Astronomie

Wie kann ich bei gegebenem ra, dec eines Sterns ein Paar aus Lat, Länge und Zeit berechnen, in der sich der Stern im Zenit befinden würde?

Wie kann ich bei gegebenem ra, dec eines Sterns ein Paar aus Lat, Länge und Zeit berechnen, in der sich der Stern im Zenit befinden würde?



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Wie die Frage sagt, habe ich die Himmelskoordinaten eines Sterns (ra, dec). Meine Trigonometrie ist nicht so toll, also habe ich keine Lösung dafür gefunden. Ich möchte einen Ort (lat, long) und eine Zeit finden, zu der der Stern genau über dem berechneten Punkt steht?

D.h. Sternkoordinaten: 7h 23m 23,97s -13° 25' 2,64", wo wäre der Punkt (Breite, Länge) und die Zeit, an der sich der Stern genau darüber befinden würde?


Der Breitengrad ist am einfachsten; es entspricht der Deklination des Sterns: -13° 25' 2.64".

Länge und Zeit hängen voneinander ab. Ein Stern mit Rektaszension 7h 23m 23,97s befindet sich am Zenitpunkt um 7h 23m 23,97s lokaler Sternzeit (per Definition). Sie müssen die Sternzeit in die Ortszeit (an einem bestimmten Tag) umrechnen, z. mit dem hier beschriebenen Skript. Am 23. September (oder an welchem ​​Tag auch immer die Herbst-Tagundnachtgleiche fällt, danke @MikeG) auf dem Greenwich-Meridian wird dies um 7:23 Uhr UTC passieren.


Das ist mir peinlich..Was sind arcmin, arcsec, RA/DEC & Az/Alt?

Dies ist eine totale Noob-Frage und mir ist dies sicherlich peinlich, da ich seit einigen Monaten DSO mache. Ich habe das Gefühl, dass dies Dinge sind, die ich wie meine Westentasche wissen sollte, aber ich habe nur ein mildes Gespür dafür, was sie sind.

Ich weiß, dass ein Arcmin 1/60 Grad beträgt, aber wie kann ich das für mich nützlich machen?

Ich weiß, dass Ra/Dec ein Ort ist, an dem Objekte am Himmel kartiert werden. oder Punkte am Himmel, die immer gleich bleiben. Aber warum ist ein Ziel, das ich jetzt schieße, bei -2 dec?? Ich verstehe die Grundlage davon technisch nicht.

Az/Alt ist an jedem Punkt am Himmel, und ich weiß, dass sich dies ständig ändert, aber auch hier habe ich keine gute Grundlage dafür.

Ich habe nur ein aufgefrischtes Verständnis, aber ich kann einfach nicht alles zusammenbringen, wenn das überhaupt Sinn macht.

#2 Kathyastro

Wie Sie festgestellt haben, ist eine Bogenminute 1/60 Grad. Es ist eine Einheit zum Messen von nicht zu kleinen Entfernungen am Himmel. Sonne und Mond zum Beispiel sind beide etwa 30 Bogenminuten breit. Eine Bogensekunde ist 1/60 einer Bogenminute oder 1/3600 Grad. Es ist eine Einheit zum Messen kleiner Entfernungen am Himmel. Doppelsternabstände werden beispielsweise typischerweise in Bogensekunden gemessen.

Um die RA/Dez-Koordinaten zu verstehen, denken Sie an die Bahn der Sonne über den Himmel zur Frühlings- oder Herbst-Tagundnachtgleiche. An diesen Tagen folgt die Bahn der Sonne dem Himmelsäquator. Diese Linie ist die Linie der Deklination von 0. Objekte nördlich dieser Linie haben eine positive Deklination. Objekte südlich dieser Linie haben eine negative Deklination. Heute steht die Sonne beispielsweise auf einer Deklination von etwa -18 Grad.

RA ist die Koordinate im rechten Winkel zu den Deklinationslinien. Wenn Sie sich Deklination als Breitengrad am Himmel vorstellen, dann ist RA der Längengrad.

Alt-az-Koordinaten sind erdbasiert. Null Grad Azimut ist Norden. Azimutwinkel nehmen im Uhrzeigersinn zu, Ost beträgt 90 Grad, Süd 180 Grad und West 270 Grad. Die Höhenkoordinate gibt an, wie weit sich ein Objekt über dem Horizont befindet. Der Horizont beträgt 0 Grad. Der Punkt direkt darüber, Zenit genannt, beträgt 90 Grad.

#3

Mein Hauptnutzen besteht darin, die Größe eines Objekts in Grad zu kennen. Ich kann feststellen, ob die Größe des Kamerasensors und die Brennweite des Teleskops das Objekt angemessen abdecken. Stellarium ermöglicht Ihnen die Eingabe der Spezifikationen für Ihre Kamera und Ihr Teleskop, um ein Sichtfeld zu berechnen, und meldet auch die Größe der meisten Objekte.

#4 Deesk06

Wie Sie festgestellt haben, ist eine Bogenminute 1/60 Grad. Es ist eine Einheit zum Messen von nicht zu kleinen Entfernungen am Himmel. Sonne und Mond zum Beispiel sind beide etwa 30 Bogenminuten breit. Eine Bogensekunde ist 1/60 einer Bogenminute oder 1/3600 Grad. Es ist eine Einheit zum Messen kleiner Entfernungen am Himmel. Doppelsternabstände werden beispielsweise typischerweise in Bogensekunden gemessen.

Um die RA/Dez-Koordinaten zu verstehen, denken Sie an die Bahn der Sonne über den Himmel zur Frühlings- oder Herbst-Tagundnachtgleiche. An diesen Tagen folgt die Bahn der Sonne dem Himmelsäquator. Diese Linie ist die Linie der Deklination von 0. Objekte nördlich dieser Linie haben eine positive Deklination. Objekte südlich dieser Linie haben eine negative Deklination. Heute steht die Sonne beispielsweise auf einer Deklination von etwa -18 Grad.

RA ist die Koordinate im rechten Winkel zu den Deklinationslinien. Wenn Sie sich Deklination als Breitengrad am Himmel vorstellen, dann ist RA der Längengrad.

Alt-az-Koordinaten sind erdbasiert. Null Grad Azimut ist Norden. Azimutwinkel nehmen im Uhrzeigersinn zu, Ost beträgt 90 Grad, Süd 180 Grad und West 270 Grad. Die Höhenkoordinate gibt an, wie weit sich ein Objekt über dem Horizont befindet. Der Horizont beträgt 0 Grad. Der Punkt direkt darüber, Zenit genannt, beträgt 90 Grad.

Genau das habe ich gebraucht, danke Kathy!

#5 Borodog

Das einzig Verwirrende ist, dass Rektaszension zwar in Zeiteinheiten gemessen wird, Bogenminuten und -sekunden jedoch NICHT. Die "Minute" und "Sekunde" des Bogens stammen von derselben Wurzel wie die Minute und die Sekunde der Zeit, nämlich "der kleine Teil" und "der zweite kleine Teil", aber eine Bogenminute ist keine Minute von RA und Eine Bogensekunde ist keine Sekunde RA. Es gibt 60 Minuten RA in einer Stunde RA, aber eine Stunde RA hat 15 Bogengrade (am Himmelsäquator), während ein Bogengrad 60 Bogenminuten enthält. Das Ergebnis ist, dass sich ein Punkt auf der Himmelsgleichung mit 15 Bogenminuten pro Minute oder 15 Bogensekunden pro Sekunde bewegt. Wenn Sie sich vom Äquator entfernen, nimmt jede Einheit von RA tatsächlich immer weniger Bogenwinkel ein, bis sie am Himmelspol tatsächlich einen Bogenwinkel von Null benötigt.

Bearbeitet Borodog, 28. Januar 2021 - 12:39 Uhr.

#6 Borodog

Außerdem finde ich Grad sehr nützlich und Bogensekunden sehr nützlich, aber fast nie Bogenminuten.

#7 TOMDEY

Zum Glück ist es kompliziert, aber einfach, ähnlich wie das Lesen einer analogen Uhr (was viele / die meisten modernen Kinder nicht können). Verschiedene Möglichkeiten, Winkel und verschiedene Kugelkoordinatensysteme auszudrücken. Alle einführenden Astronomiebücher decken ein oder zwei Kapitel ab.Tom

#8 DaveB

Viele (wenn nicht die meisten) Teleskopmontierungen können richtig eingestellt werden, um Objekte mit einem RMS-Fehler von weniger als einer Bogensekunde zu verfolgen. Um Ihnen ein Gefühl für die erforderliche Präzision zu geben, beträgt der Abstand von der Oberseite der Münze bis zur Unterseite der Münze etwa eine Bogensekunde, wenn jemand eine kleine Münze (Nickel oder Groschen) zwei bis drei Meilen entfernt hält. Ihre Teleskopmontierung muss auf diese Münze ausgerichtet bleiben, während die Person stetig weitergeht. Das ist ziemlich erstaunlich, wenn man so darüber nachdenkt.

#9 Duderubbel

Wie Sie festgestellt haben, ist eine Bogenminute 1/60 Grad. Es ist eine Einheit zum Messen von nicht zu kleinen Entfernungen am Himmel. Sonne und Mond zum Beispiel sind beide etwa 30 Bogenminuten breit. Eine Bogensekunde ist 1/60 einer Bogenminute oder 1/3600 Grad. Es ist eine Einheit zum Messen kleiner Entfernungen am Himmel. Doppelsternabstände werden beispielsweise typischerweise in Bogensekunden gemessen.

Um die RA/Dez-Koordinaten zu verstehen, denken Sie an die Bahn der Sonne über den Himmel zur Frühlings- oder Herbst-Tagundnachtgleiche. An diesen Tagen folgt die Bahn der Sonne dem Himmelsäquator. Diese Linie ist die Linie der Deklination von 0. Objekte nördlich dieser Linie haben eine positive Deklination. Objekte südlich dieser Linie haben eine negative Deklination. Heute steht die Sonne beispielsweise auf einer Deklination von etwa -18 Grad.

RA ist die Koordinate im rechten Winkel zu den Deklinationslinien. Wenn Sie sich Deklination als Breitengrad am Himmel vorstellen, dann ist RA der Längengrad.

Alt-az-Koordinaten sind erdbasiert. Null Grad Azimut ist Norden. Azimutwinkel nehmen im Uhrzeigersinn zu, Ost beträgt 90 Grad, Süd 180 Grad und West 270 Grad. Die Höhenkoordinate gibt an, wie weit sich ein Objekt über dem Horizont befindet. Der Horizont beträgt 0 Grad. Der Punkt direkt darüber, Zenit genannt, beträgt 90 Grad.

#10 limeyx

Die eine Sache, die ich (dumm) nicht erkannt habe und wahrscheinlich immer noch nicht richtig habe, ist, RA / DEC zu betrachten, wenn sich die Erde dreht

Ich hatte dies komplett ignoriert, bis ich eine Sequenz in NINA gespeichert hatte und sie die RA/DEC speicherte – dann begann ich mich zu fragen, da sich die Dinge (relativ) bewegen – Wie konnte dieselbe RA zu verschiedenen Zeiten der Nacht (oder des Tages) funktionieren? Ich vermute)

Und so begann ich zu denken (und das kann völlig falsch sein), dass der RA immer eine "feste" Referenz ist und wenn sich die Erde dreht, würde ein anderer "RA" an diesem Punkt sein, wenn ein fester Punkt auf der Erde gegeben ist Tag/Nacht (dh die Erde dreht sich in einer festen Sphäre von RA/DEC)

- Aus diesem Grund benötigen die Tools Zeit und Ort, damit sie "wissen", wo sich die relativen RAs befinden

Ich bin mir immer noch nicht 100% sicher, wie ich darüber denken soll - ist das ungefähr richtig?

#11 imtl

Die eine Sache, die ich (dumm) nicht erkannt habe und wahrscheinlich immer noch nicht richtig habe, ist, RA / DEC zu betrachten, wenn sich die Erde dreht

Ich hatte dies komplett ignoriert, bis ich eine Sequenz in NINA gespeichert hatte und sie die RA/DEC speicherte – dann begann ich mich zu fragen, da sich die Dinge (relativ) bewegen – Wie konnte dieselbe RA zu verschiedenen Zeiten der Nacht (oder des Tages) funktionieren? Ich vermute)

Und so begann ich zu denken (und das kann völlig falsch sein), dass der RA immer eine "feste" Referenz ist und wenn sich die Erde dreht, würde ein anderer "RA" an diesem Punkt sein, wenn ein fester Punkt auf der Erde gegeben ist Tag/Nacht (dh die Erde dreht sich in einer festen Sphäre von RA/DEC)

- Aus diesem Grund benötigen die Tools Zeit und Ort, damit sie "wissen", wo sich die relativen RAs befinden

Ich bin mir immer noch nicht 100% sicher, wie ich darüber denken soll - ist das ungefähr richtig?

RA ist fest. Der lokale Stundenwinkel ist derjenige, der sich ändert. Basierend auf der lokalen Sternzeit. Das ist es, was du dir selbst zu erklären versuchst.

#12 stargzr66207

Für Bildgebungszwecke ist es gut, das Feld Ihres Bildsensors (sei es CCD oder CMOS) in Bogenminuten zu kennen. Wenn Sie dann die Größe Ihres vorgeschlagenen Bildgebungsziels in Bogenminuten nachschlagen, können Sie sehen, ob es auf dem Chip Ihres Sensors gut eingerahmt ist. Es gibt eine Reihe von Programmen und Websites, die dies anhand der Brennweite Ihres Teleskops und der Größe Ihres Sensors berechnen können.

#13 Der_Pit

Ich hatte dies komplett ignoriert, bis ich eine Sequenz in NINA gespeichert hatte und sie die RA/DEC speicherte – dann begann ich mich zu fragen, da sich die Dinge (relativ) bewegen – Wie konnte dieselbe RA zu verschiedenen Zeiten der Nacht (oder des Tages) funktionieren? Ich vermute)

Es ist das Koordinatensystem, das an den Himmel geheftet ist, genau wie das Lat/Lon-System an die Erdoberfläche geheftet ist. Es variiert also nicht. Sie haben die gleiche Lat/Lon, egal zu welcher Zeit. Gleiches für Objekte am Himmel

#14 B 26354

Es ist das Koordinatensystem, das an den Himmel geheftet ist, genau wie das Lat/Lon-System an die Erdoberfläche geheftet ist. Es variiert also nicht. Sie haben die gleiche Lat/Lon, egal zu welcher Zeit. Gleiches für Objekte am Himmel

Genau. Ich wollte dasselbe posten, aber du hast mich geschlagen.

