Tilsyneladende (astronomi)

fra Wikipedia, den gratis encyklopædi
Spring til navigation Spring til søgning

Den tekniske sprogattribut tilsyneladende i astronomi har en betydning, der adskiller sig fra den almindelige sprogbrug. Tilsyneladende i astronomisk forstand er der ingen tvivl om virkeligheden eller pålideligheden af ​​en observeret mængde. Det tekniske udtryk beskriver de observerbare træk ved et astronomisk objekt i modsætning til mængder bestemt udelukkende ved beregning (f.eks. Middelpositioner ). Dette kommer også til udtryk i, at tilsyneladende (i astronomisk forstand) undertiden bruges synonymt med sand (i astronomisk forstand).

Tilsyneladende mængder er altid mængder, der vises for observatøren , det vil sige, at de er tilgængelige for konkret observation og måling , selvom det ikke altid er direkte. Det engelske ord "tilsyneladende" afspejler tilsyneladende tilsyneladende ifølge indtrykket 'denne kendsgerning bedre. Som regel er det præcist angivet, hvordan de tilsyneladende størrelser adskiller sig fra andre størrelser, men den præcise betydning varierer afhængigt af konteksten.

Tilsyneladende i astronomisk forstand

Stjernepositioner

Placeringen af ​​en stjerne målt af en jordbunden observatør afhænger ikke kun af selve stjernens placering, men også af tidsafhængige ændringer i de anvendte koordinatsystemer og forskellige fysiske miljøpåvirkninger. En stjerne kataloger kan derfor kun angive midterpositionen af en stjerne; dette skal konverteres af brugeren til den tilsyneladende position, der faktisk skal observeres, afhængigt af observationssituationen.

Middelpositionen er en stjernes position på himmelkuglen, som den ville blive set af en observatør i solsystemets tyngdepunkt , baseret på datoenes ekliptiske og gennemsnitlige jævndøgn .

Den tilsyneladende position er stjernens position, som den ville blive set af en observatør i midten af ​​jorden eller set fra overfladen i forhold til ækvator, ecliptic og equinox's nuværende position. For at bestemme det geocentriske tilsyneladende ud fra middelpositionen skal der tages hensyn til stjernens korrekte bevægelse , præcessionen , nutationen , den årlige aberration , den årlige parallaks og lysets afbøjning i solens tyngdefelt, [1] med høje nøjagtighedskrav, yderligere effekter [2] for den topocentriske, for eksempel den daglige aberration og parallaks og atmosfærisk lysbøjning.

En stjernes sande position er forskellig fra dens tilsyneladende position på grund af den enorme afstand og den tid, der går med den begrænsede lyshastighed, indtil dens lys når os. Disse er registreret i stjernekataloger som iboende bevægelse og skal tages i betragtning i beregninger, der strækker sig over længere perioder (omkring årtusinder).

Positioner af andre himmellegemer

Mens bevægelser af himmellegemer i en ideel to-krop-system til Kepler spor følger, er i virkeligheden den situation, som en multi-krop problem ved de forekommende forstyrrelser meget mere kompleks. Derfor er for Ephemeridenrechnungen af himmelsk mekanik en af beregningsmæssige grunde betyder objekt defineret efter et mere jævnt forløb. For at beregne den sande position bruges der generelt generelt yderligere udtryk i forstyrrelsesberegningen .

For at bestemme en planets tilsyneladende position - eller et andet objekt i solsystemet - ud fra dens geometriske position, skal flyvetiden også tages i betragtning. [3]

Soltid

Soltiden (også: sand lokal tid ) er solens timevinkel . På grund af ellipticiteten af jordens bane og hældningen af jordaksen øges solens timevinkel ikke strengt ensartet (se tidsligning ).

Hvis du bestemmer soltiden ved observation fra positionen for den sande (også: tilsyneladende ) sol, får du den sande (også: tilsyneladende ) soltid. På grund af tidsligningen er den ikke strengt ensartet.

Hvis man fjerner indflydelsen fra tidsligningen aritmetisk, opnår man placeringen af ​​den fiktive såkaldte middel sol. Din timevinkel er den gennemsnitlige soltid . [4]

Soluret måler den "sande" lokale tid, dvs. den faktiske solstråle, den gennemsnitlige soltid var en første teoretisk tilnærmelse til en ensartet tidsberegning, hvor i det mindste dagene stort set er de samme hele året.

Siderisk tid

Den sideriske tid er timevinklen for forårsjævndøgn . Forårsjævndøgnets position i forhold til de faste stjerner er underlagt precessionsbevægelsen og, ovenpå dette, en lille nødbevægelse .

Hvis du bestemmer den sideriske tid ud fra positionen af ​​det sande (også: tilsyneladende ) springpunkt, det vil sige under hensyntagen til nutationen, får du den sande (også: tilsyneladende ) sideriske tid.

Til nogle formål er det tilstrækkeligt at ignorere indflydelsen fra nutation og kun at overveje dens prækessionbevægelse for at bestemme forårsjævndøgnets position i forhold til de faste stjerner. Fjederpunktet, der bestemmes på denne måde og kun eksisterer matematisk, er det såkaldte gennemsnitlige fjederpunkt, dets timevinkel er den gennemsnitlige sideriske tid. [5]

Den tilsyneladende forårsjævndøgn er ikke et reelt objekt og er derfor lige så umuligt at observere direkte som den gennemsnitlige forårsjævndøgn. Men dens position følger direkte af at observere solens og planets bevægelser.

lysstyrke

En stjernes tilsyneladende lysstyrke er lysstyrken målt af en observatør (med eller uden påvirkning af atmosfæren). Udover stjernens lysstyrke afhænger den primært af dens afstand og, hvis det er relevant, af det interstellare medies absorptionskapacitet mellem observatøren og stjernen.

