Astronomie

La longitude attribuée aux taches solaires est-elle sphérique ou projetée ?

La longitude attribuée aux taches solaires est-elle sphérique ou projetée ?

Les cartes des taches solaires sont créées à partir d'une projection du soleil, de sorte que les coordonnées des taches solaires (ou des régions actives en général) sont attribuées en fonction de celle-ci.

Ces coordonnées correspondent-elles à des positions sphériques réelles ou sont-elles modifiées à la suite de la projection ?

Éditer: Après avoir vu la réponse, j'ai réalisé qu'une partie de ce que je demandais n'était pas clair dans la question initiale. Alors voilà : sont les valeurs des coordonnées des taches solaires comme prévu officiellement en position sphérique ou en projection ?

Un exemple couramment utilisé d'enregistrements "officiels" est les mesures aux rayons X de la NOAA GOES. Les fichiers texte se trouvent ici.

Par exemple, voir le fichier pour 2000. La sortie est documentée ici, sous "Output File Specification".


La transformation de la géométrie projetée en coordonnées héliographiques est simple. Comme l'explique Peter Meadows, cela peut être fait soit mathématiquement, soit graphiquement à l'aide d'un modèle de grille de latitude/longitude. Étant donné que l'équateur solaire est incliné d'environ 7° par rapport à l'écliptique, différents disques de Stonyhurst sont utilisés à différentes périodes de l'année.

W T Thompson 2006 section 2 décrit les deux principaux systèmes de coordonnées héliographiques. La latitude dans les deux systèmes est mesurée à partir de l'équateur solaire. Le méridien central de longitude en coordonnées Stonyhurst est fixé face à la Terre. Le système de coordonnées Carrington tourne de manière rigide avec une période sidérale de 25,38 jours, approchant la rotation solaire à une latitude typique des taches solaires de ±26°.

Le résumé quotidien de la région solaire du Centre de prévision météorologique spatiale de la NOAA fournit des coordonnées sphériques sous les deux formes. Voici des extraits de deux rapports à quatre jours d'intervalle :

Numéro SRS 129 émis à 0030Z le 09 mai 2019 Rapport compilé à partir des données reçues à SWO le 08 mai I. Régions avec taches solaires. Emplacements valables à 08/2400Z Nmbr Emplacement Lo Area Z LL NN Mag Type 2740 N08E14 307 0160 Cao 04 03 Beta 2741 N05E52 269 0160 Hsx 03 01 Alpha SRS Number 133 Publié à 0030Z le 13 mai 2019 Rapport compilé à partir des données reçues à SWO le 12 Mai I. Régions avec des taches solaires. Emplacements valables à 12/2400Z Nmbr Emplacement Lo Area Z LL NN Mag Type 2740 N08W40 308 0070 Hax 03 02 Alpha 2741 N06W02 270 0210 Hsx 03 02 Alpha

Selon leur README,Emplacementest une latitude et une longitude par rapport au méridien central, etTiensest une longitude de Carrington. Une région typique de taches solaires se déplace d'environ 13°/jour d'est en ouest en longitude Stonyhurst et de moins de ±1°/jour en longitude Carrington.

Les colonnes 29-34 du rapport d'événement de rayons X GOES semblent également être des coordonnées sphériques de Stonyhurst. Par exemple, la région des taches solaires 9042 a été associée à plusieurs événements de rayons X en juin 2000. Si vous filtrez le rapport par ce numéro de région, vous pouvez voir que sa progression de la longitude E90 à la longitude W90 est à peu près linéaire dans le temps. En projection, le tracé de la position est-ouest en fonction du temps serait sinusoïdal, s'aplatissant au niveau des membres.


Longitude

Longitude (/ˈl 'nd ' "tjuːd/ ou /ˈl 'nd ' "tuːd/, britannique aussi /ˈl 'ŋɡ "tjuːd/),[1] est une coordonnée géographique qui spécifie l'est- position ouest d'un point à la surface de la Terre. Il s'agit d'une mesure angulaire, généralement exprimée en degrés et notée par la lettre grecque lambda ( ").

Longitude
La position azimutale d'un point à la surface d'une sphère ou d'un sphéroïde. Le point zéro de longitude est généralement fixé arbitrairement à un point donné (le premier méridien de la Terre), et longitude est alors classiquement spécifié dans la plage 180° est à 180° ouest.

Longitude est la mesure soit à l'est ou à l'ouest du premier méridien, une ligne de longitude qui s'étend entre les pôles et à travers Greenwich, en Angleterre.

(« méridiens ») s'étendent d'un pôle à l'autre, comme les limites des segments sur une orange pelée.

s se chevauchent mais pas systématiquement. Ils se déplacent souvent à des vitesses différentes les unes par rapport aux autres (et la vitesse de rotation solaire de Carrington) et celles-ci varient au cours de chaque cycle.

Correction
Le moment de certains événements astronomiques est affecté par l'emplacement d'un observateur dans un fuseau horaire.

:
Angle est ou ouest le long de l'équateur à partir du premier méridien.
Latitude: .

