Astronomie

Pourquoi les objets sont uniquement définis par leur ascension et déclinaison droites ?

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Je viens de commencer à étudier l'astronomie.

J'ai compris comment je mesurerais l'ascension droite et la déclinaison : pour la première, je tracerais un cercle horaire jusqu'à l'équateur céleste, puis je calculerais l'angle à partir de ce point et de l'équinoxe de printemps ; tandis que le second est l'angle sous-tendu par l'objet et l'intersection du cercle horaire avec l'équateur céleste.

Donc, pendant la nuit, les étoiles changeront leur valeur d'Ascension Droite ? Cela signifie-t-il que ce système de coordonnées n'est pas fixe par rapport aux étoiles ?

Si oui, pourquoi les gens stockent le RA/Dec pour trouver des objets ? Par exemple, je connais le RA/Dec de la galaxie NGC 5585 ( http://en.wikipedia.org/wiki/NGC_5585 ), mais comment puis-je utiliser cette information, si le RA change pendant la nuit ?


Les étoiles ne changent pas leurs valeurs d'ascension droite ou de déclinaison lorsque la Terre tourne.

La position des étoiles dans le ciel nocturne (appelée azimut et élévation) volonté changer, mais c'est parce que les lignes d'ascension droite bougent aussi.

Cependant, l'ascension droite et la déclinaison ne définissent pas uniquement un objet. Au fil du temps, les étoiles se déplacent par rapport au soleil (appelé "mouvement propre"), et la direction du pôle nord de la Terre (pointant actuellement près de Polaris, l'étoile polaire) change également (appelée "précession").


Le système de coordonnées que vous utilisez n'est pas réellement le système de coordonnées équatorial qui est exprimé en ascension droite et en déclinaison, mais le système de coordonnées qui utilise l'angle horaire et la déclinaison. Ce système n'est pas figé par rapport aux astres (ou à l'équinoxe de printemps). L'angle horaire est l'angle entre l'intersection de l'équateur céleste et votre méridien local (la ligne du sud au zénith). Il peut être calculé par : $$H = Theta - alpha$$ où $Theta$ est le temps sidéral local et $alpha$ est l'ascension droite. La déclinaison est la même dans les deux systèmes.


Pourquoi les objets sont uniquement définis par leur ascension et déclinaison droites ? - Astronomie

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

  • Décrire comment la latitude et la longitude sont utilisées pour cartographier la Terre
  • Expliquez comment l'ascension droite et la déclinaison sont utilisées pour cartographier le ciel

Afin de créer une carte précise, un cartographe a besoin d'un moyen d'identifier de manière unique et simple l'emplacement de toutes les principales caractéristiques de la carte, telles que les villes ou les sites naturels. De même, les cartographes astronomiques ont besoin d'un moyen d'identifier de manière unique et simple l'emplacement des étoiles, des galaxies et d'autres objets célestes. Sur les cartes de la Terre, nous divisons la surface de la Terre en une grille, et chaque emplacement sur cette grille peut facilement être trouvé en utilisant son latitude et longitude coordonner. Les astronomes ont un système similaire pour les objets dans le ciel. Apprendre à ce sujet peut nous aider à comprendre le mouvement apparent des objets dans le ciel à partir de divers endroits sur Terre.


Pourquoi les objets sont uniquement définis par leur ascension et déclinaison droites ? - Astronomie

Veuillez expliquer RA & Dec en utilisant l'exemple Persius RA 3h 5m 38s Dec 48 50 2 ". Je crois comprendre que le Ra est mesuré en heures, min & secondes. Le Dec est mesuré en degrés mais est le 50 & 2 mesuré en Ft. & pouces & qu'est-ce que cela signifie ? Veuillez m'expliquer tout cela afin que je puisse mieux l'expliquer à mon fils. Merci pour votre aide.

RA (ascension droite) et DEC (déclinaison) sont au ciel ce que la longitude et la latitude sont à la surface de la Terre. RA correspond à la direction est/ouest (comme la longitude), tandis que Dec mesure les directions nord/sud, comme la latitude.

L'AR se mesure en effet en heures, minutes et secondes. En effet, lorsque la Terre tourne, nous voyons différentes parties du ciel tout au long de la nuit. Cela signifie que si un objet à, disons 3h 5m 38s, est au-dessus maintenant, dans une heure à partir de maintenant, un objet à 4h 5m 38s sera au-dessus, et ainsi de suite. 0 heure d'ascension droite est par convention l'ascension droite du soleil à l'équinoxe de printemps, le 21 mars. Votre objet est donc à 3h 5m 38s à l'est de l'équinoxe de printemps.

La déclinaison est mesurée en degrés, minutes d'arc et secondes d'arc. Il y a 60 arcmin dans un degré et 60 arcsec dans un arcmin. Les symboles pour arcmin et arcsec sont les mêmes que pour les pieds et les pouces. (Bien que parfois nous dessinions un petit arc au-dessus des signes ' et " pour les distinguer des signes des pieds et des pouces.) Votre objet est donc à 48 degrés, 50 minutes d'arc et 2 secondes d'arc au nord de l'équateur céleste, qui est l'origine de le système de déclinaison à exactement 0 degrés. L'équateur céleste est la partie du ciel qui est directement au-dessus de l'équateur de la Terre. L'étoile du nord est à environ +90 degrés, tandis que le pôle sud serait à -90 degrés, tout comme latitude sur Terre.

La déclinaison vous indique à quelle hauteur votre objet finira par s'élever. Ainsi, votre objet à +48 degrés de déclinaison passerait directement au-dessus d'un point de la Terre à 48 degrés de latitude nord chaque nuit. Si vous vous teniez à, disons, 38 degrés de latitude nord, l'objet atteindrait sa plus grande élévation (hauteur) 48-38 = 10 degrés nord sur le ciel depuis le ciel.

Cette page a été mise à jour le 28 juin 2015.

A propos de l'auteur

Amélie Saintonge

Amélie travaille sur des moyens de détecter les signaux des galaxies à partir de cartes radio.


Pourquoi les objets sont uniquement définis par leur ascension et déclinaison droites ? - Astronomie

Veuillez expliquer RA & Dec en utilisant l'exemple Persius RA 3h 5m 38s Dec 48 50 2 ". Je crois comprendre que le Ra est mesuré en heures, min & secondes. Le Dec est mesuré en degrés mais est le 50 & 2 mesuré en Ft. & pouces & qu'est-ce que cela signifie ? Veuillez m'expliquer tout cela afin que je puisse mieux l'expliquer à mon fils. Merci pour votre aide.

RA (ascension droite) et DEC (déclinaison) sont au ciel ce que la longitude et la latitude sont à la surface de la Terre. RA correspond à la direction est/ouest (comme la longitude), tandis que Dec mesure les directions nord/sud, comme la latitude.

L'AR se mesure en effet en heures, minutes et secondes. En effet, lorsque la Terre tourne, nous voyons différentes parties du ciel tout au long de la nuit. Cela signifie que si un objet à, disons 3h 5m 38s, est au-dessus maintenant, dans une heure à partir de maintenant, un objet à 4h 5m 38s sera au-dessus, et ainsi de suite. 0 heure d'ascension droite est par convention l'ascension droite du soleil à l'équinoxe de printemps, le 21 mars. Votre objet est donc à 3h 5m 38s à l'est de l'équinoxe de printemps.

