scheinbare Tagesbewegung der Frühlings-Tagundnachtgleiche gemessen wird, die der Bewegung von Sternen sehr nahe kommt, aber nicht mit ihr identisch ist. Sie unterscheiden sich durch die Präzession der Frühlings-Tagundnachtgleiche in Rektaszension relativ zu den Sternen.

Der Sterntag der Erde unterscheidet sich auch von seiner Rotationsperiode relativ zu den Hintergrundsternen durch das Ausmaß der Präzession beim Rektaszens während eines Tages. Sideralzeit bedeutet, die Zeit relativ zur Position der Sterne zu messen.

Die Sternzeit ist definiert als der Stundenwinkel der Frühlings-Tagundnachtgleiche. Wenn der Meridian der Frühlings-Tagundnachtgleiche direkt über dem Kopf liegt, ist die lokale Sternzeit 00:00. Die Greenwich-Sternzeit ist der Stundenwinkel der Frühlings-Tagundnachtgleiche am Nullmeridian in Greenwich, England, die lokalen Werte unterscheiden sich je nach Längengrad. Wenn man sich in östlicher Richtung auf dem Längengrad 15° bewegt, ist die Sternzeit um eine Stunde länger (beachten Sie, dass sie bei 24 Stunden umläuft). Anders als bei der Berechnung der lokalen Sonnenzeit werden Unterschiede auf die Genauigkeit der Messung gezählt, nicht nur in ganzen Stunden.

Sternzeit wird an astronomischen Observatorien verwendet, weil die Sternzeit es sehr einfach macht, herauszufinden, welche astronomischen Objekte zu einem bestimmten Zeitpunkt beobachtet werden. Objekte werden am Nachthimmel mit Rektaszension und Deklination relativ zum Himmelsäquator lokalisiert, und wenn die Sternzeit der Rektaszension eines Objekts entspricht, befindet sich das Objekt an seinem höchsten Punkt am Himmel oder zu dem Zeitpunkt, an dem es am besten platziert ist zur Beobachtung.

Die Sonnenzeit wird durch die scheinbare Tagesbewegung der Sonne gemessen, und der lokale Mittag in der Sonnenzeit ist definiert als der Moment, in dem die Sonne ihren höchsten Punkt am Himmel erreicht (genau nach Süden oder Norden, je nach Breitengrad des Beobachters und der Jahreszeit). . Die durchschnittliche Zeit, bis die Sonne ihren höchsten Punkt erreicht, beträgt 24 Stunden.

Während der Zeit, die die Erde für eine Rotation um ihre Achse benötigt (ein Sterntag), bewegt sich die Erde eine kurze Strecke (ungefähr 1°) auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne. Nach einem siderischen Tag muss sich die Erde noch um einen kleinen zusätzlichen Winkelabstand drehen, bevor die Sonne ihren höchsten Punkt erreicht. Ein Sonnentag ist fast 4 Minuten länger als ein Sterntag.

Die Sterne sind so weit entfernt, dass die Bewegung der Erde auf ihrer Umlaufbahn einen im Allgemeinen vernachlässigbaren Unterschied in ihrer scheinbaren Richtung ausmacht und sie daher an einem Sterntag zu ihrem höchsten Punkt zurückkehren. Ein Sterntag ist fast 4 Minuten kürzer als ein mittlerer Sonnentag. Eine andere Möglichkeit, diesen Unterschied zu erkennen, besteht darin, zu bemerken, dass sich die Sonne relativ zu den Sternen einmal im Jahr um die Erde zu bewegen scheint. Das heißt, es gibt einen Sonnentag weniger pro Jahr als Sterntage.


Laufzeiten und Deklinationstabellen

Diese Seite beschreibt die Verwendung einer Reihe von Tabellen, aus denen Sie die Transit-, Auf- und Untergangszeit und den Azimut der Sonne und der 5 großen Planeten nur durch Addition und Subtraktion für jeden Ort zwischen 25 und 60 Grad Breite finden können. Sie können die Tabellen auch verwenden, um die Transit-, Anstiegs- und Untergangszeit sowie den Azimut jedes anderen Objekts zu ermitteln, wenn Sie die grobe RA und Deklination des Objekts kennen.

  • Transitzeiten der Sonne und der großen Planeten für jede Woche im Jahr - diese Tabelle ändert sich von Jahr zu Jahr, kleine Änderungen für die Sonne, aber große Änderungen für die großen Planeten.
  • Sternzeit um Mitternacht Ortszeit für jeden Tag des Jahres. Diese Tabelle ändert sich Jahr für Jahr um einige Minuten Sternzeit, je nachdem, wo wir uns im Schaltjahrzyklus befinden. Diese Tabelle wird verwendet, um RA aus der Transitzeit für die Sonne und Planeten und die Transitzeit aus der RA von jedem anderen Objekt, für das Sie planen möchten, zu erhalten.
  • 'Semi-Dirunal-Bogen' für verschiedene Beobachter-Breitengrade und Objektdeklinationen - diese Tabelle ändert sich nicht und gibt Ihnen die Auf- und Untergangszeit für ein Objekt auf Ihrem Breitengrad an, wenn Sie die Transitzeit und Deklination kennen.
  • 'Amplitude' des Auf- oder Untergangs für verschiedene Beobachter-Breitengrade und Objektdeklinationen - diese Tabelle ändert sich nicht von Jahr zu Jahr.

Die Genauigkeit ist normalerweise besser als 5 Minuten und selten schlechter als 10 Minuten - besser als eine Planisphäre oder ein Diagramm und gut genug für die meisten Planungszwecke. Sie können die Tabellen auch verwenden, um die grobe RA der Sonne und eines der 5 großen Planeten zu finden.