-- distance sur la Terre (mesurée en degrés) à l'est ou à l'ouest d'une ligne de référence, généralement la ligne reliant les pôles passant par Greenwich, Angleterre.
éclipse lunaire - le passage de la Lune dans l'ombre de la Terre, se produisant toujours à la pleine Lune.

" Système de coordonnées utilisé sur un corps planétaire pour donner l'emplacement d'un point par rapport à un méridien de référence. Les méridiens sont des lignes tracées par les cartographes et les astronomes qui passent par le point nord de l'horizon, se rejoignant au pôle céleste.

, symbolisé par le caractère grec lambda , est la coordonnée géographique la plus couramment utilisée en cartographie et en navigation globale pour les mesures est-ouest.
, et doit être autant de degrés au nord de l'équateur
Équateur.

qui traverse Greenwich, Angleterre), exprimée en degrés.

du nœud ascendant La distance angulaire, mesurée autour du plan de référence, entre le FPA et le nœud ascendant d'une orbite.

: La distance angulaire Est ou Ouest, entre le méridien d'un endroit particulier sur Terre et celui de Greenwich, en Angleterre, exprimée en degrés ou en temps.
Longue période : En astronomie, une comète avec une période orbitale supérieure à 200 ans.

- la distance angulaire d'un endroit particulier sur Terre mesurée à l'est ou à l'ouest du méridien principal passant par Greenwich, en Angleterre.
Luminosité - la quantité totale de lumière qu'un objet rayonne.
Éclipse lunaire - un phénomène causé par le passage de la Terre entre le soleil et la lune.

- La distance angulaire autour de l'équateur d'un corps à partir d'un point zéro à l'endroit sur l'équateur le plus proche d'un point particulier tel que mesuré par un observateur hypothétique au centre d'un corps.

-images moyennes de Jupiter aux longueurs d'onde de 2, 3,5 et 6 cm cette dernière image montre l'émission totale (thermique + non thermique), ainsi qu'une image où le rayonnement non thermique (synchrotron) a été soustrait.

, céleste : distance angulaire sur la sphère céleste mesurée vers l'est le long de l'écliptique depuis l'équinoxe dynamique jusqu'au grand cercle passant par les pôles de l'écliptique et de l'objet céleste.
.

, terrestre) mesuré vers l'est à partir du méridien des éphémérides. [S92]
Méridien des éphémérides.

lignes projetées sur la sphère céleste. (Abréviation : R.A.)
systèmes d'anneaux
Systèmes de particules en orbite vus dans les plans équatoriaux de chacune des quatre planètes géantes gazeuses. Les anneaux sont transparents et les particules individuelles suivent des orbites régies par les lois de Kepler.

Mesure angulaire à partir d'un point de référence choisi autour d'un cercle équatorial dans un système de coordonnées sphériques.

Les caractéristiques physiques de Vénus sont exprimées par rapport à son premier méridien. Le premier méridien d'origine a traversé le point lumineux radar au centre de la caractéristique ovale Eve, située au sud d'Alpha Regio.

il y a plusieurs mois comme introduction à l'astronomie après une visite au Greenwich Maritime Museum. Je suis un auditeur régulier de votre émission et j'apprécie tout votre travail acharné. J'espère que vous parviendrez à continuer à les sortir.
Salutations,
JH.

et la latitude nous permettent de localiser un point à la surface de la Terre, l'ascension droite et la déclinaison spécifient des emplacements dans le ciel. Par exemple, pour trouver Philadelphie sur Terre, regardez à 75° à l'ouest du méridien de Greenwich et à 40° au nord de l'équateur (comme indiqué sur la figure).

s l'observateur verrait probablement le Soleil se lever puis augmenter progressivement en taille apparente à mesure qu'il se déplacerait lentement vers le zénith. Ensuite, le Soleil s'arrêterait, inverserait brièvement sa course et s'arrêterait à nouveau avant de reprendre son chemin vers l'horizon et de diminuer en taille apparente.

de Vénus comploté contre le Dublin Julian Day Number. Les points stationnaires viennent au maximum et au minimum de la courbe.
E. Roger Cowley.

et latitude
Le plan de l'écliptique est le plan de l'espace défini par l'orbite de la Terre autour du Soleil. Le diagramme ci-joint illustre comment les coordonnées écliptiques géocentriques sont définies, avec la Terre au centre.

et la latitude est répertoriée, ainsi que sa luminosité sur une échelle de 1 à 6, le même principe que l'échelle de magnitude moderne - bien que Ptolémée lui-même n'ait pas utilisé de chiffres mais des lettres grecques, avec alpha pour la première magnitude, bêta pour la seconde, et ainsi de suite .

, l'oscillation est-ouest de la Lune, est un produit de l'orbite elliptique (allongée) de la Lune. Bien que la rotation de la Lune soit presque constante, sa vitesse orbitale varie, allant la plus rapide au périgée (l'approche la plus proche de la Lune vers la Terre) et la plus lente à l'apogée (le point le plus éloigné de la Lune de la Terre).

est l'oscillation est-ouest de la lune. Ce type de libration est un produit de l'orbite elliptique (allongée) de la lune.

résulte de l'excentricité de l'orbite de la Lune autour de la Terre, la rotation de la Lune est parfois en avance et parfois en retard par rapport à sa position orbitale.
La libration en latitude résulte d'une légère inclinaison entre l'axe de rotation de la Lune et la normale au plan de son orbite autour de la Terre.

du site astronomique
Décrivez ce qui apparaît sur la photo et pourquoi il s'agit d'une précieuse participation au concours :
- Site(s) Web relatif au sujet de premier plan (le cas échéant) : .