Ich hätte gesagt, dass es das Koordinatensystem der Erde ist, das auf den Himmel "projiziert" wird, mit dem Unterschied, dass der Längengrad in Grad:Minuten:Sekunden ausgedrückt wird und RA in Stunden:Minuten:Sekunden ausgedrückt wird. Das Längengradsystem der Erde, beginnend bei 0°, basiert auf dem Meridian, der durch das Royal Observatory in Greenwich verläuft. Dieser auf den Himmel projizierte Meridian entspricht 0 Stunden in Rektaszension.

Bearbeitet B 26354, 28. Januar 2021 - 14:47 Uhr.

#15 KenS

Die eine Sache, die ich (dumm) nicht erkannt habe und wahrscheinlich immer noch nicht richtig habe, ist, RA / DEC zu betrachten, wenn sich die Erde dreht

Ich hatte dies komplett ignoriert, bis ich eine Sequenz in NINA gespeichert hatte und sie die RA/DEC speicherte – dann begann ich mich zu fragen, da sich die Dinge (relativ) bewegen – Wie konnte dieselbe RA zu verschiedenen Zeiten der Nacht (oder des Tages) funktionieren? Ich vermute)

Und so begann ich zu denken (und das kann völlig falsch sein), dass der RA immer eine "feste" Referenz ist und wenn sich die Erde dreht, würde ein anderer "RA" an diesem Punkt sein, wenn ein fester Punkt auf der Erde gegeben ist Tag/Nacht (dh die Erde dreht sich in einer festen Sphäre von RA/DEC)

- Aus diesem Grund benötigen die Tools Zeit und Ort, damit sie "wissen", wo sich die relativen RAs befinden

Ich bin mir immer noch nicht 100% sicher, wie ich darüber denken soll - ist das ungefähr richtig?

Sie müssen auch berücksichtigen, dass die Erde um die Sonne kreist.

#16 Alex McConahay

RA und Dec bleiben für jedes gegebene Weltraumobjekt relativ fest. Was sich aus unserer Sicht ändert, sind HÖHE und AZIMUTH. Die RA und DEC eines Weltraumobjekts bleiben für lange Zeit unverändert. Die Höhe und der Azimut ändern sich ständig.

Zu beachten ist, dass RA und DEC (relativ) entsprechend ihrer Position am Himmel festgelegt sind. RA und DEC sind nur Markierungen auf einem Raster. Und das Raster bleibt fest. Nicht genau festgelegt, weil die Bewegung der Erde alles präzediert.

Zielen (verschiedene Himmelsobjekte) werden RA und DEC zugewiesen, je nachdem, wo sie sich in diesem Raster befinden. Alle Objekte ändern ihre Position in diesem Raster. Die Präzession verändert die Dinge, wenn die Erde ihre Umlaufbahn ändert (nicht, wie sie sich in ihrer Umlaufbahn bewegt, sondern wenn sich die Umlaufbahn selbst und die Nord-Süd-Position der Erde ändert. Dieser Zyklus dauert etwa 26.000 Jahre! Je nach Art des Objekts dort sind auch richtig Bewegungen, die sich ändern, wo sich ein Objekt auf dem Raster befindet. Eine weit entfernte Galaxie bewegt sich relativ zum RA/DEC-Gitter nicht sehr schnell. Ein Planet reißt direkt entlang. Ein Komet vielleicht noch schneller. Der Mond bewegt sich wirklich.

Denken Sie daran, dass Ihr Zielfernrohr auf einen bestimmten Bereich (einen bestimmten RA und DEC) im Raster zeigt, indem Sie seine Höhe und seinen Azimut ändern. Sobald er dorthin gerichtet ist, ändert er langsam die Höhe und den Azimut, um das Objekt zentriert zu halten. Auf einem ALT-AZ-Zielfernrohr hat es zwei Motoren, einen der Höhe, der andere dem Azimut zugeordnet. Auf einer parallaktischen Montierung kann ein Motor nur eine Achse bewegen, die gleichzeitig die Höhe und den Azimut ändert.


Wie kann ich bei gegebenem ra, dec eines Sterns ein Paar aus Lat, Länge und Zeit berechnen, in der sich der Stern im Zenit befinden würde? - Astronomie

Diese Seite enthält die Formeln, die zum Zeichnen eines Ganzen erforderlich sind Horizontdiagramm in stereographischer Projektion für Ihren Breitengrad und eine gegebene Sternzeit. Sie können ein funktionierendes Programm in QBASIC herunterladen, das eine PostScript-Datei erzeugt, die ein einfaches Diagramm zeichnet, oder Sie können Ihre Programmierkenntnisse nutzen, um meine einfachen Bemühungen zu verbessern. Ich gehe davon aus, dass Sie mit den Grundlagen astronomischer Koordinaten vertraut sind, wenn nicht, möchten Sie vielleicht Nick Strobels ausgezeichnete Fibel ausdrucken und lesen. Es würde nur eine Stunde oder so dauern.

Horizontkarten zeigen Ihren gesamten Nachthimmel auf einmal - die gesamte für Sie sichtbare Himmelshalbkugel wird als kleiner Kreis auf einem Blatt Papier dargestellt. Diese Karten sind in Astronomiezeitschriften, in Zeitungen zu finden, und Versionen sind im Netz erhältlich. Da ich neugierig auf solche Dinge war, machte ich mich daran, zu sehen, wie man einen berechnet. Meine Version ist im Vergleich zu veröffentlichten sehr grob, aber ich kann die Tabelle anpassen und es gibt kein Copyright!

  • Finden Sie einen Katalog von Sternen mit RA und DEC und visueller Größe (und einigen Konstellations-"Linien")
  • Nachdem ich mich für a . entschieden habe Breite und ein Sternzeit, berechne das Horizontkoordinaten (Höhe und Azimut) für jeden Stern
  • Wähle ein Projektion - eine mathematische Formel, die die Winkelkoordinaten nach einer bestimmten Regel in X- und Y-Koordinaten auf einer flachen Ebene umwandelt.
  • Entscheiden Sie, wie Sie mit Konstellationslinien umgehen, die den Horizont überqueren

Ich habe eine Auswahl der hellsten 1000 Sterne aus dem Yale Bright Star Catalog 5. Edition verwendet. Ich habe die meisten Informationen über diese Sterne entfernt und nur die Koordinaten und die visuelle Größe beibehalten. Für die Konstellationsfiguren und die Beschriftungen habe ich zwei Dateien von John Walkers Home Planet gesammelt. Alle benötigten Dateien finden Sie im Abschnitt QBASIC auf dieser Seite. Ich habe die stereografische Projektion verwendet, da diese Projektion die Formen der Konstellationen in der Nähe des Horizonts beibehält, und ich skizziere ein einfaches System zum "Beschneiden" von Linien am Horizont.

Sternzeit

Die Sternzeit läuft ungefähr 4 Minuten pro Tag schneller als die UT. Wenn Sie jeden Tag zur gleichen bürgerlichen Zeit in den Himmel blicken, werden Sie feststellen, dass sich die Konstellationen von Monat zu Monat ändern. Ebenso, wenn Sie bis in die frühen Morgenstunden des nächsten Morgens aufbleiben, werden Sie den Himmel so sehen, wie er in einigen Monaten am Abend sein wird. Wenn wir einen Satz von 12 Horizontdiagrammen in 2-Stunden-Intervallen der Sternzeit zeichnen, können wir diese Diagramme auf zwei Arten verwenden:

  • Beschriften Sie jedes Diagramm etwa mit "22 Uhr bürgerliche Zeit, März".
  • Verwenden Sie aufeinanderfolgende Charts im Zwei-Stunden-Intervall während einer Nacht.

Konvertieren in Horizontkoordinaten

Wir verwenden einfach die folgenden Formeln, die von einer anderen Seite dieser Site stammen (ich verwende eine ganz leicht andere Version im QBASIC-Programm).

Polare stereographische Projektion

Es gibt viele Möglichkeiten, die Himmelshalbkugel (im wörtlichen Sinne) auf ein flaches Blatt Papier zu „kartieren“. Planisphären verwenden oft die polar azimutal Projektion, wobei der Drehpunkt der Himmelsnordpol ist und gleichmäßig beabstandete konzentrische Kreise die Deklination darstellen. Große und kleine Kreise, die den NCP als Pol haben, werden durch Kreise dargestellt, und die RA-Farben sind gerade Linien. Andere Kreise folgen komplexeren Kurven und die Konstellationsfiguren werden sehr verzerrt, wenn die Deklination unter -30 oder so fällt.

Das Stereografische Projektion behält Winkel bei, so dass die Konstellationsfiguren in der Nähe des Horizonts bekannt erscheinen - die Figuren werden nur sehr groß. Da die Winkel erhalten bleiben, können Sie alle "Big Dipper-Kurven" einzeichnen, die Leute verwenden, um sich die Position verschiedener Sternchen zu merken. Jeder Kreis auf der Himmelskugel kann durch einen Kreis in der stereographischen Projektionsebene dargestellt werden, jedoch mit geändertem Mittelpunkt und Radius, so dass es einfach sein sollte, Kreise hinzuzufügen, die die Ekliptik, Linien von RA und Dec usw. darstellen. Die Formeln für die X,Y-Koordinaten in der Projektionsebene für a Punkt mit gegebenen Horizontkoordinaten sind recht einfach.

Ganze Himmelskarten haben "Strichmännchen", die die Hauptsterne in jeder Konstellation darstellen, die zur Identifizierung eingezeichnet sind. Zu jeder Sternzeit werden einige der bekannten Figuren über dem Horizont liegen, entweder teilweise aufgegangen oder teilweise untergegangen. Die aus John Walkers Home Planet-Programm entnommene Datendatei namens conlines.dat stellt die Strichmännchen als eine Reihe einzelner Liniensegmente dar. Die Datei gibt die RA und DEC der beiden Punkte an jedem Ende jeder Linie an.Streng genommen vermute ich, dass die Figuren als Bögen großer Kreise in die Projektionsebene projiziert werden sollten - Guy Ottewell verwendet in seinem ausgezeichneten Astronomischen Kalender Kurven in den ganzen Himmelskarten. Ich habe mich dafür entschieden, die Dinge einfach zu halten und die Punkte einfach als Sterne zu projizieren und dann Linien dazwischen zu ziehen.

Betrachtet man ein einzelnes Liniensegment, gibt es 5 mögliche Fälle, die die mögliche Beziehung zwischen dem Segment und dem Horizont beschreiben - sie werden im Folgenden zusammengefasst. Die Fälle IV und V sind in diesem einfachen Programm nicht gefangen.

Die fünf Fälle

  • Fall I ist klar - kein Teil des Liniensegments wird geplottet
  • Fall II ist klar - das gesamte Liniensegment wird eingezeichnet
  • Fall III ein Endpunkt liegt innerhalb des Horizontkreises und einer außerhalb - wir müssen die Koordinaten des Schnittpunkts zwischen dem Liniensegment und dem Kreis finden, der zwischen den Endpunkten der Linie liegt.
  • Fall IV beide Endpunkte des Liniensegments liegen außerhalb des Horizontkreises - Liniensegment kreuzt den Horizont zweimal, daher müssen wir die beiden Schnittpunkte innerhalb des Liniensegments finden und nur das Liniensegment zwischen diesen beiden inneren Punkten zeichnen.
  • Fall V beide Endpunkte des Tangentenliniensegments liegen außerhalb des Horizontkreises, aber ein Berührungspunkt - Grenzfall von Fall IV, und müssen nicht gezeichnet werden, da es nur ein verwirrender und unansehnlicher Punkt auf der Horizontkurve ist.

Fall III: Linie kreuzt Horizont

Wir haben ein Liniensegment mit Endpunkt P2 außerhalb des Horizontkreises und Endpunkt P1 innerhalb des Horizontkreises. Wir müssen die Koordinaten von Pa berechnen - dem Schnittpunkt mit dem Horizontkreis, der zwischen den beiden Punkten liegt, und wir müssen den anderen Schnittpunkt Pb verwerfen, der außerhalb der beiden Endpunkte entlang eines verlängerten Liniensegments liegt. Dann zeichnest du wie gewohnt die abgeschnittene Konstellationslinie von Pa nach P1. In den nachstehenden Formeln sind die Koordinaten von P1 in der Projektionsebene x1, y1 usw., bezogen auf einen Ursprung in der Mitte des Horizontkreises. Der Horizontkreis hat in diesem Fall einen Radius von 1.

Die Koordinaten der Punkte, die entlang der Geraden P1, P2 liegen, werden durch die 'Gleichung einer Geraden' beschrieben Y = mX + K, wobei m die Steigung der Geraden und K die Y-Koordinate der Geraden ist, wenn X= 0 (wenn die Linie die Y-Achse kreuzt). Die Gleichung des Horizontkreises ist X^2 + Y^2 = 1, wobei X^2 'X im Quadrat' bedeutet. Die Koordinaten der beiden Schnittpunkte Pa und Pb sind Lösungen einer Simultangleichung, und wir können den Schnittpunkt innerhalb des Liniensegments identifizieren, indem wir verlangen, dass die Koordinaten von Pa zwischen den Koordinaten von P2 und P1 liegen.

Fälle IV und V: Warum nicht zu wichtig

Das Ausführen des QBASIC-Programms mit Fall-III-Beschneidung legt nahe, dass in jeder Horizontkarte nur etwa 20 bis 30 Linien beschnitten werden. Die Fälle IV und V sind aus den folgenden Gründen wahrscheinlich viel seltener:

  • Die Liniensegmente sind ziemlich kurz
  • Der Abstand der beiden Schnittpunkte für Fall IV wird klein sein
  • Die Anzahl der Konstellationslinien, die lang sind und einen flachen Winkel zum Horizontkreis bilden, ist sehr gering

Wenn Sie sich entscheiden, die Fälle IV und V abzufangen und zu behandeln, müssen Sie

  • Behandeln Sie jedes Liniensegment mit P1 und P2 unter dem Horizont als möglichen Fall IV - d.h. Sie müssen die stereographische Projektion aller Liniensegmente nur für den Fall berechnen
  • Sie müssen die Diskriminante der quadratischen Gleichung [3] testen - die Größe Delta = b^2 - 4ac.
  • Wenn P1 und P2 außerhalb des Horizontkreises dann
    • Wenn Delta negativ ist, dann keine Schnittpunkte, dann müssen Sie die Linie nicht zeichnen.
    • Wenn die Diskriminante positiv ist, dann ist es Fall IV und Sie können das Segment zwischen Pa und Pb zeichnen.
    • Wenn Delta innerhalb einer gewissen Toleranz null oder nahe null ist, dann haben wir Fall V, ein Liniensegment, das tangential zum Horizontkreis verläuft, und es scheint wenig Sinn zu machen, einen Pseudostern zu zeichnen
    • Datendatei zum Lesen öffnen
    • Während nicht das Ende der Datei
      • Sternposition und -größe ablesen
      • In Alt Az . umwandeln
      • Wenn über dem Horizont
        • finde XY-Koordinaten in der Projektionsebene plane
        • Plot Kreis der Fläche proportional zur Helligkeit des Sterns

        Etiketten und Beyer-Buchstaben werden sehr ähnlich wie die Sterne gezeichnet, basierend auf einem 'Referenzpunkt' für jedes Etikett - normalerweise die untere linke Koordinate eines das Etikett umgebenden Felds. Dies führt dazu, dass einige Etiketten außerhalb des Horizontkreises gedruckt werden. Es entsteht das berüchtigte "Beschriftungsproblem" - Sternbeschriftungen können die Sternkoordinaten und die Konstellationsnamen überlappen. Eine Möglichkeit, die Beyer-Buchstaben zu verschieben, besteht darin, die Größeninformationen für den benannten Stern beizubehalten und die Beschriftung um einen Betrag gleich dem Radius des Sternkreises zu verschieben. Ich werde das in einer zukünftigen Version versuchen! Im Moment wird auf jeden Buchstaben ein einfacher „Stups“ angewendet, um ihn entlang einer Linie von 45 Grad zum Stern leicht vom Stern weg zu verschieben.

