Astronomie

Besoin d'aide pour les calculs/conversion d'un objet céleste

Besoin d'aide pour les calculs/conversion d'un objet céleste


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Je développe une application open source de contrôleur de télescope. J'ai commencé ce projet avec très peu de connaissances en astronomie. Fondamentalement, l'application va envoyer des données au télescope via une connexion sans fil.


Les données de l'objet céleste sont les suivantes :

["SAO#": 308, "HD": 8890, "Con": "Alpha Ursae Minoris", "StarName": "Polaris", "RAH": 2, "RAM": 31.812, "DED": 89, "DEM": 15,85, "Mag": 2,02, "PRA": 0,038, "PDec": -0,015]

RAH = heures RA, RAM = minutes RA,
DED = Dec degrés, DEM = Dec minutes

(PRA et PDec sont la dérive de l'étoile en secondes d'arc par an (du catalogue Epoch J2000.0). Je n'ai pas besoin de les utiliser dans l'application, me dit-on.)

Le serveur contrôleur (récepteur de données) accepte dans ce format :
Définir la cible RA- HH:MM:SS,
Définir la cible Dec- DD:MM:SS,
Définir la cible Azm- DDD:MM:SS,
Définir la cible Alt- DD:MM:SS


Je voudrais convertir les données d'objets célestes données en Ra, Dec, Azm, Alt.

on me dit que :

RA = ((RAH + (RAM / 60,0)) * 15,0); //en degrés, RA est une longitude terrestre projetée sur le ciel DEC = (DED + (DEM / 60,0)); //en degrés, Dec est une latitude terrestre projetée sur le ciel

Pour une étoile ou un autre objet céleste des catalogues, ils ont une époque fixe (J2000.) Je dois appliquer une correction pour la précession/nutation (oscillation de l'axe de rotation de la Terre) pour obtenir une estimation à moitié décente de l'étoile RA/Dec "à présent".

J'utilise une bibliothèque de codes qui semble prendre en charge cela et effectue le calcul par elle-même.
Je voudrais connaître la procédure de conversion des données des coordonnées équatoriales en coordonnées horizontales, y compris. Pour une instance, voici comment fonctionne le code :

let jd = Date().julianDay let RAH = 2.0 let RAM = 31.812 let DED = 89.0 let DEM = 15.85 let eqCoor = EquatorialCoordinates.init(rightAscension: Hour((RAH+(RAM/60.0))*15.0), déclinaison : ( Degré(DED+(DEM/60.0))), époque : Epoch.J2000, équinoxe : Equinox.standardJ2000) let annualAbb = eqCoor.correctedForAnnualAberration(julianDay : jd, highPrecision : true) let initEQ = AstronomicalObject.init(name : "Polaris" , coordonnées : annualAbb, julianDay : jd, highPrecision : true) print("EquatorialCoordinates -> RA(α):", initEQ.equatorialCoordinates.alpha, "DEC(δ):", initEQ.equatorialCoordinates.delta) let userLocation = GeographicCoordinates (positivementWestwardLongitude : Degré(.plus, 75, 51, 13,65), latitude : Degré(.plus, 30, 54, 43,55), altitude : 256) print("User Location -> Latitude :", userLocation.latitude, "Longitude :", userLocation.longitude) let preccCoor = annualAbb.precessedCoordinates(to: Equinox.standardJ2000) let horizontalCoor = preccCoor.makeHorizontalCoordinates(for: userLocation, at: jd) print("Coordonnées horizontales -> Azimut :", horizontalCoor.azimuth.inHours, "Altitude :", horizontalCoor.altitude.inRadians.inDegrees)

Voici les données que le code renvoie :

Coordonnées équatoriales -> RA(α): +37h56m06.009s DEC(δ): +89°16'05.165" Emplacement de l'utilisateur -> Latitude: +30°54'43.550" Longitude: +75°51'13.650" Coordonnées horizontales -> Azimut : +12h1m07.396s Altitude : +30°13'16.650"

Voici les données de Stellarium selon le même emplacement que mon code.

Les données calculées à partir de mon code ne sont même pas proches de celles de Stellarium sauf l'altitude apparente.


Je ne pouvais pas vraiment trouver le moyen d'obtenir RA Dec à partir des données mentionnées. J'ai fini par utiliser un catalogue qui contient déjà des objets RA Dec.


Comment calculent-ils la vitesse à laquelle les objets célestes se déplacent ?

La galaxie d'Andromède fonce vers nous à 250 000 mph, par rapport à quoi ?

La vitesse ici sur terre est généralement mesurée par rapport à la surface, en supposant qu'elle soit stationnaire. Dans l'espace, rien n'est stationnaire, rien n'est à l'envers, etc. Si vous voyagez dans l'espace et que vous rencontrez un autre voyageur allant dans la direction opposée, et après vous être rencontré, vous vous éloignez l'un de l'autre à une vitesse de disons 5 kmh. Vous n'avez aucune idée vraiment si vous roulez tous les deux à 2,5 kmh, vous êtes à l'arrêt et il voyage à 5 kmh, ou vous flottez à 50 kmh et il va à 55 kmh..

Donc, revenons à mon exemple Andromède - les 250 000 mph sont-ils par rapport à la Voie lactée ? Puisque notre galaxie se précipite également dans l'espace, voyageons-nous dans la même direction et Andromède ne fait que rattraper son retard, ou les deux galaxies se rapprochent-elles réellement l'une de l'autre ? Si tous les objets célestes s'éloignent les uns des autres, aurais-je raison de supposer qu'Andromède « rattrape » ?