La déclinaison est mesurée en degrés, minutes d'arc et secondes d'arc. Il y a 60 arcmin dans un degré et 60 arcsec dans un arcmin. Les symboles pour arcmin et arcsec sont les mêmes que pour les pieds et les pouces. (Bien que parfois nous dessinions un petit arc au-dessus des signes ' et " pour les distinguer des signes des pieds et des pouces.) Votre objet est donc à 48 degrés, 50 minutes d'arc et 2 secondes d'arc au nord de l'équateur céleste, qui est l'origine de le système de déclinaison à exactement 0 degrés. L'équateur céleste est la partie du ciel qui est directement au-dessus de l'équateur de la Terre. L'étoile du nord est à environ +90 degrés, tandis que le pôle sud serait à -90 degrés, tout comme latitude sur Terre.

La déclinaison vous indique à quelle hauteur votre objet finira par s'élever. Ainsi, votre objet à +48 degrés de déclinaison passerait directement au-dessus d'un point de la Terre à 48 degrés de latitude nord chaque nuit. Si vous vous teniez à, disons, 38 degrés de latitude nord, l'objet atteindrait sa plus grande élévation (hauteur) 48-38 = 10 degrés nord sur le ciel depuis le ciel.

Cette page a été mise à jour le 28 juin 2015.

A propos de l'auteur

Amélie Saintonge

Amélie travaille sur des moyens de détecter les signaux des galaxies à partir de cartes radio.


Redshifts

Le décalage vers le rouge est une mesure de la vitesse à laquelle un objet céleste se déplace par rapport à nous. Si vous vous êtes déjà tenu au bord de la route au passage d'une voiture, vous avez une idée de ce qu'est le redshift. Au fur et à mesure que la voiture se déplace vers vous, le pas de son moteur sonne plus haut que celui d'une voiture à l'arrêt. Lorsque la voiture s'éloigne de vous, le pas du moteur est inférieur à celui du moteur d'une voiture à l'arrêt. La raison de ce changement est l'effet Doppler, du nom de son découvreur, le physicien autrichien Christian Doppler. Lorsque la voiture se déplace vers vous, les ondes sonores qui véhiculent le son de son moteur sont compressées. Lorsque la voiture s'éloigne de vous, ces ondes sonores sont étirées.

Le même effet se produit avec les ondes lumineuses. Si un objet se déplace vers nous, les ondes lumineuses qu'il émet seront compressées - la longueur d'onde sera plus courte, donc la lumière deviendra plus bleue. Si un objet s'éloigne de nous, ses ondes lumineuses seront étirées et deviendront plus rouges. Le degré de "redshift" ou de "blueshift" est directement lié à la vitesse de l'objet dans la direction que nous regardons. L'animation ci-dessous montre schématiquement à quoi pourraient ressembler un redshift et un blueshift, en utilisant à nouveau une voiture comme exemple. Les vitesses des voitures sont bien trop faibles pour que nous puissions remarquer un changement de vitesse vers le rouge ou vers le bleu. Mais les galaxies se déplacent suffisamment vite par rapport à nous pour que nous puissions voir un changement notable.

Cliquez sur l'animation pour jouer

Les astronomes peuvent mesurer exactement le décalage vers le rouge ou le bleu d'une galaxie en examinant son spectre. Un spectre (le pluriel est "spectres") mesure la quantité de lumière qu'un objet émet en fonction de la longueur d'onde. Les spectres des étoiles et des galaxies montrent presque toujours une série de raies discrètes qui se forment lorsque certains atomes ou molécules émettent ou absorbent de la lumière. Ces "raies d'émission et d'absorption spectrales" apparaissent toujours aux mêmes longueurs d'onde, elles constituent donc un marqueur pratique pour le décalage vers le rouge ou vers le bleu. Si les astronomes regardaient une galaxie et voyaient une ligne à une longueur d'onde plus longue qu'elle ne le serait sur Terre, ils sauraient que la galaxie est décalée vers le rouge et s'éloigne de nous. S'ils voyaient les mêmes raies à des longueurs d'onde plus courtes, ils sauraient que la galaxie a subi un décalage vers le bleu et se dirige vers nous.

À la fin de l'enquête, le SDSS aura examiné les spectres de plus d'un million de galaxies. Chaque spectre passe par un programme informatique qui détermine automatiquement le redshift. Le programme génère une image comme celle ci-dessous, avec des lignes spectrales marquées. Le nombre "z" en bas de l'image montre le décalage vers le rouge. Un z positif indique un décalage vers le rouge et un z négatif indique un décalage vers le bleu.

Cliquez sur l'image pour la voir en taille réelle

Les spectres des galaxies sont stockés dans la base de données spectroscopique du SDSS. Ils sont organisés en plaques et fibres, correspondant à la plaque et à la fibre utilisées par le spectromètre SDSS pour les collecter.

Exercice 2 : Trouvez des décalages vers le rouge pour les galaxies que vous avez utilisées dans l'exercice 1. Revenez à l'Explorateur d'objets en utilisant les liens ci-dessous ou en cliquant sur "Afficher les notes" et en cliquant sur chaque galaxie dans votre bloc-notes SkyServer. Faites défiler la fenêtre principale jusqu'à ce que vous voyiez le spectre de la galaxie. Juste au-dessus du spectre, vous verrez une entrée de données pour "z". Ce n'est PAS la magnitude z de l'exercice 1 - c'est le décalage vers le rouge de la galaxie. Notez la valeur du décalage vers le rouge (z) pour chaque galaxie. Enregistrez vos données dans le même classeur que vous avez utilisé pour l'exercice 1.


Sphère céleste : les mouvements apparents du soleil, de la lune, des planètes et des étoiles

Le céleste sphère est une projection imaginaire du Soleil, Lune, planètes, étoiles et tous les corps astronomiques sur une sphère imaginaire entourant Terre. La sphère céleste est un vestige utile de cartographie et de suivi de la théorie géocentrique des anciens astronomes grecs.

Bien qu'à l'origine développée dans le cadre du concept grec ancien d'un univers centré sur la Terre (c'est-à-dire un modèle géocentrique de l'Univers), la sphère céleste hypothétique fournit un outil important aux astronomes pour déterminer l'emplacement et tracer les mouvements des objets célestes. La sphère céleste décrit un prolongement des lignes de Latitude et longitude, et le tracé de tous les objets célestes visibles sur une sphère hypothétique entourant la terre.

Les anciens astronomes grecs imaginaient en fait des sphères cristallines concentriques, centrées autour de la Terre, sur lesquelles le Soleil, la Lune, les planètes et les étoiles se déplaçaient. Bien que des modèles héliocentriques (centrés sur le soleil) de l'univers aient également été proposés par les Grecs, ils ont été ignorés comme "contre-intuitifs" aux mouvements apparents des corps célestes dans le ciel.

Au début du XVIe siècle, l'astronome polonais Nicolaus Copernicus (1473&ndash1543) a réaffirmé la théorie héliocentrique abandonné par les Grecs de l'Antiquité. Bien qu'à l'origine d'une révolution dans astronomie, le système de Copernic était profondément défectueux par le fait que le Soleil n'est certainement pas le centre de l'Univers, et Copernic a insisté sur le fait que les orbites planétaires étaient circulaires. Même ainsi, le modèle héliocentrique développé par Copernic correspond mieux aux données observées que le concept grec ancien. Par exemple, le "retour en arrière" périodique mouvement (mouvement rétrograde) dans le ciel des planètes Mars, Jupiter, et Saturne et l'absence d'un tel mouvement pour Mercure et Vénus s'expliquait plus facilement par le fait que les orbites des anciennes planètes étaient en dehors de celle de la Terre. Ainsi, la Terre les a « dépassés » en faisant le tour du Soleil. Les positions planétaires pourraient également être prédites avec beaucoup plus de précision en utilisant le modèle copernicien.