        • Datendatei für Konstellationslinien öffnen
        • Während nicht das Ende der Datei
          • Lesen Sie die äquatorialen Koordinaten der Endpunkte jedes Liniensegments ein
          • In Alt Az . umwandeln
          • Setzen Sie ein Flag 'geplottet' auf false
          • Wenn beide Linienenden über dem Horizont liegen, dann
            • Koordinaten in der Projektionsebene finden
            • Liniensegment zeichnen
            • geplottetes Flag auf true setzen
            • Koordinaten in der Projektionsebene finden
            • Identifizieren Sie, welches Ende sich innerhalb des Horizontkreises befindet - nennen Sie dies P1
            • Steigung und Schnittpunkt der Linie finden
            • finde die Koeffizienten der quadratischen
            • finde die Wurzeln Xp und Xq und berechne die entsprechenden Yp, Yq
            • Test, um herauszufinden, welche Wurzel innerhalb des Liniensegments liegt - auf Pa . setzen
            • Linie von Pa nach P1 ziehen
            • geplottetes Flag auf true setzen

            Das gezeichnete Flag ist wahrscheinlich redundant, könnte aber nützlich sein, wenn Sie die Fälle IV und V abfangen möchten. Im QBASIC-Programm erlaube ich nicht explizit den Fall, dass der Gradient des Liniensegments Null ist. Dies kann dazu führen, dass eine Linie zurückgewiesen wird – die gesamte Linie würde in diesem Fall nicht geplottet. Ich werde diesen logischen Fehler ansprechen, bevor ich die Konstellationsgrenzen hinzufüge!

            Die Routinen, die das PostScript erzeugen, wurden von Robert Lane für die Planisphere-Seite beigesteuert, mit Ausnahme der dText- und dTextRotate-Funktions-Hacks, für die ich die Schuld übernehme. Sie sollten in der Lage sein, die Datendateien zu bearbeiten, um die Komplexität der Diagramme zu reduzieren oder sich zu Veranschaulichungszwecken auf kleine Details zu konzentrieren (z. B. die relativen Positionen der großen und kleinen Löffel im Laufe der Zeit).

            Systematisch habe ich nicht viel unternommen. Ich habe eine Karte für den Breitengrad 40 Nord und 9 Stunden Sternzeit gedruckt und diese sorgfältig mit der Märzkarte in Guy Ottewells Astronomical Calendar 1999 sowie der 1-Stunden-Karte verglichen. Die Charts scheinen ziemlich gut zu passen, und Ottewell verwendet die stereografische Projektion.


            Neuer Ansatz für die Polarausrichtung

            Das Thema Polar Alignment ist keineswegs neu. Viele Ansätze, Automatisierungstools stehen zur Verfügung. Dennoch haben mich einige Aspekte in all den aktuellen Ansätzen dazu gebracht, noch mehr zu tun. Die wichtigsten Aspekte dieses Ansatzes sind wie folgt.

            - Fähigkeit, die Polarausrichtung ohne Polaris-Standort durchzuführen

            - Relativ weniger Komplexität als Drift-Alignment

            - Fähigkeit, die atmosphärische Refraktion zu einem guten Teil zu adressieren, um schließlich die richtige NCP / SCP-Position zu lokalisieren

            - Ein guter Ausgangspunkt für Amateure, die zu anspruchsvollen Werkzeugen und Techniken graduieren möchten

            - Fähigkeit, schnell zu überprüfen, ob die Polausrichtung intakt ist, nachdem ein Objekt fotografiert oder betrachtet wurde und das Gerät auf ein anderes Objekt gerichtet wurde. Dieser Punkt wird vor dem Hintergrund erwähnt, dass manchmal die Polausrichtung gestört wird und das nächste fotografierte Objekt Sternspuren zeigt. Dies gilt insbesondere, wenn die Nutzlast für das nächste Foto optimiert wird.

            - Man sollte ein gutes Verständnis des Himmels haben und in der Lage sein, Sterne bis Mag 4.5 mit Hilfe von Sternenkarten und grundlegenden Konzepten von RA und Dec zu identifizieren.

            - Man sollte über eine äquatoriale Montierung mit der Fähigkeit zur Feinabstimmung von Azimut- und Alt-Einstellungen verfügen.

            - Verfügbarkeit eines Fadenkreuz-Okulars für die Möglichkeit, den Stern genau am Fadenkreuzpunkt zu lokalisieren.

            - Es ist gut, das Sucherfernrohr angebracht zu haben und das Sucher-Fadenkreuz mit dem Hauptteleskop-Okular-Fadenkreuz auszurichten.

            Bitte beachten Sie, dass diese Technik nicht für die GoTo-Montierungen gilt, die oft Alt-Az-Montierungen mit Tracking-Motoren haben. Die GoTo-Ausrichtung erfolgt mit der 3-Sterne-Methode.

            Es gibt jedoch einige Montierungen, die ein äquatoriales Design haben und auch über GoTo-Tracking-Funktionen mit RA- und Dec-Motoren verfügen. Bei diesen Halterungen ist es bevorzugt, eine polare Ausrichtung durchzuführen. Der einzige Punkt bei diesen Halterungen ist, dass GoTo die Möglichkeit haben sollte, den RA-Motor (Tracking) zu starten, ohne die 3-Sterne-Ausrichtung durchzuführen, mit anderen Worten, die Schritte für die 3-Sterne-Ausrichtung zu umgehen.

            Die Technik basiert auf der Mathematik rund um die genau berechneten stellaren aktuellen Positionen. Die Technik schlägt eine NCP- oder SCP-Ausrichtung unter Verwendung bestimmter Zeigesterne vor.

            Die Technik beruht auf Paaren von Sternen, die so identifiziert wurden, dass das Paar dieselbe RA oder denselben Dez hat. Die Details zum Auffinden solcher Paare werden im nächsten Abschnitt (Mathematik) gegeben.

            - Versuchen Sie, eine sehr grobe Polarausrichtung mit Ihrem Breitengrad vorzunehmen und die Äquatorachse ungefähr in eine mögliche Polarisrichtung zu richten. Dies dient nur dazu, die Iterationen in der folgenden Methode zu reduzieren. Es besteht keine Abhängigkeit von der visuellen Site Polaris.

            - Wählen Sie das Sternpaar derselben RA aus der folgenden Tabelle 1 aus. Wählen Sie nun bei der Auswahl des Paares das Paar aus, das dem Zenit am nächsten ist. Dies wird den Fehler aufgrund der atmosphärischen Brechung bei der Positionierung dieser Sterne reduzieren. Wenn Sie ein solches Paar auswählen, erhalten Sie eine bessere Ausrichtung.

            - Beachten Sie, dass NCP und SCP auf derselben RA-Kontur des gerade ausgewählten Paares liegen.

            - Suchen Sie den ersten Stern des Paares im Fadenkreuz-Okular. Lösen Sie den DEC-Knopf Ihrer Eq-Montierung. Lassen Sie die RA-Achse nicht locker. Außerdem starten Sie bitte den RA-Motor und damit das Tracking. Im Falle der GoTo-Fähigkeit stellen Sie bitte sicher, dass die Verfolgung eingeschaltet ist, während die 3-Sterne-Ausrichtung umgangen wird.

            - Drehen Sie das Teleskop um die DEC-Achse so, dass sich der zweite Stern des Paares im Fadenkreuzokular befindet. Beim ersten Versuch wird sich der zweite Stern mit ziemlicher Sicherheit nicht in der Mitte des Fadenkreuzokulars befinden. Und Sie brauchen Korrekturen.

            - Nehmen Sie an dieser Stelle den Sucher mit seinem größeren Sichtfeld in Anspruch. Ermitteln Sie die Position des zweiten Sterns, ob er sich unter oder über dem Sucherfadenkreuz befindet. Passen Sie den Azimut der Montierung durch Grob oder Fein an, je nachdem, wie weit der zweite Stern entfernt war.

            o Tipp: Falls jemand Schwierigkeiten hat, die Richtung des Azimuts der Montierung zur Korrektur zu finden, können die folgenden Tipps von Nutzen sein. Ein einfacher Weg, um zu bestimmen, wo der zweite Stern in Bezug auf das Fadenkreuz liegt. Angenommen, es befindet sich auf der unteren Seite des Fadenkreuzes. Dann sollte die Korrektur im Azimut der Montierung so sein, dass der Stern nach oben bewegt wird. Es kann sein, dass Ihr Finder entweder invertierend oder nicht invertierend sein kann. Um nun die Bewegung zu bestimmen, halten Sie bitte den Finger auf der Unterseite vor die Primärseite des Suchers. Heben Sie den Finger langsam in Richtung der Mitte des Primärteils, um ihn zu blockieren, und bewegen Sie sich weiter nach oben. Bitte dabei vom Okular aus beobachten. Das schwärzliche Geisterbild des Fingers wird in Bewegung gesehen. Wenn die Bewegung von unten nach oben ist, ist die Optik nicht invertierend. Wenn sich das Geisterbild von oben nach unten bewegt, wird es invertiert. Mit diesem kleinen Trick wüssten Sie, wie Sie die Korrektur anwenden.

            - Wenn die Korrektur abgeschlossen ist, richten Sie den Sucher bitte abwechselnd auf den ersten und dann den zweiten Stern, indem Sie einfach um die Dez-Achse der Montierung drehen. Beide Sterne sind am Fadenkreuz zu sehen. An diesem Punkt wird eine grobe Polarausrichtung durchgeführt.

            - Verwenden Sie nun das Fadenkreuz des Hauptteleskops, um den ersten und dann den zweiten Stern mit der Bewegung der Dec-Achse zu lokalisieren. Bitte führen Sie bei Bedarf die notwendige Azimutkorrektur durch. Bitte verwenden Sie auch hier den obigen kleinen Trick, um mehr über die Anwendung der Korrektur zu erfahren.

            - Bitte beachten Sie an dieser Stelle, dass bei der hohen Vergrößerung des Teleskops (mit Fadenkreuzokular) die Dec-Achse zwei Sterne in Ihrem Paar korrekt verfolgt. Beachten Sie, dass NCP/SCP auf derselben Dez-Achse liegen. Die Azimut-Ausrichtung von NCP/SCP wird erreicht. Kein Berühren des Azimutknopfs Ihrer äquatorialen Montierung mehr.

            - Platzieren Sie das Sternpaar desselben Dez. aus der Tabelle 2 unten. Jetzt, während Sie das Paar auswählen, identifizieren Sie bitte ungefähr den Mittelpunkt von ihnen. Wählen Sie nun das Paar aus, dessen Mittelpunkt dem Zenit relativ am nächsten liegt. Damit ist ein Stern relativ ostwärts und ein anderer fast gleich weit entfernt, aber westwärts. Dies wird den Fehler aufgrund der atmosphärischen Brechung bei der Positionierung dieser Sterne reduzieren. Wenn Sie ein solches Paar auswählen, erhalten Sie eine bessere Ausrichtung.

            - Falls Sie kein Paar auswählen können, lesen Sie bitte Schritt 4.

            - Beachten Sie, dass NCP und SCP in der Mitte des Dec-Kreises liegen, den das obige Paar einschreibt.

            - Suchen Sie den ersten Stern im Fadenkreuz des Suchers. Um den zweiten Stern zu lokalisieren, sperren Sie bitte die Dec-Achse. Lösen Sie jedoch die EQ-Achse und drehen Sie das Teleskop um die EQ-Achse. Bitte Alt-Einstellungen der Montierung durchführen. Bitte verwenden Sie ähnliche Verfahren und Tricks wie in Schritt 2.

            - Sobald sich die beiden Sterne in den Fadenkreuzpositionen des Teleskops befinden, ist die Polausrichtung abgeschlossen.

            Schritt 4 (nur wenn Sie Schritt 3 nicht ausführen konnten):-

            - Platzieren Sie das Sternpaar derselben RA aus der Tabelle 1 unten. Wählen Sie nun bei der Auswahl des Paares ein anderes Paar aus, das nicht im Zenit liegt. Bitte versuchen Sie ein solches Paar auszuwählen, bei dem beide Sterne ungefähr die gleiche Höhe vom Horizont haben, so dass ihre atmosphärische Brechung fast gleich ist. Effektiv heben wir den atmosphärischen Brechungseinfluss auf.

            - Bitte beachten Sie, dass sich NCP/SCP in Schritt 2 auf einer der RA-Linien befindet. Jetzt verwenden wir eine andere RA-Linie mit diesem neu ausgewählten Paar. Um diese Sterne zu zentrieren, halten Sie bitte die Eq-Achse fest und bewegen Sie nur die Dec-Achse (ähnlich wie in Schritt 2). Diesmal verwenden die durchzuführenden Mount-Korrekturen jedoch Alt-Anpassungen.

            - Sobald sich die beiden Sterne in den Fadenkreuzpositionen des Teleskops befinden, ist die Polausrichtung abgeschlossen.

            Ausgangspunkt war der Sternenkatalog, bei dem die Epoche 2000 als Basis genommen wird. Dann habe ich die Sterne heller als mag 4,5 ausgewählt. Ich habe die Korrekturen aufgrund der Erdpräzession und auch der Eigenbewegung des einzelnen Sterns angewendet. Mit den Basisdaten waren die heutigen Sternpositionen fertig. Dann habe ich programmgesteuert alle Paare für dieselbe RA (innerhalb von 0,001 Unterschied) und später alle Paare mit demselben Dez (innerhalb von 0,001 Unterschied) aufgenommen.

            Ich fand Mag 4.5 heuristisch optimal. Diese Größe reicht aus, um diese Sterne visuell zu orten. Auch die Anzahl der Sterne, die aus dem Hauptkatalog in die engere Wahl gezogen wurden, ist gut genug, um eine ausreichende Anzahl erforderlicher Paare zu geben.