Si tout dans l'espace bouge, il n'y a pas de point de référence réel, et si Andromède se déplace vers nous à cette vitesse, je suppose que la vitesse est calculée en supposant que notre galaxie est immobile (même si ce n'est pas) beaucoup comme la façon dont nous calculons la vitesse ici en supposant que la surface est immobile.


Hack17.Comprendre les systèmes de coordonnées célestes

Les systèmes de coordonnées célestes sont utilisés pour spécifier l'emplacement des étoiles et d'autres objets astronomiques. Quatre systèmes de coordonnées célestes existent, mais seulement deux d'entre eux sont couramment utilisés par les astronomes amateurs. Les systèmes de coordonnées célestes sont analogues au système de coordonnées géographiques de latitude et de longitude utilisé pour spécifier des emplacements sur la surface de la terre, mais ils sont plutôt utilisés pour spécifier des emplacements sur la sphère céleste. Les quatre systèmes de coordonnées ne diffèrent que par ce qu'ils désignent le plan fondamental, appelé l'équateur, qui coupe le ciel en deux hémisphères le long d'un grand cercle.

2.8.1. Coordonnées horizontales

Le système de coordonnées horizontales, également appelé système de coordonnées altitude-azimut ou alt-az, utilise l'horizon local comme équateur, avec les deux pôles vers le haut (le zénith) et vers le bas (le nadir). L'emplacement d'un objet est spécifié par deux valeurs appelées altitude et azimut. Chacun d'eux est libellé en degrés (°), minutes (') et secondes ("). Un degré est divisé en 60 minutes et une minute est divisée en 60 secondes. Par conséquent, un degré contient 3 600 secondes.

Les altitudes et les azimuts sont parfois spécifiés en degrés décimaux. Par exemple, 63䓞' peut également s'écrire 63,5°, car 30' est égal à 0,5°. L'utilisation de degrés décimaux vous permet de spécifier l'emplacement d'un objet avec une très grande précision, par exemple 63,5342°. Les emplacements spécifiés en degrés/minutes/secondes utilisent des fractions décimales de seconde pour obtenir la même précision fractionnaire. Par exemple, une valeur décimale de 63,5342° peut être convertie en 63䓠'3,172" en multipliant le degré fractionnaire 0,5342 par 60 pour donner 32,052', et la minute fractionnaire 0,052 par 60 pour donner la seconde fractionnaire 3,172".

Les objets au-dessus de l'horizon ont des altitudes positives et ceux en dessous de l'horizon ont des altitudes négatives. Un objet exactement à l'horizon a une altitude de 0°. Un objet directement au-dessus (au zénith) a une altitude de +90°. Un objet qui est droit vers le bas (à travers la terre, au nadir) a une altitude de 90°.

Le deuxième composant d'un emplacement de coordonnées alt-az est l'azimut, qui spécifie l'emplacement angulaire de l'objet par rapport au nord, qui est désigné 0°. Si vous faites face tout droit au nord et faites un quart de tour (90°) vers votre droite, vous êtes alors face à l'est, soit 90°. Un autre quart de tour à droite vous emmène face au sud, soit 180°. Si vous faites encore un quart de tour vers la droite, vous êtes face à l'ouest, ou 270°. Un dernier quart de tour à droite vous ramène au nord, ou 0°. (Tout comme une horloge de 24 heures passe de 23:59:59 à 0:00:00, n'atteignant jamais 24:00:00, l'azimut passe de 359䓻'59" à 0۠'0", n'atteignant jamais 360& #176.)

Parce qu'elles décrivent l'emplacement d'un objet par rapport à la position de l'observateur, les coordonnées alt-az ont l'avantage d'être intuitives. Tout le monde comprend les concepts de haut, bas, droite et gauche. Mais la conséquence inévitable de l'utilisation de la position de l'observateur comme point de référence fixe est que les objets célestes se déplacent par rapport à ce point de référence lorsque la Terre tourne sur son axe.

En conséquence, les coordonnées alt-az sont insuffisantes à elles seules pour spécifier l'emplacement d'un objet céleste. Vous devez également préciser l'emplacement de l'observateur et l'heure de l'observation. Par exemple, dire que Sirius est situé à l'altitude 32䓩' et à l'azimut 206䓻' est aussi insensé que de dire qu'une horloge arrêtée lit correctement deux fois par jour. La question est de savoir quand et, dans le cas d'un objet céleste, de quel endroit ? Mais il est correct de dire, par exemple, que pour un observateur situé à la latitude 36䓉'N et à la longitude 80䓐'W (c'est nous, les amis) à 2130 EST le 9 mars 2006, Sirius est situé à l'altitude 32䓩 ' et azimut 206䓻'. La figure 2-7 montre l'emplacement de Sirius à partir de ce site à ce moment-là, avec une grille de coordonnées alt-az superposée.

Mais depuis le même site d'observation cinq minutes plus tard, Sirius s'est déplacé par rapport à l'observateur, comme le montre la figure 2-8. Il est maintenant situé à l'altitude 32䓍' et à l'azimut 208䓑', soit 28 minutes d'arc (environ un demi-degré) plus bas et 78 minutes d'arc (un peu plus d'un degré) plus à droite.

Dans le passé, les coordonnées alt-az étaient rarement utilisées car les observateurs n'avaient que des cartes imprimées, qui manquent intrinsèquement de référence de lieu et de temps d'observation. De nos jours, avec les lunettes goto, les cercles de réglage numériques et les programmes de planétarium qui tracent la position des objets en temps réel, les coordonnées alt-az sont très couramment utilisées. En particulier, la popularité écrasante des télescopes Dobson, qui utilisent des montures alt-az, a conduit à la situation étrange que de nombreux astronomes amateurs expérimentés ne comprennent désormais que le système de coordonnées alt-az.