Les observations précises de l'astronome danois Tycho Brahe (1546&ndash1601) des mouvements à travers la "sphère céleste" ont permis à l'astronome et mathématicien allemand Johannes Kepler (1571&ndash1630) de formuler ses lois du mouvement planétaire qui décrivent correctement les orbites elliptiques des planètes.

La sphère céleste moderne est une extension du système de coordonnées de latitude et de longitude utilisé pour fixer l'emplacement terrestre. Les concepts de latitude et de longitude créent un système de grille pour l'expression unique de n'importe quel endroit sur la surface de la Terre. Latitudes&mdashégalement connu sous le nom de parallèles&mdashmark et mesure distance au nord ou au sud de l'équateur. L'équateur de la Terre est désigné latitude 0°. Les pôles géographiques nord et sud mesurent respectivement 90° nord (N) et 90° sud (S) de l'équateur. le angle de latitude est déterminé comme l'angle entre une avion coupant l'équateur terrestre et l'angle droit (90°) de l'axe polaire. Les longitudes&mdashégalement connues sous le nom de méridiens&mda partagent de grands cercles qui s'étendent vers le nord et le sud et convergent aux pôles géographiques nord et sud.

Sur la sphère céleste, les projections de lignes de latitude et de longitude se transforment en déclinaison et en ascension droite. Une extension directe de l'équateur terrestre à 0° de latitude est l'équateur céleste à 0° de déclinaison. Au lieu de la longitude, l'ascension droite est mesurée en heures. La sphère céleste, est une sphère projetée entourant la Terre. L'angle du pôle nord céleste (NCP) avec l'horizon varie avec la latitude. Le zénith de l'observateur est directement au-dessus. Illustration de K. Lee Lerner avec Argosy. Le groupe Gale. Correspondant à la Terre rotation, l'ascension droite est mesurée à partir de zéro heures à 24 heures autour de la sphère céleste. En conséquence, une heure représente 15 degrés angulaires de voyage autour de la sphère céleste à 360 degrés.

La déclinaison est encore divisée en minutes d'arc et en secondes d'arc. Dans 1° de déclinaison, il y a 60 minutes d'arc (60') et dans une minute d'arc il y a 60 secondes d'arc (60"). Les heures d'ascension droite sont subdivisées en minutes et secondes de temps.

À la surface de la Terre, la désignation de la longitude 0° est arbitraire, la convention internationale, établie depuis l'époque de la supériorité maritime britannique, établit la ligne de longitude 0°&mdashégalement connue sous le nom de méridien principal&mdashas le grand cercle qui passe par le Royal National Observatory de Greenwich, Angleterre (Royaume-Uni). Sur la sphère céleste, l'ascension droite à zéro heure (0 h) est également arbitrairement définie par la convention internationale comme la ligne d'ascension droite où l'écliptique représente le mouvement apparent du Soleil à travers la sphère céleste établie par le plan de la Terre. orbite autour du Soleil&mdashcoupe l'équateur céleste au vernal équinoxe.

Pour n'importe quelle latitude sur la surface de la Terre, la ligne de déclinaison étendue traverse le zénith de l'observateur. Le zénith est le point le plus élevé de la sphère céleste directement au-dessus de l'observateur. Par accord international et usage coutumier, les déclinaisons au nord de l'équateur céleste sont désignées comme déclinaisons positives ( + ) et les déclinaisons au sud de l'équateur céleste sont désignées comme déclinaisons négatives ( & moins ) au sud.

Tout comme chaque point de la Terre peut être exprimé avec un ensemble unique de coordonnées de latitude et de longitude, chaque objet de la sphère céleste peut être spécifié par des coordonnées de déclinaison et d'ascension droite.

L'axe polaire est une ligne imaginaire qui s'étend à travers les pôles géographiques nord et sud. La terre tourne sur son axe lorsqu'elle tourne autour du soleil. L'axe de la Terre est incliné d'environ 23,5 degrés par rapport au plan de l'écliptique (le plan des orbites planétaires autour du Soleil ou la trajectoire apparente du Soleil à travers la sphère céleste imaginaire). L'inclinaison de l'axe polaire est principalement responsable des variations d'éclairement solaire qui se traduisent par les progressions cycliques de la saisons. L'axe polaire établit également l'axe principal autour duquel tourne la sphère céleste. La projection des pôles géographiques de la Terre sur la sphère céleste crée un pôle nord céleste et un pôle sud céleste. Dans l'hémisphère nord, le Star Polaris est actuellement à environ un degré (1°) du pôle nord céleste et donc, à partir de l'hémisphère nord, toutes les étoiles et autres objets célestes semblent tourner autour de Polaris et, selon la latitude d'observation, les étoiles situées près de Polaris (étoiles circumpolaires ) ne peut jamais "définir".

Pour tout observateur, l'angle entre le pôle nord céleste et l'horizon terrestre est égal et varie directement avec la latitude au nord de l'équateur. Par exemple, à 30° de latitude N, un observateur voit Polaris à +30° de déclinaison, au pôle Nord terrestre (90° N), Polaris serait directement au-dessus (au zénith) à +90° de déclinaison.

Le méridien céleste est un imaginaire arc du point nord de l'horizon terrestre en passant par le pôle nord céleste et le zénith qui se termine sur le point sud de l'horizon terrestre.

Quel que soit l'emplacement sur Terre, l'équateur céleste d'un observateur passe par les points est et ouest de l'horizon terrestre. Dans l'hémisphère nord, l'équateur céleste est déplacé vers le sud depuis le zénith (le point situé directement au-dessus de la tête de l'observateur) d'un nombre de degrés égal à la latitude de l'observateur.

La rotation autour de l'axe polaire entraîne un cycle diurne de nuit et de jour et provoque le mouvement apparent du Soleil à travers la sphère céleste imaginaire. La terre tourne autour de l'axe polaire à environ 15 degrés angulaires par heure et effectue une rotation complète en 23,9 heures. Cela correspond à la rotation apparente de la sphère céleste. Parce que la terre tourne vers l'est (d'ouest en est), les objets sur la sphère céleste se déplacent généralement le long de chemins d'est en ouest (c'est-à-dire que le Soleil "se lève" à l'est et "se couche" à l'ouest). Une rotation complète de la sphère céleste comprend un cycle diurne.

Lorsque la Terre tourne sur son axe polaire, elle effectue une révolution orbitale légèrement elliptique autour du Soleil en 365,26 jours. La révolution de la Terre autour du Soleil correspond également aux changements cycliques et saisonniers des étoiles et constellations observables sur la sphère céleste. Bien que les étoiles regroupées en constellations traditionnelles n'aient pas de relation spatiale immédiate les unes avec les autres (c'est-à-dire qu'elles peuvent représenter des milliards de lumière ans d'intervalle) qui ont une relation apparente sous la forme d'un motif bidimensionnel d'étoiles sur la sphère céleste. En conséquence, au sens moderne, les constellations établissent l'emplacement régional des étoiles sur la sphère céleste.

