Astronomie

Comment calculer quand la lune est la plus haute dans le ciel pour l'observateur terrestre ?

Comment calculer quand la lune est la plus haute dans le ciel pour l'observateur terrestre ?


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Comme quand la nouvelle lune est-elle la plus haute dans le ciel ? Ou troisième trimestre ? Comment puis-je le savoir pour n'importe quelle phase de lune générale? Merci.


En hiver, la pleine lune est opposée au soleil, et comme le soleil est bas, la pleine lune est haute.

En été, la pleine lune est basse (pour les mêmes raisons). Le croissant de lune est haut en été (et bas en hiver) mais comme le croissant de lune est près du soleil, il n'est normalement pas visible pendant la journée.

Au printemps et en automne, le soleil et la lune suivent des trajectoires à peu près égales, aucune phase de la lune n'étant plus haute dans le ciel.

Le troisième trimestre, étant perpendiculaire au soleil, sera à une altitude intermédiaire, été comme hiver.

Pour des calculs exacts, utilisez soit la technologie, soit un ensemble de tables astronomiques et un crayon bien aiguisé !


La Lune se déplace autour de l'écliptique. A la pleine Lune, il est en face du Soleil. Par conséquent, lorsque le Soleil est le plus au sud (en hiver du nord), cette pleine lune est celle qui sera le plus au nord cette année-là et ainsi de suite. Mais clairement, la Lune se déplace autour de l'écliptique tous les 28 jours, donc tous les 28 jours environ, elle est la plus au nord, etc.

En d'autres termes, il n'y a pas de réponse basée uniquement sur la phase ou la période de l'année.


Bien sûr moment de la journée est le plus corrélé avec l'altitude de la lune : la pleine lune est la plus élevée vers minuit, le premier quartier au crépuscule, le troisième quartier à l'aube. Mais le période de l'année est également un facteur majeur et peut faire varier l'altitude d'une phase de lune d'environ 46° lorsqu'elle se déplace du haut vers le bas de l'écliptique.

Ce tableau fonctionne pour les hémisphères nord et sud:

phase de lune phase de lune LA PLUS ÉLEVÉE LA PLUS BASSE période de l'année dans le ciel dans le ciel ------------ ---------- ---------- solstice d'été nouveau * plein (nuit) équinoxe d'automne troisième trimestre premier trimestre (matin) (soir) solstice d'hiver plein (nuit) nouveau * équinoxe de printemps premier trimestre troisième trimestre (soir) (matin)

* Ne jamais regarder monsieur Sun !

Par exemple, la Floride peut voir une pleine lune au-dessus du ciel nocturne d'hiver de décembre, ou le premier quartier de la soirée de printemps de mars. Brisbane peut voir une pleine lune au-dessus de la nuit d'hiver de juin, ou le premier quartier de la soirée de printemps de septembre.

Donc, outre l'heure de la journée, l'heure du mois et la période de l'année, voici d'autres facteurs qui affectent le moment où vous pouvez voir la lune où dans le ciel :

  • Latitude. Par exemple, la lune ne peut apparaître directement au-dessus de nous que jusqu'à environ 29 degrés de latitude. (Divulgation, une autre de mes réponses.)
  • L'inclinaison axiale de l'orbite de la Lune, d'environ 5° par rapport à l'écliptique.
  • Autres aléas lunaires.
  • Météo, bien sûr.

Cette carte montre que la lune sera directement au-dessus de la Floride le 20 mars 2040, à 19 heures locales. (Est-ce que timeanddate.com n'est pas incroyable ?) Cliquez sur la carte pour voir que la lune est alors au premier quartier, et d'autres détails. Dans cette illustration, l'éclairage le plus brillant est pour la lune, le plus faible pour le soleil. Mais je l'utilise principalement pour montrer que le premier quartier de lune est haut dans le ciel de Floride à cette heure et à cette date. J'ai choisi cette année-là, donc par coïncidence, le premier quartier est proche de l'équinoxe de mars, et j'ai ajusté pour que la lune soit juste au-dessus de la Floride. Mais chaque année :

le premier quartier près de la Mars l'équinoxe est haute dans le ciel pour le Nord Hémisphère.

Dans la phrase précédente, retournez deux mots en italique pour un autre énoncé vrai. Par exemple. troisième, mars, haut, sud.


Un guide pratique pour mesurer le ciel

Saviez-vous que vous pouvez mesurer les distances entre les objets dans le ciel avec juste vos mains et vos doigts ?

Un moyen pratique de mesurer les distances dans le ciel.

Nos méthodes conventionnelles de mesure des distances entre deux objets sur Terre n'ont que très peu de sens pour mesurer les grandes distances entre les objets célestes.