Figure 2-7. L'emplacement alt-az de Sirius de 36䓉'N et 80䓐'W à 2130 EST le 9 mars 2006

Figure 2-8. L'emplacement alt-az de Sirius de 36䓉'N et 80䓐'W à 2135 EST le 9 mars 2006

2.8.2. Coordonnées équatoriales

Le système de coordonnées équatoriales, également appelé système de coordonnées EQ, utilise le même plan fondamental et les mêmes pôles que le système de coordonnées géographiques. La projection de l'équateur terrestre sur la sphère céleste s'appelle l'équateur céleste. Les projections des pôles nord et sud de la Terre sur la sphère céleste marquent respectivement le pôle nord et le pôle sud.

L'étoile brillante Polaris est située à moins de 0,75 ° du pôle nord céleste, autour duquel le ciel nocturne semble tourner pour les observateurs de l'hémisphère nord. Les observateurs du sud n'ont pas d'étoile aussi brillante pour marquer leur pôle céleste, bien que l'étoile sombre s -Octantis soit raisonnablement proche du pôle sud céleste.

La différence entre les systèmes de coordonnées équatoriales et géographiques est le point de référence utilisé. Le système de coordonnées géographiques utilise la Terre comme point de référence fixe. Lorsque la Terre tourne, la grille de coordonnées tourne avec elle, fixée à la surface de la planète. Les coordonnées équatoriales sont fixées à la place des étoiles, de sorte que lorsque la Terre tourne, la grille de coordonnées semble se déplacer par rapport à la position en constante évolution de la Terre.

Les coordonnées équatoriales spécifient l'emplacement d'un objet avec deux valeurs appelées Déclinaison (en abrégé Dec, DE ou d ) et Ascension à droite (en abrégé RA, RA ou a ).

La déclinaison est l'équivalent de la latitude dans le système de coordonnées géographiques. La déclinaison spécifie la séparation angulaire d'un objet au nord ou au sud de l'équateur céleste. La déclinaison, comme la latitude, est exprimée en degrés (°), minutes (') et secondes ("). La déclinaison va de +90° pour un objet situé au pôle nord céleste, jusqu'à 0° pour un objet situé sur l'équateur céleste, à -90° pour un objet situé au pôle sud céleste. Par exemple, la déclinaison de Sirius est de -16䓪'58.0" (J2000.0, mais nous y reviendrons plus tard&# 8230). Tout comme la distance réelle à la surface de la terre représentée par un degré de latitude est la même quelle que soit la longitude, la distance sur la sphère céleste représentée par un degré de déclinaison est la même quelle que soit l'ascension droite.

La déclinaison d'un objet détermine s'il est un jour visible depuis une latitude spécifique sur Terre. Un objet avec une déclinaison de +90°, par exemple, n'est pas visible plus au sud que l'équateur terrestre, où il se trouvera exactement à l'horizon nord. Un objet à la déclinaison 0° est visible de n'importe où sur Terre, bien qu'à l'un ou l'autre des pôles de la Terre, il sera exactement à l'horizon.

Pour déterminer la visibilité d'un objet depuis une latitude nord, soustrayez 90&176 de votre latitude pour déterminer l'objet visible le plus au sud. Nous sommes à 36°N de latitude, donc la déclinaison des objets les plus au sud visibles pour nous est de 3690= -54°. Un objet à la déclinaison -54° ne s'élève jamais au-dessus de l'horizon sud à notre latitude. Un observateur à une latitude sud (négative) ajoute 90&176 à sa latitude pour déterminer la déclinaison des objets les plus au nord visibles pour lui. Par exemple, pour un observateur à la latitude 36°S (-36°), les objets visibles les plus au nord sont situés à la déclinaison -36+90= +54°, qui ne s'élèvent jamais au-dessus de l'horizon nord de cet observateur.

L'ascension droite est l'équivalent de la longitude dans le système de coordonnées géographiques. L'ascension droite spécifie la position angulaire d'un objet procédant à l'est de l'équinoxe de printemps. Contrairement à la longitude, l'ascension droite est généralement spécifiée par le temps en heures (h), minutes (m) et secondes (s) plutôt que par angle en degrés (°), minutes (') et secondes ("). Pour exemple, l'ascension droite J2000.0 de Sirius est de 6h45m08.9s.

Comme le temps et l'angle sont corrélés, il est possible d'exprimer la RA en degrés plutôt qu'en heures. La Terre fait une rotation complète (360°) toutes les 24 heures, donc une heure (h) de temps (ou RA) correspond à 360°/24 ou 15° d'angle. De même, une minute (m) de temps correspond à 15' (15 minutes d'arc) d'angle, et une seconde (s) de temps correspond à 15" (15 secondes d'arc) d'angle.

Les navigateurs qui utilisent les étoiles pour tracer leur trajectoire et leur position utilisent l'ascension droite angulaire spécifiée en degrés décimaux appelée l'angle horaire sidéral (SHA) car cela facilite les calculs. Par exemple, un navigateur utiliserait 101,29° (l'équivalent décimal approximatif de 6h45m08,9s) pour le RA de Sirius.