Sie können die Tabellen so verwenden, wie sie aus einer Vielzahl von mittleren nördlichen Breitengraden vorliegen - Tabellen können im Adobe Acrobat-Format heruntergeladen werden, um die Formatierung beizubehalten. Die Tabellen werden mit einer MS Excel-Tabelle berechnet - Sie können die Tabelle herunterladen und für verschiedene Anwendungen oder Breitengrade anpassen.

Koordinaten, Winkel und Formeln

Stellen Sie sich vor, Sie schauen gegen 22:30 Uhr in einer klaren Nacht im späten Dezember auf der Nordhalbkugel genau nach Süden, sagen wir um den 52. Breitengrad. Gleich zu Ihrer Linken bemerken Sie die bekannte Form von Orion, mit Rigel als unterem rechten Fuß des Riesen.

Im Laufe der Zeit wird Rigel Ihren Meridian überqueren, wo der Stern gegen 23 Uhr seinen höchsten Punkt über dem Horizont erreicht. Dann bewegt sich der Stern nach Westen um den Himmel herum und geht am nächsten Morgen gegen 4:30 Uhr unter. Wenn Sie einen klaren Westhorizont haben, werden Sie feststellen, dass der Stern etwa 13 Grad südlich von genau West untergeht (Peilung 257 Grad).

Der Weg, den Rigel durch den Himmel beschreibt, hängt von der Deklination des Sterns und Ihrem Breitengrad auf der Erde ab. Die Transitzeit hängt von der Rektaszension des Sterns und der von den Sternen angegebenen Tageszeit (der Sternzeit) ab. Das Diagramm unten kann diese Winkel verdeutlichen.

Ihr Horizont wird gelb angezeigt. Die Ebene der Seite (Bildschirm?) enthält Ihren Meridian, der Großkreis enthält die Nord- und Südpunkte an Ihrem Horizont und den Zenit direkt über Ihrem Kopf. Der Himmelsnordpol P ist der Drehpunkt, um den sich das Sternenrad zu drehen scheint. Wenn ein Stern Ihren Meridian kreuzt, entspricht die Sternzeit genau der Rektaszension des Sterns, sodass der Stundenwinkel (gleich ST - RA) des Sterns Null ist. Vor diesem Zeitpunkt ist der Stundenwinkel negativ (oder positiv und größer als 12 Stunden) und danach positiv.

Die Deklination des Sterns ist der Winkel zwischen dem Stern und dem Punkt, an dem der Großkreis vom Himmelspol P durch den Stern den Himmelsäquator kreuzt. Der Stern in diesem Diagramm hat eine positive oder Norddeklination. Rigel hat eine negative oder Süddeklination. Es ist die Beziehung zwischen der Deklination eines Sterns und Ihrem Breitengrad, die sowohl die Länge des Bogens über Ihrem Horizont als auch den Punkt an Ihrem Horizont definiert, an dem der Stern aufgeht. Das Diagramm unten definiert zwei wichtige Winkel.

Der Halbtagesbogen ist der halbe Bogen, den sich der Stern über dem Horizont befindet - definiert als der Bogen von T zu 'Mengen' im obigen Diagramm. Auf der Nordhalbkugel ist der Halbtagsbogen größer als 90 Grad oder 6 Stunden, wenn der Stern eine positive Deklination hat, und weniger als 90 Grad oder 6 Stunden, wenn der Stern eine negative Deklination hat. Auf der Südhalbkugel kehren sich diese Regeln um. Eine elegantere Art, dies zu sagen, ist zu sagen, dass der Halbtagesbogen größer als 90 Grad ist, wenn die Namen der Deklination und Ihres Breitengrads gleich sind, und weniger, wenn die Namen gegensätzlich sind. Der Halbtagesbogen wird normalerweise in Stunden und Minuten der Sternzeit angegeben, und diese Zeit kann zur lokalen Sonnendurchgangszeit addiert und subtrahiert werden, um die ungefähren Auf- und Untergangszeiten des Sterns zu erhalten. Streng genommen sollten wir die halbtägige Bogenperiode mit 0,99727 multiplizieren, um die Periode in UT-Stunden zu erhalten, aber der maximale Fehler beträgt 2 Minuten in 12 Stunden, daher vernachlässige ich diese Korrektur!

Die Amplitude des Sterns ist die Größe des Winkels zwischen dem Punkt auf Ihrem (mathematischen, fiktiven) Horizont, an dem der Stern untergeht, und genau nach Westen. Es ist derselbe Winkel zwischen dem Punkt an Ihrem Horizont, an dem der Stern aufgeht, und genau nach Osten. Wenn die Deklination des Sterns und der Breitengrad den gleichen Namen haben, wird die Amplitude von 90 abgezogen und zu 270 addiert, um die Peilungen von Auf- und Untergang zu erhalten. Bei gegensätzlichen Namen addiert sich die Amplitude zu 90 und subtrahiert von 270 Grad.

Die Amplitude und der Halbtagsbogen hängen nur von den Werten Ihres Breitengrades und der Deklination des Sterns ab - die Tabellen dieser beiden Winkel sind also für jedes Jahr gültig. Tatsächlich fand ich in einem Satz von 8-stelligen Tabellen aus dem Jahr 1924 Amplitudentabellen und den Halbtagesbogen.