Le етверг 24 июнь 2021 г. 01:22:00 UTC la Lune est à son zénith à Latitude: 24° 20' Sud, Longitude: 30° 56' Ouest

La vitesse sol est actuellement de 404,89 mètres/seconde, 1457,6 kilomètres/heure, 905,7 milles/heure ou 787,0 milles marins/heure (nœuds). Le tableau ci-dessous montre la position de la Lune par rapport à l'heure et la date ci-dessus :

TempsDifférence de longitudeDifférence de latitudeLe total
Plus tardDegrésDistanceDirectionDegrésDistanceDirectionDistance
1 minute0° 14' 21.6"24,29 kmOuest0° 00' 05.3"0,17 kmSud24,29 km
1 heure14° 21' 40.7"1456,88 kmOuest0° 05' 20.2"9,85 kmSud1456,40 km
24 heures15° 27' 07.0"1567,41 kmest1° 15' 58.9"140,28 kmSud1565,73 km


5.6 L'effet Doppler

Les deux dernières sections vous ont présenté de nombreux nouveaux concepts, et nous espérons qu'à travers ceux-ci, vous avez vu émerger une idée majeure. Les astronomes peuvent en apprendre davantage sur les éléments des étoiles et des galaxies en décodant les informations contenues dans leurs raies spectrales. Cependant, apprendre à décoder le message de la lumière des étoiles est un facteur de complication. Si une étoile se rapproche ou s'éloigne de nous, ses raies seront à un endroit légèrement différent dans le spectre de l'endroit où elles se trouveraient dans une étoile au repos. Et la plupart des objets de l'univers ont un certain mouvement par rapport au Soleil.

Le mouvement affecte les ondes

En 1842, Christian Doppler a mesuré pour la première fois l'effet du mouvement sur les vagues en engageant un groupe de musiciens pour jouer sur un wagon découvert alors qu'il se déplaçait le long de la voie. Il a ensuite appliqué ce qu'il a appris à toutes les ondes, y compris la lumière, et a souligné que si une source lumineuse s'approche ou s'éloigne de l'observateur, les ondes lumineuses seront, respectivement, plus rapprochées ou plus dispersées. Le principe général, maintenant connu sous le nom d'effet Doppler, est illustré à la figure 5.22.

Dans la partie (a) de la figure, la source lumineuse (S) est au repos par rapport à l'observateur. La source émet une série d'ondes, dont nous avons étiqueté les crêtes 1, 2, 3 et 4. Les ondes lumineuses se répartissent uniformément dans toutes les directions, comme les ondulations d'une éclaboussure dans un étang. Les crêtes sont séparées par une distance, , où est la longueur d'onde. L'observateur, qui se trouve dans la direction du bas de l'image, voit les ondes lumineuses arriver bien et uniformément, à une longueur d'onde d'intervalle. Des observateurs situés n'importe où ailleurs verraient la même chose.

En revanche, si la source lumineuse est en mouvement par rapport à l'observateur, comme on le voit en (b), la situation est plus compliquée. Entre le moment où une crête est émise et la suivante prête à sortir, la source s'est un peu déplacée, vers le bas de la page. Du point de vue de l'observateur UNE, ce mouvement de la source a diminué la distance entre les crêtes - il serre les crêtes ensemble, pourrait dire cet observateur.

Dans la partie (b), nous montrons la situation du point de vue de trois observateurs. La source est vue dans quatre positions, S1, S2, S3, et S4, correspondant chacun à l'émission d'une crête de vague. à l'observateur UNE, les ondes semblent se suivre de plus près, à une longueur d'onde diminuée et donc à une fréquence augmentée. (Rappelez-vous que toutes les ondes lumineuses voyagent à la vitesse de la lumière dans l'espace vide, quoi qu'il arrive. Cela signifie que le mouvement ne peut pas affecter la vitesse, mais seulement la longueur d'onde et la fréquence. À mesure que la longueur d'onde diminue, la fréquence doit augmenter. Si les ondes sont plus courts, plus pourront se déplacer pendant chaque seconde.)

La situation n'est pas la même pour les autres observateurs. Regardons la situation du point de vue de l'observateur C, situé en face de l'observateur UNE dans la figure. Pour elle, la source s'éloigne de son emplacement. En conséquence, les ondes ne sont pas comprimées les unes contre les autres mais sont plutôt dispersées par le mouvement de la source. Les crêtes arrivent avec une longueur d'onde augmentée et une fréquence diminuée. à l'observateur B, dans une direction perpendiculaire au mouvement de la source, aucun effet n'est observé. La longueur d'onde et la fréquence restent les mêmes qu'elles étaient dans la partie (a) de la figure.

On peut voir sur cette illustration que l'effet Doppler n'est produit que par un mouvement vers ou loin de l'observateur, un mouvement appelé vitesse radiale . Le mouvement latéral ne produit pas un tel effet. Observateurs entre UNE et B observeraient un certain raccourcissement des ondes lumineuses pour la partie du mouvement de la source qui se trouve le long de leur ligne de mire. Observateurs entre B et C observeraient un allongement des ondes lumineuses qui se trouvent le long de leur ligne de mire.