1. Distance angulaire, le long d'un grand cercle primaire, à partir du point de référence adopté, l'angle entre un plan de référence passant par l'axe polaire et un deuxième plan passant par cet axe. Voir coordonnées, tableau.

Alt-/ La Grande Tache Rouge (GRS) sur Jupiter est une énorme tempête circulaire, un peu comme un ouragan. Il existe au moins depuis que les télescopes ont été pointés pour la première fois sur Jupiter, il y a près de 400 ans.

s dans l'hémisphère solaire nord ou sud (rarement les deux en même temps) contenant une ou plusieurs régions actives vastes et complexes formées par l'émergence fréquente et localisée d'un nouveau flux magnétique.

Les lignes sur une carte de la Terre qui vont du nord au sud sont des lignes de

et lorsqu'elles sont projetées dans le ciel, elles deviennent des lignes d'ascension droite.

Nous utilisons des lignes de latitude et

? Il n'y a pas de choix "évident".

Distance angulaire le long de l'orbite terrestre mesurée à partir de l'intersection de l'écliptique et de l'équateur céleste où le Soleil se déplace du sud au nord.

: un système de coordonnées qui décrit une position sur la surface de la Terre à l'est ou à l'ouest d'une ligne imaginaire connue sous le nom de méridien principal, qui passe par la ville de Greenwich, en Angleterre.

coordonnée ici sur Terre, RA est également une distance angulaire, mesurée vers l'est à partir de l'équinoxe vernal (où l'équateur céleste coupe l'écliptique).

La distance angulaire le long de l'équateur galactique à partir d'un point zéro en direction du centre galactique. Galaxie Un énorme assemblage d'étoiles (entre cent et un million), plus du gaz et de la poussière, qui maintient ensemble par gravité la Galaxie, notre propre galaxie, contenant le Soleil.

C'est l'équivalent de la latitude de la Terre et

est appelée Ascension Droite et la latitude est appelée Déclinaison. Pour des raisons historiques, l'Ascension Droite ne se mesure pas en degrés mais en « heures » - 24 heures équivalant à 360 degrés.

ASCENSION À DROITE : La coordonnée céleste analogue à

sur Terre.
RING GALAXY : Une galaxie qui a l'apparence d'un anneau. L'anneau contient généralement des étoiles bleues lumineuses. On pense que les galaxies annulaires ont été formées par des collisions avec d'autres galaxies.

Un élément du système de coordonnées astronomiques sur le ciel, qui peut être considéré comme

sur la terre projetée dans le ciel. L'ascension droite est généralement désignée par la lettre grecque minuscule alpha et est mesurée vers l'est en heures, minutes et secondes à partir de l'équinoxe vernal.

par un cadran solaire) déclinaison la distance angulaire au nord ou au sud de l'équateur céleste grand cercle un cercle à la surface d'une sphère qui est la courbe d'intersection de la sphère avec un plan passant par son centre Ligne de date internationale une ligne arbitraire sur la surface de la Terre près

L'étoile est bien mieux connue sous son nom de lettre grecque Nu Draconis, l'ouest de la paire Nu-1, l'est Nu-2 (les nombres, lorsqu'ils sont appliqués, vont toujours d'est en ouest dans l'ordre croissant d'ascension droite, le "

Moyenne dist Période Masse Magnitude Nœud Incl

1908 51,9 373,5 y 2 terre 11,5-13,4 105,13 1919 55,1 409 y 15 100 15 1928 35,23 209,2 y 0,5 terre 12 Percival Lowell, plus connu comme un partisan des canaux sur Mars, a construit un observatoire privé à Flagstaff, Arizona.

Son objectif initial était de fournir les informations astronomiques nécessaires pour dériver

) le 12 juin. Le panache semble être une combinaison de cendre brune et de vapeur blanche. Le panache qui s'élève vigoureusement donne à la vapeur l'apparence d'une bulle, l'atmosphère environnante a été bousculée par l'onde de choc de l'éruption.

Dans le système de coordonnées galactiques utilisé par les astronomes, ce mouvement est vers un

L'équivalent céleste de

s'appelle l'ascension droite. L'ascension droite peut se mesurer en degrés, mais pour des raisons historiques il est plus courant de la mesurer en temps (heures, minutes, secondes) : le ciel tourne à 360 degrés en 24 heures et donc il doit tourner de 15 degrés toutes les heures ainsi, .

Si le ciel est imaginé comme une sphère autour de la Terre, alors tout dans le ciel peut recevoir des coordonnées similaires à la façon dont tous les emplacements sur Terre ont des coordonnées déterminées par la latitude et

. Les lignes de déclinaison sont analogues aux lignes de latitude.

s de Regulus, Spica et d'autres étoiles brillantes avec une variation de la méthode lunaire d'Hipparque qui ne nécessitait pas d'éclipses. Avant le coucher du soleil, il a mesuré l'arc longitudinal séparant la Lune du Soleil. Puis, après le coucher du soleil, il mesura l'arc de la Lune à l'étoile.