Grenzen: Ich kann Canopus nicht von 52 Nord aufsteigen sehen. Canopus hat eine Deklination von 52 Grad 42 Minuten südlich. Der südlichste Stern, den ich über dem Horizont sehen kann, hat eine Deklination von 37 Grad 30 Minuten südlich. Ebenso ist Deneb im Schwan hier oben immer über dem Horizont (obwohl im Winter von der Sonne verdeckt). Die halbtägigen Bögen von Canopus und Deneb werden in meinem Breitengrad "vom Tisch" sein. Der Colatitude oder 90 - Breitengrad gibt die begrenzende Deklination an.

Formeln

Ein Stern geht auf und unter, wenn die Höhe des Sterns null ist (in diesen Tabellen vernachlässigen wir die Refraktion). Unter Verwendung der Formeln zum Umwandeln von Äquatorkoordinaten in Horizontkoordinaten und Einstellen der Höhe auf Null können wir Ausdrücke für den Halbtagesbogen und die Amplitude ableiten.

Die obige Formel gibt den Stundenwinkel beim Einstellen oder Steigen an. Denken Sie daran, dass der Stundenwinkel beim Transit per Definition null ist, also ist H auch der Wert des Halbtagesbogens.

Die Tabellen des Halbtagesbogens stellen einfach acos(-tan(dec) *tan(phi)) für verschiedene Kombinationen von Breitengrad und Deklination dar.

Laden Sie die Tabellen herunter oder drucken Sie sie aus

Ich verwende eine MS Excel-Tabelle mit benutzerdefinierten VBA-Funktionen, um die Tabellen zu berechnen. Die Methoden sind Näherungswerte – mittlere Elemente für die Planetenpositionen und eine einfache „Formel mit geringer Genauigkeit“ für die Sonne. Die Tabellen werden dann als Adobe Acrobat (.PDF)-Dokumente gespeichert, um die Formatierung beizubehalten. Tabellensätze für die nächsten Jahre können unten heruntergeladen werden, und Sie können auch die Excel-Tabelle herunterladen, um die Tabellen nach Ihren Wünschen anzupassen.

Verwenden der Tabellen

Ich denke, der beste Weg, diese Tabellen zu erklären, sind Beispiele.

Laufzeit für einen Stern

Angenommen, wir möchten wissen, wann Castor in Gemini am 1. Januar 2002 durchquert. Castor hat eine RA von 7h 35m und eine Deklination von 32 Grad Nord. Wir müssen die Sternzeittabelle verwenden, um die Sternzeit an dem fraglichen Tag zu finden.

Jetzt schauen wir uns Castor näher im Juni an, sagen wir am 14. Juni.

Planeten- und Sonnentabellen

Die Laufzeiten für die Sonne und die 5 großen Planeten sind direkt in den Tabellen angegeben. Die Deklination wird ebenfalls gradgenau angegeben - gut genug für diese Tabellen. Um die Transitzeit von Jupiter am 14.02.2002 zu finden, schlagen Sie einfach den 14.02.2002 in den Tabellen nach - die Transitzeit in Ortszeit beträgt 20h 51m und die Deklination von Jupiter ist 23 Grad Nord.

Die Sonne für diesen Tag hat eine Transitzeit von 12h 14min und eine Deklination von 13 Grad Süd. Jupiter wird am Abendhimmel gut sichtbar sein, da er sich 8h 37m „hinter“ der Sonne befindet.

Sie benötigen die Transitzeiten, um die Aufgangs- und Untergangszeiten der Planeten oder eines anderen Objekts zu berechnen.

Anstiegs- und Abbindezeiten - der Halbtagesbogen

  • Suchen Sie in der Tabelle den Wert, der der Deklination des Objekts und Ihrem Breitengrad entspricht
  • Wenn die 'Namen' von Deklination und Breite gleich sind (dh beide Süd oder beide Nord), gibt die Tabelle den Halbtagesbogen direkt an.
  • Wenn die 'Namen' gegensätzlich sind (ein Norden, der andere Süden), gibt die Tabelle den halbnächtigen Bogen an, dh die Hälfte der Zeit, in der sich das Objekt unter dem Horizont befindet. Um den Halbtagesbogen zu finden, ziehen Sie einfach die Tabellenzahl von 12 Stunden ab.
  • Nachdem Sie den Halbtagesbogen gefunden haben, addieren und subtrahieren Sie diese Zeit einfach zur Transitzeit des Objekts und Sie haben eine Schätzung der Anstiegs- und Untergangszeit.
  • Zeiten über 24 Stunden bedeuten nur, dass die Einstellung am nächsten Tag erfolgt - ziehen Sie einfach 24 Stunden von der Zeit ab.

Jupiter bewegt sich am 14. Februar um 20:51 Uhr, wir erhalten also Auf- und Untergangszeiten von 12:22 Uhr und 29:20 Uhr (dh 05:20 Uhr am 15. Februar).

Die Sonne am 14. Januar 2002 hat eine Deklination von -13 oder 13 Grad Süd. Die Tabelle gibt den halbnächtlichen Bogen als 7h 17m für 55 Grad Nord an, also ist der halbtägige Bogen 12 - 7h 17m = 4h 43m. Die Sonne geht an diesem Tag um 12:14 Uhr durch, geht also um 7:31 Uhr auf und um 16:57 Uhr unter.

ICE zeigt, dass Jupiter um 12:10 Uhr aufgeht, um 20:47 Uhr übergeht und am nächsten Tag um 05:24 Uhr untergeht, und die Sonne um 7:25 Uhr aufgeht, um 12:14 Uhr durchgeht und um 17:04 Uhr untergeht.