Vous avez peut-être entendu l'effet Doppler avec les ondes sonores. Lorsqu'un sifflet de train ou une sirène de police s'approche de vous puis s'éloigne, vous remarquerez une diminution de la hauteur (c'est ainsi que les sens humains interprètent la fréquence des ondes sonores) des ondes sonores. Par rapport aux vagues au repos, elles sont passées d'un peu plus fréquentes en venant vers vous, à un peu moins fréquentes en s'éloignant de vous.

Lien vers l'apprentissage

Un bel exemple de ce changement dans le son d'un sifflet de train peut être entendu à la fin de la chanson classique des Beach Boys « Caroline, No » sur leur album Sons d'animaux. Pour entendre ce son, accédez à cette version YouTube de la chanson. Le bruit du train commence à environ 2:20.

Changements de couleur

Lorsque la source d'ondes se déplace vers vous, la longueur d'onde diminue un peu. Si les ondes impliquées sont de la lumière visible, les couleurs de la lumière changent légèrement. Au fur et à mesure que la longueur d'onde diminue, ils se déplacent vers l'extrémité bleue du spectre : les astronomes appellent cela un décalage vers le bleu (puisque la fin du spectre est vraiment violette, le terme devrait probablement être changement violet, mais le bleu est une couleur plus courante). Lorsque la source s'éloigne de vous et que la longueur d'onde s'allonge, nous appelons le changement de couleur un décalage vers le rouge. Parce que l'effet Doppler a été utilisé pour la première fois avec la lumière visible en astronomie, les termes « blueshift » et « redshift » sont devenus bien établis. Aujourd'hui, les astronomes utilisent ces mots pour décrire les changements dans les longueurs d'onde des ondes radio ou des rayons X aussi facilement qu'ils les utilisent pour décrire les changements dans la lumière visible.

Plus le mouvement vers ou loin de nous est important, plus le décalage Doppler est important. Si le mouvement relatif est entièrement le long de la ligne de visée, la formule du décalage Doppler de la lumière est

où est la longueur d'onde émise par la source, Δλ est la différence entre et la longueur d'onde mesurée par l'observateur, c est la vitesse de la lumière et v est la vitesse relative de l'observateur et de la source dans la ligne de mire. La variable v est compté comme positif si la vitesse est une vitesse de récession, et comme négatif si c'est une vitesse d'approche. En résolvant cette équation pour la vitesse, on trouve v = c × Δλ/λ.

Lien vers l'apprentissage

Cliquez et faites glisser l'objet émettant des ondes ou l'objet recevant des ondes dans ce simulateur pour expérimenter vous-même l'effet Doppler. Les graphiques en haut montrent comment les longueurs d'onde détectées changent si les objets se rapprochent ou s'éloignent l'un de l'autre.

Si une étoile s'approche ou s'éloigne de nous, les longueurs d'onde de la lumière dans son spectre continu apparaissent respectivement raccourcies ou allongées, tout comme celles des raies sombres. Cependant, à moins que sa vitesse ne soit de dizaines de milliers de kilomètres par seconde, l'étoile n'apparaît pas sensiblement plus bleue ou plus rouge que la normale. Le décalage Doppler n'est donc pas facilement détecté dans un spectre continu et ne peut pas être mesuré avec précision dans un tel spectre. Les longueurs d'onde des raies d'absorption peuvent cependant être mesurées avec précision et leur décalage Doppler est relativement simple à détecter.

Exemple 5.6

L'effet Doppler

Une raie d'émission particulière d'hydrogène est à l'origine émise avec une longueur d'onde de 656,3 nm à partir d'un nuage de gaz. Dans notre télescope, nous observons que la longueur d'onde de la raie d'émission est de 656,6 nm. À quelle vitesse ce nuage de gaz se rapproche-t-il ou s'éloigne-t-il de la Terre ?

Solution

Vérifiez votre apprentissage

Répondre:

Parce que la lumière est décalée vers une longueur d'onde plus longue, l'étoile s'éloigne de nous :

Vous vous demandez peut-être maintenant : si toutes les étoiles bougent et que le mouvement modifie la longueur d'onde de chaque raie spectrale, cela ne sera-t-il pas un désastre pour les astronomes qui tentent de comprendre quels éléments sont présents dans les étoiles ? Après tout, c'est la longueur d'onde (ou la couleur) précise qui indique aux astronomes quelles lignes appartiennent à quel élément. Et nous mesurons d'abord ces longueurs d'onde dans des conteneurs de gaz dans nos laboratoires, qui ne bougent pas. Si chaque ligne du spectre d'une étoile est maintenant décalée par son mouvement vers une longueur d'onde (couleur) différente, comment pouvons-nous être sûrs des lignes et des éléments que nous observons dans une étoile dont nous ne connaissons pas la vitesse ?