L'Ascension Droite est similaire à

commence à 0 degré au méridien principal et va à 180 degrés Est ou 180 degrés Ouest. Puisque la Terre est une sphère, 180 E est égal à 180 W.

L'une des plus anciennes est celle des coordonnées galactiques, où les emplacements sont déterminés par la latitude galactique,

et la distance au Soleil.

Sa principale contribution fut d'appliquer des principes mathématiques rigoureux à la détermination des lieux à la surface de la Terre, et il fut le premier à le faire en spécifiant leur

et la latitude - la méthode utilisée aujourd'hui. Hipparque a sans doute été conduit à cette méthode par ses travaux sur la trigonométrie de la sphère.

Airy a installé un transit (un appareil d'arpentage précis) à Greenwich, en Angleterre, qui a été utilisé pour définir le méridien zéro degré de la Terre (zéro degré

boîte d'erreur : chaque objet dans le ciel a une position de coordonnées analogue à

et de latitude, chaque étoile dans le ciel a une ascension droite (est-ouest) et une déclinaison (nord-sud).

Le dipôle observé indique que le système solaire se déplace à 368+/-2 km/sec par rapport à l'Univers observable dans la direction galactique

l=263,85o et latitude b=48,25o avec une incertitude légèrement inférieure à 0,1o.

★ Ascension droite Coordonnée céleste analogue à

sur Terre, mais pensez-y comme projeté au-dessus de la Terre sur la "sphère des étoiles". Il est mesuré en heures, minutes et secondes jusqu'à 24h (au lieu de plus ou moins 180°).

, la latitude écliptique héliocentrique et la distance héliocentrique.

12,45 W). Un objet qui passe par le zénith à cet endroit doit donc avoir une déclinaison de 41,9N (l'acsension et la déclinaison à droite sont un système de coordonnées utilisé pour les objets dans le ciel qui est référencé à l'équateur et aux pôles de la Terre).

La sphère céleste est divisée en une grille de référence semblable à

) est divisé en 24 parties (heures sidérales) et nous indique une position des objets dans la direction est-ouest.

- Le mathématicien et géographe grec Eratosthène a prouvé que la Terre était ronde, et a fait un calcul remarquablement précis de sa circonférence et de son inclinaison (ainsi qu'il a conçu un système de latitude et

, et, éventuellement, l'estimation de la distance de la Terre au Soleil).
IIIe siècle av.

Nous avons utilisé la latitude pour le système Nord-Sud, alors voyons si nous pouvons faire la même chose avec

système car les objets dans le ciel se déplacent trop rapidement - ils ne sont pas situés en permanence au même endroit sur la Terre.

Mais les gens qui vivent sur le même

, et voir certaines des mêmes parties du ciel - la zone autour de l'écliptique, comme les constellations du zodiaque et les planètes.

Ces objectifs devaient être réalisés à partir d'une orbite lunaire quasi-circulaire et sur la surface lunaire à 3° S de latitude, 17° W

. Bien que les objectifs de la mission prévue n'aient pas été atteints, une quantité limitée de données photographiques a été obtenue.

dans la partie sud-ouest de l'océan des tempêtes. Lors de la planification de la manœuvre à mi-parcours, exécutée à 23h45. Le 30 mai PDT, l'équipe d'analyse des sciences spatiales Surveyor a sélectionné une nouvelle cible à environ un degré plus au nord en latitude. Les nouvelles coordonnées étaient 2,33 degrés sud, 43.

Le signe des Poissons couvre 330330 à 360 du céleste

et est représenté par le poisson.

L'Ascension Droite est mesurée en heures (h), minutes (m) et secondes (s) et est similaire à

sur Terre. Au fur et à mesure que la Terre tourne, les étoiles semblent se lever à l'est et se coucher à l'ouest, tout comme le Soleil.

est mesurée en degrés dans le sens antihoraire à partir de la direction vers le centre galactique et va de 0 à 360 . La latitude galactique est mesurée en degrés positifs au-dessus ou en degrés négatifs au-dessous du plan galactique et va de 0 à 90° au-dessus et de 0 à -90° au-dessous du plan.

Considérez-les comme des sinus et des cosinus, mais au lieu de dépendre d'un seul angle, ils dépendent des deux

et latitude. Il est possible d'utiliser une somme infinie de sinus et de cosinus, de fréquence et d'amplitude variables, pour représenter toute autre fonction qui dépend d'une seule variable.

être produit à partir du calcul du [

de la lune? La moitié proche [serait] toujours brillante."
7.2. "De la même manière que la moitié vue par le soleil d'un pot debout au soleil est brillante, et la moitié invisible est sombre, ainsi l'est [l'illumination] de la lune [si elle est] sous le soleil."
7.3.

Une carte de densité d'une partie du disque de la Voie lactée les axes montrent la latitude galactique et

, les coordonnées qui se rapportent à la position du centre de la Galaxie les données cartographiées sont le nombre d'étoiles détectées dans i, la large bande de longueur d'onde la plus longue du relevé, jusqu'à une faible limite de la 19e magnitude.