Die geschätzten Zeiten aus diesen Tabellen berücksichtigen keine Refraktion, so dass mit Fehlern von 5 bis 15 Minuten gerechnet werden kann.


Glossar der Astronomie & fotografische Begriffe

Dieses Glossar mit astronomischen Begriffen enthält Definitionen für einige der gebräuchlichsten Wörter, die in der Astronomie, Kosmologie, Astrophysik und Weltraumforschung verwendet werden, und verlinkt Sie, wenn möglich, zu Artikeln mit ausführlichen Erklärungen, Bildern und Links zu verwandten ausführlichen Artikeln auf dieser Website .

Das ursprüngliche System zur Bewertung von fotografischem Material, das von der American Standards Association entwickelt wurde. Anstelle der ASA wird nun das ISO-Bewertungssystem verwendet.

Die Unfähigkeit eines Objektivs, ein perfektes, scharfes Bild zu erzeugen, insbesondere zum Rand des Objektivfeldes. Dies liegt daran, dass nicht jede Farbe im optischen Spektrum auf einen einzigen gemeinsamen Punkt auf der optischen Achse fokussiert werden kann. Diese Fehler können durch zusammengesetzte Linsenkonstruktionen und die Verwendung kleiner Blenden verringert werden.

Absolute Helligkeit ist die scheinbare Helligkeit m, die ein Objekt haben würde, wenn es sich in einer Standardhelligkeitsentfernung von uns befindet.

Rundfassung, in verschiedenen Größen erhältlich, die die Verwendung von Zubehör wie Filtern mit Objektiven mit unterschiedlichen Durchmessern ermöglicht.

Eine Technologie zur Verbesserung der Leistung optischer Systeme durch Reduzierung der Auswirkungen sich schnell ändernder optischer Verzerrungen. Adaptive Optik funktioniert, indem sie die Verzerrung misst und schnell kompensiert, entweder durch verformbare Spiegel oder Materialien mit variablen Brechungseigenschaften.

Alpha Centauri ist das der Erde am nächsten liegende Sternensystem. Der dunkelste Stern im System, Proxima Centauri, ist außer unserer Sonne der nächste Stern zu uns.

Eine Art von Teleskopmontierung, die sich nur "nach oben" und "nach unten" bewegt (Höhe und Azimut).

Die Höhe ist der Winkel des Objekts vom Horizont des Beobachters. Befindet sich ein Objekt am Horizont, beträgt seine Höhe 0 Grad. Befindet er sich im Zenit des Beobachters, beträgt seine Höhe 90 Grad.

Der Winkelabstand misst den Anteil eines Kreises, aus dem der betreffende Bogen besteht. Der Winkelabstand wird in Grad, Bogenmaß, Altminuten ausgedrückt.

Drehimpuls ist eine impulsartige Größe, die mit einer Kreisbewegung um eine Drehachse verbunden ist.

Eine Sonnenfinsternis, bei der die Sonne wie ein "Ring" oder "Ring" aussieht. Der Ring ist sichtbar, wenn der Mond während der Sonnenfinsternis die Sonnenscheibe nicht vollständig bedeckt.

Die Öffnung ist die Größe der Hauptlinse (oder des Spiegels) eines Teleskops.

Die scheinbare Helligkeit ist ein Maß für die Helligkeit eines Himmelskörpers von der Erde aus gesehen. Je niedriger die Zahl, desto heller das Objekt. Negative Zahlen zeigen extreme Helligkeit an. Der Vollmond hat eine scheinbare Helligkeit von -12,6, die der Sonne ist -26,8. Unter idealen Bedingungen kann das menschliche Auge Objekte bis zur 6. Größe sehen.

Eine Bogenminute ist ein Maß für die Winkligkeit und entspricht einem Sechzigstel Grad (ein Kreis hat 360 Grad).

Eine Bogensekunde entspricht einem Sechzigstel einer Bogenminute.

Fehler im von der Kamera erzeugten Bild, entweder durch die Sensor- und Kameraverarbeitung oder durch die Speichermethode. JPEG ist bekannt für Artefakte, da es das Bild komprimiert. Artefakte können auch die Form von "Zacken" auf diagonalen Linien annehmen, die sie wie Treppen erscheinen lassen.

Asterismen sind eine Untergruppe einer Konstellation und bestehen aus einer Gruppe von Sternen, die entweder Teil der Hauptkonstellation sind oder getrennt sind.

Nachts ist die äußere Oberfläche der Netzhaut lichtempfindlicher als das Zentrum. Wenn Sie ein schwaches Objekt leicht auf eine Seite schauen, fällt das Licht auf den empfindlicheren äußeren Teil der Netzhaut und zeigt normalerweise schwache Details, die bei direktem Blick auf das Objekt nicht sichtbar wären. Sehen wir deshalb nur Geister und Erscheinungen im Augenwinkel?

Azimut ist der Winkel des Objekts vom Nordpunkt des Beobachters (auf den Horizont projiziert). Wenn ein Objekt genau im Norden liegt, beträgt sein Azimut 0 Grad. Wenn es genau nach Osten liegt, beträgt sein Azimut 90 Grad usw. Um ein Objekt am Himmel zu finden, werden zwei Koordinaten benötigt, seine Höhe und sein Azimut.

Bailys Perlen sind perlenartige Lichtblitze, die etwa 15 Sekunden vor und nach der Totalität während einer Sonnenfinsternis erscheinen.

Hier scheinen sich gerade Linien bei Weitwinkelaufnahmen in der Nähe des Bildrandes nach außen zu biegen.