Prendre le coeur. Cette situation semble pire qu'elle ne l'est en réalité. Les astronomes jugent rarement la présence d'un élément dans un objet astronomique par une seule ligne. C'est le schéma de raies propres à l'hydrogène ou au calcium qui nous permettent de déterminer que ces éléments font partie de l'étoile ou de la galaxie que nous observons. L'effet Doppler ne modifie pas le motif des lignes d'un élément donné - il ne fait que déplacer légèrement le motif entier vers des longueurs d'onde plus rouges ou plus bleues. Le motif décalé est encore assez facile à reconnaître. Mieux encore, lorsque nous reconnaissons le motif d'un élément familier, nous obtenons un bonus : la quantité de décalage du motif peut nous permettre de déterminer la vitesse des objets dans notre ligne de mire.

La formation des astronomes comprend beaucoup de travail sur l'apprentissage du décodage de la lumière (et d'autres rayonnements électromagnétiques). Un "décodeur" habile peut apprendre la température d'une étoile, quels éléments s'y trouvent et même sa vitesse dans une direction vers nous ou loin de nous. C'est vraiment une quantité impressionnante d'informations pour les étoiles qui sont à des années-lumière.

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    • Auteurs : Andrew Fraknoi, David Morrison, Sidney C. Wolff
    • Éditeur/site Web : OpenStax
    • Titre du livre : Astronomie
    • Date de parution : 13 octobre 2016
    • Lieu : Houston, Texas
    • URL du livre : https://openstax.org/books/astronomy/pages/1-introduction
    • URL de la section : https://openstax.org/books/astronomy/pages/5-6-the-doppler-effect

    © 27 janvier 2021 OpenStax. Le contenu des manuels produit par OpenStax est sous licence Creative Commons Attribution License 4.0. Le nom OpenStax, le logo OpenStax, les couvertures de livres OpenStax, le nom OpenStax CNX et le logo OpenStax CNX ne sont pas soumis à la licence Creative Commons et ne peuvent être reproduits sans le consentement écrit préalable et exprès de Rice University.


    2. Candidature

    2.1. Point culminant ou transit

    Le point culminant ou le transit d'un corps céleste est le moment où le corps passe par le méridien céleste et est le plus haut dans le ciel. L'angle horaire ( H ) du corps est alors 0. Il en résulte que

    si vous mesurez les angles en degrés et les temps en heures. Avec les valeurs du tableau 1, cela devient

    si vous mesurez ( t_ ext ) en temps universel (UTC). Pour l'heure standard d'Europe centrale (qui est valable en hiver dans la plupart des pays d'Europe occidentale, y compris les Pays-Bas et la Belgique), vous devez ajouter 1 heure, mais pour l'heure d'été 2 heures.

    Pour Jupiter le 1er janvier 2004, nous avons trouvé à l'étape 7 que ( α ) est égal à 170,120°, et pour la Terre nous avons trouvé à l'étape 1 que ( M_ ext ) est égal à 357.009°. Pour 5° de longitude est (( l = -5) ) on trouve alors

    ainsi Jupiter culmine (est le plus haut dans le ciel) à 04:21 heures Universal Time, ce qui équivaut à 05:21 heures Central European Standard Time.

    2.2. Lève-toi et pose

    Lorsque le corps céleste se lève ou se couche, il a alors une hauteur particulière ( h ) calculée pour un observateur sur une Terre sphérique lisse sans atmosphère et pour un corps céleste qui ressemble à un point. La Terre a en fait une atmosphère, et les autres conditions ne doivent pas non plus être remplies, donc ( h ) n'a pas besoin d'être égal à 0 lorsque le corps céleste se lève ou se couche. Nous définissons donc que la montée ou la descente se produit lorsque ( h ) est égal à une valeur fixe ( h_0 ). Cela donne :

    si vous mesurez les temps en heures et l'angle horaire en degrés.

    Pour Jupiter, nous avons trouvé, à l'étape 7, que ( δ ) est égal à 5,567°. Pour 52° de latitude nord (( φ = 52° )) et avec ( h_0 = 0 ) on trouve alors

    J'ai ajouté 24 heures pour obtenir le résultat final pour ( t_ ext ), de sorte que l'heure est celle du jour précédent. Au total, Jupiter est au-dessus de l'horizon de 22h52m à 11h49m CET. Il ne sert à rien de citer ces temps plus précisément qu'à la minute près.

    2.3. Point subsolaire sur Terre

    Le point subsolaire est le point sur Terre d'où le Soleil semble se tenir droit au-dessus, au zénith. Quelles sont les coordonnées géographiques de ce point ?

    On suppose que les coordonnées équatoriales ( , δ ) du Soleil vu de la Terre sont déjà disponibles. Voir ci-dessus pour savoir comment les calculer.