Une année tropicale (c'est-à-dire une année de changement saisonnier cyclique) équivaut à environ 365,24 jours solaires moyens. Pendant ce temps, le Soleil semble voyager complètement autour de la sphère céleste sur l'écliptique et revenir à l'équinoxe vernal. En revanche, une révolution orbitale de la Terre autour du Soleil renvoie le Soleil au même fond d'étoiles et mdashand est mesuré comme une année sidérale. Sur la sphère céleste, un jour sidéral est défini comme le temps qu'il faut à l'équinoxe vernal à partir de la médiane céleste d'un observateur pour tourner avec la sphère céleste et retraverser cette même médiane céleste. Le jour sidéral est dû à la période de rotation de la Terre. En raison de la précession, une année sidérale dure environ 20 minutes et 24 secondes de plus qu'une année tropicale. Bien que l'année sidérale mesure avec plus de précision le temps qu'il faut à la Terre pour orbiter complètement autour du Soleil, l'utilisation de l'année sidérale entraînerait éventuellement de grandes erreurs calendriers en ce qui concerne les changements saisonniers. Pour cette raison, l'année tropicale est la base des systèmes calendaires occidentaux modernes.

Les saisons sont liées aux mouvements apparents du Soleil et des étoiles à travers la sphère céleste. Dans l'hémisphère nord, l'été commence à l'été solstice (environ le 21 juin) lorsque le Soleil atteint sa déclinaison maximale apparente. L'hiver commence au solstice d'hiver (environ le 21 décembre) lorsque le point le plus élevé du Soleil pendant la journée est sa déclinaison quotidienne maximale minimale. Les changements résultent d'un changement d'orientation de l'axe polaire de la Terre par rapport au Soleil, ce qui entraîne un changement dans la déclinaison apparente du Soleil. Les équinoxes de printemps et d'automne sont désignés comme les points où l'équateur céleste coupe l'écliptique.

L'emplacement du lever du soleil sur l'horizon est et du coucher du soleil sur l'horizon ouest varie également entre un maximum le plus au nord au solstice d'été et un maximum au sud au solstice d'hiver. Ce n'est qu'à l'équinoxe de printemps et d'automne que le Soleil se lève en un point plein est ou se couche en un point plein ouest de l'horizon terrestre.

Au cours de l'année, la lune et les planètes semblent se déplacer dans une région restreinte de la sphère céleste appelée le zodiaque. Le zodiaque est une région s'étendant vers l'extérieur à environ 8 degrés de chaque côté de l'écliptique (la trajectoire apparente du Soleil sur la sphère céleste). La sphère céleste moderne est divisée en douze zodiaques traditionnels constellation motifs (correspondant aux signes astrologiques pseudo-scientifiques du zodiaque) à travers lesquels le Soleil semble voyager par des déplacements successifs vers l'est tout au long de l'année.

Pendant la révolution autour du Soleil, l'axe polaire de la Terre présente un parallélisme avec Polaris (également connu sous le nom d'étoile polaire). Bien qu'observant le parallélisme, l'orientation de l'axe polaire de la Terre présente une précession et une oscillation circulaire mdasha exposées par les gyroscopes et mdash qui se traduisent par un cycle de précession de 28 000 ans. Actuellement, l'axe polaire de la Terre pointe approximativement dans la direction de Polaris (l'étoile polaire). En raison de la précession, au cours des 11 00 prochaines années, l'axe de la Terre précédera ou vacillera de sorte qu'il s'orientera vers l'étoile Vega.

La précession provoque un objet coordonnées célestes changer. En conséquence, les coordonnées célestes sont généralement accompagnées d'une date pour laquelle les coordonnées sont valables.

Correspond à rotation de la terre, la sphère céleste tourne de 1° en environ quatre minutes. Pour cette raison, le lever, le coucher du soleil, le lever et le coucher de la lune prennent tous environ deux minutes car le Soleil et la Lune ont la même taille apparente sur la sphère céleste (environ 0,5°). Le Soleil est bien sûr beaucoup plus gros, mais la Lune est beaucoup plus proche. Si mesuré à la même heure de la journée, le Soleil semble être déplacé vers l'est sur le champ d'étoiles de la sphère céleste d'environ 1° par jour. En raison de ce déplacement apparent, les étoiles semblent « se lever » environ quatre minutes plus tôt chaque soir et se coucher quatre minutes plus tard chaque matin. Alternativement, le Soleil semble « se lever » quatre minutes plus tôt chaque jour et « se coucher » quatre minutes plus tôt chaque jour. Un changement d'environ quatre minutes par jour correspond à un cycle de 24 heures d'heures de « montée » et de « prise » qui constituent un cycle annuel.

En revanche, si elle est mesurée à la même heure chaque jour, la Lune semble être déplacée d'environ 13 degrés vers l'est sur la sphère céleste par jour et donc "se lève" et "se couche" presque une heure plus tôt chaque jour.

Parce que la Terre tourne autour du Soleil, le déplacement de la Terre le long de sa trajectoire orbitale entraîne le temps qu'il faut pour terminer un cycle de phases lunaires et le mois synodique mdasha et mdashand ramènent le Soleil, la Terre et la Lune au même alignement de départ est légèrement plus long que le mois sidéral. Le mois synodique est d'environ 29,5 jours.


Comment trouvons-nous des choses dans la noirceur de l'espace ?

À l'ère des téléphones intelligents avec GPS et Google Maps, vous connaissez probablement déjà le système de coordonnées géographiques couramment utilisé pour décrire les emplacements sur la surface sphérique de la Terre. Ce système est basé sur la latitude, la distance au nord ou au sud de l'équateur terrestre, et la longitude, qui est la distance à l'est ou à l'ouest du premier méridien, une ligne imaginaire qui va du nord au sud à travers Greenwich, en Angleterre. Les distances sont mesurées en degrés — 90 degrés dans chaque direction pour la latitude et 180 dans chaque direction pour la longitude — et en minutes, secondes et fractions de seconde. (Pour en savoir plus sur le fonctionnement de ce système, consultez ces pages du U.S. Geological Survey et du IBM Knowledge Center.)

GPS sur Terre

Ce système vous permet de trouver des coordonnées pour tout, de l'Empire State Building (40°44'55.4"N 73°59'08.5"W, selon Google Maps) à l'endroit dans le désert où U2 a pris la photo de couverture. pour leur album de 1987 "The Joshua Tree" (36°19'51.00″N, 117°44'42.88″W, selon le blog Desert Road Trippin').

D'accord, donc vous le saviez. Mais voici quelque chose que vous ne saviez probablement pas, à moins que vous ne soyez astronome. Il est également possible de décrire l'emplacement d'un objet céleste dans le ciel nocturne, en utilisant ce qui est essentiellement une extension de coordonnées géographiques pour créer une sphère imaginaire entourant la Terre.

Coordonnées dans le ciel

"Le but est de pouvoir spécifier de manière unique un emplacement dans le ciel. C'est comme la latitude et la longitude sur Terre », explique Rick Fienberg, attaché de presse de l'American Astronomical Society, dans un e-mail. "Si vous dites à quelqu'un de vous rencontrer à Littleton, Colorado, à 39°36'47.9484''N, 105°0'59.9292''W, il saura non seulement dans quelle ville vous vous trouvez, mais aussi à quel coin de rue vous attendez à. Il ne serait pas très utile à quelqu'un d'autre de savoir seulement dans quelle ville vous vous trouvez - vous devez être plus précis si vous avez le moindre espoir d'être trouvé par l'autre personne.

De même, explique-t-il, si un astronome découvre une supernova ou un astéroïde et veut que d'autres l'observent, fournir les coordonnées célestes est un moyen de s'assurer que tout le monde regarde la même chose.