L'ascension droite est généralement spécifiée en heure d'horloge plutôt qu'en angle car la RA d'un objet détermine à quelle heure cet objet se lève à une date spécifiée. Deux objets de même déclinaison qui sont séparés par une heure de RA s'élèvent à une heure d'intervalle, quelle que soit leur déclinaison. Par exemple, un objet avec RA 14h0m0s s'élève une heure avant un objet avec RA 15h0m0s, si ces objets sont à la même déclinaison. (Mais deux objets avec le même RA mais des déclinaisons différentes ne s'élèvent pas en même temps.) Tout comme la distance réelle à la surface de la terre représentée par un degré de longitude varie avec la latitude, la distance représentée par une heure d'ascension droite sur la sphère céleste varie avec la déclinaison.

L'ascension droite tire son nom du comportement des étoiles vu par un observateur se tenant sur l'équateur terrestre face au nord. De ce point de vue, une étoile située à la déclinaison 0 & 176 semble s'élever directement sur la droite de l'observateur, passer directement au-dessus, puis se coucher directement sur la gauche de l'observateur. L'ascension droite pourrait donc tout aussi bien être appelée descente gauche. Pour les observateurs situés ailleurs qu'à l'équateur terrestre, les étoiles semblent suivre un arc lorsqu'elles montent, culminent et se couchent.

Un point donné de la sphère céleste semble se déplacer lorsque la Terre tourne sur son axe. La figure 2-9 montre la même zone du ciel en termes alt-az que celle de la figure 2-7, mais cette fois avec des coordonnées équatoriales superposées plutôt que des coordonnées alt-az.

Figure 2-9. La position équatoriale de Sirius de 36䓉'N et 80䓐'W à 2130 EST le 9 mars 2006

La figure 2-10 montre la même zone du ciel en termes alt-az cinq minutes plus tard. Encore une fois, Sirius s'est "déplacé", mais cette fois la grille de coordonnées s'est déplacée avec lui. Ainsi, bien que Sirius soit maintenant à un endroit différent dans le ciel, il est exactement au même endroit par rapport à la grille de coordonnées équatoriale.

Figure 2-10. La position équatoriale de Sirius de 36䓉'N et 80䓐'W à 2135 EST le 9 mars 2006

La Terre tourne d'ouest en est, ce qui fait que la sphère céleste semble effectuer une rotation complète d'est en ouest chaque jour. Ou, plus précisément, une fois par jour sidéral, qui dure environ 23 heures et 56 minutes. (La différence entre le jour solaire de 24 heures et le jour sidéral existe parce que comme la Terre fait une orbite complète du Soleil environ tous les 365 jours, elle fait également un tour "caché" de plus sur son axe dans le processus d'achèvement de son 360& #176.) Cette différence de quatre minutes signifie qu'une étoile se lève environ quatre minutes plus tôt chaque jour que la veille.

Revenons au problème J2000.0 que nous avons mentionné plus tôt. L'ascension droite et la déclinaison d'une étoile changent progressivement au fil du temps parce que l'axe de rotation de la Terre vacille plutôt que de pointer directement vers les pôles célestes. Pensez à un haut pour enfant. Lorsqu'il commence à tourner, il le fait en douceur autour de son axe. Mais au fur et à mesure que la toupie descend, elle commence à vaciller, de sorte que l'axe commence à décrire un cercle plutôt qu'un point. La Terre oscille dans sa rotation de manière identique, ce qui est appelé précession.

À la suite de la précession, l'axe de la Terre dessine un cercle dans le ciel. Le taux de précession est d'environ 1° tous les 72 ans, ce qui signifie qu'il faut environ 26 000 ans à l'axe de la Terre pour tracer le cercle complet. À l'heure actuelle, Polaris est très proche du pôle nord céleste, mais ce n'était pas le cas jusqu'à récemment, et ce ne sera plus le cas à l'avenir. Il y a cinq mille ans, par exemple, lorsque les Égyptiens construisaient les premières pyramides, l'étoile polaire était Thuban dans la constellation de Draco. Il y a mille ans, quand les ancêtres vikings de Robert pillaient l'Europe, qu'est-ce que le « pillage », de toute façon ? L'étoile polaire était Kochab dans Ursa Minor. Dans douze mille ans, l'étoile polaire sera Vega en Lyre.

La précession signifie que l'ascension droite et la déclinaison des étoiles changent en fonction de la position actuelle de l'axe de la Terre, de sorte que le RA et le DE d'une étoile doivent être spécifiés à une date particulière, appelée époque. Pour les graphiques imprimés, cette date a été conventionnellement fixée à des jalons de 50 ans, en utilisant des dates juliennes (J). Par exemple, les cartes imprimées au début du 20e siècle utilisaient l'époque J1900.0, c'est-à-dire l'emplacement des objets à minuit le 1er janvier 1900. Les cartes imprimées au milieu de ce siècle utilisaient les positions J1950.0. Les cartes imprimées à la fin du 20e et au début du 21e siècle utilisent J2000.0.

Les oscilloscopes informatisés et les logiciels de planétarium poussent le concept d'époque un peu plus loin. Ils utilisent l'époque date, c'est-à-dire l'époque au moment où vous les utilisez. Par exemple, le tableau 2-5 montre les coordonnées de l'époque J2000.0 et de la date au 9 mars 2006 pour Polaris, qui est situé près du pôle nord céleste, et pour Mintaka, qui est situé dans la ceinture d'Orion, près de l'équateur céleste.


Système solaire : comment calculons-nous la masse du soleil ?

Il est trop facile pour vous de mesurer la masse d'objets du quotidien, comme un pain, une pomme, une pastèque, mais comment mesurer la masse de quelque chose de beaucoup plus gros, comme le SOLEIL ?