Ein schwarzer Körper ist ein idealisierter Körper, der ein perfekter Strahler und perfekter Absorber elektromagnetischer Strahlung ist. Ein schwarzer Körper absorbiert nicht nur alle Wellenlängen der Energie und strahlt bei allen Wellenlängen, sondern er tut dies mit der maximal möglichen Intensität für jede gegebene Temperatur. Ein Stern ist eine gute Annäherung an einen schwarzen Körper, da Sterngase sehr gute Energieabsorber sind.

Ein Schwarzes Loch ist ein supermassives Objekt im Weltraum, das so dicht ist, dass sein Gravitationsfeld innerhalb eines bestimmten Radius nichts aus ihm herauslässt, nicht einmal Licht.

Der zweite Vollmond im selben Kalendermonat. Ein seltenes Ereignis.

Die Blauverschiebung ist das Gegenteil von Rotverschiebung, wobei letztere aufgrund ihrer Bedeutung für die moderne Astronomie viel stärker beachtet wird. Es wird auch informell verwendet, um auf eine hypsochrome Verschiebung in der Photochemie zu verweisen.

Die Cassini-Division ist die dunkle Hauptteilung zwischen den größten Saturnringen, den A- und B-Ringen.

eine imaginäre Linie um die Mitte der Himmelssphäre, eine imaginäre Projektion des Erdäquators auf den Himmel.

Eine projizierte Kugel im Zentrum der Erde, auf der alle Sterne gemalt sind.

Der Kreis des Horizonts umgibt den erdgebundenen Beobachter. Der Horizontkreis ist in 360 Grad unterteilt, mit 90° zwischen jeder der vier Himmelsrichtungen Nord, Süd, Ost und West.

Ein zirkumpolarer Stern ist ein Stern, dessen scheinbare Bahn einen Himmelspol zu umkreisen scheint. Ein zirkumpolarer Stern geht nie unter, er befindet sich immer über dem Horizont des Beobachters.

Aneinanderreihen der optischen Komponenten in einem Teleskop, z.B. die Linsen, Spiegel, Prismen und Okulare in die richtige Position bringen. Kollimieren maximiert die Bildqualität.

Eine Konstellation ist eine Gruppe von Sternen, die von der Erde aus gesehen ein Muster bilden.

Koronale Löcher sind Bereiche in der Koronale, in denen das Magnetfeld der Sonne in den Weltraum ausläuft, anstatt in die Sonne zurückzuschleifen.

Koronale Massenauswürfe (CMEs) sind riesige, ballonförmige Plasmaausbrüche, die von der Sonne kommen. Wenn diese Ausbrüche von Sonnenwind über die Korona der Sonne aufsteigen, bewegen sie sich entlang der Magnetfeldlinien der Sonne und erhöhen die Temperatur auf mehrere zehn Millionen Grad.

Kosmische Strahlung sind sehr energiereiche Teilchen, die sich mit nahezu Lichtgeschwindigkeit durch den Weltraum bewegen.

Dunkle Materie ist unbekannte Materie, die bis zu 99 Prozent der Materie im Universum ausmachen kann.

Die Todessterntheorie bezieht sich auf die Tatsache, dass Massenaussterben periodisch sind und dadurch verursacht werden können, dass die Erde alle 26 Millionen Jahre die Oortsche Wolke passiert.

Die Deklination ist eine Himmelskoordinate, die verwendet wird, um die Breitengrade über oder unter dem Himmelsäquator auf der Himmelskugel zu messen.

Abstand zwischen dem nächsten Punkt und dem am weitesten entfernten Punkt im Motiv, der entlang einer gemeinsamen Bildebene als akzeptabel scharf wahrgenommen wird.

Entfernung, um die die Filmebene verschoben werden kann, während ein annehmbar scharfes Bild beibehalten wird, ohne das Objektiv neu zu fokussieren

Beugung ist die Fähigkeit einer Welle, sich um Ecken zu biegen. Die Beugung des Lichts begründet seine Wellennatur.

Ein diffuser Nebel ist eine breite, unregelmäßig geformte Gaswolke (meist Wasserstoffgas) im Weltraum, die bis zu 100 Lichtjahre breit sein kann. Diese Art von Nebel kann hell oder dunkel erscheinen.

Die Dopplerverschiebung (oder Dopplereffekt) ist eine Zunahme oder Abnahme der Wellenlänge, wenn sich das die Welle emittierende Objekt relativ zum Beobachter bewegt.

Ein Zwergplanet ist ein Objekt, das eine Sonne umkreist, genug Masse hat, um ihm eine fast runde Form zu geben, kein Satellit eines anderen Objekts ist und die Nachbarschaft seiner eigenen Umlaufbahn nicht "geräumt" hat. Diese Definition wurde im August 2006 von der Internationalen Astronomischen Union festgelegt.

Eine Sonnenfinsternis tritt auf, wenn der Mond die Sonne blockiert (Sonnenfinsternis_ oder der Erdschatten auf den Mond fällt (Mondfinsternis).

Ein imaginärer Kreis, dem alle anderen Planeten während ihrer Umlaufbahnen um die Sonne über ein Jahr zu folgen scheinen.

Ein Emissionsnebel ist ein Nebel, der leuchtet und Lichtenergie abgibt. Das rötliche Licht entsteht, wenn sich Elektronen und Protonen verbinden und Wasserstoffatome bilden.

Die Division Encke teilt den A-Ring, den äußersten der großen Saturnringe.

Äquatoriale Teleskophalterung

Eine äquatoriale Teleskopmontierung ist ein komplexes Gerät, das parallel zur Erdachse ausgerichtet und im rechten Winkel geschwenkt wird, um der scheinbaren Bewegung von Himmelsobjekten zu folgen.