C'est un système qui existe depuis l'Antiquité. "L'idée de coordonnées célestes suppose que le ciel est une sphère qui entoure la Terre. C'est l'idée qui remonte à la première croyance que la Terre était le centre de tout", a déclaré Christopher Palma, professeur et directeur associé des programmes de premier cycle au département d'astronomie et de physique de la Pennsylvania State University, dans un e-mail. . "Même si nous savons maintenant que ce n'est pas vrai, il est toujours vrai que le ciel semble être une sphère qui nous entoure, nous pouvons donc utiliser des coordonnées sphériques pour identifier n'importe quel emplacement dans le ciel."

Déclinaison et Ascension

Cela dit, le système de coordonnées célestes présente quelques différences. Au lieu de la latitude, par exemple, il utilise quelque chose appelé déclinaison pour décrire la distance au nord ou au sud de l'équateur céleste, et au lieu de la longitude, l'ascension droite décrit l'orientation est-ouest.

"Comme tout système de coordonnées, il a besoin d'un point zéro/étalonnage", explique Palma. "Pour les coordonnées célestes, nous projetons l'équateur terrestre sur le ciel, et donc tout comme la latitude mesure les degrés au nord ou au sud de l'équateur terrestre, la déclinaison mesure un angle au nord ou au sud de l'équateur céleste. Ainsi, par exemple, l'étoile Spica, qui est très proéminente dans le ciel austral ce soir depuis la plupart des endroits aux États-Unis, a une déclinaison de -11 degrés 10 minutes, elle se trouve donc en fait au sud de l'équateur céleste.

"Pour la longitude sur la Terre, nous avons arbitrairement attribué Greenwich, en Angleterre, comme méridien principal", dit Palma. « Le premier méridien du système d'ascension droite est appelé « le premier point du Bélier », et il est défini comme la position du soleil dans le ciel lorsqu'il se déplace du sud au nord le long de l'écliptique » - une ligne imaginaire qui dénote le chemin de le Soleil — "and passe par l'équateur céleste. Lorsque le Soleil est à cet endroit, c'est l'équinoxe de printemps (ou de mars) sur Terre. L'ascension droite augmente vers l'est à partir de là. Ainsi, une étoile dans le ciel qui est exactement à mi-chemin du ciel du Soleil à l'équinoxe vernal aurait une ascension droite de 180 degrés.

"Parce que le ciel tourne, cependant, nous n'utilisons pas souvent les degrés pour le mesurer", poursuit Palma. "Au lieu de cela, nous exprimons les angles en heures. Ainsi, 180 degrés équivaut à 12 heures d'ascension droite. La même étoile que j'ai mentionnée ci-dessus, Spica, a une RA de 13 heures 25 minutes. Ce qui peut être interprété comme le point sur le ciel qui est [13h25m* (180 degrés/12 heures)] = 201,25 degrés sur le ciel à l'est de l'emplacement du Soleil à l'équinoxe de printemps.

Navigation céleste pour les marins

Comme l'explique Fienberg, les astronomes ne sont pas les seuls à utiliser des coordonnées célestes. « Quiconque navigue à côté des étoiles les utilise aussi », dit-il. "Même si tous les navires et bateaux modernes ont des systèmes GPS à bord, les marins et autres marins doivent apprendre la navigation céleste au cas où le GPS tomberait en panne. Si vous pouvez voir Polaris, c'est-à-dire l'étoile polaire, vous saurez dans quelle direction se trouve le nord - et, par extension, quelles sont également les directions sud, est et ouest. Vous connaîtrez également votre latitude, car l'altitude de Polaris au-dessus de l'horizon est égale à votre latitude. Et si vous disposez d'une horloge précise, vous pouvez également trouver votre longitude en consultant un tableau des étoiles qui sont plein sud au moment où vous observez."

Outre les coordonnées célestes, il existe d'autres systèmes pour décrire l'emplacement des objets dans l'espace, selon Patrick Durrell, professeur de physique et d'astronomie et directeur du Ward Beecher Planetarium à l'Université d'État de Youngstown. "Un autre système largement utilisé utilise les coordonnées galactiques - la longitude galactique et la latitude galactique - toutes deux mesurées en degrés à partir du centre de la Voie lactée", explique-t-il dans un e-mail.


Pourquoi les objets sont uniquement définis par leur ascension et déclinaison droites ? - Astronomie

Le dernier groupe d'options propres à MakeCatalog est celui qui spécifie quelles colonnes doivent être écrites dans la table de sortie finale. Pour chaque colonne, il existe une option, si elle a été appelée sur la ligne de commande ou dans l'un des fichiers de configuration, elle sera incluse en tant que colonne dans le catalogue de sortie dans le même ordre (voir Priorité des fichiers de configuration). Certaines colonnes s'appliquent à la fois aux objets et aux blocs et d'autres sont spécifiques à un seul d'entre eux. Ces derniers cas sont explicitement marqués par [Objets] ou [Groupes] pour spécifier le catalogue dans lequel ils seront placés.

Il s'agit d'une option unique qui peut ajouter plusieurs colonnes au(x) catalogue(s) final(s). Calling this option will put the object IDs ( --objid ) in the objects catalog and host-object-ID ( --hostobjid ) and ID-in-host-object ( --idinhostobj ) into the clumps catalog. Hence if only object catalogs are required, it has the same effect as --objid .

[Objects] ID of this object.

[Clumps] The ID of the object which hosts this clump.

[Clumps] The ID of this clump in its host object.

The flux weighted center of all objects and clumps along the first FITS axis (horizontal when viewed in SAO ds9), see (overline) in Measuring elliptical parameters. The weight has to have a positive value (pixel value larger than the Sky value) to be meaningful! Specially when doing matched photometry, this might not happen: no pixel value might be above the Sky value. For such detections, the geometric center will be reported in this column (see --geox ). You can use --weightarea to see which was used.

The flux weighted center of all objects and clumps along the second FITS axis (vertical when viewed in SAO ds9). See --x .

The geometric center of all objects and clumps along the first FITS axis axis. The geometric center is the average pixel positions irrespective of their pixel values.

The geometric center of all objects and clumps along the second FITS axis axis, see --geox .

The minimum position of all objects and clumps along the first FITS axis.

The maximum position of all objects and clumps along the first FITS axis.

The minimum position of all objects and clumps along the second FITS axis.

The maximum position of all objects and clumps along the second FITS axis.

[Objects] The flux weighted center of all the clumps in this object along the first FITS axis. See --x .

[Objects] The flux weighted center of all the clumps in this object along the second FITS axis. See --x .

[Objects] The geometric center of all the clumps in this object along the first FITS axis. See --geox .

[Objects] The geometric center of all the clumps in this object along the second FITS axis. See --geox .

Flux weighted right ascension of all objects or clumps, see --x . This is just an alias for one of the lower-level --w1 or --w2 options. Using the FITS WCS keywords ( CTYPE ), MakeCatalog will determine which axis corresponds to the right ascension. If no CTYPE keywords start with RA , an error will be printed when requesting this column and MakeCatalog will abort.

Flux weighted declination of all objects or clumps, see --x . This is just an alias for one of the lower-level --w1 or --w2 options. Using the FITS WCS keywords ( CTYPE ), MakeCatalog will determine which axis corresponds to the declination. If no CTYPE keywords start with DEC , an error will be printed when requesting this column and MakeCatalog will abort.

Flux weighted first WCS axis of all objects or clumps, see --x . The first WCS axis is commonly used as right ascension in images.

Flux weighted second WCS axis of all objects or clumps, see --x . The second WCS axis is commonly used as declination in images.

Geometric center in first WCS axis of all objects or clumps, see --geox . The first WCS axis is commonly used as right ascension in images.

Geometric center in second WCS axis of all objects or clumps, see --geox . The second WCS axis is commonly used as declination in images.