            Die heute lokalisierten Paare sind möglicherweise nach einigen Jahren aufgrund der Erdpräzession und der stellaren Eigenbewegung nicht mehr gültig. Die folgenden beiden Tabellen benötigen dann eine neue Berechnung.

            Haftungsausschluss: Ich habe einige der oben mathematisch gefundenen Paare von meinem Standort 19 Lat 73 Log ausprobiert. Ich benutze Bresser ExOS 2 Mount. Nach der Polausrichtung wurde das Tracking für 10 min getestet, was für mein aktuelles Astrofotografie-Niveau ausreichend war.

            Bei unterschiedlichen Höhen, unterschiedlichen Breiten wird dies nicht getestet. Ich glaube, die Methode wird definitiv für kleine Belichtungen funktionieren. Es ist zu validieren, ob diese Methode bei sehr langen Belichtungszeiten funktioniert.

            Tabelle 1: Sternpaare mit gleichem RA (nützlich für Schritt 2 und 4)


            Wie kann ich bei gegebenem ra, dec eines Sterns ein Paar aus Lat, Länge und Zeit berechnen, in der sich der Stern im Zenit befinden würde? - Astronomie

            Robert Fink und Jerry L. Wahl
            Abteilung für Katastervermessungen
            Büro für Landmanagement
            Staatliches Büro von Kalifornien
            2800 Cottage Way, E-2841
            Sacramento, Kalifornien 95825

            ABSTRAKT

            Die Verwendung von Polaris für die Azimutbeobachtung war in Landvermessungsanwendungen aufgrund von Mythen über die Schwierigkeit und Unannehmlichkeiten seiner Verwendung und der weit verbreiteten Meinung, dass es notwendig ist, es zu ungeraden Nacht- oder Abendstunden zu beobachten, nicht beliebt. Tatsächlich kann die Polaris-Beobachtung über einen breiteren Bereich von Bedingungen schnell und einfach durchgeführt werden als die Sonnenbeobachtung, und sie ist bekanntermaßen genauer. Dieses Papier präsentiert eine Beschreibung der Polaris-Beobachtung, der zugrunde liegenden Theorie und eine Diskussion ihrer Vorteile als einfache, genaue und einfache Azimut-Bestimmungsmethode für den Landvermesser. Das Papier bietet Verfahren zum Berechnen, Finden, Beobachten und Reduzieren von Polaris zu jeder Tages- und Nachtzeit.

            ALLGEMEINES

            Stellen Sie sich eine Methode vor, um schnell einen astronomischen Azimut zu ermitteln, um eine Querlinie zu überprüfen. Eine Methode, die kein teures Roeloffs-Prisma oder einen Objektivfilter zum Schutz der Elektronik in Ihrer Totalstation erfordert, bei der Sie nicht herumfummeln müssen, um das Bild der Sonne auf ein Blatt Papier zu projizieren, und eine Methode, die zu jeder Tages- und Nachtzeit verwendet werden. Eine solche Methode existiert, scheint aber heutzutage vom durchschnittlichen Vermesser kaum verwendet zu werden. Diese Methode ist die Polaris-Beobachtung. Mit Polaris müssen Sie nicht zur Baustelle rennen, weil Sie befürchten, dass die Sonne zu hoch steht, um sie zu beobachten, und die Antwort erhalten Sie innerhalb von Sekunden mit einem einfachen 41C-Rechnerprogramm.

            Viele Lehrbücher und Tutorials zum Erhalten des astronomischen Azimuts stellen die Polaris-Beobachtung als genau, aber schwierig zu verwenden dar, da sie bei Elongation beobachtet werden muss, die häufig zu ungeraden Nachtstunden auftrat. Dies scheint ein Überbleibsel aus den alten Tagen zu sein, als die Beobachtung von Polaris bei Elongation eine gängige Methode zur Überprüfung des Azimuts war. Die Dehnungsbeobachtung wurde verwendet, weil sie sehr genau war, nicht zeitkritisch und mit Tabellen berechnet werden konnte. Vor den Tagen der elektronischen Berechnung war dies ein großes Plus. Und natürlich, wie könnte man tagsüber eine Polaris-Beobachtung machen?

            Ein weiterer Faktor, der sich etwas geändert hat, ist die erhöhte Verfügbarkeit hochwertiger Optiken in unseren Vermessungsinstrumenten. Die Fähigkeit, bei Tageslicht Sterne zu sehen, ist etwas verbessert, jedoch haben viele von uns Geschichten von vor nicht allzu langer Zeit "alten" Leuten gehört, die tagsüber Polarisbeobachtungen mit Gurley Transits gemacht haben.

            Wie viele Vermesser sind damit vertraut, Polaris-Beobachtungen auf Azimute zu reduzieren? Wahrscheinlich nicht zu viele, und wir reden davon, Polaris-Beobachtungen nicht nur für LS-Prüfungen zu studieren, sondern sie tatsächlich im Feld zu verwenden, um Peilungen zu laufen und zu überprüfen, und sogar die gesamte Umfrage darauf aufzubauen. Wir hoffen, Interesse für den Beruf zu wecken, indem wir den Umgang mit Polaris erlernen. In Bezug auf Genauigkeit, Benutzerfreundlichkeit und Einfachheit der Verkleinerung kann es unter vielen Umständen als der Sonnenbeobachtung überlegen angesehen werden.

            Die Katastervermessungsbüros des Bureau of Land Management sind die Nachkommen der alten Vertrags- und GLO-Vermessungen, die für die Vermessung des öffentlichen Landes verantwortlich sind. Die Azimutkontrolle für diese Durchmusterungen erfolgt traditionell durch astronomische Beobachtungen.Dieser Faktor hat Vermesser in der BLM zu gewöhnlichen Benutzern verschiedener astronomischer Methoden gemacht. Da die meisten von uns aus der Schule oder aus der Privatwirtschaft zur BLM gekommen sind, hätten wir uns vielleicht nie vorstellen können, dass irgendjemand die Sterne für Azimut verwenden würde, geschweige denn bei Tageslicht arbeiten. Aber es ist wahr.

            Historische Einblicke. Diejenigen, die die Aufzeichnungen der frühen PLSS-Übersichten durchsehen, haben die Polaris-Beobachtung im Vordergrund als genaues Mittel zur Überprüfung des Azimuts, zur Kalibrierung von Sonneninstrumenten und dergleichen. Die Erwähnung der Methode wird hauptsächlich zur Überprüfung der Kompassdeklination oder zur Einrichtung eines Meridians verwendet, der zur täglichen oder wöchentlichen Überprüfung von Solarinstrumenten verwendet wird. Die verwendete Methode war die Beobachtung bei Dehnung, hauptsächlich weil es einfach war, Tabellen zu erstellen, um eine Reduzierung zu ermöglichen. Damals wie heute gilt: Je einfacher das Verfahren, desto wahrscheinlicher wird es angewendet und die Ergebnisse stimmen.

            Seit dieser Zeit und der Dominanz des städtischen Vermessungswesens hatten viele keine Gelegenheit mehr, eine Polaris-Beobachtung durchzuführen. Vielleicht war es eine Klasse in der Schule oder beim Lernen für die LS-Prüfung. Die Methode ist allgemein nicht mehr verwendet worden. Das ist bedauerlich, denn der Feldeinsatz von Polaris macht Spaß und ist ein genaues und wertvolles Werkzeug.

            Heutzutage, an denen der programmierbare Taschenrechner von Vermessern universell verwendet wird, ist die bevorzugte Methode die Polaris-Stundenwinkelmethode. Da Polaris ein naher Polarstern ist, ist seine relative Bewegung ziemlich klein und daher ist die Beobachtung für Zeit, Breite oder Länge sehr unkritisch. Polaris bewegt sich jedoch, sodass eine Suchposition berechnet werden muss.

            Vor-und Nachteile

            VORTEILE

            • Leichter zu beobachten ohne Notizenhalter. Da die scheinbare Bewegung der Sterne so langsam ist, ist es einfacher, eine Beobachtung ohne Notizen zu machen. Heutzutage kann dies auch mit einem guten 41C-Programm erreicht werden, aber der Vorgang wird mit einem Polaris-Visier erheblich vereinfacht.
            • Keine teuren Filter. Da wir die Sonne nicht oder auch nur in ihrer Nähe ins Visier nehmen, benötigen wir keinen Filter. Einige haben mit üblichen fotografischen Polarisationsfiltern experimentiert, um den Kontrast zu erhöhen, aber es scheint eine unbedeutende Hilfe zu sein.
            • Keine Probleme bei der Projektion auf Papier. Polaris wird direkt anvisiert, die Begrenzung ist die Höhe des Visiers und kann mit einem rechtwinkligen Okular unterstützt werden.
            • Zu jeder Tageszeit verfügbar. Mit der Stundenwinkel-Polaris-Methode kann er zu jeder Tages- und Nachtzeit mit etwa der gleichen Genauigkeit gesichtet werden. Der Stern ist für die Zeit in der Nähe der Ost- und West-Elongation völlig unkritisch, aber die Fehler sind zu allen Zeiten im Vergleich zu einer Sonnen- oder äquatorialen Sternbeobachtung ziemlich klein.
            • Einfach zu berechnen und zu reduzieren. Die Berechnung für Polaris erfolgt mit Hilfe von 2 einfachen Stundenwinkelformeln. Ein Programm kann leicht geschrieben werden, um den Azimut und den vertikalen Winkel des Sterns für den gegebenen geographischen Punkt und die gegebene Zeit zu berechnen, dies wird verwendet, um den Stern zu finden. Das gleiche Programm wird dann verwendet, um die Beobachtung zu reduzieren. Da Polaris ein naher zirkumpolarer Stern ist, ist es möglich, ihn mit einer noch einfacheren Formel als herkömmliche astronomische Objekte zu berechnen.
            • Hohe Genauigkeit. Da der Stern ein punktgenaues Ziel darstellt und die Sterne eine geringe scheinbare Bewegung aufweisen, kann er einen hochpräzisen Azimut liefern. Das kritischste Fehlerelement scheint die Fähigkeit zu sein, das Instrument zu nivellieren und so zu halten. (siehe folgende Analyse)
            • Minimale Genauigkeit in Zeit, Breite und Länge erforderlich.

            NACHTEILE

            • In hohen Breitengraden wie Alaska nicht effektiv, wo der hohe vertikale Winkel die Polaris nicht nur schwer zu erkennen macht, sondern auch den Fehler aufgrund von Fehlpegeln dramatisch erhöht.
            • Wetter. Natürlich kann man Polaris an einem bewölkten Tag nicht sehen, aber normalerweise kann man die Sonne auch nicht sehen. Die Sonne ist etwas weniger anfällig für Wolken und Dunst. Polaris kann bei leichtem Dunst sogar auf Meereshöhe beobachtet werden, ist jedoch eher verdeckt und schwer zu finden.
            • Erfordert etwas Geschick. Ein Teil des Spaßes bei der Verwendung von Polaris besteht darin, die Fähigkeit zu erlangen, es bei Tageslicht zu finden.
            • Erfordert eine Art groben Azimut, um ihn bei Tageslicht zu finden, ist daher weniger praktisch für isolierte Beobachtungen und praktischer bei einer laufenden Arbeit, bei der die Linien selbst für den Azimut verwendet werden können und die Beobachtung eine Überprüfung und Verfeinerung ist.

            BEOBACHTUNGSFAKTOREN

            Zeit Ist das kritischste Element bei der Sonnenbeobachtung im Stundenwinkel, aber viel weniger kritisch bei der Polarisbeobachtung. Bei Sonnen sind Zeit besser als eine halbe Sekunde, Verwendung von Zeitsignalen, Reaktionszeit, Feinkorrektur auf UT, schlechter Funkempfang, Anvisieren eines sich schnell bewegenden und großen Objekts usw. Faktoren, die die Genauigkeit der Sonnenbeobachtung erschweren. Im Sommer kann die Sonne mittags wegen ihres hohen vertikalen Winkels nicht beobachtet werden. Die Höhensonne ist zwar nicht zeitkritisch, kann aber auch nicht gegen Mittag beobachtet werden, da keine vertikale Bewegung und kein vertikaler Winkel vorhanden sind.

            Polaris ist viel weniger zeitkritisch, solange Sie sich auf einem brauchbaren Beobachtungs-Breitengrad (zwischen 25 und 55 Grad) befinden. Siehe Abbildung 1. Im Allgemeinen liegt der maximale Fehler für Polaris im Bereich von 1/3 Sekunde im Azimut für 1 Sekunde Zeitfehler. Die meiste Zeit des Tages ist es weniger. Der Hauptgrund dafür ist der kleine Radius seiner scheinbaren Bewegung um den Pol.

            Abbildung 1 - Verschiedene Fehlerquellen (Sekunden @ 42 Lat)

            Abbildung 2 - Höhe des Pegelfehlers - Sekunden

            Daten von Ephemeriden: Es gibt mittlerweile viele Programme, die eine Ephemeride für Sonnenbeobachtungen überflüssig machen. Wenn Sie keinen von denen haben, die eine Sonnenbeobachtung durchführen, müssen Sie Daten aus einer veröffentlichten Ephemeride eingeben. Die Daten erfordern dann eine Interpolation der GHA- und Deklinationsdaten zum Beobachtungszeitpunkt, Polaris benötigt nur zwei Einträge, GHA und Deklination für den Tag. Da Polaris ein Stern ist, ändern sich seine relativen Daten nur sehr langsam, daher ist es normalerweise nur notwendig, das GHA und die Deklination für den jeweiligen Tag einzugeben. Es ist tatsächlich möglich, die Daten über einen längeren Zeitraum zu berechnen, sie werden jedoch in den meisten Ephemeriden täglich aufgeführt, sodass sie nicht erforderlich sind.

            Breiten-und Längengrad In der üblichen Praxis werden Breiten- und Längengrad von einer USGS-Quad-Karte skaliert, können jedoch durch Koordinaten bestimmt werden, wenn Sie die Kontrolle übernommen haben. Der Breitengrad ist sowohl für den Stundenwinkel als auch für die Höhe der Sonnenbeobachtungen kritisch, da wir ein großes PZS-Dreieck lösen, bei dem der Co-Breitengrad eine der Seiten ist. Der Längengrad ist auch bei der Sonnenberechnung des Stundenwinkels kritisch, wobei 15 Sekunden einer Zeit von 1 Sekunde entsprechen. Bei Polaris kann ein Breitengradfehler von bis zu 50 Sekunden (entspricht etwa einer Meile am Boden) auftreten, um einen Azimutfehler von 1 Sekunde einzuführen. Der Längengrad trägt 1/15 des Fehlers als Zeit bei.