Pour déterminer la masse du soleil, utilisons une approche appelée méthode orbitale. On peut calculer la masse du Soleil en mesurant la vitesse orbitale et le rayon d'une des planètes, telle est Jupiter. Jupiter orbite autour du soleil à 13 km/s, la forme de l'orbite de Jupiter est essentiellement circulaire avec un rayon de 780 millions de km. Alors, comment utiliser ces deux nombres pour calculer la masse du Soleil ?

Commençons par la deuxième loi du mouvement de Newton qui dit : la force nette agissant sur Jupiter est égale à sa masse (fois) sa célébration, ou : .

La force nette est une force gravitationnelle que le Soleil exerce sur Jupiter. L'amplitude de cette force est égale à la constante gravitationnelle universelle (fois) la masse de Jupiter (fois) la masse du Soleil (divisée par) le carré du rayon de l'orbite de Jupiter, ou :

Jupiter’ orbite circulaire uniforme autour du soleil & copyYoutube

Nous substituons donc la force gravitationnelle et l'accélération de Jupiter dans le deuxième minimum, nous obtenons la formule suivante :

Si on veut connaître la masse du Soleil, on réarrange la formule … on obtient : . Maintenant, lorsque nous substituons la vitesse et le rayon de l'orbite de Jupiter, nous pouvons compléter nos calculs de la masse du Soleil = kg.

Alors, que signifie vraiment ce nombre ? Le Soleil est 1000 fois la masse de Jupiter et trois cent mille fois la masse de la Terre vraiment énorme.


Je réponds à la question selon votre approbation du commentaire de winwaed :

Ou voulez-vous dire quand on s'est rendu compte qu'il s'agissait d'objets physiques avec des orbites képlériennes ?

J'ai regardé un tas de sources, et elles semblent indiquer que l'honneur de découvrir que les comètes sont des corps célestes revient à Tycho Brahe, Isaac Newton et Edmund Halley.

Pendant des siècles, les scientifiques ont pensé que les comètes voyageaient dans l'atmosphère terrestre, mais en 1577, des observations faites par l'astronome danois Tycho Brahe ont révélé qu'elles voyageaient en fait bien au-delà de la lune.

C'est Isaac Newton qui a développé cela pour étudier leurs orbites :

Isaac Newton a découvert plus tard que les comètes se déplacent sur des orbites elliptiques et ovales autour du Soleil, et a correctement prédit qu'elles pourraient revenir encore et encore.

L'Encyclopedia Britannica raconte une histoire légèrement différente (mais avec la même conclusion). Apparemment, Aristote a d'abord théorisé sur les comètes, affirmant qu'elles n'étaient que d'étranges phénomènes atmosphériques. Certains ne sont pas d'accord - notamment le philosophe Sénèque, qui pourrait prétendre être la première personne à identifier les comètes comme des corps célestes - mais, bien sûr, Aristote a prévalu. Mais Brahe est venu à la rescousse :

Enfin, au XVIe siècle, le noble danois Tycho Brahe a établi la preuve critique que les comètes sont des corps célestes. Il a comparé l'absence de parallaxe diurne de la comète de 1577 avec la parallaxe bien connue de la Lune (la parallaxe diurne est le changement apparent de position dans le ciel par rapport aux étoiles lointaines dû à la rotation de la Terre). Tycho en a déduit que la comète était au moins quatre fois plus éloignée que la Lune, établissant pour la première fois que les comètes étaient des corps célestes.

Allez à la page suivante de l'article de l'Encyclopedia Britannica, et vous constaterez que Newton et Halley ont fait un travail important sur les orbites des comètes.

Cette page laisse complètement de côté Brahe (!) Et attribue à Newton et Halley la domination du domaine de l'étude des comètes :

Le véritable progrès suivant consistait à montrer que les comètes obéissaient aux mêmes lois naturelles que les autres corps célestes, et cela devait attendre que quelqu'un - Sir Isaac Newton - détermine quelles étaient ces lois. Sir Edmund Halley, un ami proche de Newton, a apprivoisé le mystère des comètes et a brisé la barrière de la prédiction. La théorie populaire récente de Kepler était que les comètes se déplacent en ligne droite. Cela semblait tenir compte de la façon dont les queues des comètes changeaient d'orientation pour pointer vers le soleil lorsqu'elles se déplaçaient. Mais la découverte de Newton selon laquelle les corps célestes se déplaçaient sur des orbites fermées et liées gravitationnellement a séduit Halley.

Halley a fait des calculs très difficiles et a découvert qu'une comète avec une orbite elliptique et une période de 76 ans pouvait expliquer en détail les observations de 1607, 1531 et 1456.

Alors peut-être que vous pouvez attribuer cela à Brahe, Newton et Halley.

Soit dit en passant, cette page est exemplaire, mais elle répète une grande partie des informations énoncées ci-dessus. Cela dit, c'est une source assez fiable.


Solutions de manuels scientifiques supplémentaires

Une introduction aux sciences physiques

Physique pour les scientifiques et les ingénieurs, mise à jour technologique (aucun code d'accès inclus)

Horizons : Explorer l'univers (Liste des cours MindTap)

Physique pour les scientifiques et les ingénieurs

Biologie humaine (Liste des cours MindTap)

Biologie: L'unité et la diversité de la vie (Liste des cours MindTap)

Comprendre la nutrition (liste des cours MindTap)

Chimie : une approche des atomes d'abord

Anatomie cardiopulmonaire et physiologie

Chimie et réactivité chimique

Sciences de l'environnement (Liste des cours MindTap)

La chimie d'aujourd'hui : chimie générale, organique et biochimie

Nutrition: Concepts and Controversies - Livre autonome (Liste des cours MindTap)


Besoin d'aide pour les calculs/conversion d'un objet céleste - Astronomie

PHY115 : session 1

Altitude de transit

Quand une étoile est-elle la plus haute dans le ciel ? En regardant le diagramme de droite, il est clair qu'une étoile atteint son point culminant dans le ciel lorsqu'elle traverse le méridien de l'observateur, la ligne qui passe par le zénith et le point sud à l'horizon.