Tagundnachtgleichen sind Tage, an denen Tag und Nacht gleich lang sind. Die zwei jährlichen Tagundnachtgleichen treten auf, wenn die Sonne den Himmelsäquator überquert.

Das Okular ist der Teil eines Teleskops, in den Sie schauen. Es ist eine Linse, die das vom optischen Hauptsystem erzeugte Bild vergrößert.

Zahlen auf dem Objektivtubus, die die Größe der Blende im Verhältnis zur Brennweite des Objektivs angeben. f-Zahlen werden berechnet, indem die Brennweite des Objektivs durch den effektiven Durchmesser der Blende geteilt wird.

Die Brennweite ist der Abstand von der Linse (oder dem Spiegel) in einem Teleskop zu dem Punkt, an dem das beobachtete Objekt fokussiert ist. Generell gilt: Je länger die Brennweite, desto höher die Vergrößerung.

Imaginäre Linie senkrecht zur optischen Achse, die durch den Brennpunkt geht. Es bildet die Schärfeebene, wenn das Objektiv auf unendlich eingestellt ist.

Gammastrahlen sind elektromagnetische Strahlung mit sehr hoher Energie. Gammastrahlenausbrüche sind mysteriöse und starke astronomische Phänomene, die kurzlebige Gammastrahlenblitze aussenden.

Eine Gravitationslinse ist ein massives Objekt im Weltraum (wie eine Galaxie), das aufgrund der Gravitationskräfte des massiven Objekts den Raum verzerrt und das daran vorbeilaufende Licht beugt.

Dies ist eine Zahl, die die Leistung eines Blitzgeräts darstellt. Sie können damit herausfinden, welche Objektivblende für eine bestimmte Motiventfernung verwendet werden soll, indem Sie die Leitzahl durch die Entfernung in Metern teilen. Heutzutage kann die Kamera dies automatisch berechnen.

ISO (International Organization for Standardization) is the measure of a photographic film's sensitivity to light. Film with lower sensitivity (lower ISO speed rating) requires a longer exposure and is thus called a slow film, while film with higher sensitivity (higher ISO speed rating) can shoot the same scene with a shorter exposure and is called a fast film.

The Kuiper belt is a region beyond Neptune in which at least 70,000 small objects orbit, including Quaoar and Sedna.

Latitude is the angular distance north or south of the equator of a celestial object.

The term light pollution refers to unwanted light reflected (or emitted) up into the sky. This can be anything from an inefficient street light design where light is emitted not only downwards but upwards as well, or a bad security light that shines upwards, building spotlights or sky beams. All these light sources illuminate any particles in the atmosphere and the result is a orange "city glow" in the sky. This greatly reduces the number of stars visible and in the city all but the brightest are invisible. For more information please visit the International Dark-Sky Association website

Limiting Magnitude is the magnitude of the faintest star visible. Astronomers use magnitude to describe the apparent brightness of a star in the sky. Under ideal conditions the naked eye limiting magnitude is around 6, however at my location it is closer to 3.5 (the lower the magnitude, the brighter the star is). It must be noted that the limiting magnitude quoted by manufacturers assume experience observers under perfect conditions, and is rarely obtainable under normal use.

Local sidereal time (abbreviated LST) is local time measured by the apparent motion of the stars (instead of the motion of the Sun). LST is measured by the right ascension that is currently at the observer's meridian of the local sky. Astronomers use LST to aim telescopes at astromonical objects.

Longitude is the angular distance east or west from the north-south line that passes through Greenwich, England, to a particular location.

Luminosity is the total amount of energy that a star radiates each second.

Magnitude is a measure of brightness of celestial objects. Lower numbers represent brighter objects than higher numbers very bright star are 1st magnitude, less bright stars are 2nd magnitude, etc. The magnitude scale is logarithmic a difference in magnitude of 5 is a 100-fold increase in brightness.

A Maksutov-Cassegrain telescope is a wide-angle reflecting telescope with a curved correcting lens (called a Meniscus Corrector Shell) that minimizes spherical aberration and a concave mirror that receives light and focuses an image.

The meridian is an imaginary north-south line in the sky that passes through the observer's zenith.

An imaginary circle passing through the Zenith and North and South Celestial Poles, and is always perpendicular to the horizon.

Charles Messier made a list of 103 fuzzy objects in space in order not to mistake star clusters, galaxies, and nebulae for comets.

The Milky Way is the galaxy our solar system is part of. It can be seen as a bright line of stars stretching across the night sky. It is easier to see when you are far from bright city lights.

The New General Catalog (NGC) is a list of over 13,000 deep-sky celestial objects. It was developed in 1888.

The Newtonian telescope is a type of reflecting telescope invented by the British scientist Sir Isaac Newton, which uses a parabolic primary mirror and a flat diagonal secondary mirror.

Noctilucent clouds are very high-altitude clouds that are visible at night in June and July from the latitudes 50 to 65 degrees. These clouds are at roughly 82-85 km altitude, a dry part of the atmosphere. Noctilucent means "night shine."

Occultation is when a smaller astronomical body passes behind a larger astronomical body.

The Oort Cloud is a cloud of rocks and dust that may surround our solar system.