            Nivellierungsfehler: Der Nivellierungsfehler ist bei Sonnenbeobachtungen ziemlich kritisch. Je größer der vertikale Winkel zu einem Objekt ist, desto mehr Fehler werden durch Nivellierungsfehler verursacht. Dies führt zu größeren Fehlern für Mittagssonnen. Dieser Faktor ist bei der Polarisbeobachtung immer vorhanden, da er immer in einem signifikanten vertikalen Winkel steht. Der Nivellierfehler ist bei weitem der größte Fehlerfaktor beim Polaris-Azimut. Die Plattenblase der meisten Theodoliten hat eine Graduierung von 20 oder 30 Sekunden. Es erfordert einige Sorgfalt, ein Instrument innerhalb von 10 Sekunden zu warten. Eine sorgfältige Nivellierung mit dem vertikalen Kreis kann das Problem minimieren.

            Beobachtungspunkt: Leicht zu wählen, idealerweise im Schatten, um Nivellierungsprobleme durch solare Erwärmung zu minimieren, und mit klarer Sicht nach Norden. Überraschenderweise scheint dies in gemäßigtem Holz oder Vegetation einfacher zu sein, als eine klare Sicht für die Sonne zu finden, die schnell aus jedem Loch herauskommt, von dem Sie dachten, Sie hätten es zu haben.

            BEOBACHTUNGSVERFAHREN

            Vorbereitung. Für die Tagesbeobachtung ist es oft sinnvoll, eine Auflistung oder einen Plot der Polarisposition während des Tages zu erstellen. Dies kann die Notwendigkeit beseitigen, ein Taschenrechnerprogramm im Feld in Betrieb zu haben. Mit einem Taschenrechner brauchen Sie nur ein Programm, die ungefähre geografische Position Ihres Beobachtungspunktes, die Ephemeridendaten für den Tag, eine gute Uhr und ein gutes Instrument.

            Fokus. Ein kritischer Faktor, um einen so feinen Lichtpunkt am Tag zu lokalisieren, ist die richtige Fokussierung. Wenn Sie sich in einem offenen Bereich befinden, können Sie dies erreichen, indem Sie zunächst auf ein möglichst weit entferntes Objekt fokussieren. Wenn dies nicht möglich ist, sollten Sie an anderer Stelle eine Markierung auf dem Fokussiertubus Ihres Theodoliten an der entfernten Fokusposition vorbereiten. Die meisten Oszilloskope fokussieren über Unendlich hinaus, sodass das Umschließen des Fokus nicht vollständig funktioniert. Es besteht die Möglichkeit, dass diese Markierung ein wenig vom jeweiligen Beobachter abhängt. Der Fokus auf den Stern liegt sehr nahe an diesem Punkt, kann aber leicht variieren.

            Fang 22. Einer der Haken bei der Verwendung von Polaris am Tag ist, dass Sie eine grobe Orientierung haben müssen, um den Stern zu finden. Dies kann aus Peilungen, die Sie auf Ihrer Überquerung mitführen, von Kontrollpunkten usw. erhalten werden. In einigen Gebieten ist es möglich, einen ausreichenden Azimut zu erhalten, um Polaris mit einem Kompass zu finden. Es muss jedoch richtig eingestellt sein, und heute sind die meisten Theodoliten nicht damit ausgestattet. Ein Instrument mit aufsteckbarem Trogkompass kann gut für Polarisbeobachtungen geeignet sein.

            Wenn Sie keine wirkliche Ahnung von Azimut haben, wie wenn Sie einen neuen Job mitten im Nirgendwo beginnen, dann muss man auf Glück oder eine "schnelle Sonnenbeobachtung" zurückgreifen. Dies kann eine schnelle und schmutzige einzelne Solarausrichtung sein, die durch die Methode Ihrer Wahl reduziert werden kann. Solange Sie mit dem Schuss innerhalb von 5 Minuten kommen, sollten Sie keine Probleme haben, den Stern zu finden. Polaris wird am effektivsten verwendet, wenn Sie in Ihrer Traverse die wahre Peilung mitführen und so Polaris schnell beobachten können, um die Linie zu überprüfen und zu verfeinern.

            Einrichten. Dies beinhaltet das Einrichten auf Ihrem Punkt, um eine potenziell klare Nordsicht zu gewährleisten, Ihren Rückblick zu nehmen und das Taschenrechnerprogramm auszuführen, um eine Polarissuchposition im Azimut und vertikalen Winkel für die ungefähre Zeit zu erhalten. Es ist am besten, wenn das Programm die Eingabe der Anschlusskoordinaten oder des Azimuts unterstützt und Ihnen einen Drehwinkel vorgibt.

            Fokus. Stellen Sie Ihren vorgegebenen Fokus mit der Markierung auf der Fokussierhülse ein oder fokussieren Sie auf einen entfernten Punkt.

            Suche. Stellen Sie die Winkel in das Instrument ein, um den Stern zu finden. Wenn Ihr Azimut innerhalb von 5 Minuten liegt, können Sie normalerweise den Stern auf der einen oder anderen Seite des Fadenkreuzes finden. Es erscheint fast immer einige Minuten über dem Fadenkreuz, versetzt aufgrund der atmosphärischen Lichtbrechung.

            Punkt. Einmal lokalisiert, sind eine Reihe von Beobachtungsverfahren möglich. Es ist oft eine gute Idee, das Zielfernrohr abzusenken und einen Visierpunkt auszuwählen oder festzulegen, der verwendet werden kann, um in die richtige horizontale Position zurückzukehren.

            Niveau. Nivellieren Sie das Instrument vorsichtig neu, da dies die größte Fehlerquelle ist.

            Beobachten. Die Beobachtung kann gemacht werden, indem man die Platten liest und sich Zeit nimmt, zurückkehrt, um den Rückblick zu lesen und umzukehren. Das Visier wird verwendet, um den Stern mit den gleichen vertikalen Winkeln wiederzufinden. Es ist sogar möglich, den Stern zu wiederholen, indem man sich die Zeit jeder Polaris-Ausrichtung nimmt.

            Reduzieren. Nachdem die Beobachtung abgeschlossen ist, wird jedes Mal in das Programm eingegeben und der Azimut der Polaris berechnet. Dies wird dann zu den gedrehten Winkeln addiert oder von diesen abgezogen, um den richtigen Azimut zu erhalten.

            ZUSAMMENFASSUNG

            Obwohl es seltsam erscheint, bietet die Polaris-Azimutbeobachtung bei Tageslicht eine unterhaltsame, genaue und einfach durchzuführende Methode zur Azimutbestimmung. Mit Erfahrung kann es über einen breiten Bereich von Bedingungen einen überlegenen Azimut liefern, mehr als Sonnenbeobachtungen. Die Bestimmung des Azimuts hat eine geringe Abhängigkeit von Zeit, Breite oder Länge, ist aber wie die meisten astronomischen Beobachtungen kritisch für den Höhenfehler. Die Erfahrung hat gezeigt, dass Polaris in gemäßigter Vegetation häufig leichter zu sehen sind als die Sonne. Wir hoffen, dass mehr von Ihnen in Erwägung ziehen, Polaris auszuprobieren und mitzumachen.


            Beleuchtete Quests nur nachts anzeigen #2872

            Es funktioniert derzeit über mayCreateQuest genauso wie das Blockieren von Quests außerhalb des Landes, aber das verursacht dieses Synchronisierungsproblem beim Umschalten der Einstellung. Ich muss die Logik so verschieben, dass die Quest angezeigt wird, anstatt die Quest zu erstellen. Ich bin mir nicht so sicher, wo das in der Codebasis wäre, daher wäre jede Hilfe dankbar.

            TurnrDev kommentiert 11. Mai 2021

            Westnordost einen Kommentar hinterlassen

            Was ist der Anwendungsfall, um diese Option überhaupt anzuzeigen und nicht immer nur die Quests anzuzeigen, die nachts nur nachts sichtbar sein sollen? Würde die Implementierung etwas einfacher machen, weniger Code und weniger Unordnung im Einstellungsmenü.

            Ideal wäre es, wenn die App bei jedem Sonnenuntergangs- oder Sonnenaufgangsereignis einen Rückruf registrieren könnte. Vielleicht kann das eine der genannten Bibliotheken. Dann könnte die VisibleQuestsSource darauf warten und die Quests ungültig machen, damit sie aktualisiert werden.

            @@ -170,6 +170,9 @@ Abhängigkeiten <

            // Öffnungszeiten Parser
            Implementierung( " ch.poole:OpeningHoursParser:0.23.0 " )

            // Sonnenuntergang-Sonnenaufgang-Parser für beleuchtete Quests
            Implementierung( " com.luckycatlabs:SunriseSunsetCalculator:1.2 " )

            Westnordost 11. Mai 2021

            Ich bin immer vorsichtig, wenn ich neue Abhängigkeiten hinzufüge. Es sieht so aus, als ob die Berechnung nicht trivial ist, aber haben Sie alle verschiedenen Bibliotheken, die dies implementieren, überprüft und verglichen?

            Die Fragen, die man sich stellen muss, sind, ob sie gut getestet sind, ob sie Abhängigkeiten haben (sollten sie nach Möglichkeit nicht), ob sie gewartet werden (ein einmal geschriebener Algorithmus ist fertig, aber vielleicht gibt es Fehler, die nicht behoben werden?) und schließlich natürlich, ob es tatsächlich unsere Bedürfnisse erfüllt.
            (PS: Java Date/Time-Klassen von Java 8 sind in dieser App verfügbar)

            TurnrDev 11. Mai 2021

            Ehrlich gesagt habe ich das erste Ergebnis von Google ausgewählt. Ich war mir nicht sicher, was ich tat und wollte schnell etwas zum Laufen bringen. Kann mir die Optionen morgen auf jeden Fall genauer anschauen.

            TurnrDev 12. Mai 2021 •

            caarmen/SunriseSunset scheint nur Maven als Abhängigkeit zu enthalten, hat einige nette praktische Methoden und scheint ziemlich gut gepflegt zu sein, wenn auch für eine Weile nicht berührt.

            Es wird von Telefónica verwendet, was mir Vertrauen in seine Fähigkeiten gibt

            shred/commons-suncalc hat ein paar Probleme im Zusammenhang mit Fehlern, die inzwischen behoben wurden, aber es gibt kein Vertrauen in ihre Tests.

            Fühlen Sie sich frei, mein Urteil zu kritisieren, ich weiß nicht viel über Java, daher bin ich mir nicht sicher, ob ich den Code selbst auf Fehler überprüfen könnte.

            TurnrDev 12. Mai 2021

            caarmen/SunriseSunset hatte einen seltsamen Fehler, musste ihn nicht benutzen. Erkläre morgen :) Derzeit funktioniert es aber gut

            TurnrDev 13. Mai 2021

            Okay, Caarmens Bibliothekskrieg hat völlig die falschen Zeiten für Sonnenuntergänge. Es wollte mir sagen, dass der Sonnenuntergang für mich 2:02 Uhr nachts war, obwohl es tatsächlich 20:45 Uhr war.

            Ich bin vorübergehend zur ursprünglichen Bibliothek zurückgekehrt, werde mir die andere aber heute später ansehen.

            Westnordost 13. Mai 2021

            Vielleicht war der eingegebene Standort falsch? Lat und lon vertauscht?

            Smichel17 13. Mai 2021 •

            Hey, endlich etwas, mit dem ich etwas Erfahrung habe!

            Red Moon verwendet com.luckycatlabs:SunriseSunsetCalculator , hauptsächlich weil es das älteste und einzige verfügbare zum Zeitpunkt des Hinzufügens ist. Irgendwann, als die anderen Bibliotheken auftauchten, habe ich eine ziemlich umfassende Überprüfung gemacht. Zwischen dieser und meiner Erfahrung sind meine Erkenntnisse:

            • Es gibt viel Spielraum für Variationen, da Sonnenauf- und -untergang über einen längeren Zeitraum stattfinden.
            • Die verschiedenen Bibliotheken verwenden nicht alle denselben Algorithmus. Einige sind genauer als andere, aber alle sind Annäherungen (Außerdem variiert die Lichtmenge, die auf Sie trifft, je nachdem, ob Sie sich in einem Tal oder in einem Berg befinden usw., was diese Libs aufgrund technischer Einschränkungen nicht berücksichtigen können) . Einige von ihnen schneiden in verschiedenen Breitengraden besser ab (näher/weiter von den Polen entfernt).
            • com.luckycatlabs:SunriseSunsetCalculator ist nicht der genaueste (ich glaube — mein Gedächtnis ist ein wenig verschwommen). Ich entschied jedoch, dass dies für mich nicht wirklich wichtig war. Die oben erwähnte inhärente Variation reichte aus, dass selbst wenn sie um 10 Minuten von einem idealen Zeitpunkt zum Austauschen entfernt ist, es nicht wirklich wichtig ist.
              • Die API war extrem stabil. Ich glaube nicht, dass ich den aufrufenden Code ändern musste ... jemals? Vielleicht einmal. Ich denke, es gab schon früh einige Bugfixes (keine, die mich beeinflusst haben), aber jetzt ist es ziemlich ausgereift. Ich hätte kein Problem damit, es in meine Codebasis zu kopieren, wenn ich externe Abhängigkeiten vollständig vermeiden wollte.*

              IIRC, die SunTimes-App auf F-Droid, hat eine Option, um auszuwählen, welche Bibliothek Sie verwenden möchten, um die Zeit zu berechnen (derzeit sieht es aus wie nur zwei Optionen, luckycatlabs** und caarmen, obwohl ich dachte, ich erinnere mich an ein oder zwei andere, die darin enthalten waren der Vergangenheit), wenn Sie damit herumspielen und die Unterschiede sehen möchten.

              * Obwohl ich es wahrscheinlich in einer separaten Bibliothek im selben Repository aufbewahren würde, wie ich TimePickerPreference in Red Moon habe. Übrigens, @westnordost, ich frage mich, ob es sinnvoll ist, diese Art von Struktur für streetcomplete-mapstyle, countryboundaries und Ihre anderen Osmapi-Bibliotheken zu verwenden (entweder in dieses Repository oder alle in ein Repository für Bibliotheken zu verschieben, sie können es trotzdem als unabhängige Pakete veröffentlicht werden).

              ** Technisch gesehen handelt es sich um einen Fork mit einem Bugfix, aber der Bugfix wurde inzwischen im Upstream zusammengeführt und die Abhängigkeit wurde einfach nicht zurückgeschaltet.