    L'inverse des équations eqref et eqrefff est

    commencer sin H cos | = sin A cos h cos H cos | = cos A sin cos h + sin h cos sin | = sin φ sin h − cos cos h cos A H | = arctan(sin A, cos A sin + an h cos φ) θ | = α + H fin

    Au zénith ( h = 90° ) donc ( sin h = 1 ) et ( cos h = 0 ) et

    commencer sin | = | sin sin H cos | = | 0 cos H cos | = | cos φ end

    d'où découlent ( φ = δ ) et ( θ = α ).

    Réorganiser l'équation. eqref mène à

    Pour le Soleil on avait ( α = 280,710° ) et ( δ = −23,074° ), donc pour le point subsolaire ( φ = δ = −23,074° ) et ( θ = α = 280,710 ° ).

    Pour la Terre on avait ( = 99,650o ), donc

    [ l = 99,650° − 280,710° = 178,940° pmod <360°>]

    donc le point subsolaire sur Terre à ce moment-là est à la latitude sud 23,074° et à la longitude ouest 178,940°.

    2.4. Point sous-X sur Y

    A quel point sur la planète Y l'objet X apparaît-il droit au-dessus, au zénith ? C'est la même question qu'à la Sec. 2.3, mais avec l'objet X au lieu du Soleil et la planète Y au lieu de la Terre. Nous calculons cela de la même manière que pour le Soleil et la Terre, sauf que nous avons besoin de connaître les coordonnées équatoriales de X par rapport au système de coordonnées équatoriales lié à l'équateur de la planète Y au lieu de la Terre, et de même pour le temps sidéral.

    Par exemple, quel est le point sous-terrestre sur Mars à 0 UTC au début du 1er janvier 2004 ? En d'autres termes, à partir de quel endroit sur Mars la Terre semble-t-elle alors se trouver au zénith ?

    Nous adoptons la notation de la page sur la position du Soleil. Un indice ( _q ) indique le système de coordonnées équatorial basé sur la Terre. Un indice ( _Q ) indique le système de coordonnées équatoriales basé sur la planète Y. De même, les indices ( _c ) et ( _C ) indiquent les systèmes de coordonnées écliptiques basés sur la Terre et sur la planète Y.

    Notez que « basé sur la Terre » et « basé sur la planète Y » n'impliquent pas que l'origine du système de coordonnées doit être au centre de la Terre ou de la planète Y, mais seulement que le plan principal du système de coordonnées est parallèle à le plan pertinent associé à la Terre ou à la planète Y.

    Si tout ce que nous avons sont les coordonnées équatoriales ( α_q, δ_q ) de l'objet X vu de la planète Y, mesurées dans le système de coordonnées équatoriales basé sur la Terre, alors nous procédons comme suit :

    Trouvez ou calculez ( θ_0 ), ( θ_1 ), et ( Π ) pour la planète, ainsi que ( C_ ) pour la transformation des coordonnées équatoriales basées sur la Terre en coordonnées équatoriales basées sur la planète Y, comme décrit sur la page susmentionnée.

    Sur l'autre page, nous trouvons ( C_ ) dans son Eq. 61. En utilisant ( ε_0 = 23.4392911° ) pour l'obliquité de l'écliptique pour la Terre,

    Juste après l'Éq. 79 sur cette page, nous trouvons que pour Mars

    On trouve ( Π ) pour Mars juste après l'Eq. 76 sur cette page :

    Nous trouvons ( θ_0, θ_1 ) pour Mars dans le tableau 5 de cette page :

    commencer _0 | = | 313.3827° _1 | = | 350.89198226°/ exte finir

    Calculer les coordonnées rectangulaires ( vec_q ) d'un vecteur unitaire dans la direction indiquée par ( α_q, δ_q ), par rapport au système de coordonnées équatorial terrestre ( q ):

    D'après le tableau 3, nous voyons que les coordonnées équatoriales terrestres de Mars à cette époque sont ( α_q = 8,335° ), ( δ_q = +3,660° ). Quelqu'un qui regarde la Terre depuis Mars regarde exactement dans la direction opposée à quelqu'un qui regarde Mars depuis la Terre, donc les coordonnées équatoriales de la Terre vues de Mars sont ( α_q = 188,335° ), ( δ_q = −3,660° ).


    Quelle phase de la lune se couche à 6 heures du matin ?

    Des informations complètes à ce sujet peuvent être lues ici. En conséquence, quelle est la phase de la lune si elle se couche à 10 heures du matin ?

    Les phases de la Lune

    Phase Heure de montée, de transit et de réglage Position du diagramme
    Premier quart Se lève à midi, passe au méridien au coucher du soleil, se couche à minuit C
    Épilation gibbeuse Se lève après midi, méridien après le coucher du soleil, se couche après minuit
    Pleine lune Se lève au coucher du soleil, transite au méridien à minuit, se couche au lever du soleil E

    On peut aussi se demander, à quelle heure de la journée la nouvelle lune est-elle la plus élevée ? La Nouvelle Lune est la plus élevée dans le ciel pour un observateur terrestre à (midi, coucher du soleil, minuit, lever du soleil). La Pleine Lune est la plus élevée dans le ciel pour un observateur terrestre à (midi, coucher du soleil, minuit, lever du soleil). Tout au long du cycle lunaire, la Lune apparaîtra plus loin (vers l'est, vers l'ouest) dans le ciel à la même heure chaque jour.