[Objects] Flux weighted center in first WCS axis of all clumps in this object, see --x . The first WCS axis is commonly used as right ascension in images.

[Objects] Flux weighted declination of all clumps in this object, see --x . The second WCS axis is commonly used as declination in images.

[Objects] Geometric center right ascension of all clumps in this object, see --geox . The first WCS axis is commonly used as right ascension in images.

[Objects] Geometric center declination of all clumps in this object, see --geox . The second WCS axis is commonly used as declination in images.

The brightness (sum of all pixel values), see Flux Brightness and magnitude. For clumps, the ambient brightness (flux of river pixels around the clump multiplied by the area of the clump) is removed, see --riverflux . So the sum of all the clumps brightness in the clump catalog will be smaller than the total clump brightness in the --clumpbrightness column of the objects catalog.

If no usable pixels (blank or below the threshold) are present over the clump or object, the stored value will be NaN (note that zero is meaningful).

The ((1sigma)) error in measuring the brightness of objects or clumps.

[Objects] The total brightness of the clumps within an object. This is simply the sum of the pixels associated with clumps in the object. If no usable pixels (blank or below the threshold) are present over the clump or object, the stored value will be NaN, because zero (note that zero is meaningful).

[Clumps] The Sky (not river) subtracted clump brightness. By definition, for the clumps, the average brightness of the rivers surrounding it are subtracted from it for a first order accounting for contamination by neighbors. In cases where you will be calculating the flux brightness difference later (one example below) the contamination will be (mostly) removed at that stage, which is why this column was added.

One example might be this: you want to know the change in the clump flux as a function of threshold (see --threshold ). So you will make two catalogs (each having this column but with different thresholds) and then subtract the lower threshold catalog (higher brightness) from the higher threshold catalog (lower brightness). The effect is most visible when the rivers have a high average signal-to-noise ratio. The removed contribution from the pixels below the threshold will be less than the river pixels. Therefore the river-subtracted brightness ( --brightness ) for the thresholded catalog for such clumps will be larger than the brightness with no threshold!

If no usable pixels (blank or below the possibly given threshold) are present over the clump or object, the stored value will be NaN (note that zero is meaningful).

The mean sky subtracted value of pixels within the object or clump. For clumps, the average river flux is subtracted from the sky subtracted mean.

The median sky subtracted value of pixels within the object or clump. For clumps, the average river flux is subtracted from the sky subtracted median.

The magnitude of clumps or objects, see --brightness .

The magnitude error of clumps or objects. The magnitude error is calculated from the signal-to-noise ratio (see --sn and Quantifying measurement limits). Note that until now this error assumes uncorrelated pixel values and also does not include the error in estimating the aperture (or error in generating the labeled image).

For now these factors have to be found by other means. Task 14124 has been defined for work on adding these sources of error too.

[Objects] The magnitude of all clumps in this object, see --clumpbrightness .

The upper limit value (in units of the input image) for this object or clump. See Quantifying measurement limits and Upper-limit settings for a complete explanation. This is very important for the fainter and smaller objects in the image where the measured magnitudes are not reliable.

The upper limit magnitude for this object or clump. See Quantifying measurement limits and Upper-limit settings for a complete explanation. This is very important for the fainter and smaller objects in the image where the measured magnitudes are not reliable.

The (1sigma) upper limit value (in units of the input image) for this object or clump. See Quantifying measurement limits and Upper-limit settings for a complete explanation. When --upnsigma=1 , this column&rsquos values will be the same as --upperlimit .

The position of the total brightness measured within the distribution of randomly placed upperlimit measurements in units of the distribution&rsquos (sigma) or standard deviation. See Quantifying measurement limits and Upper-limit settings for a complete explanation.

The position of the total brightness measured within the distribution of randomly placed upperlimit measurements as a quantile (value between 0 or 1). See Quantifying measurement limits and Upper-limit settings for a complete explanation. If the object is brighter than the brightest randomly placed profile, a value of inf is returned. If it is less than the minimum, a value of -inf is reported.

This column contains the non-parametric skew of the sigma-clipped random distribution that was used to estimate the upper-limit magnitude. Taking (mu) as the mean, ( u) as the median and (sigma) as the standard deviation, the traditional definition of skewness is defined as: ((mu- u)/sigma).

This can be a good measure to see how much you can trust the random measurements, or in other words, how accurately the regions with signal have been masked/detected. If the skewness is strong (and to the positive), then you can tell that you have a lot of undetected signal in the dataset, and therefore that the upper-limit measurement (and other measurements) are not reliable.

[Clumps] The average brightness of the river pixels around this clump. River pixels were defined in Akhlaghi and Ichikawa 2015. In short they are the pixels immediately outside of the clumps. This value is used internally to find the brightness (or magnitude) and signal to noise ratio of the clumps. It can generally also be used as a scale to gauge the base (ambient) flux surrounding the clump. In case there was no river pixels, then this column will have the value of the Sky under the clump. So note that this value is ne pas sky subtracted.

[Clumps] The number of river pixels around this clump, see --riverflux .

The Signal to noise ratio (S/N) of all clumps or objects. See Akhlaghi and Ichikawa (2015) for the exact equations used.

The sky flux (per pixel) value under this object or clump. This is actually the mean value of all the pixels in the sky image that lie on the same position as the object or clump.

The sky value standard deviation (per pixel) for this clump or object. Like --sky , this is the average of the values in the input sky standard deviation image pixels that lie over this object.

[Objects] The number of clumps in this object.

The raw area (number of pixels) in any clump or object independent of what pixel it lies over (if it is NaN/blank or unused for example).

[Objects] The total area of all the clumps in this object.

The area (number of pixels) used in the flux weighted position calculations.

The area of all the pixels labeled with an object or clump. Note that unlike --area , pixel values are completely ignored in this column. For example, if a pixel value is blank, it won&rsquot be counted in --area , but will be counted here.

The pixel-value weighted semi-major axis of the profile (assuming it is an ellipse) in units of pixels. See Measuring elliptical parameters.

The pixel-value weighted semi-minor axis of the profile (assuming it is an ellipse) in units of pixels. See Measuring elliptical parameters.

The pixel-value weighted axis ratio (semi-minor/semi-major) of the object or clump.

The pixel-value weighted angle of the semi-major axis with the first FITS axis in degrees. See Measuring elliptical parameters.

The geometric (ignoring pixel values) semi-major axis of the profile, assuming it is an ellipse.

The geometric (ignoring pixel values) semi-minor axis of the profile, assuming it is an ellipse.

The geometric (ignoring pixel values) axis ratio of the profile, assuming it is an ellipse.

The geometric (ignoring pixel values) angle of the semi-major axis with the first FITS axis in degrees.


Schelling Points in SETI

How do you find someone who is also looking for you if you can’t communicate with them?

I was reading the Wikipedia article on the water hole concept in SETI, and saw under “see also” the entry “Schelling point“. Investigating led me to a fascinating bit of history.

Thomas Schelling is a heterodox economist and foreign policy expert who won the Nobel Prize for applications of game theory to conflict. His analysis of the game theory behind nuclear warfare led to the concept of “mutually assured destruction” (with the appropriate acronym MAD) which had great influence (for better or for worse) on the nuclear arms race. His demonstration of the power of being “credibly irrational” does a lot to explain North Korea’s foreign policy. His concept of “tipping” explained how racial segregation can arise from small preferences even in the absence of government-sponsored redlining, which continues to have strong influence on housing policy.