              Erweiterte Daten Abb. 1 Kontamination des Gammapulsars PSR J1907+0602 auf der SS 433-Region.

              ein, 100 MeV – 300 GeV zählt Karte der Fermi-LAT-Feld der Region SS 433. Der Mikroquasar selbst ist mit einem fetten Kreuz gekennzeichnet. Die angepasste Position von Fermi J1913+0515 und der Westüberschuss sind mit grünen Kreuzen dargestellt. Die zur Erzeugung von Pulsprofilen verwendeten Regionen sind mit gepunkteten Kreisen dargestellt. b, Gefaltetes Pulsprofil von PSR J1907+0602 über 300 MeV mit einem ROI von 0,6 ∘ . Dargestellt sind zwei Rotationspulsperioden mit einer Auflösung von 100 Phasenbins pro Periode. Die Bayessche Blockzerlegung wird durch rote Linien dargestellt. Das Nebenzeitenintervall (φ=0,697–1,136) wird durch schwarze gestrichelte Linien definiert. c, Gefaltetes Pulsprofil der auf SS 433 zentrierten Photonen mit einem Radius von 0.6 ∘ über 100 MeV, unter Verwendung der Ephemeride von PSR J1907+0602. Dargestellt sind zwei Rotationspulsperioden mit einer Auflösung von 25 Phasenbins pro Periode. Der vertikale Fehlerbalken in (b) und (c) gibt das glaubwürdige Intervall von 68 % an.

              Erweiterte Daten Abb. 2 Gammastrahlenspektren von Fermi J1913+0515 und dem Westüberschuss.

              a, b, Fermi-LAT-Spektren von Fermi J1913+0515 (ein) und der Westüberschuss (b).Das Maximum-Likelihood-Modell (Potenzgesetz) ausgestattet mit gtlike ist mit einer gestrichelten Linie dargestellt. Der vertikale Fehlerbalken zeigt das glaubwürdige Intervall von 68 % an, und die Obergrenzen liegen beim 99 %-Konfidenzniveau.

              Erweiterte Daten Abb. 3 Timing-Analyse des gesamten Periodenbereichs von Fermi J1913+0515.

              Belichtungskorrigierte Lomb-Scargle-Leistungsspektren, konstruiert aus der 1–300 GeV gewichteten Lichtkurve von Fermi J1913+0515, die den gesamten Periodenbereich der Beobachtungsdaten abdecken (oberes Feld, 0–700 Tage unteres Feld, 700–3800 Tage). Die rote gestrichelte Linie zeigt eine Fehlalarmwahrscheinlichkeit von 5% an, die den Leistungsspektren des gesamten Periodenbereichs entspricht.

              Erweiterte Daten Abb. 4 Präzessionsphasenlichtkurven von Fermi J1913+0515.

              Präzessionsphasenlichtkurve des Fermi J1913+0515-Flusses (oberes Bild) und TS-Werte (unteres Bild) in 1-300 GeV mit einem Binning von 0,1. Der vertikale Fehlerbalken zeigt das glaubwürdige Intervall von 68 % an, und die Obergrenzen liegen beim 95-%-Konfidenzniveau.

              Erweiterte Daten Abb. 5 Stabilität des Zeitsignals.

              ein, kumulative Likelihood-Analyse während der Präzessionsphase 0,0–0,5 und 0,5–1,0. Die TS von Fermi J1913+0515 in der Präzessionsphase 0.0-0.5 und 0.5-1.0 sind mit blauen Quadraten und roten Dreiecken dargestellt. Das ΔTS der Flussabweichung von einer Konstanten sind mit schwarzen Punkten dargestellt. Die TS der Flussdifferenz zwischen zwei Präzessionsphasenbins sind mit grünen Sternen dargestellt. b, 2D-Ebenenkonturdarstellung für das WWZ-Leistungsspektrum.

              Erweiterte Daten Abb. 6 Beispiele für Simulationen für eine periodische, augenblickliche Injektion von Protonen.

              ein, die Beiträge zu 10 GeV kosmischer Strahlung bei unterschiedlichen Abständen vom Injektionspunkt von 100 einzelnen Injektionsereignissen, verglichen mit dem galaktischen kosmischen Strahlenmeer (die schwarze horizontale Linie). Jedes Symbol/jede Farbe repräsentiert einen anderen Abstand (30, 35, 40, 45 und 50 Stück) von der Injektion zum Interaktionspunkt. b, die Dichte der kosmischen Strahlung bei allen Energien. Die grünen Linien stellen einzelne Injektionsereignisse dar (entsprechend 10, 20, 30. 100 in der x-Achse von (ein)), während die violette Linie die Summe des Beitrags aller Injektionsereignisse zeigt. c, die hadronische Gammastrahlung bei 1 GeV in verschiedenen Abständen. Symbol-/Farbdarstellungen sind gleich mit (ein).


              Begrenzung der Lebensdauer der Dunklen Materie mit einer tiefen Gammastrahlen-Durchmusterung des Perseus-Galaxienhaufens mit MAGIC

              Galaxienhaufen sind die größten bekannten gravitativ gebundenen Strukturen im Universum mit Massen um 1 0 15 M ⊙ , die meisten davon in Form von Dunkler Materie. Das bodengestützte Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope MAGIC hat eine tiefe Durchmusterung des Perseus-Galaxienhaufens mit fast 400 Stunden an Daten durchgeführt, die zwischen 2009 und 2017 aufgenommen wurden. Dies ist die bisher tiefste Beobachtungskampagne an einem Galaxienhaufen im sehr hohen Energiebereich . Wir suchen nach Gammastrahlensignalen von dunklen Materieteilchen im Massenbereich zwischen 200 GeV und 200 TeV, die in Standardmodellpaare zerfallen. Wir wenden eine Analyse an, die für die spektralen und morphologischen Eigenschaften optimiert ist, die von Zerfällen der Dunklen Materie erwartet werden, und finden keine Hinweise auf zerfallende Dunkle Materie. Daraus schließen wir, dass Teilchen der Dunklen Materie in allen betrachteten Kanälen eine Zerfallslebensdauer von mehr als ∼ 1 0 26 s haben. Unsere Ergebnisse verbessern frühere untere Grenzwerte, die von MAGIC gefunden wurden, und stellen die stärksten Grenzwerte für zerfallende Teilchen der Dunklen Materie von bodengestützten Gammastrahlen-Instrumenten dar.


              Wie kann ich bei gegebenem ra, dec eines Sterns ein Paar aus Lat, Länge und Zeit berechnen, in der sich der Stern im Zenit befinden würde? - Astronomie


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              Das Folgende ist aus einer Veröffentlichung des U. S. Coast and Geodetic Survey zitiert.

              In den frühen 1930er Jahren wandte sich ein Ingenieur eines State Highway Departments an die US Coast and Geodetic Survey, um eine Methode zur Verwendung geodätischer Daten über einen ganzen Staat zu suchen, die nur die Formeln der Flugzeugvermessung beinhalten würde. Dies führte 1933 zur Einrichtung des North Carolina Koordinatensystems, mit dessen Hilfe North Carolina in plan-rechteckige (x und y) Koordinaten in einem einzigen Raster umgewandelt werden konnte, und Vermessungen in allen Teilen des Staates, die sich darauf beziehen, so dass Vermessungsstationen und Landmarken durch Angabe ihrer Koordinaten in Bezug auf den gemeinsamen Ursprung des Gitters genau beschrieben werden können.

              Innerhalb eines Jahres nach der Einrichtung des North Carolina Koordinatensystems war für jeden Bundesstaat der Union ein ähnliches System entwickelt worden. Für einige davon waren ein einziger Gitterursprung und ein Bezugsmeridian ausreichend. Andere Staaten wurden aufgrund ihrer großen Größe jeweils in mehrere Gürtel oder Zonen unterteilt, wobei jede Zone ihren eigenen Ursprungs- und Bezugsmeridian hatte.

              Jedes Zustandskoordinatensystem basiert auf einer konformen Kartenprojektion. Durch die Verwendung einer konformen Kartenprojektion als Basis für ein Zustandskoordinatensystem und die Begrenzung einer Dimension der Fläche, die durch ein einzelnes Gitter abgedeckt werden soll, werden zwei Dinge erreicht:

              Auf einer konformen Karte bleiben die Projektionswinkel erhalten. Dies bedeutet, dass an einem bestimmten Punkt der Unterschied zwischen geodätischen und Gitterazimuten sehr kurzer Linien konstant ist und Winkel auf der Erde, die durch solche Linien gebildet werden, auf der Karte wirklich dargestellt werden. Für praktische Zwecke der Landvermessung gilt diese Bedingung für Entfernungen bis zu 10 Meilen. Bei längeren Linien variiert die Differenz, und die Korrektur, die auf jeden beobachteten (geodätischen) Winkel angewendet werden muss, um einen entsprechenden Gitterwinkel zu erhalten, ist die Differenz der Korrekturen zu den Azimuten der Linien, die separat abgeleitet werden. Abweichungen der Rasterlängen von geodätischen Längen sind maximal entlang der Ränder der längsten Dimension des Rasters und in der Mitte zwischen diesen Rändern. Die Größe, mit der eine geodätische Länge multipliziert wird, um die entsprechende Gitterlänge zu erhalten, wird als Skalierungsfaktor bezeichnet.

              Die Beschränkungen in der Breite der Projektion oder des Rasters erlauben eine Kontrolle von Abweichungen der Rasterlängen von den geodätischen Längen. Wenn die Breite eines von einem einzelnen Gitter abgedeckten Gebiets 158 Statuenmeilen beträgt, beträgt der extreme Unterschied zwischen geodätischen und Gitterlängen 1/10.000 der Länge einer Linie, was für die meisten Landvermessungen ziemlich zufriedenstellend ist.“

              Die zitierte Veröffentlichung ist Coast and Geodetic Survey Special Publication Nr. 235, „The State Coordinate Systems“. Es gibt eine weitere Veröffentlichung, Coast and Geodetic Survey Publication 62-4, „State Plane Coordinates By Automatic Data Processing“. Diese beiden Veröffentlichungen lieferten dem Vermessungs- und Kartierungsberuf Informationen zur Ableitung von Koordinaten der Staatsebene von 1927 basierend auf dem nordamerikanischen Datum von 1927 (NAD 27) sowie Informationen für Traversen und andere Berechnungen mit diesen Koordinaten.

              Vor einigen Jahren war ich einer von drei Referenten bei einem Seminar auf der New Mexico Professional Surveyors Conference in Albuquerque. Das Koordinatensystem der Staatsebene wurde angesprochen, und ich bat alle, die Koordinaten der Staatsebene verwenden, ihre Hand zu heben. Von etwa 150 Personen im Raum wurden nur 10 Hände erhoben. Ich habe die gleiche Frage bei Seminaren im ganzen Land gestellt und stelle fest, dass mehr Leute das System benutzen, aber es sind immer weniger als die Hälfte der Leute im Raum.

              Warum verwenden so wenige Vermessungsingenieure Koordinaten der Staatsebene und warum weigern sich andere, sie zu verwenden? Weil sie es nicht verstehen. Einige Vermesser geben der Ingenieursgemeinschaft die Schuld, und das kann ich verstehen. Mindestens 95 Prozent aller jungen Absolventen des Bauingenieurwesens hatten keine Erfahrung mit Koordinaten der Staatsebene, und sie sind die Verantwortlichen für Autobahnprojekte, die von den Koordinaten der Staatsebene kontrolliert werden. Was machen diese Leute? Bestehen Sie darauf, dass alle Koordinaten der Zustandsebene in Oberflächenkoordinaten umgewandelt werden, damit der Skalierungsfaktor für alle gemessenen Entfernungen eins ist. Ein weiteres Problem besteht darin, dass einige Computersoftware für die Staatsebene von Computerprogrammierern geschrieben wurde, die keine praktische Herangehensweise an eine Vermessungsaufgabe verfolgten. Lassen Sie mich diese Kolumne mit einem Haftungsausschluss beenden, dies ist kein Artikel, der mit dem Finger zeigt. Es gibt Zeiten, in denen Oberflächenabstände und Oberflächenkoordinaten besser geeignet sind als Rasterabstände und Zustandsebenenkoordinaten.

              Als das Koordinatensystem der Staatsebene eingerichtet wurde, beschrieben die Autoren das System in einfachen Worten, die für die Benutzer leicht verständlich sind. Abbildung 1 zeigt ein zweidimensionales Koordinatensystem, das fast jedem bekannt ist. Heute würden wir dies ein x, y rechtwinkliges Koordinatensystem oder ein zweidimensionales rechtshändiges kartesisches Koordinatensystem nennen. Die Autoren des Koordinatensystems der Staatsebene nannten es ein Gitter. Das folgende Zitat aus der Coast and Geodetic Survey Special Publication Nr. 235, "The State Coordinate Systems", zeigt, wie sie es beschrieben haben. Wie bei jedem ebenen-rechteckigen Koordinatensystem kann eine Projektion, die beim Erstellen eines Zustandskoordinatensystems verwendet wird, durch zwei Sätze paralleler Linien dargestellt werden, die sich im rechten Winkel schneiden. Das so gebildete Netzwerk wird als Gitter bezeichnet. Ein Satz dieser Linien verläuft parallel zu der Ebene des Meridians, die ungefähr durch die Mitte des auf dem Gitter gezeigten Bereichs verläuft, und die diesem Meridian entsprechende Gitterlinie ist die Y-Achse des Gitters. Er wird auch als Mittelmeridian des Gitters bezeichnet. Rechtwinklig mit der Y-Achse und südlich des im Raster dargestellten Bereichs bildet die X-Achse. Der Schnittpunkt dieser Achsen ist der Koordinatenursprung. Die Position eines auf dem Gitter dargestellten Punktes kann durch die Angabe von zwei Abständen, sogenannten Koordinaten, definiert werden. Eine dieser Entfernungen, die sogenannte x-Koordinate, gibt die Position in Ost-West-Richtung an. Der andere Abstand, bekannt als y-Koordinate, gibt die Position in Nord-Süd-Richtung an, wobei diese Koordinate immer positiv ist. Die x-Koordinaten nehmen numerisch von West nach Ost zu, die y-Koordinaten nehmen von Süd nach Nord zu. Alle x-Koordinaten in einem Gebiet, das auf einem Zustandsgitter dargestellt wird, werden positiv gemacht, indem dem Ursprung die Koordinaten zugewiesen werden: x = 0 plus eine große Konstante. Für jeden Punkt entspricht die x-Koordinate dann dem für den Ursprung angenommenen Wert von x plus oder minus dem Abstand (x') des Punktes östlich oder westlich vom Mittelmeridian (Y-Achse) und die y-Koordinate ist gleich der senkrechte Abstand zum Punkt von der X-Achse. Die lineare Einheit der State-Koordinatensysteme ist der Fuß von 12 Zoll, definiert durch die Äquivalenz: 1 internationaler Meter = 39,37 Zoll genau.