For at se stjernernes faktiske lysstyrke i forhold til hinanden, regner man med, at den absolutte størrelse er den tilsyneladende størrelse, der ville have stjernen, når den i en afstand på ti parsek ville. [6]

Tilsyneladende størrelse

Den tilsyneladende størrelse af et objekt er den vinkelformede udstrækning, som det ser ud til for en observatør. Solen og månen er nogenlunde den samme tilsyneladende størrelse, cirka en halv grad hver. Ringtågen i liren har en tilsyneladende diameter på omkring 118 buesekunder .

Tilsyneladende i daglig tale

Himmelsfære

Afstanden til de observerede himmellegemer spænder fra et par hundrede kilometer til flere milliarder lysår . Til mange formål (f.eks. Til opgaver inden for sfærisk astronomi , til måling og beregning af stjernepositioner osv.) Er det imidlertid tilstrækkeligt at ignorere de forskellige afstande og behandle de pågældende objekter som om de alle var forestillet på indersiden af en uendelig stor Himmelskugle er knyttet. For at tydeliggøre deres rent imaginære karakter taler man lejlighedsvis eksplicit om den "tilsyneladende himmelske sfære".

Himlens rotation

Jorden roterer omkring sig selv en gang fra vest til øst i løbet af en siderisk dag . For en jordbunden observatør, der tror sig selv og jorden er i ro, ser det imidlertid ud til at himmelsfæren roterer 360 ° fra øst til vest i denne periode. Da det er lettere for mange formål (f.eks. Koordinering af konverteringer ) at betragte den himmelske sfære og ikke observatøren som bevægende, taler man i disse tilfælde i modsætning til al fysisk viden ofte om "den himmelske rotation". For at gøre det klart, at det ikke er en fysisk reel bevægelse af himlen, omtales det undertiden udtrykkeligt som en "tilsyneladende rotation af himlen".

Den såkaldte "tilsyneladende daglige bevægelse" af de faste stjerner er det direkte synlige resultat af den tilsyneladende rotation af himlen: Den finder sted med en rotation inden for en siderisk dag på omkring 23 timer og 56 minutter og langs de parallelle cirkler af den himmelske sfære.

For at bestemme tiden ud fra stjerneklar himmelens position er der metoden med " himmeluret ", som giver den respektive omtrentlige zonetid fra positionen af ​​den store dypper og datoen.

Solen bevæger sig i forhold til de faste stjerner (se næste afsnit), nemlig med cirka en grad hver dag og i den modsatte retning af himmelens tilsyneladende rotation. Den "tilsyneladende daglige bevægelse" af solen forårsaget af den tilsyneladende rotation af himlen er derfor noget langsommere end de faste stjerner; det tager i gennemsnit en soldag på 24 timer at gennemføre en tilsyneladende rotation.

Solsti

Mens jorden kredser om solen i løbet af et år, viser solen sig hver dag for en jordisk observatør foran en anden fast stjernebaggrund (i hvert fald hvis man forestiller sig, at stjernerne skal være synlige i løbet af dagen; med teleskoper , lysere stjerner kan observeres i dagtimerne). En gang om året ser det ud til at solen bevæger sig på en stor cirkel ( ekliptikken ) omkring den fikserede stjernehimmel. Det er ofte mere bekvemt at betragte solen som bevægelig og at beskrive dens formodede bevægelse ved hjælp af relevante formler end at beregne jordens respektive position og bruge denne til at bestemme positionen for solen, der skal observeres på den faste stjernehimmel. For at erkende, at det faktisk er jorden, der bevæger sig, taler man lejlighedsvis eksplicit om solens "tilsyneladende årlige bane".

Det samme gælder solens daglige gang over det himmelske hvælving forårsaget af jordens rotation . Da observatøren mener, at han straks ser, hvordan solen bevæger sig gennem sin døgnbue i den daglige rytme, er det normalt lettere at beskrive ændringen i solens position som solens bevægelse og ikke som en ren ændring i retningen observation som følge af jordens rotation. Hvis det skal understreges, at dette ikke er en reel bevægelse, taler man eksplicit om "solens tilsyneladende daglige vej". Mens den tilsyneladende årlige solsti strækker sig langs ekliptikken, løber den tilsyneladende daglige solsti langs en parallel cirkel .

Se også

litteratur

  • H. Karttunen blandt andre: Astronomi - En introduktion . Springer, Berlin 1990, ISBN 3-540-52339-1 .
  • Jean Meeus : Astronomiske algoritmer . 2. udgave. Willmann-Bell, Richmond 2000, ISBN 0-943396-61-1 .
  • A. Schödlbauer: Geodetisk astronomi . De Gruyter, Berlin 2000, ISBN 3-11-015148-0 .
  • PK Seidelmann: Forklarende supplement til den astronomiske almanak . University Science Books, Sausalito 1992, ISBN 0-935702-68-7 .

Individuelle beviser

  1. (Meeus 2000), kap. 23
  2. (Seidelmann 1992), kap. 3
  3. (Meeus 2000) kap. 33
  4. (Schödlbauer 2000) s. 316ff
  5. (Schödlbauer 2000) s. 310ff
  6. (Karttunen 1990), s. 103