An astronomical body is said to be at opposition when it makes its closest approach to the point directly opposite to the Sun in the night sky. This means that the object will appear highest in the sky at around midnight, local time, and will be above the horizon for much of the night. For objects which orbit further out in the Solar System than the Earth – almost all bodies other than Mercury and Venus – this configuration happens at around the same time that the object's orbit carries it to its closest approach to the Earth, making it appear at its largest and brightest in the night sky. When an object is at opposition, the Solar System is aligned such that the object lies in a straight line with the Earth and the Sun, the Earth being in the middle, and so the object and the Earth are at almost exactly the same positions around their respective orbits relative to the Sun.

The optical tube assembly (OTA) is the main body or tube of a telescope. This optical tube holds the objective.

The length of the parsec is based on the method of trigonometric parallax, one of the oldest methods for measuring the distances to stars. The name parsec stands for "parallax of one second of arc", and one parsec is defined to be the distance from the Earth to a star that has a parallax of 1 arcsecond.

This is the opposite of Barrel distortion. Straight lines appear to bow inwards when near the edge of the frame. You often see this with zoom lenses at or near there maximum focal length.

A planetary nebula is a nebula formed from by a shell of gas which was ejected from a certain kind of extremely hot star. As the giant star explodes, the core of the star is exposed.

Polaris is the current pole star for the Northern Hemisphere it is 1 degree from the exact Northern celestial pole.

Proper motion is the actual motion of a star across the sky (not toward or away from the Earth). This motion is due to the orbit of the star in the Milky Way Galaxy.

A reflecting (or Newtonian) telescope uses two mirrors which magnify what is viewed.

A refracting telescope uses two lenses which magnify what is viewed the large primary lens does most of the magnification.

Right ascension is a celestial coordinate that is used to measure the degrees of longitude on the on the celestial sphere. Zero degrees of right ascension is the position of the Sun during the vernal (spring) equinox (March 21).

Lunar phenomenon seen on extremely young and old crescents. The striking resemblance to 2nd and 3rd contacts during a total solar eclipse was first noted by American astronomer Stephen Saber.

A Schmidt-Cassegrain telescope is a wide-angle reflecting telescope with a correcting lens that minimizes spherical aberration and a concave mirror that receives light and focuses an image. A second mirror reflects the light through a gap in the primary mirror, allowing the eyepiece or camera to be mounted at the back end of the tube.

Seeing makes the moon wobble and the stars twinkle

Seeing is a measure of atmospheric disturbance caused by strong winds at high altitudes and temperature differentials. The visible result of poor seeing is that stars appear to twinkle at night. Good seeing results when the air is still and the stars do not appear to twinkle. Though a telescope the image will appear sharp and steady. Poor seeing will limit the resolution of the telescope and limit the highest useful magnification. High-pressure systems generally create good seeing, while low pressure creates poor seeing. The image right show the effect of atmospheric disturbance on an image of the moon. This is a animation of five frames taken with a Canon EOS 350d mounted at Prime Focus on a Skywatcher Explorer 200. You can see how the disturbance makes the image appear to bubble and warp.

SETI Search for Extra-Terrestrial Intelligence) is the name for a number of organized efforts to detect Extraterrestrial life. A number of efforts with SETI have been organized, including projects funded by the United States Government. The general approach of SETI projects is to survey the sky to detect the existence of transmissions from a civilization on a distant planet, an approach widely endorsed by the scientific community as hard science.

Sidereal time is time measured relative to the stars (the period between successive conjunctions with any star) instead of relative to the motion of the Sun). One sidereal day, equal to 23 hours and 56 minutes, is the period during which the earth completes one rotation on its axis.

The curvature of space-time is a distortion of space-time that is caused by the gravitational field of matter. The degree of curvature depends on the strength of the gravitational field.

Spectral classes are groups of stars that have similar characteristic emission lines in their spectra (indicating that they have similar compositions).

Standard Luminosity Distance

Used for Absolute magnitude calculations, standard luminosity distance is equal to 10 parsecs.

The terminator is the day-night line on a planet or moon.

Transit is when a smaller body passes in front of a larger one.

Transparency is a measure of how dark the sky is and is caused by the humidity, dust and light pollution in the atmosphere. Transparency will affect the limiting magnitude (see below) of the naked eye or telescope, as well as the telescopes ability to resolve objects (reduces resolution)

A variable star is one whose brightness changes regularly. They can have periods ranging from minutes to years. The apparent changes in brightness are caused by different phenomena some change in size, some eject material, and others are in pairs that periodically obscure and enhance each other.

A white hole is the time reversal of a black hole, another singularity in space-time. Matter emerges unpredictably from a white hole (unlike a black hole, into which matter is drawn).

X-rays are a type of electromagnetic radiation. Each photon of X-ray radiation has a lot of energy. X-rays can go through most solid objects. X-ray images of celestial objects are one way of learning about their high-energy properties.

An observer's zenith is the point directly overhead.

This post is part of the series Introduction to Astronomy. Use the links below to advance to the next tutorial in the couse, or go back and see the previous in the tutorial series.


Greenwich, solar, and local sidereal time

As with timekeeping on the earth, there are two versions of star time. The first is a single universal sidereal time for the earth that’s defined for a global reference point, in the same way that universal solar time was once relative to Greenwich in London. The other is your local sidereal time, which may be hours ahead or behind, depending on how far away you and your longitude are from Greenwich. As with solar time, your location on the earth means that you’re in a different position relative to the stars at any moment compared to others.

Each Greenwich sidereal day begins (0h 0m 0s) when the Vernal Point is on the Greenwich Meridian, ie directly overhead – or at least as high as possible in the sky, as seen from the northerly latitudes of London.