Comme nous l'avons vu précédemment, pour les étoiles qui se lèvent et se couchent, on dit que l'étoile transit lorsqu'il franchit cette ligne. Ainsi, le point le plus élevé qu'une étoile atteint dans le ciel est connu sous le nom d'altitude de transit. Le diagramme ci-dessous montre comment calculer l'altitude de transit pour une étoile de déclinaison &delta, pour un observateur à la latitude &Phi.

Comme indiqué ici, le pôle nord céleste se trouve à une altitude de &Phi au-dessus de l'horizon, et l'équateur céleste est à 90°. À son point culminant, l'équateur céleste atteint une altitude de 90-&Phi, comme indiqué ci-dessus. La déclinaison de l'étoile est mesurée à partir de l'équateur céleste, et donc l'altitude de transit de notre étoile est donnée par 90-&Phi+&delta. L'étoile sera plein sud lors de son transit. Qu'en est-il d'une étoile dans la direction donnée par la flèche rouge ? Pour cette étoile, la formule 90-&Phi+&delta donne une altitude de plus de 90°, mais comme nous l'avons vu, l'altitude varie de 0° à 90°. Au lieu de cela, nous devons utiliser la formule 180-(90-&Phi+&delta), comme indiqué dans le diagramme ci-dessous. Cette étoile sera plein nord lors de son passage.

L'animation ci-dessous vous permet d'explorer l'altitude de transit des étoiles de n'importe où sur la surface de la Terre. Elle peut également vous aider à visualiser comment les diagrammes d'horizon ci-dessus sont obtenus. Cliquez sur les marches à tour de rôle pour dessiner les pôles célestes, l'équateur et la position de l'étoile. Faites glisser la sphère céleste pour obtenir une vue en 3D, ou cliquez sur « vue latérale » pour voir comment la sphère céleste en 3D se rapporte aux diagrammes d'horizon ci-dessus.


Système de guidage automatisé

Les systèmes de guidage sont devenus une norme courante dans ce domaine particulier, car les méthodes médiévales de localisation et d'équilibrage conformément à l'étoile polaire Polaris ont perdu leur crédibilité. Les suiveurs d'étoiles et les montures équatoriales fonctionnent de deux manières afin de guider la caméra à travers les chaînes de plusieurs cieux et de la laisser capturer l'univers majestueux au-dessus et au-delà.

Un système de suivi dans les suiveurs d'étoiles utilise le moteur d'ascension droite et de déclinaison pour aligner l'axe de la monture sur l'axe céleste. Au contraire, un système de guidage est complètement automatisé car il verrouille une étoile dans le ciel en tant qu'étoile guide et signale la monture en fonction du mouvement de son étoile guide, qui dans le cas de l'hémisphère nord est la Polaris.

La précision du système de guidage est bien supérieure à celle de la méthode de suivi, mais la rentabilité contrebalance complètement les avantages du système de guidage.


Réponses et réponses

Il existe un certain nombre de façons différentes applicables à différentes distances. Wikipédia en a une bonne ventilation ici :
http://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_distance_ladder

Peut-être que vous pouvez regarder cela et revenir si quelque chose a besoin d'être clarifié.

Les tailles d'étoiles individuelles sont rarement mesurées directement, et la différence est déduite des modèles d'évolution stellaire.

Eh bien, c'est en fait très utile! Merci!

Je ne suis même pas près de le comprendre en détail, mais au moins certaines des idées de base me sont restées à l'esprit. Je vais devoir creuser avec plus d'attention et voir les articles connexes pour essayer de compléter le puzzle.
Bien sûr, je voudrais des éclaircissements sur beaucoup de choses que je ne comprends pas. Mais je vais prendre mon temps pour lire un peu plus et revenir avec des questions solides.

Pour le moment, il y a quelque chose qui m'intrigue. Quand ils se réfèrent à la "Parallaxe", il y a une comparaison de la position du corps avec ce qu'ils appellent un arrière-plan plus éloigné. Dans un article connexe, il désigne un objet (étoile) à une distance connue.

Je me demande s'il existe réellement des corps célestes qui peuvent être utilisés comme point de référence, et dans de tels cas, comment pouvons-nous connaître les distances réelles de ces objets ? Pour ce que je comprends jusqu'à présent, la plupart des techniques reposent sur la comparaison avec d'autres corps. Donc, si le premier point de référence n'est pas correct, toutes les autres mesures prises par rapport à cela seraient également fausses.

La lune est-elle un point de comparaison approprié, par exemple ? J'ai du mal à imaginer utiliser la lune comme référence puisqu'elle n'est jamais au même endroit par rapport au fond (?). Je veux dire, il se retrouve périodiquement au même endroit par rapport à la terre, mais à ce moment-là, la terre s'est éloignée. Aussi, comme les distances de mouvement apparent dans le ciel qu'il s'agit de mesurer sont extrêmement courtes, donc utiliser la Lune semble tout de suite assez imprécis (du moins pour moi, hehe)

Oui, je pense aussi avoir de très bonnes réponses. Je vous remercie tous pour cela. Maintenant, il s'agit de creuser profondément dans l'article de Wikipédia et je pense que la plupart de mes doutes initiaux pourraient être levés.