    Deuxièmement, où est la lune à minuit ?

    Il est minuit quand le lune ensembles. Il est 18 heures. quand le lune monte à l'est. Il est 21 heures. quand le lune est à mi-hauteur du ciel entre l'horizon oriental et le point culminant lune peut regarder vers le sud. Il est minuit quand le lune est à son point culminant dans le ciel vers le sud.

    Quand la lune est dans sa phase de premier quartier où sera-t-elle dans le ciel à 18h ?

    le Premier quartier de lune se lève vers le milieu de la journée et se couche vers le milieu de la nuit dans la plupart des régions. En général, les gens voient le Premier quartier de lune plus fréquemment que le troisième Quartier de Lune, qui se situe principalement dans le ciel après minuit.


    Polaris est l'étoile polaire

    Ken Christison a capturé ces glorieuses traînées d'étoiles autour de Polaris, l'étoile polaire. Il a écrit : "Pour les traînées d'étoiles les plus courantes et souvent les plus spectaculaires, vous souhaitez localiser Polaris et composer l'image de manière à ce qu'elle soit centrée horizontalement et, espérons-le, vous pouvez avoir un peu de premier plan pour référence."

    L'étoile polaire ou étoile polaire – alias Polaris – est célèbre pour rester presque immobile dans notre ciel tandis que tout le ciel nordique se déplace autour d'elle. C'est parce qu'il est situé presque au pôle nord céleste, le point autour duquel tourne tout le ciel du nord. Polaris marque la route plein nord. Lorsque vous faites face à Polaris et étirez vos bras sur le côté, votre main droite pointe vers l'est et votre main gauche pointe vers l'ouest. La volte-face de Polaris vous dirige plein sud. Polaris est ne pas l'étoile la plus brillante du ciel nocturne, comme on le croit communément. Il n'est qu'environ 50e plus brillant. Mais vous pouvez le trouver facilement, et, une fois que vous l'aurez fait, vous le verrez briller dans le ciel du nord chaque nuit, depuis des endroits de l'hémisphère nord.

    Voir les photos de la communauté EarthSky. | Robert Watcher à Seaforth, Ontario, Canada a capturé cette photo de Polaris et de la Station spatiale internationale le 17 mai 2021. Il a écrit : « Une nuit parfaite pour capturer la Station spatiale internationale. Nous avons eu la trajectoire descendante pour nous déplacer dans mon cadre au milieu de sa traversée de 6 minutes. Bien que je n'avais aucune idée que ce soir, il passerait à travers la vue de l'étoile polaire (Polaris) – l'étoile statique blanche au milieu que toutes les étoiles tournent pendant la nuit – donc c'était assez spécial.&# 8221 Très spécial en effet. Merci Robert !

    Dans un ciel de campagne sombre, même lorsque la pleine lune masque une bonne partie du ciel étoilé, l'étoile polaire est relativement facile à voir. Ce fait a fait de cette étoile une aubaine pour les voyageurs de tout l'hémisphère nord, à la fois sur terre et sur mer. Trouver Polaris signifie que vous connaissez la direction nord.

    Mieux encore, Polaris se trouve facilement en utilisant le groupe d'étoiles proéminent connu sous le nom de Grande Ourse, appelé la Charrue au Royaume-Uni, qui peut être le motif d'étoiles le plus célèbre de l'hémisphère Nord. Pour localiser Polaris, il suffit de trouver la Grande Ourse pointeur étoiles Dubhe et Merak. Ces deux étoiles décrivent la partie extérieure du bol de la Grande Ourse. Tracez simplement une ligne de Merak à Dubhe et parcourez environ cinq fois la distance Merak/Dubhe jusqu'à Polaris.

    Si vous pouvez trouver la Grande Ourse, vous pouvez trouver Polaris. Les deux étoiles extérieures dans le bol de la Ourse – Dubhe et Merak – pointent toujours vers l'étoile polaire.

    La Grande Ourse, comme une grande aiguille des heures, fait le tour complet de Polaris en une journée. Plus précisément, la Grande Ourse encercle Polaris dans un dans le sens inverse des aiguilles d'une montre direction en 23 heures et 56 minutes. Bien que la Grande Ourse voyage autour de Polaris toute la nuit, la Grande Ourse pointeur étoiles pointez toujours vers Polaris n'importe quel jour de l'année et à n'importe quel moment de la nuit. Polaris marque le centre de la plus grande horloge céleste de la nature !

    Soit dit en passant, Polaris est célèbre pour plus d'une raison. Il est célèbre pour bouger à peine pendant que les autres étoiles tournent autour de lui. Et il est célèbre pour marquer la fin de la poignée de la Petite Ourse. La Petite Ourse est plus difficile à repérer dans le ciel nocturne que la Grande Ourse. Mais si vous utilisez les étoiles pointeuses de la Grande Ourse pour localiser Polaris, vous serez un peu plus près de voir la Petite Ourse.