La phase totale de l'éclipse commence 28 secondes après le lever du soleil, qui se produit à 14h32m TU, à 466 miles (750 kilomètres) à l'est de Nuku Hiva, la plus grande des îles Marquises, à

132,49'39" ouest et latitude 7,46'22" sud.

L'autre méthode est en fait les coordonnées de l'étoile dans l'espace, leur latitude spatiale et

, ou un numéro de catalogue officiellement reconnu.Par exemple, la plus ancienne étoile connue, SMSS J031300.36-670839.

Les étoiles sont répertoriées dans des catalogues qui donnent des informations comme la position (en coordonnées similaires à la latitude et

sur la terre), l'éclat de l'étoile, sa couleur, etc. Par exemple, nous utilisons souvent la désignation de catalogue Henry Draper telle que HD 7762 (pour le numéro d'étoile 7762 dans ce catalogue).

de la Sphère Céleste le Grand Cercle perpendiculaire au Méridien lorsqu'il est à l'équateur.
Ritchey-ChretienConception Cassegrain photographique avancée avec miroirs primaire et secondaire hyperboliques. Grand champ sans coma.

d'un point de la sphère céleste utilisant le système de coordonnées équatoriales d'ascension droite divise le ciel en 24 sections appelées heures (1 heure = 15 degrés).

Ascension droite : L'équivalent de

dans le système de coordonnées célestes. La RA est mesurée en unités de temps (1 heure = 15 degrés) à partir du premier point du Bélier. RA augmente vers l'est.

centré sur Greenwich, en Angleterre, il constitue la base de tout chronométrage civil.
lumière visible forme de rayonnement électromagnétique que les humains peuvent voir avec leurs yeux.

d'étoiles brillantes, Spica et Regulus dans la constellation du Lion entre autres, et lorsqu'il a comparé les données aux mesures de ses prédécesseurs, .

coordonnées célestes Paire de grandeurs-ascension droite et déclinaison-similaire à

et la latitude sur Terre, utilisée pour localiser les objets sur la sphère céleste.
équateur céleste Projection de l'équateur terrestre sur la sphère céleste.

Une coordonnée utilisée dans le système de coordonnées équatorial, quelque peu analogue à

sur Terre, mais mis à l'échelle en heures, minutes et secondes vers l'est le long de l'équateur céleste. Une heure d'ascension droite équivaut à 15 degrés, c'est-à-dire l'angle de rotation de la sphère céleste en une heure.

Le lieutenant de grade inférieur Worf a donné la latitude et

du composé de Paul Manheim en relation avec le terminateur de Vandor IV. (TNG : "Nous aurons toujours Paris")

Les astronomes mesurent les positions des objets astronomiques à l'aide de coordonnées appelées ascension droite et déclinaison - l'équivalent de

et la latitude ici sur Terre.

opposition : La situation de deux corps célestes lorsque leur

s ou les ascensions droites diffèrent de 180 ? La lune est en opposition avec le soleil lorsque la terre est directement entre eux. [26] .

Coordonnées solaires. Distance du méridien central (CMD). La distance angulaire dans le solaire

mesurée à partir du méridien central.
Cycle solaire. La variation quasi-périodique d'environ 11 ans de la fréquence ou du nombre d'événements solaires actifs.

d'objets dans le ciel qui est semblable au

système que nous utilisons sur Terre. L'Ascension Droite est mesurée
en heures et minutes autour de l'équateur céleste (a .

Sur la Terre, c'est une ligne de constante

, sur la sphère céleste une ligne d'angle horaire constant ou d'ascension droite. Le méridien passant par le zénith pour un observateur particulier est appelé le méridien principal et à partir de celui-ci est mesuré l'angle horaire d'un objet.

Ascension Droite (RA) : C'est l'équivalent céleste de la Terre

dans le système de coordonnées équatoriales. Il divise l'équateur céleste en 24 heures, chacune de 60 minutes.

J'effectue l'ingénierie inverse de la transformation de la carte, afin que je puisse traduire les latitudes et

s à des emplacements de pixels précis. Je fais un peu de reconnaissance de motifs sur les superpositions de cartes et les fronts de nuages ​​en mouvement pour choisir le bon pixel. Ensuite, j'extrait le même pixel des cartes, dans l'ordre d'avancement du temps, pour générer une horloge.

Notez que dans les systèmes (comme le système solaire) dans lesquels les inclinaisons des orbites sont petites, il est difficile de se séparer de , donc un autre angle, le

du périhélie (c'est une forme alternative de la lettre grecque et se prononce donc "pi").
= +
Film QuickTime d'Orbit Orientation (0,8 Mo) .

Le soleil brille de la droite et le terminateur est à environ 100 degrés à l'ouest

. Le cratère Kuiper, du nom de l'astronome Gerard P. Kuiper, peut être vu juste en dessous du centre de la face illuminée de la planète. Le paysage est dominé par de grands cratères et des bassins avec de vastes plaines entre les cratères.