En fait, concernant cette distinction entre les objets brillants et distants par rapport aux objets moins brillants et proches, je pense que l'utilisation de la "Parallaxe" pourrait être très utile. Plus l'objet est éloigné, plus la « Parallaxe » est petite (je continue à mettre ce mot entre guillemets car je ne sais pas si c'est exactement considéré comme une technique particulière plutôt qu'un simple effet visuel). Et comme cela pourrait être assez évident pour la plupart d'entre vous, je n'avais jamais pensé à cette idée simple.

Moi-même, en tant qu'astronome très -très très- amateur (avec juste un couple de jumelles d'astronomie 20x80) j'oserais comparer deux objets de même luminosité apparente (même luminosité apparente selon moi, en tout cas) et essayer de comparer leur « Parallaxe ” pour en quelque sorte mettre à l'échelle la relation entre leur distance et leur luminosité. Pour cela bien sûr il faudra que je vienne d'abord avec une bonne idée d'un point de comparaison… mais un pas à la fois hehe…

Malheureusement, il est peu probable que vous mesuriez jamais une parallaxe stellaire. L'effet est si petit que même pour les grands télescopes au sol, il est submergé par le flou atmosphérique. La parallaxe de l'étoile la plus proche est inférieure à 1 seconde d'arc.
En règle générale, les effets atmosphériques limitent la résolution à environ cela. Ce qui est, en règle générale, la résolution d'un télescope de 13 cm de diamètre. Même si vous construisez de plus grands télescopes, l'image que vous voyez sera limitée dans sa résolution à environ 1 seconde d'arc. Vous avez besoin d'un ciel vraiment très clair et/ou d'une optique spéciale pour descendre en dessous. Le ciel clair est la principale raison de la construction d'observatoires à haute altitude, et pourquoi le télescope Hubble est un si bon outil.

Jetez un œil à ces pages :
http://www.astronomynotes.com/telescop/s7.htm
http://www.astronomynotes.com/telescop/s11.htm
There's some good, comprehensive and amateur-oriented treatment of the subject in there. The first page talks about resolution, the second about the issues with atmosphere (called "seeing").
The whole site is a great resource, by the way.

However, you could try using parallax to find distances to some landmarks here on Earth. That's pretty much what triangulation is all about.

Finding the central position can be done with a precision much better than the width of the spot in the camera, but it still needs some clever methods to be visible.

You can see a parallax-like effect at the outer planets: if they are roughly in opposition to the sun, their apparent motion against the stars is dominated by the motion of earth.

ping tonyxon22 - The fundamentals of parallax and triangulation do not require Hubble. Once you have established a "ruler" divided into say centimeters, there is no limit to how many centimeters can be stacked to measure distances in meters, kilometers, etc.
Take a look at how accurate such measurements could be even in 200BC.

You can experience parallax yourself. Pick an object a few feet away from you, close one eye, and point at the object. While continuing to point at the object, open the closed eye and shut the other eye. You will see that you are no longer pointing at the object. Parallax is the difference in the apparent position of an object viewed along two different lines of sight.

When using parallax to determine the distance of stars, you measure the star's location in relationship with the other background stars, then wait six months until the Earth is as far from its original position as possible, and then make similar measurements of the star's location again. The difference between the first observation and the second observation determines the parallax. For example, the binary Alpha Centauri system 4.37 light years away has a parallax of 0.7471 ± 0.00012 arcseconds.

Parallax is the most accurate means of measuring the distance to a star. However, because the distance between stars is so vast, parallax is only useful for measuring distances of less than 1,000 light years.

If a star is more than 1,000 light years away, other methods for determining distances are used. Such as Cepheid Variable stars which pulsate at regular intervals. It turns out that there is a relationship between the rate at which a Cepheid Variable star pulsates and the star's absolute magnitude. Once the absolute magnitude of a star has been determined, it is a simple matter of measuring the apparent magnitude of the star and then determining its distance. Using Cepheid Variable stars in this manner the distance of up to almost 3 million light years can be measured.

However, it should be noted that there are many different types of Cepheid Variable stars and they have to be absolutely certain they know which type of Cepheid Variable they are measuring. Furthermore, the distance being measured is to the Cepheid Variable star, not the object whose distance they are actually trying to measure.

3 million light years there are only two ways to measure cosmological distances: Type Ia Supernovae, and Red Shift.

A Type Ia supernovae is the result of a white dwarf in close enough proximity to its companion star that there is a transfer of mass from the companion star to the white dwarf. When the mass of the white dwarf exceeds the Chandrasekhar limit (

2.765 × 10 30 kg), it explodes in a supernovae. Since mass is known, the absolute magnitude of the supernovae can be determined (Mv = −19.3).

Again, there is a caveat. It was recently determined (February 2013) that there is a new type of supernovae, a Type Iax. These new supernovae are exactly the same as Type Ia supernovae, except that they explode before reaching the Chandrasekhar limit, and therefore the absolute magnitude is much less than a Type Ia supernovae. It is estimated that between 18% and 48% of all Type Ia supernovae observations made before February 2013 were misclassified and should actually be Type Iax supernovae. Which means that the distance to the supernovae is actually much closer than was originally thought.

The least accurate means of determining distance is by using Red Shift. Think of the Doppler Effect, but instead of pertaining to sound it pertains to light. The further away an object is, the faster it is traveling away from us, and that shifts the light we receive from the object toward the infrared end of the electromagnetic spectrum. If a light-emitting object is moving rapidly toward us, then the light we receive from the object will be shifted toward the ultraviolet end of the spectrum, or Blue Shifted.