In his seminal 1960 work The Strategy of Conflict he described a game in which the players must cooperate but cannot communicate. In order to work together, they must devine at each others’ strategies, and make sure that their propre strategies are guessable. This means they should not pick the objectively best strategy, necessarily, but they should pick the strategy that is most likely to be guessed by the other—assuming they think the same way, one ends up with an infinite recursion! But all is not lost: if you have something in common with the other player some strategies are clearly superior to others.

For instance, suppose the game is to find the other player in New York City. They are also looking for you, but you two have no way to communicate with each other. Is it reasonable to wait in a restaurant at the corner of 3rd Ave and E 56th street until they show up? No—not only is that not a particularly meaningful place, if they similarly pick a (different) random spot in the city and wait for you, you will jamais find each other. But there sont better strategies: if your partner in the game knows anything about New York (and since they are somewhere dans New York, they could ask even if they don’t) then there are certain places and times they are more likely to guess. Landmarks like Grand Central Station and the Empire State Building are more likely common guesses than random restaurants, and times like noon are more likely for meeting up than 3:12am.

In other words, by thinking about the sorts of common knowledge you share with your partner, you can narrow down the infinite range of possible strategies and have a fighting chance of finding your partner. The point isn’t that you could win this particular game, it’s that even in the absence of coordination there is a hierarchy of strategies, and they have more to do with the players (what they know) than the game itself. It was a brilliant insight, and the concept today is called a “focal point”. This already has an unrelated definition in astronomy, so I prefer the (also common) term “Schelling point”.

Incredibly, even though the book was published in 1960, it contains a footnote about SETI, which had its first paper published in 1959! He writes:

[A good example] is meeting on the same radio frequency with whoever may be signaling us from outer space. “At what frequency shall we look? A long spectrum search for a weak signal of unknown frequency is difficult. But, just in the most favored radio region there lies a unique, objective standard of frequency, which must be known to every observer in the universe: the outstanding radio emission line at 1420 megacycles of neutral hydrogen” (Giuseppe Cocconi and Philip Morrison, Nature, Sep. 19, 1959, pp. 844-846). The reasoning is amplified by John Lear: “Any astronomer on earth would say ‘Why, 1420 megacycles of course! That’s the characteristic radio emission line of neutral hydrogen. Hydrogen being the most plentiful element beyond the earth, our neighbors would expect it to be looked for even by tyros in astronomy'” (“The Search for Intelligent Life on Other Planets,” Saturday Review, Jan. 2, 1960, pp. 39-43). What signal to look for? Cocconi and Morrison suggest a sequence of small prime numbers of pulses, or simple arithmetic sums.

This is amazing! I’m guessing Schelling was reading his weekly Saturday Review when he came across the article, thought it was a great example of his point, and added the footnote to his manuscript for the book, which was published later that year.

This idea has been re-invented over and over in the SETI community. Filippova called it a “Convergent strategy of mutual searches” in 1991, and before that in 1980 Makovetskii called it a “mutual strategy of search,” and a “synchrosignal” in 1977. Guessing the “magic frequencies” at which ET might be transmitting (it was “pi times hydrogen” in Contacter), where they might be transmitting, and when they might be transmitting is an exercise that founds many SETI papers.

My favorite example is Kipping & Teachey’s suggestion in their “laser cloaking” paper. The paper is mostly about how lasers could be used to sculpt transit light curves to hide or amplify the signs of biology or technology (or of the planet itself!), but it also points out that the best time to transmit is during the time your target would see your planet transit your star (so stars exactly 12h from the Sun especially those on the ecliptic). This is a great Schelling point: it is an obviously special time in a planet’s orbit, it doesn’t require the transmitter or receiver to know the précis distance to each other to account for light-travel time and synchronize their efforts, and has the bonus that one might catch the attention of astronomers observing the transit for purely natural scientific reasons.

But this all goes back to Schelling and brings us to the central insight: if there are alien civilizations out there trying to get our attention, we are more likely to find their signals if we can “think like them” and ask “what can we assume they know about us?” The logic that if we have radio telescopes we will know about the 1420 MHz line is pretty solid. Mathematics semble like something we must have in common if they are technologically advanced enough to send interstellar signals, but I’m skeptical that they would find find primes as fascinating as we do (and if we assume they like pi we miss out on them if they are actually tauists).

It’s a nice illustration of how SETI forces us to look inward, as well as out, and question what it means to be human, so we can imagine what it might mean to be an alien. Since these are questions of the social sciences, it shows that SETI is much more than a physical science or engineering challenge, and needs to include anthropologists, linguists, mathematicians, and others.

You can read more examples of people suggesting Schelling points in SETI in my review chapter on exoplanets and SETI here.

Contacter

525 Davey Laboratory
Department of Astronomy & Astrophysics
The Pennsylvania State University
University Park, PA 16802


What Do Astronomers Mean When They Say an Object “Is in a Constellation”?

It occurs to me that I use a lot of terms that I take for granted but that may mean something else to a reader not as familiar with astronomy or science in general. I thought it might be fun to write some articles defining these terms, so that we’re all on the same page.

Let’s take a look at a very common phrase: What do astronomers mean when they say an object is in a constellation? Like, “Jupiter is in Leo right now.”

Our eyes aren’t terribly good at seeing distances anything past a few meters away is too far for our binocular vision to work. The nearest object in the sky is the Moon (barring satellites or meteors, both of which are a hundred to hundreds of kilometers above your head), and that’s 380,000 kilometers away! So as far as your eyes are concerned, every object in the sky might as well be infinitely far away.

That means distance doesn’t matter when you look up everything looks to be the same distance away. It’s as if the sky is the surface of a big sphere and you’re at the center.*

The sky is pretty big, so it would be handy to divide it up into sections, giving each bin a designation or a name. Because it seems like the surface of a sphere, we could parse it out using latitude and longitude, like we do on the Earth. And astronomers fais do that, using what we call right ascension and declination, very old terms that divvy up the sky into east/west and north/south coordinates.

That’s fine, and very useful when you’re pointing a telescope. But if we’re just looking up and enjoying the view, Nature has done us a favor. It’s clumped stars together.

Stars aren’t strewn evenly across the sky. In some places they’re closer together, in others not so much. Humans are pattern-seeking beasts, so of course every culture since antiquity has projected their own imaginations onto the sky. So when you see seven bright stars, they’re not just a box with a slash through the middle at a jaunty angle: They’re Orion, the mighty hunter, the three stars of his belt prominent.

Or that twisty S-shaped pattern of stars with two spiked away on the top? That’s obviously a scorpion, and so we have Scorpius (please, not “Scorpio”).

The constellation of Scorpius, the scorpion, one of the few that kinda looks like what it's supposed to. Credit: Akira Fujii

We call these patterns “constellations”, meaning literally “sets of stars.” For millennia they were only roughly defined, and that could be a problem. The bright star Rigel is obviously part of the pattern making up Orion (it’s his left knee), but if another star is in between two bright patterns, which constellation does it belong to?

To clear this up, in the early 20 th century, astronomers made more rigidly defined borders to the constellations, the lines demarcating them along north/south or east/west directions. Eighty-eight such constellations were thus defined. You know many of their names: Sagittarius, Andromeda, Pisces, and so on. Most of them are named after their ancient Greek counterparts, so we have Ophiuchus, the serpent bearer, and Delphinus, the dolphin. Others (mostly in the Southern Hemisphere of the sky) have more modern names, like Microscopium (guess what that’s for), and Antlia, the air pump. Yes, the air pump.

So now, when we say a star is in a certain constellation, it’s like saying a town is in a certain state or country. It’s inside the official borders recognized by astronomers all over the world. Remember, though, in actual, physical space those stars can be incredibly far apart, one a hundred times farther away than another. They just appear close together in the sky because we can't judge their distance by eye.