La haute latitude fait référence à la grille de latitude du Soleil et

les anciennes taches solaires se rassemblent près de l'équateur du Soleil et les nouvelles taches solaires apparaissent plus haut, à environ 25-30 degrés de latitude.

Déclinaison : L'une des deux coordonnées utilisées pour localiser la position d'un objet dans la sphère céleste de la Terre. Similaire à la latitude et

de la surface de la Terre, la déclinaison s'étend entre les pôles nord et sud de l'équateur céleste. (Voir Ascension droite) .

Ascension Droite (A.R.) : L'équivalent céleste de

, indiquant à quelle distance (en "heures" de 15°) un objet se trouve à l'est de la position du Soleil pendant l'équinoxe de mars.


Système de coordonnées

Autre Système de coordonnéess
Le galactique système de coordonnées est centré sur le Soleil, le plan fondamental coïncide approximativement avec le plan galactique. La longitude galactique (l) est mesurée à l'est le long de l'équateur galactique à partir du centre galactique et est donnée en degrés .

horizon système de coordonnées
Saisissez vos termes de recherche :
horizon système de coordonnées: voir altazimut système de coordonnées.

. Les positions des objets sont mesurées en termes de longitude galactique ( l ) et de latitude galactique ( b ). Le plan galactique coupe la Galaxie en deux (haut et bas).

Distance polaire
Astronomie sphérique
Liens externes[modifier] .

les pôles célestes nord et sud sont déterminés en projetant l'axe de rotation de la Terre pour couper la sphère céleste, qui à son tour définit un équateur céleste.

s en astronomie
À venir.
Degré ( ou deg)
Voir mesures d'angle.

s pour décrire l'emplacement des objets dans le ciel. Le plus largement utilisé implique l'Ascension Droite et la Déclinaison.

, Partie A
Zénith - Point sur la sphère céleste directement au-dessus.
Nadir - Point sur la sphère céleste directement sous l'observateur.
North Point - Point sur l'horizon en direction du nord géographique.
South Point - Point sur l'horizon en direction du sud géographique.

ou référentiel défini au voisinage de la Terre dans lequel la première loi du mouvement de Newton est valide, c'est-à-dire un référentiel non tournant et non accélérateur. [Silk90]
Heure sidérale locale
L'angle horaire local d'un équinoxe de catalogue. [S92]
Norme locale de repos .

pour représenter des figures géométriques en trois dimensions à l'aide de trois coordonnées : la distance radiale d'un point à une origine fixe, l'angle zénithal de l'axe z positif au point, .

est une façon de décrire où se trouve un objet dans la Voie lactée, par rapport au Soleil. La longitude galactique est mesurée en degrés dans le sens inverse des aiguilles d'une montre à partir de la direction vers le centre galactique et va de 0 à 360 °.

s
Profitez et continuez à nous inspirer Fraser et Pamela !
Réponse .

prend le plan de la Galaxie et du centre galactique (RA 17h 46m déc. - 28,56') comme points de référence. La latitude galactique est mesurée de 0° à l'équateur galactique à 90° au pôle galactique, tandis que la longitude galactique est mesurée de 0° à 360° vers l'est le long de l'équateur galactique.

, qui sert si bien l'astronomie moderne, est fermement ancrée dans la vision erronée du monde des anciens. Ils croyaient que la Terre était immobile et au centre de la création. Le ciel, pensaient-ils, était exactement ce à quoi il ressemble : un hémisphère creux se cambrant au-dessus de la Terre comme un grand dôme.

couramment utilisé par les astronomes et les astrologues, le soleil réside au premier point du Bélier à l'équinoxe de mars (0 degré de longitude sur l'écliptique), indépendamment du fait que le soleil brille devant la constellation des Poissons à l'équinoxe de mars dans notre jour et âge.

utilisé sur un corps planétaire pour donner l'emplacement d'un point par rapport à son équateur. Il y a quatre-vingt-dix degrés de latitude nord et sud de la ligne équatoriale.

La coordonnée est déterminée en mesurant un angle d'altitude vers le haut à partir du point le plus proche de l'horizon, et la coordonnée horizontale est établie en mesurant un angle d'azimut depuis le nord-est le long de l'horizon jusqu'à ce point le plus proche. Ce système est appelé soit l'horizon

la grille dans l'image d'accompagnement à droite illustre les régions géographiques de la lune qui sont illuminées et visibles, ainsi que l'orientation de Titan. Le nord est en haut et pivote de 25 degrés vers la gauche.

dans laquelle les positions sont mesurées par rapport à l'équateur céleste (dans le sens nord-sud) et par rapport à une direction fixe (dans le sens est-ouest).

La parité est 1 (ou même) si la fonction d'onde est inchangée par une inversion (reflet à l'origine) de la

il vaut -1 (ou impair) si la fonction d'onde n'est modifiée que de signe.

basé sur un axe dipolaire magnétique qui est décalé du centre de la terre d'environ 450 km vers un emplacement dans l'océan Pacifique (15,6 N 150,9 E). Cet axe "dipôle excentrique" coupe la surface à 81N 85 W et 75 S 120 E. bruit cosmique.