Gravitational lensing can significantly effect the light being emitted by a distant galaxy, making it appear closer, or further away, than it is in reality. Furthermore, there is no way to accurately determine the absolute magnitude of an object by using red shift alone.


How Astrolabes Work

If you were born before, say, 1960 and pursued any sort of technical education, you undoubtedly made use of one of history's most ubiquitous computers -- the slide rule. I for one (born in 1964) never used the tool, but I remember my father's with great clarity. It lay in the top drawer of his desk, next to protractors, compasses, drafting triangles and the Texas Instruments LED calculator that would eventually render it obsolete. I played with it often, fascinated by how something could be so simple and so complex all at the same time.

Back in 1360, a child might have had a similar experience with another type of analog computer. He or she would have been trained how to use it and, very likely, how to make one from scratch, out of wood or bronze. The device was known as an astrolabe, which took its name, ultimately, from the Greek astrolabos, or "star-taking." It was used primarily to make astronomical measurements, typically of the altitudes of celestial bodies, but astute philosophers, astrologers and sailors devised hundreds of uses for the instrument. The astrolabe was, without a doubt, the slide rule of the Middle Ages.

Today, although computers and other technologies have replaced them in practical astronomical and maritime applications, astrolabes continue to fascinate technophiles, science historians and amateur sky watchers. Many educators use the tool in their classrooms to teach about the celestial sphere and how to plot and predict a variety of astronomical phenomena, including sunrises/sunsets, moonrises/moonsets, star transits, retrograde motions and much more. Even people who can't tell a comet from a cupid appreciate astrolabes for their exquisite craftsmanship and beauty, and it's not unusual for art collectors and antique dealers to pay thousands of dollars for a fine specimen dating back to the 18th century or earlier.

So what exactly is this thing that compelled Geoffrey Chaucer to write about its structure and function in a 14th century treatise and then, nearly 620 years later, inspired Autodesk Fellow and software engineer Tom Wujec to demo a working replica for TEDGlobal? On the next few pages, we'll explore both the art and science -- as well as the rise and fall -- of the astrolabe. We'll consider all of its bits and pieces, and then, because an astrolabe is meant to decode the sky, we'll work through a couple of real-life astronomy exercises. But don't worry. You'll have plenty of background before you trek outside and crane your neck to see the stars.

The Cosmic Ecliptic: History of the Astrolabe

Long before clocks and calendars, humans turned to the heavens to measure time and orient themselves on the planet. Ancient people observed cycles related to the motions of Earth, the sun and the moon and used these cycles to determine the length of days, months and years. They also watched the stars with great interest, arranging them into pictures -- constellations -- as a way to bring order to the mad chaos of the night sky.

Another organizing convention was the "celestial sphere," an imaginary globe thought to surround Earth. Like a traditional globe, the celestial sphere possessed north and south poles, an equator and coordinates similar to latitude and longitude. To an observer on Earth's surface, stars existed as fixed points of light on the inside of the sphere. The sun, moon and planets weren't fixed to the sphere, but moved around on a circular path known as the écliptique.

Now imagine that you wanted to take the three-dimensional celestial sphere and project it onto a flat, two-dimensional surface. This was the fundamental problem that confronted scholars like Hipparchus, who was born in Nicaea in 180 B.C. Hipparchus kept meticulous records of 850 stars, an activity that led to the discovery of précession (wobbling of Earth on its axis) and to a unique way of describing a star's position. The Greek astronomer was able to construct a map by imagining a perpendicular line connecting each star to a point on a plane corresponding to the plane of the Earth's equator. The map, which preserved the angular relationships among the stars, may have been the first example of stereographic projection.

Claudius Ptolemy drew heavily from Hipparchus as he prepared his magnum opus, the "Almagest," and other books. In "Planisphaerium," published in 150 A.D., Ptolemy provides a complete description, almost certainly based on ideas from Hipparchus, of the mathematical techniques required to project points on the celestial sphere. The book seemed to be a handbook to construct a working instrument, but no evidence exists suggesting he actually built an astrolabe. He did, however, design and build the armillary sphere, a complex predecessor of the astrolabe

The first authoritative account of what would become the modern, much-easier-to-use astrolabe came from Theon of Alexandria in 390 A.D. OK, so Theon didn't actually build an astrolabe, but historians think he did provide a full blueprint.

When Islamic astronomers picked up Theon's treatise on astrolabes, they saw their value immediately. They began making and using the instruments -- and composing their own manuals. The first astrolabe guides written in Arabic appeared in the eighth century. By the 11th century, the devices began appearing in Muslim Spain. From there, it was hop, skip and a jump into Christian Europe, where astrolabes helped astronomers -- and even gifted poets like Chaucer -- bring order and stability to the night sky. They were an indispensable tool throughout the Middle Ages, until they became supplanted by newer, more specialized technologies, such as telescopes, sextants and pendulum clocks.

Zip back to the ancient world and you'd encounter two basic types of astrolabes. The first type, known as a planispheric astrolabe, helped astronomers calculate the positions of celestial objects. All early astrolabes were of the planispheric sort until seafaring folks saw how useful the instruments could be.

By about the 15th century, maritime astrolabes began appearing. They were like hacked versions of their planispheric cousins, used primarily to determine the altitude of the sun or a star, which could then be used to determine latitude. They came with two basic parts -- a graduated circle and an alidade, a sighting device or pointer used to measure angles. Planispheric astrolabes were a bit more complicated. They were also more idiosyncratic because their operation depended on the user's latitude.


Voir la vidéo: Energiatehokkuus hankinnoissa -webinaari: Sosiaali- ja terveysala (Décembre 2022).