    Polaris marque la fin de la Manche de la Petite Ourse. Graphique pour le début de soirée d'automne.

    Au fur et à mesure que vous vous dirigez vers le nord, Polaris monte plus haut dans le ciel. Si vous allez aussi loin au nord que le pôle Nord, vous verrez Polaris directement au-dessus.

    Au fur et à mesure que vous voyagez vers le sud, Polaris se rapproche de l'horizon nord.

    Si vous arrivez jusqu'à l'équateur, Polaris s'enfonce à l'horizon.

    Au sud de l'équateur, Polaris tombe du ciel.

    Polaris par une nuit d'orage. Repérer l'étoile polaire – et ainsi connaître la direction nord – a réjoui le cœur de nombreux voyageurs à travers l'histoire. Image via Jv Noriega aux Philippines. Lorsque vous prenez une photographie à exposition temporelle du ciel du nord (ou, dans ce cas, du nord-est), vous voyez toutes les étoiles se déplacer autour de Polaris, qui se trouve à gauche sur cette image. Image de Taro Yamamoto via un article sur la photographie de traînée d'étoiles à longue exposition.

    Histoire de Polaris. Polaris n'a pas toujours été l'étoile polaire et ne le restera pas pour toujours. Par exemple, une célèbre étoile appelée Thuban, dans la constellation de Draco le Dragon, était l'étoile polaire lorsque les Égyptiens ont construit les pyramides.

    Mais notre Polaris actuelle est une bonne étoile polaire car c'est la 50e étoile la plus brillante du ciel. C'est donc visible dans le ciel. Il a bien servi d'étoile polaire, par exemple, lorsque les Européens ont traversé l'Atlantique pour la première fois il y a plus de cinq siècles.

    Et Polaris continuera son règne en tant qu'étoile polaire pendant de nombreux siècles à venir. Il s'alignera le plus étroitement sur pôle nord céleste – le point dans le ciel directement au-dessus de l'axe de rotation nord de la Terre – le 24 mars 2100. L'assistant de calcul Jean Meeus estime que Polaris sera à 27󈧍” (0,4525 degrés) du pôle nord céleste à cet endroit temps (un peu moins que le diamètre angulaire de la lune lorsqu'elle est la plus éloignée de la Terre).

    Pendant ce temps, il n'y a aucune étoile visible marquant le pôle céleste dans l'hémisphère sud. De plus, l'hémisphère sud ne verra pas d'étoile polaire sensiblement proche du pôle sud céleste avant 2 000 ans.

    À un moment donné de l'histoire de l'humanité, les gens dépendaient littéralement de leur bonne étoile pour leur vie et leur gagne-pain. Heureusement, ils pouvaient faire confiance à la Grande Ourse et à l'Étoile polaire pour les guider. Les gens pouvaient naviguer sur les mers et traverser les déserts sans pistes sans se perdre. Lorsque l'esclavage existait aux États-Unis, les personnes fuyant l'esclavage comptaient sur la Grande Ourse (qu'ils appelaient la Gourde à boire) pour leur montrer l'étoile polaire, éclairant leur chemin vers les États libres et le Canada.

    Tout en étant honoré en tant que North Star, Polaris bénéficie également du titre de Lodestar et Cynosure.

    Une illustration d'artiste de Polaris et de ses deux stars compagnes connues via le Centre d'actualités Hubble.

    science polaire. Le seul point de lumière que nous voyons comme Polaris est en fait un système d'étoiles triples, ou trois étoiles en orbite autour d'un centre de masse commun. L'étoile primaire, Polaris A, est une supergéante avec environ six fois la masse de notre soleil. Un compagnon proche, Polaris Ab, orbite à 2 milliards de kilomètres de Polaris. Beaucoup plus loin, près du haut de l'illustration, se trouve le troisième compagnon Polaris B. Polaris B est situé à environ 240 milliards de miles de Polaris A. Les deux étoiles compagnons ont la même température que Polaris A, mais sont des étoiles naines.

    Les astronomes estiment la distance de Polaris à 430 années-lumière. Vu la distance, Polaris doit être une étoile respectable lumineuse. Selon l'amateur d'étoiles Jim Kaler, Polaris est une étoile supergéante jaune qui brille de la luminosité de 2500 soleils. Polaris est également l'étoile variable céphéide la plus proche et la plus brillante - un type d'étoile que les astronomes utilisent pour déterminer les distances par rapport aux amas d'étoiles et aux galaxies.

    La position Polaris’ est AD : 2h 31m 48,7s, déc : +89° 15′ 51″

    Bottom line: Polaris est l'étoile polaire - tout le ciel du nord tourne autour d'elle. Mais ce n'est pas l'étoile la plus brillante du ciel. En fait, Polaris se classe seulement au 50e rang en termes de luminosité.