Coordonnées équatoriales (RA, Dec) Les plus courantes

utilisé par les astronomes. C'est l'équivalent de la latitude et de la longitude de la Terre projetées sur le ciel, sauf que la longitude est appelée Ascension Droite et la latitude est appelée Déclinaison.

A noter que TOUS LES POSTES SONT ENCORE DANS LE J2000

. Essentiellement, les catalogues Hipparcos et Tycho répertorient la position J2000 pour les étoiles telles qu'elles sont apparues le 2 avril 1991, à 13h30 TU. magnitude absolue Ce terme a deux sens différents : un pour les étoiles, un pour les astéroïdes.

qui décrit une position sur la surface de la Terre au nord ou au sud de l'équateur. Il s'exprime sous la forme d'un angle qui passe de 0° à l'équateur à 90° aux pôles Nord et Sud.

Cette distance et la vitesse correspondante dD/dt sont mesurées par rapport à nous au centre du

. L'accélération gravitationnelle due à la boule de matière sphérique de rayon D(t) est g = -G*M/D(t)2 où la masse est M = 4*pi*D(t)3*rho(t)/ 3.

Un élément de l'astronomie

sur le ciel, ce qui peut être considéré comme une longitude sur la terre projetée sur le ciel. L'ascension droite est généralement désignée par la lettre grecque minuscule alpha et est mesurée vers l'est en heures, minutes et secondes à partir de l'équinoxe vernal.

. En supposant des vitesses circulaires, avec ϕ l'angle d'azimut dans le plan de l'orbite, les coordonnées projetées sur le ciel et celles du plan orbital sont liées par l'angle d'inclinaison i entre les deux plans, et par l'angle θ .

Comme pour beaucoup de choses en physique, la taille de l'énergie dépend de la

se déplaçant avec lui à la vitesse V.

L'un des outils les plus essentiels pour comprendre et naviguer dans le ciel est peut-être la familiarité avec le ciel céleste.

appelé la sphère céleste.

Maintenant, si nous devions prendre ceci

et l'étirer jusqu'au ciel, nous serions en train de cuisiner ! Pourquoi pouvons-nous faire cela? Tout d'abord, la sphère céleste est déjà en quelque sorte configurée de la même manière que le système de latitude - il y a un équateur céleste et il y a des pôles célestes.

Le céleste fondamental

utilisé pour la navigation est maintenant basé sur la radioastronomie. Les emplacements des satellites qui composent le système de positionnement global seront bientôt liés aux positions fixes dans le ciel des quasars lointains.

Dans cet univers, la coordonnée temporelle d'un

dépend à la fois des coordonnées temporelles et spatiales d'un autre système relativement en mouvement, formant l'altération essentielle requise pour la théorie de la relativité restreinte d'Einstein.

Les télescopes équatoriaux sont livrés avec des cercles de réglage qui permettent à l'utilisateur de positionner manuellement le télescope en utilisant un

. Il est possible de positionner la lunette à l'aide des repères angulaires sur les cercles, puis de suivre une cible en tournant manuellement le bouton RA.

La deuxième façon de spécifier les positions des étoiles est l'équatoriale

. Ce système est très similaire au système longitude-latitude utilisé pour spécifier les positions à la surface de la Terre.

Le point de départ de la longitude sur Terre est à Greenwich en Angleterre, alors que dans le ciel

c'est à un point dans le ciel appelé l'équinoxe de printemps.

Pour certains types de problèmes, nous utilisons d'autres types de

à utiliser seraient des « coordonnées sphériques ». Vous pouvez regarder la page Web : , et je vous dirai comment relier ces coordonnées à votre problème.

Les systèmes du même genre sont assez populaires, ainsi que les systèmes rectangulaires calibrés par la position d'une étoile centrale et de deux autres. Un autre système répertorie les séparations angulaires d'un certain nombre d'étoiles brillantes facilement identifiables telles que Eta Carinae, Deneb et Rigel.

L'Ascension Droite / Déclinaison est le principal céleste

.
Numéro du jour julien
Un décompte continu de jours, commençant par le jour zéro le 1er janvier 4713 avant JC, à 12h00.

s nous aident à localiser n'importe quel objet sur la sphère céleste. Le pendule de Foucault est un moyen de démontrer que la Terre tourne.

Ascension droite (RA) - Partie d'un

semblable à la latitude à la surface de la Terre. L'ascension droite (RA) se mesure en heures, minutes et secondes. Zéro degré d'ascension droite est la position du Soleil pendant l'équinoxe de printemps (printemps).

s (Alt-Az, galactique)
Ajouter des objets non stellaires
Accélérer l'ensemble de l'applet
Autoriser des champs de vision supérieurs à 120 degrés (c'est-à-dire utiliser d'autres projections)
Ajoutez un horizon, une date, une heure et une latitude (va avec le mode Alt-Az) .

utilisé pour mesurer la latitude au-dessus ou au-dessous de l'équateur céleste sur la sphère céleste. [Plus d'informations : Guide de terrain]
découplage Événement dans l'univers primitif lorsque les atomes se sont formés pour la première fois, et après quoi les photons pouvaient se propager librement dans l'espace.