              Das staatliche Koordinatensystem wurde so entwickelt, dass eine direkte Beziehung zwischen geodätischen Koordinaten, Breiten- und Längengrad, und Gitterkoordinaten, x und y, besteht. Dies wird wie folgt erklärt:

              Seit mehr als einem Jahrhundert beschäftigt sich der United States Coast and Geodetic Survey mit geodätischen Operationen, bei denen die geodätischen Positionen - die Breiten- und Längengrade - von Tausenden von Monumenten im ganzen Land verteilt bestimmt wurden. Diese Breiten- und Längengrade sind auf einer idealen Figur - einem Referenzsphäroid, das sich der Meeresspiegeloberfläche der Erde sehr annähert. Durch mathematische Verfahren werden die Positionen der Gitterlinien eines Zustandskoordinatensystems in Bezug auf die Meridiane und Parallelen des Bezugssphäroids bestimmt. Ein Punkt, der durch Angabe seiner Breite und Länge auf dem Bezugssphäroid definiert wird, kann auch durch Angabe seiner x- und y-Koordinate auf einem Zustandsgitter definiert werden. Wenn eine Position bekannt ist, kann die andere durch formale mathematische Berechnungen abgeleitet werden. So auch bei Längen und Azimuten: Die geodätische Länge und der Azimut zwischen zwei Positionen lassen sich durch mathematische Operationen in eine Gitterlänge und einen Azimut umwandeln. Oder der Prozess kann umgekehrt werden, wenn Gitterwerte bekannt sind und geodätische Werte gewünscht werden.

              Grundsätzlich lassen sich alle Vermessungsrechnungen mit geodätischen Positionsdaten auch mit den entsprechenden Rasterdaten durchführen, allerdings mit dem Unterschied: Die mit geodätischen Daten gewonnenen Ergebnisse sind exakt, erfordern aber die Verwendung aufwendiger Kugelformeln und spezieller Tabellen . Auf der anderen Seite sind die mit Rasterdaten erhaltenen Ergebnisse nicht exakt, da sie bei der Übertragung von Vermessungsdaten von der gekrümmten Erdoberfläche (Sphäroid) auf die ebene Oberfläche eines Zustandskoordinatensystems gewisse Zugeständnisse enthalten, aber die Berechnungen mit den Gitterdaten sind recht einfach, da sie mit den üblichen Formeln der ebenen Vermessung und mit den State-Koordinatensystemen durchgeführt werden, eine genaue Korrelation von Gitterwerten und Gitterwerten und geodätischen Werten wird leicht durch einfache mathematische Verfahren erhalten.

              In der modernen Geodäsie hat der Ausdruck "Rotationsellipsoid" "Sphäroid" ersetzt. Beachten Sie die Aussagen über die direkte Beziehung zwischen geodätischen Koordinaten und Gitterkoordinaten der Zustandsebene. Diese Beziehung existiert nicht, wenn man Oberflächenkoordinaten verwendet.

              Manche Leute sind verwirrt, wenn der Ausdruck "Kartenprojektionen" verwendet wird. Die staatlichen Koordinatensysteme legen eine ellipsoidförmige Erde mit einer für die Vermessung akzeptablen Genauigkeit auf eine flache Ebene, und zu diesem Zweck wählten die U. S. Coast and Geodetic Survey Kartenprojektionen aus, mit denen Kartographen eine runde Erde auf flaches Papier legen.

              Durch die Verwendung einer konformen Kartenprojektion als Basis für ein Zustandskoordinatensystem und die Begrenzung einer Dimension der Fläche, die durch ein einzelnes Gitter abgedeckt werden soll, werden zwei Dinge erreicht [dies ist eine Wiederholung aus Teil 1, aber anders formuliert].

              Bei einer konformen Kartenprojektion werden Winkel beibehalten. Dies bedeutet, dass an einem bestimmten Punkt der Unterschied zwischen geodätischen und Gitterazimuten sehr kurzer Linien konstant ist und Winkel auf der Erde, die durch solche Linien gebildet werden, auf der Karte wirklich dargestellt werden. Für praktische Zwecke der Landvermessung gilt diese Bedingung für Entfernungen bis zu etwa zehn Meilen. Bei längeren Linien variiert die Differenz, und die auf einen beobachteten (geodätischen) Winkel anzuwendende Korrektur, um einen entsprechenden Gitterwinkel zu erhalten, ist die Differenz der Korrekturen zu den Azimuten der Linien, die separat abgeleitet werden.

              "Die Begrenzung der Breite der Projektion oder des Gitters ermöglicht eine Kontrolle der Abweichungen der Gitterlängen von den geodätischen Längen. Wenn die Breite einer von einem einzelnen Gitter abgedeckten Fläche 158 Statuenmeilen beträgt, beträgt der extreme Unterschied zwischen geodätischen und Gitterlängen 1 /10.000 der Länge einer Linie, was für die meisten Landvermessungen durchaus zufriedenstellend ist.

              Während bei der Entwicklung der staatlichen Koordinatensysteme eine Breite von 158 Statuenmeilen als Standard angenommen wurde, wurden Abweichungen von dieser Breite vorgenommen, wenn die geografischen Bedingungen dies erlaubten oder die Vermessungsanforderungen die Änderung rechtfertigten. Wenn die Breite eines Staates weniger als 158 Meilen beträgt, wurde die Breite des Rasters verringert und dadurch auch der Einfluss des Skalierungsfaktors verringert. Je schmaler der Streifen auf der Erdoberfläche ist, der in einer Ebene dargestellt werden soll, desto geringer ist die dabei auftretende Verzerrung. Die Nord-Süd-Dimension von Connecticut beträgt weniger als 80 Meilen: Der maximale Skalierungsfaktor für das Connecticut-Koordinatensystem (Abbildung 2 auf S. 18) entlang der nördlichen und südlichen Grenzen des Staates, ausgedrückt als Verhältnis, beträgt etwa 1: 40.000. Auf halbem Weg zwischen den Linien des genauen Maßstabs ist es 1:79.000. Wenn ein Staat zu breit ist, um von einem einzigen Raster abgedeckt zu werden, wird er in Gürtel, sogenannte Zonen, unterteilt, für die jeweils ein eigenes Raster verwendet wird. Die Grenzlinien zwischen den Zonen folgen den Kreislinien. Die begrenzenden Skalierungsfaktoren für die verschiedenen Zonen eines Zustandskoordinatensystems müssen nicht dieselben sein. Das Koordinatensystem von Illinois (Abbildung 3 auf S. 18) umfasst beispielsweise zwei Zonen. Die östliche Zone, in der sich Chicago befindet, hat viel kleinere Skalierungsfaktoren als die westliche Zone. Ein Ziel bei der Entwicklung des Koordinatensystems des Bundesstaates bestand darin, die Anzahl der Zonen in jedem Bundesstaat im Einklang mit den Anforderungen an die Maßstabsgenauigkeit auf ein Minimum zu beschränken. Zum Beispiel wurde der gesamte Bundesstaat Texas in fünf Zonen unterteilt, indem das Skalenverhältnis leicht über 1:10.000 ging.

              Langer Artikel. Wegen der Länge habe ich mindestens zwei Skizzen weggelassen, die die Beschreibung vielleicht klarer gemacht hätten, diese werden in die nächste Spalte aufgenommen. Denken Sie daran, dass sich die besprochenen Koordinatensysteme des Bundesstaates auf NAD 27, das nordamerikanische Datum von 1927, beziehen. Für das nordamerikanische Datum von 1983 wurden Änderungen vorgenommen.


              Wie ich bereits in dieser Serie erwähnt habe, basieren Koordinaten der Zustandsebene auf konformen Kartenprojektionen. Da wir Vermessungsingenieure sind, können wir uns eine Kartenprojektion nicht nur für Papierkarten vorstellen - aber dieses Konzept mag für manche Menschen schwer zu verstehen sein.

              Es gibt viele Definitionen von Kartenprojektionen. Eine Referenz besagt, eine Kartenprojektion ist eine systematische Darstellung der gesamten oder eines Teils einer Oberfläche eines runden Körpers, insbesondere der Erde, auf eine Ebene (Snyder). Eine andere Literaturstelle besagt, dass eine Projektion ein Mittel ist, um Punkte auf einer Oberfläche auf entsprechende Punkte auf einer anderen Oberfläche zu übertragen (Buckner). Bei der Vermessung oder Kartierung eines großen Gebiets ist eine Projektion erforderlich. Egal welche Projektion verwendet wird, es kommt zu Verzerrungen. Wenn die Vermessung oder Karte einen kleinen Bereich abdeckt - wie eine Stadt - sind Verzerrungen möglicherweise nicht sichtbar, aber sie sind vorhanden. Bestimmen Sie, welche Verzerrung am wenigsten zu beanstanden ist, und wählen Sie diese Projektion für die Vermessung oder Karte aus.

              Mit wenigen Ausnahmen gibt es drei abwickelbare Flächen, die den meisten Kartenprojektionen zugrunde liegen: Zylinder, Kegel und Ebene. Eine entwickelbare Oberfläche kann "geschnitten" und abgerollt werden, um eine Ebene zu bilden. Dies ist in Abbildung 1 dargestellt. Zur Veranschaulichung beschreiben wir diese Oberflächen auf globaler Basis.

              • Die Oberfläche berührt den Äquator über seinen gesamten Umfang.
              • Die Längenmeridiane werden als äquidistante Geraden senkrecht zum Äquator auf den Zylinder projiziert.
              • Die Breitengrade werden als Linien parallel zum Äquator projiziert und für bestimmte Eigenschaften mathematisch beabstandet.
              • Die Mercator-Projektion ist das bekannteste Beispiel, und ihre Parallelen müssen mathematisch beabstandet sein (siehe Abbildung 2).
              • Wird ein Kegel über den Globus gelegt, wobei seine Spitze entlang der Polarachse der Erde und die Oberfläche des Kegels den Globus entlang eines bestimmten Breitengrads berührt, kann eine Kegelprojektion erzeugt werden (siehe Abbildung 3).
              • Die Meridiane werden als äquidistante, vom Scheitel ausgehende Geraden auf den Kegel projiziert.
              • Die Parallelen werden als Linien um den Umfang des Kegels in Ebenen projiziert, die senkrecht zur Polarachse der Erde stehen und die gewünschten Eigenschaften aufweisen.
              • Eine ebene Tangente an einen der Erdpole ist die Grundlage für polare azimutale Projektionen. Eine azimutale Projektion ist eine Projektion, bei der die Richtungen oder Azimute aller Punkte in Bezug auf das Zentrum korrekt angezeigt werden.
              • Die Gruppe der Projektionen ist nach der Funktion benannt, nicht nach der Ebene, da alle Tangenten-Ebenen-Projektionen auf einer Kugel azimutal sind.
              • Die Meridiane werden als gerade Linien projiziert, die von einem Punkt ausgehen, aber sie haben ihren wahren Winkel anstelle der kleineren Winkel der Kegelprojektionen. Ein Beispiel ist in Abbildung 4 dargestellt.
              • Die Breitengrade sind vollständige Kreise, die auf dem Pol zentriert sind.

              1. Der Zylinder oder Kegel kann die Kugel in zwei Parallelen sekantieren oder schneiden, anstatt nur eine Tangente zu sein. Dies bietet zwei Standardparallelen.
              2. Das Flugzeug kann den Globus in jeder Parallele durchschneiden, anstatt einen Pol zu berühren.
              3. Die Achse des Zylinders oder Kegels kann eine andere Richtung haben als die Polarachse, während die Ebene einen anderen Punkt als einen Pol tangieren kann. Diese Art der Modifikation führt zu wichtigen schrägen, transversalen und äquatorialen Projektionen, bei denen die meisten Meridiane und Parallelen keine Geraden oder Kreisbögen mehr sind.


              Die drei Grundprojektionen, die in der letzten Spalte diskutiert werden, sind in Abbildung 1 gezeigt. Projektionsflächen, die für die State-Plane-Koordinatensysteme verwendet werden, sind Modifikationen, die ebenfalls in der letzten Spalte diskutiert und in Abbildung 2 gezeigt werden. Diese werden Sekantenprojektionen genannt: ein Sekantenkegel in Lambert's Projection und Sekantenzylinder in Mercator's Projection. In der Mercator-Projektion wurde der Sekantenzylinder um 90° gedreht, sodass die Zylinderachse senkrecht zur Rotationsachse der Bezugsfläche steht. Gelegentlich wird der Zylinder in einen vorbestimmten Azimut gedreht, wodurch eine schräge Mercator-Projektion entsteht. In Alaska gibt es eine Koordinatenzone der Staatsebene, die dieses Konzept verwendet. Bitte beachten Sie, dass diese Projektionsflächen das Ellipsoid schneiden, nicht die Erdoberfläche. Der Sekantenkegel schneidet die Oberfläche des Ellipsoids entlang zweier Breitengrade, die als Standardparallelen bezeichnet werden. Die Angabe dieser beiden Parallelen definiert den Kegel, der einen Mittelmeridian angibt, der den Kegel in Bezug auf das Ellipsoid ausrichtet. Der transversale Sekantenzylinder schneidet die Oberfläche des Ellipsoids entlang zweier kleiner Ellipsen, die vom Meridian durch die Mitte der Zone gleich weit entfernt sind. Der Sekantenzylinder wird durch Spezifizieren dieses Mittelmeridians plus eines gewünschten Gitterskalierungsfaktors auf dem Mittelmeridian definiert. Die Schnittellipsen sind Standardlinien, deren Lage eine Funktion des Mittelmeridianskalenfaktors ist.

              Die Angabe der Breite und Länge des Gitterursprungs und der diesem Ursprung zugewiesenen Gitterwerte ist erforderlich, um eine Zone entweder der Lambert- oder der transversalen Mercator-Projektion eindeutig zu definieren. Abbildung 3, entnommen aus dem State-Plane-Koordinatensystem von 1983 von James E. Stem, zeigt, wie das Lambert- und das transversale Mercator-System definiert sind. Bevor wir uns mit der Definition von Zonen und Zonenkonstanten befassen, schauen wir uns noch einmal Abbildung 2 an und fragen: "Wann verwendet man die Lambert-konforme Kegelprojektion?" und "Wann verwendet man die transversale Mercator-Projektion?" (Hinweis: Obwohl das Wort "konform" bei der Benennung der transversalen Mercator-Projektion nicht verwendet wird, ist die Projektion konform). Die Lambert-Projektion bietet die engste Annäherung an die Bezugsoberfläche für eine rechteckige Zone, die in Ost-West-Richtung am längsten ist. Die transversale Mercator-Projektion bietet die engste Annäherung an eine rechteckige Zone, die in Nord-Süd-Richtung am längsten ist. Je schmaler der Streifen der Erdoberfläche ist, der auf einer Ebene abgebildet werden soll, desto geringer ist die Maßstabsverzerrung bei der Projektion. Wie in einer früheren Kolumne erwähnt, "beträgt die Breite eines von einem einzelnen Raster abgedeckten Gebiets 158 Statutsmeilen, betragen die extremen Unterschiede zwischen geodätischer und Rasterlänge 1/10.000 der Länge einer Linie." Für einen Staat wie Connecticut, der in Ost-West-Richtung etwas länger ist, ist die Lambert-Projektion ideal. Die Nord-Süd-Entfernung über Connecticut beträgt weniger als 158 Statutenmeilen, die eine Zone den gesamten Staat abdecken kann und tut. New Hampshire, New Jersey und Rhode Island sind in Nord-Süd-Richtung etwas länger, alle drei Bundesstaaten nutzen die quere Mercator-Projektion und wie bei Connecticut deckt jeder Bundesstaat eine Zone ab.