Greenwich sidereal time will be 12h 0m 0s at the moment of the autumn equinox (when the sun passes through the vernal point again, in the opposite direction). But again it’s not equal to the solar time, because the autumn equinox in 2017 is estimated to be 20:02 UTC, and that’s below the horizon on a London September evening. But a few hours later the two times, solar and sidereal, are momentarily identical. Then the sidereal time pulls ahead again, and will stay in front, increasing its lead, for another year.

A sidereal clock has to gain about 4 minutes a day — 2 hours a month — over an ordinary clock. Two clocks side by side, one mean solar, one sidereal, will both show 24 hours of 60 minutes, but the sidereal time will run faster by nearly 4 minutes every day, and after a month it will be two hours ahead. They’ll only agree once every year. That moment is shortly after the Autumn Equinox, when the first point of Aries is directly overhead when and the mean solar time is midnight (not forgetting the inconvenience of Daylight Savings Time).


Star Atlas Planetarium Software Update

The latest updates added to my Star Atlas Planetarium sofware:-

User Selectable Date and Time

The time and date can now be changed by the user. Up until now the application would read the system time and display the position of the stars, in real time, based on the time offered by the system clock. The user can now select any date/time combination from January 1, 1753 to December 31, 9998. The caveat being, of course that for dates far from the epoch date (year 2000) of the stars in the star catalog the less accurate the star positions are. But, for reasonable deviations from the year 2000 this is not a problem. Future versions of Star Atlas will recalculate the epoch date if the deviation from the default epoch is too great. Once the user date has been selected the sky will, of course, change in real time as if it were actually that day and time.

The usefulness of this feature is that the user can now choose to see the sky at the time of their choosing. Its really cool, for e.g., to look at the sky on the date and time you were born, or to create a star chart based on some evening next month, etc, etc.

Sky Animations (Time Warping)

This feature is really cool. From the currently selected date and time the user can choose to advance the sky any number or combination of years, months, days, hours, and minutes. The refresh rate of the display is selectable from a fast update setting of 10 milliseconds to incremental update settings from 1 to 10 seconds. The upshot is that the user can advance (or reverse) time as the need arises. So, for example, the user may be viewing the sky on January 22, 2008, at 5:00 PM but might be interested in finding out when the belt stars in Orion cross the southern meridian. The user would simply configure and run an animation to advance the sky in say 4 minute steps every 1 second and then watch for the time when Orion’s belt crosses the meridian. Running the animation would cause the sky display to change every second with the time (and the star positions) advancing by 4 minutes with each display refresh. Its hard to describe in words but essentially the operation gives an animated view of the stars moving through the sky in “sped up” time.

I tried to make some movies of these new features but, alas, YouTube strips out too much detail and makes the videos to small for full screen views of Star Atlas to be meaningful. You’ll just have to wait for the first beta release of Star Atlas to experience the joy and elation brought on by Sky Animations!


Symbols and abbreviations

Unit Value Symbol Sexagesimal system In radians
Hour ​ 1 ⁄24 circle ( h ) 15° ​ π ⁄12 rad
Minute ​ 1 ⁄60 hour, ​ 1 ⁄1,440 circle ( m ) ​ 1 ⁄4 °, 15' ​ π ⁄720 rad
Second ​ 1 ⁄60 minute, ​ 1 ⁄3,600 hour, ​ 1 ⁄86,400 circle ( s ) ​ 1 ⁄240 °, ​ 1 ⁄4 ', 15" ​ π ⁄43200 rad

Every square meter of the Earth's surface receives a certain amount of sunlight, depending of course upon the time of day and the season. Consider a meter-square solar panel, which will convert the sunlight into electrical energy. Alternatively, we could also consider a meter-square panel of black absorbing material that would turn the sunlight into heat. In any event, when oriented perpendicular to the direction toward the Sun, such a panel will intercept the maximum amount of radiant solar energy. This can be measured as power in Watts --- Joules per second. If we were free of the Earth's atmosphere and had an unobstructed view of the Sun at a distance of 1 AU, we would find that we would intercept a particular flux of energy (in Watts per square meter). This is called the solar constant, and has the value of 1370 W/m^2.

Inclining the panel will reduce the intercepted power by the projected area, or

where F is the solar constant, A the panel area, and the angle to the perpendicular.

Notice that we could in principle collect all of the Sun's emitted energy by constructing a sphere of radius R= 1 AU enclosing the Sun. Such a sci-fi construction is known as a Dyson sphere and every square meter of its surface would receive a flux equal to the solar constant F. The area of the sphere is 4 Pi R^2, so the Sun must be emitting a power, or luminosity L, of

For F=1370 watts/m^2 and R=1 AU=1.5 × 10^11 m, we find that the solar luminosity

Lsun = 4 (1.5 × 10 11 m) 2 × (1370 W/m 2 ) = 4 × 10 26 W.

Notice that this relation between flux and luminosity will hold for spheres of any radius

and so the flux falls off as the inverse square of the distance from the source, be it the Sun or a light bulb! For example, the solar flux at the orbit of Mars (R=1.524 AU) will be 0.43 times the solar constant at 1 AU.



Bemerkungen:

  1. Moshakar

    Ich schlage vor, Sie besuchen die Website, die viele Artikel zu dieser Ausgabe enthält.

  2. Akinozuru

    Meiner Meinung nach haben Sie nicht Recht. Ich kann es beweisen. Schreiben Sie mir in PM, wir werden damit umgehen.

  3. Jesus

    Ich teile deine Meinung voll und ganz. Ich mag deine Idee. Ich schlage vor, es zur allgemeinen Diskussion zu bringen.

  4. Hoireabard

    Dabei habe ich keinen Zweifel.

  5. Gore

    dumm



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