    Le етверг 24 июнь 2021 г. 01:24:00 UTC la Lune est à son zénith à Latitude: 24° 20' Sud, Longitude: 31° 25' Ouest

    La vitesse sol est actuellement de 404,88 mètres/seconde, 1457,6 kilomètres/heure, 905,7 milles/heure ou 787,0 milles marins/heure (nœuds). Le tableau ci-dessous montre la position de la Lune par rapport à l'heure et la date ci-dessus :

    TempsDifférence de longitudeDifférence de latitudeLe total
    Plus tardDegrésDistanceDirectionDegrésDistanceDirectionDistance
    1 minute0° 14' 21.6"24,29 kmOuest0° 00' 05.3"0,17 kmSud24,29 km
    1 heure14° 21' 40.6"1456,84 kmOuest0° 05' 19.8"9,84 kmSud1456,37 km
    24 heures15° 27' 07.8"1567,39 kmest1° 15' 49.8"140,00 kmSud1565,70 km


    Comment calculer quand la lune est la plus haute dans le ciel pour l'observateur terrestre ? - Astronomie

    Le diamètre angulaire, parfois aussi appelé taille angulaire, taille apparente ou diamètre apparent, est une mesure angulaire qui décrit la taille d'un cercle. En astronomie, il est généralement utilisé pour décrire les tailles d'objets dans le ciel vues d'un observateur sur Terre et est généralement utilisé pour la Lune, les planètes et d'autres objets étendus tels que par exemple les galaxies et les nébuleuses.

    La distance angulaire est utilisée pour décrire la distance entre deux points dans le ciel, par exemple, le Soleil et Mercure.

    Lors de l'utilisation de mesures angulaires, le ciel est divisé en 360°, chaque degré en 60 minutes d'arc (') et chaque minute d'arc en 60 secondes d'arc ("). Cela signifie qu'une seconde d'arc correspond à 1/3600e de degré.

    Comme vous pouvez le voir sur le diagramme ci-dessus, connaître uniquement le diamètre angulaire ne vous dira rien sur la taille réelle de l'objet (à moins que vous ne connaissiez également la distance qui le sépare, auquel cas vous pouvez calculer le diamètre réel). Deux objets qui ont la même taille apparente n'ont pas nécessairement la même taille réelle. Un exemple en est le Soleil et la Lune, où le diamètre réel du Soleil est 400 fois plus grand que la Lune mais ont presque exactement la même taille apparente parce que la Lune est tellement plus proche de nous que le Soleil.

    En astronomie, le diamètre angulaire est souvent mesuré en secondes d'arc car la plupart des objets ont tendance à être assez petits lorsqu'ils sont vus de la Terre. Vous trouverez ci-dessous une liste d'objets et leur diamètre angulaire.

    You can estimate angular diameter or distances using you outstretched hand:

    The angular resolution of the naked eye is about 1 arcminute, 1/60th of one degree so you will need aid to perceive the planets as anything other then points. Using a telescope with even moderate magnification will resolve the planets into discs and you will easily be able to separate them from bright stars which will remain points of light even under high magnification.

    The angular diameter of the planets will vary depending on where they are in their orbit in relationship to Earth. If you step forward you'll see that the distance angular diameter of the planets will grow and shrink.


    Astronomical Dictionary

    The altitude is the angle of elevation (height in degrees) of a star or other astronomical object above the observer’s horizon. The altitude of an astronomical object changes throughout the observing session because of the Earth’s rotation. It is not an absolute measurement of position.

    Diagram illustraring the altitude of a star

    It’s not vastly useful as a means of measuring sky positions but you might use it as a convenience to shout over to your mate to give them an idea of the position of something interesting in the sky.

    The maximum altitude of any astronomical object occurs when the object passes the observer’s southern meridian.

    It could also be useful if you can figure out the maximum altitude of an object above the horizon from somewhere eles e.g. if you are heading abroad for a holiday. That way, if it is faint and only gets 20 degrees above the horizon, it probably wouldn’t be worth looking at as it would suffer from too much extinction.

    To work out the approximate maximum altitude of a star is done as follows:

    The maximum elevation of the celestial equator for a particular spot is:
    90 – LAT.

    So for an observer at the latitude of London (51.5 N), the maximum elevation will be 90 – 51.5 = 38.5 over the southern horizon.

    Then add (for north declination) or subtract (for south declination) the tabulated declination of the object you want to view.

    Say you want to know the maximum altitude that the Andromeda Galaxy M31 will reach. Look up the declination (more or less 41degrees N) so it will be 41 degrees above the celestial equator i.e. 79.5 degrees altitude at most.

    I say approximate because odds are you will be higher or lower than the real horizon (90 degrees from the zenith). There is a correction that can be applied using alebraic stuff but unless you need to use it for navigation, the approximate altitude is close enough.