              Was ist mit den größeren Staaten? Wenn ein Staat groß ist, spielt es keine Rolle, welche der beiden Projektionen verwendet wird, Sie müssen den Staat nur in zwei oder mehr Zonen unterteilen. Ich bin mir sicher, dass bei der Auswahl der Projektion und der Anzahl der Zonen für jedes Bundesland viele Überlegungen angestellt wurden. Auch wenn Kalifornien in Nord-Süd-Richtung viel länger ist, machte die nicht rechteckige Form es praktischer, die Lambert-Projektion mit sieben Zonen zu verwenden. Tabelle 1, eine große Tabelle für das State-Plane-Koordinatensystem von 1927, fasst alles zusammen, was wir bisher besprochen haben. Für jeden Bundesstaat identifiziert es die verwendete(n) Projektion(en), benennt die Zonen, gibt den für den Mittelmeridian oder die Parallelen ausgewählten Breiten- und Längengrad sowie den ausgewählten Skalierungsfaktor an und gibt den für den Ursprung ausgewählten Breitengrad, Längengrad und die x- und y-Koordinaten an. Der Ursprung jeder Zone lag weit genug südlich, sodass alle rechteckigen y-Koordinaten positive Zahlen sind. Mit wenigen Ausnahmen betrug die x-Koordinate des Zentralmeridians der Zone 500.000 Fuß oder 2.000.000 Fuß.

              Hier ist das Problem:
              Berechnen Sie die Koordinaten der Staatsebene für die Station Blackduck Tank, deren NAD 27-Koordinaten sind

              Breitengrad N47° 43' 50.270"
              Längengrad W94° 32' 58.240"

              Die Station befindet sich im Bundesstaat Minnesota, State Plane Zone Minnesota North.

              Die y=0-Koordinate tritt bei N46° 30' auf, was weit genug südlich der Zone Minnesota North liegt, sodass alle y-Koordinaten positiv sind. Angesichts der Breiten- und Längengrade von Punkt P müssen Sie die Werte des Winkels, des Radius Rb und des Radius R kennen, um die XY-Koordinaten von Punkt P zu berechnen. Denken Sie daran, dass dies eine Kegelprojektion ist, der Punkt A stellt den Scheitelpunkt dar des Kegels, auf den die Fläche projiziert wird, und der Bogen EP repräsentiert einen Teil des Breitenkreises durch den Punkt P.

              Führen wir die Berechnungen durch. Unter Bezugnahme auf Abbildung 2 können die x- und y-Koordinaten von Punkt P mit den folgenden Gleichungen berechnet werden:

              Wie aus Abbildung 2 ersichtlich ist, ist C = 2.000.000 Fuß. Obwohl nicht gezeigt, Rb= 19.471.398,75 Fuß, eine Konstante für Minnesota North.

              Tabellen werden benötigt, um R und q zu erhalten. Diese Tabellen sind in der Veröffentlichung für den Staat Minnesota enthalten, aber für diesen Artikel sind die Tabellen 1 und 2 von Rayner und Schmidt Zusammenfassungen der Originaltabellen, die die Werte abdecken, die zur Lösung unseres Problems erforderlich sind. Tabelle 1 gibt die Werte von q als Funktion des Längengrades an, vom Längengrad W94° 21' bis zum Längengrad W95° 00'. Tabelle 2 gibt Werte von R, y' und Skalierungsfaktor als Funktion des Breitengrades an, vom Breitengrad N47° 31' bis zum Breitengrad N47° 50' (y' wird für unser Problem nicht benötigt).

              Gegeben: Station Blackduck-Panzer
              Breitengrad N47° 43' 50.270"
              Längengrad W94° 32' 58.240"
              Bundesstaat - Minnesota, Nordzone
              C = 2.000.000 Fuß
              Rb = 19.471.398,75 Fuß

              Finden: Zustandsebenenkoordinaten x und y plus Skalierungsfaktor.

              Lösung:
              1. Interpolieren Sie aus Tabelle 2, um R für den Breitengrad N47° 43' 50.270" zu erhalten.

              Für den Breitengrad 47° 43',
              R = 19.027.633,05 Fuß
              Für den Breitengrad 47° 44',
              R = 19.021.553,99 Fuß
              Differenz = 6.079,06 Fuß

              Breitengrad 47° 43' 50.270" interpolieren

              Da der Wert von R von 47° 44' auf 47° 43' abnimmt, ziehen Sie 5093,24 vom Wert von R bei 47° 43' ab, um R bei 47° 43' 50.270" zu erhalten.

              Tabelle 1. Werte von q – Minnesota Nordzone

              Lambert-Projektion für Minnesota - Nordzone
              1" lang. = 0" .7412196637 von q

              -0 55 35.4885
              -0 56 19.9617
              -0 57 04.4348
              -0 57 48.9080
              -0 58 33.3812
              -0 59 17.8543
              -1 00 02.3276
              -1 00 46.8007
              -1 01 31.2739
              -1 02 15.7471
              -1 03 00.2202
              -1 03 44.6935
              -1 04 29.1666
              -1 05 13.6398
              -1 05 58.1130
              -1 06 42.5862
              -1 07 27.0594
              -1 08 11.5325
              -1 08 56.0057
              -1 09 40.4789

              -1 10 24.9521
              -1 11 09.4253
              -1 11 53.8984
              -1 12 38.3716
              -1 13 22.8448
              -1 14 07.3180
              -1 14 51.7912
              -1 15 36.2643
              -1 16 20.7375
              -1 17 05.2107
              -1 17 49.6839
              -1 18 34.1571
              -1 19 18.6302
              -1 20 03.1034
              -1 20 47.5766
              -1 21 32.0498
              -1 22 16.5230
              -1 23 00.9961
              -1 23 45.4693
              -1 24 29.9425

              2. Interpolieren Sie aus Tabelle 1 für q am Längengrad W94° 32' 58,240".

              Für den Längengrad W94° 32',
              q = -1° 03' 44,6935"
              Für den Längengrad W94° 33',
              q = -1° 04' 29,1666"
              Differenz = -0° 00' 44,4731"

              Interpolieren für Längengrad
              94° 32' 58.240"

              Da der Wert von q von 94° 32' auf 94° 33' negativ ansteigt, addieren Sie algebraisch 43,1686" zum Wert bei 94° 32'.

              3. Lösen Sie die Gleichung x = R sin q + C: x = 1,643,311,67 Fuß.

              4. Lösen Sie die Gleichung y = Rb - R cos q:
              y = 452.203,34 Fuß.

              Tabelle 2. Werte von R, y' und
              Skalierungsfaktoren - Minnesota Nordzone

              Lambert-Projektion für Minnesota - Nordzone

              y'
              y Wert ein
              Mittelmeridian (m)

              tabellarisch
              Unterschied
              für 1" Breite (ft)

              Einskalieren
              Einheiten von
              7. Platz
              von Protokollen

              19,100,580.81
              19,094,501.88
              19,088,422.95
              19,082,344.01
              19,076,265.06
              19,070,186.10
              19,064,107.13
              19,058,028.15
              19,051,949.16
              19,045,870.15
              19,039,791.13
              19,033,712.10
              19,027,633.05
              19,021,553.99
              19,015,474.92
              19,009,395.83
              19,003,316.72
              18,997,237.60
              18,991,158.46
              18,985,079.30

              370,817.94
              376,896.87
              382,975.80
              389,054.74
              395,133.69
              401,212.65
              407,291.62
              413,370.60
              419,449.59
              425,528.60
              431,607.62
              437,686.65
              443,765.70
              449,844.76
              455,923.83
              462,002.92
              468,082.03
              474,161.15
              480,240.29
              486,319.45

              101.31550
              101.31550
              101.31567
              101.31583
              101.31600
              101.31617
              101.31633
              101.31650
              101.31683
              101.31700
              101.31717
              101.31750
              101.31767
              101.31783
              101.31817
              101.31850
              101.31867
              101.31900
              101.31933
              101.31950

              0.9999182
              0.9999166
              0.9999152
              0.9999138
              0.9999125
              0.9999112
              0.9999101
              0.9999090
              0.9999080
              0.9999071
              0.9999063
              0.9999056
              0.9999050
              0.9999044
              0.9999039
              0.9999035
              0.9999032
              0.9999030
              0.9999029
              0.9999028

              5. Nach dem Skalierungsfaktor auflösen:

              Breitengrad N47° 43',
              Skalierungsfaktor = 0,9999050
              Breitengrad N47° 44',
              Skalierungsfaktor = 0,9999044
              Differenz = 0,0000006

              Breitengrad 47° 43' 50.270" interpolieren

              Da der Skalierungsfaktor von 47° 43' auf 47° 44' abnimmt, subtrahieren Sie 0.0000005 vom Wert bei 47° 43':

              Skalierungsfaktor =
              0.9999050 - 0.0000005 = 0.9999045.

              Gegeben:
              Station Blackduck Tank in Minnesota
              Breitengrad N47° 43' 50.270'
              Längengrad W94° 32' 58.240'

              Berechnet:
              Minnesota Nordzone, NAD 27
              x = 1.643.311,67 Fuß
              y = 452.203,34 Fuß
              Skalierungsfaktor = 0,9999045.

              Zum Traversieren wird ein zweiter geodätischer Passpunkt benötigt und die Koordinaten der Zustandsebene müssen für diesen Punkt berechnet werden. Wenn die beiden geodätischen Kontrollpunkte sichtbar sind, ergibt die Umkehrung zwischen den beiden Zustandsebenenkoordinaten den "Gitterazimut" (Es ist auch möglich, einen Sonnen- oder Sternazimut zu verwenden, dazu später mehr). Dann müssen alle auf der Oberfläche gemessenen Distanzen auf das Raster herunterskaliert und alle Polygonzugberechnungen mit der ebenen Trigonometrie durchgeführt werden, das werden wir im nächsten Artikel tun.

              Wie Sie sehen, sind die Berechnungen im Lambert-Gitter einfach, wenn Sie die Tabellen haben. Im nächsten Artikel werde ich eine Transformation auf das transversale Mercator-Gitter durchführen, nicht so einfach wie auf das Lambert-Gitter, wie Sie sehen werden.

              Das Problem ist:
              Berechnen Sie die Koordinaten der Staatsebene für die Station King, deren NAD 27-Koordinaten sind

              Breitengrad N40° 43' 37.302"
              Längengrad W88° 41' 35.208"

              Die Station befindet sich im Bundesstaat Illinois, State Plane Zone Illinois East.

              Abbildung 1 zeigt die Karte aus dem U.S. Coast and Geodetic Survey Manual für den Bundesstaat Illinois, ebenfalls reproduziert in Rayner und Schmidt1. Illinois verwendet die transversale Mercator-Projektion mit zwei Zonen, Ost und West. Jede Zone hat ihre eigene Achse für y, obwohl beide Achsen, die durch die Ost- und Westzone verlaufen, einen x-Wert von 500.000' erhalten. Beide Zonen verwenden dieselbe x-Achse, die deutlich unterhalb der südlichen Grenze des Staates liegt und einen Wert von null Fuß hat. Der Mittelmeridian der Ostzone ist 88°20' westlicher Länge entlang dieser Linie der Maßstab der Projektion ist ein Teil von 40.000 Teilen zu klein. Die maßstabsgenauen Linien verlaufen parallel zum Mittelmeridian und liegen ungefähr 45 km östlich und westlich. Östlich und westlich dieser Linien ist der Maßstab natürlich zu groß. Der Breitenkreis 36°40' definiert die x-Achse. Der Koordinatenursprung für die Ostzone ist ein Punkt auf dem Breitenkreis 36°40', der 500.000' westlich des Längengrades 88°20' liegt.
              Führen wir die Berechnungen durch. Im Gegensatz zur Lambert-Projektion gibt es keine Skizze, die die geometrischen Beziehungen zwischen Breitengrad, Längengrad und XY zeigt. Die zur Durchführung dieser Berechnungen erforderlichen Gleichungen lauten wie folgt:

              x = x' + 500.000 (1)
              x' = H Dl" +/- a b (2)
              y = yo + V ("/100)2 +/- c (3)

              Wo x' die Entfernung ist, liegt der Punkt entweder östlich oder westlich des Mittelmeridians yo, H, V und a sind Größen basierend auf der geodätischen Breite b und c basieren auf Dl" (der Längenunterschied des Punktes vom Länge des Mittelmeridians in Bogensekunden).

              Tabellen werden benötigt, um die Werte für H, V, a, b, yo und c zu erhalten. Glücklicherweise sind alle Werte in zwei Tabellen zu finden, die in der Veröffentlichung für den Bundesstaat Illinois angegeben sind, aber für diesen Artikel sind die Tabellen 1 und 2 (auf Seite 18) von Rayner und Schmidt Zusammenfassungen der Originaltabellen, die die Werte abdecken benötigt, um unser Problem zu lösen.

              Gegeben:
              Bahnhof König
              Breitengrad N40° 43' 37.302"
              Längengrad W88° 41' 35.208"
              Bundesstaat - Illinois, Ostzone
              Mittelmeridian - W88° 20' 00

              Lösung:
              1) Auflösen nach Dl. Da wir uns auf der westlichen Hemisphäre befinden, sind alle Längengrade minus.
              Dl" = Längengrad - Längengrad des Mittelmeridians.
              Dl = -88° 41' 35.208" - (-88° 20' 00")
              Dl = -0° 21' 35,208" = -1.295,208 Bogensekunden


              • Beschreibt eine Position auf der Erdoberfläche.

              • Übergeben Sie an die Methode compute() eines Body .

              • Dies sind die Attribute, die Sie festlegen können:

              • Berechnet den Druck auf der aktuellen Höhe des Beobachters unter Verwendung der Internationalen Standardatmosphäre.
              • XEphem enthält eine kleine Datenbank mit Weltstädten.
              • Jeder Aufruf von city() gibt einen neuen Observer zurück.
              • Es werden nur Breitengrad, Längengrad und Höhe festgelegt.
              • XEphem kann auch Google-Geokodierungs-Lookups durchführen:

              >>> from ephem import Cities >>> ven = Cities.lookup(‘Ven, Schweden’)

              • Um Google-Ratenbegrenzungen zu vermeiden, sollten Sie lookup() nicht mehr als einmal ausführen. Drucken Sie stattdessen das Ergebnis auf Ihrem Bildschirm aus und fügen Sie dann den Breiten- und Längengrad in Ihren Code ein.

              Traceback (letzter Aufruf zuletzt): … ValueError: Google kann einen Ort namens „Unsinniger String“ nicht finden