I talk about this in episode two of Crash Course Astronomy: Naked Eye Observations (around the three minute mark):

In some ways using constellations makes cataloging stars easier. You can designate the brightest one in a given constellation as Alpha, the second Beta, and so on. Most constellations don’t have more than 22 bright stars, so that’s convenient (though in reality it’s more complicated than this). Or you can use numbers for the brightest ones starting with those farthest east in the constellation and moving west (these are called Flamsteed numbers). That’s how we have 51 Peg, and 7 Comae Berenices.

You can also just use coordinates to do this, but that’s awkward, like referring to Denver as “39.7392° N, 104.9903° W.” If you’re trying to point a telescope, that’s fine, but in everyday language it’s a pain. There are dozens of catalogs of stars made over the centuries, so stars are usually referred to using those. Thus HD 209458. Sometimes it’s a mix of name and coordinates, and you get BD+46°3474.

Planets move relative to the stars as they orbit the Sun, so sometimes Venus might be in Libra, and later it might be in Virgo. What that means in reality is that, from our viewpoint on Earth, Venus is superposed on the much more distant stars making up the constellation of Libra or Virgo. Because most constellations are easy to recognize with practice, they make a handy guide to the sky, becoming as familiar as the neighborhood you grew up in, which in turn makes finding celestial objects easier.

I’ll note not every pattern of stars is a constellation. The Big Dipper is a set of seven stars (eight if you include Alcor) that’s part of the bigger Ursa Major constellation. A group of stars like that is called an asterism. Others include the Pleiades (actually a physical cluster of stars) and the Summer Triangle, comprised of the three stars Vega, Deneb, and Altair (in the constellations of Lyra, Cygnus, and Aquila, respectively). You can quibble over semantics like this if you want, but in this case I actually approve of having a definition for constellations, since it’s something that pouvez be defined (unlike “planet”).

Alors voilà. With the boundaries on the sky defined, every star belongs to one constellation or another, so we say that star is in that constellation. The constellation isn’t a physical thing, but a region of the sky.

Not that folks don’t make mistakes. Par exemple, dans Docteur Who, the Doctor says he’s from the planet Gallifrey in the constellation of Kasterborous. That doesn’t really make sense constellations aren’t physical places in the Universe. Maybe Kasterborous is a constellation as seen from some other planet, but then why would you define votre home planet using some autre planet’s arbitrary definitions? It’s probably just an error on some writer’s part, which got carried through the series.

If you want to read more, Wikipedia has a good article about this (including constellations from other cultures), and more at my pal James Kaler’s site.

But the best way to learn about constellations? Go outside and look up. There’s nothing like learning by doing.


Why objects are uniquely defined by their right ascention and declination? - Astronomie

Q: What was the distance from the Deep Impact spacecraft to the moon on January 16, 2005?

On January 16, 2005, the Deep Impact spacecraft turned its cameras back towards Earth and captured some beautiful images of our Moon. To aid in calibrating the spacecraft instruments, astronomers would like to know precisely how far Deep Impact was from the moon when this picture was taken.

To understand this problem better, we need to know how astronomers locate objects in the sky. Much like navigators who rely on latitude and longitude to pinpoint their location on Earth, astronomers use a pair of numbers to uniquely identify every point on the celestial sphere. These numbers are called Right Ascension and Declination.

Declination is very similar to latitude measurements on Earth. We start by defining a celestial equator, which is simply an extension of the Earth's equator into the sky. This marks zero degrees declination. The range of declination values is from -90° to +90° with +90° situated at the north celestial pole, and -90° situated at the south celestial pole. Each degree is divided into 60 arcminutes, and each arcminute is divided into 60 arcseconds.

Right ascension is measured along the east-west direction, much like longitude on Earth, except it is measured in "hours", rather than degrees. The range for right ascension (or R.A.) is from 0h to 23h, incrementing as one looks east across the sky. Each hour is divided into 60 minutes, and each minute is further divided into 60 seconds.

As an example of how this is used, let's return to the beginning of the problem. At the time the moon picture was taken, Deep Impact was located at 13 hours, 12 minutes, 31.27 seconds right ascension (also written as 13h 12m 31.27s R.A.) and -3 degrees, 26 arcminutes, 38.2 arcseconds declination (also written as -3° 26' 38.2" Dec.). We also know that the spacecraft was 0.0084401211 AU from Earth (1 au = 1.5 x 10 8 km). An astronomical unit (AU) is a unit of distance that is approximately equal to the mean distance between the Earth and the Sun.

We can look up the same information for the moon at a particular time. The data can be retrieved via the JPL Horizon's webpage located at the following URL: ssd.jpl.nasa.gov/?horizons

The celestial coordinates for both Deep Impact and the moon are summarized in this table:

January 16, 2005 Deep Impact Lune
R.A. 13 h 12 m 31.27 s 1 h 22 m 47.56 s
Dec. -3° 26' 38.2" 7° 18' 12.5"
Distance (AU) from the Earth 0.00844 0.00257

These data are sometimes referred to as the "ephemeris" of the objects. Now it's your turn to solve a problem of real interest to astronomers. Given the ephemeris data for Deep Impact spacecraft and the moon, plus some geometry and what you've just learned about Right Ascension and Declination, can you figure out how far the spacecraft was from the moon on January 16th?

Setting up the problem:

We can describe the location of an object in space (call it P) with the following vector notation:

Vector from &sigma to point P (representing any point in space) is defined by:
r = magnitude
&phi = angle with respect to xy-plane
&theta = angle with respect to positive x-axis

These coordinates, with the Earth located at the origin (&sigma) relate to the ephemeris data as follows:
r = the distance from the Earth to the object we're interested in
&phi = declination of the object
&theta = right ascension of the object

In this problem, we are interested in finding the distance between two points in space, which we can call P1 et P2. These will represent the location of the Deep Impact spacecraft and the moon, respectively.

To find the distance between any two points in space, we can use the distance formula:

where (x1, y1, z1) and (x2, y2, z2) are the Cartesian coordinates of the two points.

To use this, we need to first convert our (r, &phi, &theta) coordinates to (x, y, z) coordinates.

rz = projection of r onto z-axis = r sin &phi
rxy = projection of r onto xy-plane = r cos &phi
rX = projection of rxy onto x-axis = rxy cos &theta
roui = projection of rxy onto y-axis = rxy sin &theta

rX, roui, rz are going to be the (x, y, z) coordinates we need.

Before we use these transformations, we need to convert right ascension and declination to degrees (or radians).

R.A. recorded in hours, minutes, seconds
Dec. recorded in degrees, arcminutes, arcseconds

For right ascension: 360° = 24h = 1440m = 86,400s or,

For declination: 1° = 60' = 3600" or,

We now have all the conversion and transformations we need to solve the problem!

Why did the science team need to make this calculation?

In addition to calibrating the instruments, we wanted to give the image of the Moon some perspective for the viewer. We were writing figure captions for release to the public. Ordinarily, the distance is calculated by the data processing pipeline, a series of computer programs that operates on the returned data as well as information from the spacecraft about its condition and location in space. At the time when the caption was being written, we did not have all of the information we needed in the data pipeline. It was still being set up. So we had to make the calculations ourselves. We were glad that we had studied trigonometry and pre-calculus so that we could do the calculation. Then we were also able to check that the computer code, when it was available, had been correctly programmed.


Voir la vidéo: #TEA15 - LASCENSION DROITE (Septembre 2022).