Montures équatoriales
Ces montures sont alignées sur le céleste

, et ont été le pilier des télescopes astronomiques amateurs et professionnels sérieux pendant plus d'un siècle. Ils existent dans une variété de modèles : équatoriale allemande, joug anglais, axe croisé anglais, disque polaire, fourche, anneau fendu, etc.

Altitude et Azimut
Termes de coordonnées utilisés dans l'horizontale

. L'altitude est la distance angulaire d'un objet céleste au-dessus (numéroté positif) ou au-dessous (numéroté négatif) de l'horizon. L'azimut est la distance angulaire d'un objet mesurée vers l'est le long de l'horizon à partir du nord cardinal (ou 0 ).

Les deux positions à l'horizontale

. L'altitude fait référence à l'angle entre l'horizon de l'observateur et l'objet. L'azimut fait référence à l'angle de l'objet le long de l'horizon mesuré du nord à l'est.
Ouverture.

, l'angle à la verticale de l'horizon dans la sphère céleste.
acide aminé
Molécule organique complexe importante dans la composition des protéines et appelée « élément constitutif de la vie ».

En d'autres termes, les termes azimut, altitude, zénith et méridien sont votre "Earth-based"

et un objet dans "eavens" se déplacera à travers ces coordonnées. Vos coordonnées terrestres sont à vous et à vous seul.

Par conséquent, tout point donné dans un astre

peut être attribué sans ambiguïté à une constellation.

déterminé par les positions instantanées de l'équateur céleste et de l'écliptique. Le mouvement de ce système est dû à l'effet progressif de la précession et aux variations périodiques à court terme de la nutation. (Voir équateur moyen et équinoxe.)
.

Ce n'est pas un livre pour débutants, il s'adresse aux étudiants en astronomie de premier cycle, mais les amateurs avancés trouveront une mine d'informations sur les principes de détection et de capture de la lumière, l'optique en ce qui concerne les télescopes, le fonctionnement de

s, analyse de données et mesure astronomique.

Star atlas - Collection de cartes à l'aide d'un

pour marquer les positions des objets astronomiques, des étoiles, des galaxies et des nébuleuses.
Saut d'étoiles - Techniques utilisant des motifs d'étoiles familiers pour sauter d'une partie du ciel à une autre, cela se fait à l'aide d'un télescope et à l'œil nu.

Ainsi, avec une carte des étoiles, une connaissance pratique de la

s, et peut-être quelques vagues de la main, n'importe quel observateur peut trouver presque n'importe quel objet visible.
Pourquoi les planètes changent-elles de position dans le ciel nocturne ?

Déclinaison : L'équivalent de la latitude dans le céleste

. Le DEC est mesuré en unités de degrés, le pôle nord céleste est à +90o et le pôle sud céleste est à DEC=-90o.

Cependant, si nous regardons la trajectoire de l'engin spatial dans un

, l'orbiteur est en fait EN AVANT de Jupiter dans les jours précédant l'arrivée, c'est Jupiter qui monte de "derrière" et "descend sur" l'orbiteur. Même les ingénieurs et scientifiques travaillant sur Galileo en sont souvent surpris ! .

Pour comprendre les mouvements de la Lune, des planètes, du Soleil, des étoiles et d'autres objets dans le ciel, nous devrons définir un

et devenir à l'aise avec quelques termes décrivant diverses positions. Commençons par identifier les principales causes du mouvement apparent des objets dans le ciel.

déclinaison - la latitude d'un point sur la sphère céleste en utilisant l'équatoriale

la déclinaison divise le ciel en 180 degrés (90 degrés nord (+) et sud (-) de l'équateur céleste).

Déclinaison: C'est la mesure angulaire de l'objet céleste de l'équateur de la Terre dans l'équateur

. Les coordonnées au nord de l'équateur céleste sont mesurées en degrés positifs de 0° à 90°, tandis que négatives au sud.

Aucune entrée ici pour le moment. La nouvelle section de physique comprendra des sujets comme les vecteurs,

s, unités de mesure, etc.
Données
Achetez des fenêtres sur le magasin de science de l'univers ! .

L'une des mesures utilisées pour déterminer la position dans le ciel. Avec l'ascension droite, il forme le plus largement utilisé

en astronomie. La déclinaison est la distance angulaire vers le haut ou vers le bas depuis l'équateur sur la sphère céleste.
RÉSEAU DE DIFFRACTION .

Un guide général de l'astronomie, certains disent qu'il devrait s'appeler le Trésor astronomique. Commence par un "Aperçu de l'Astonomie" et des images qui vous obligent presque à comprendre

s et orientation dans l'espace.

La plupart consistent en une abréviation représentant soit le type d'étoile, soit un catalogue répertoriant des informations sur l'étoile, suivi d'un groupe de symboles. Par exemple, le PSR J1302-6350 est un pulsar, donc le PSR. Le J révèle qu'un

connu sous le nom de J2000 est utilisé, .

Le sommet ou la tête d'une monture peut être soit alt-azimut (tournant d'un côté à l'autre, de haut en bas) ou équatorial (tournant parallèlement à l'astre céleste

). Les montures « Go-To » contiennent des ordinateurs qui peuvent trouver et suivre automatiquement les objets célestes une fois que les montures ont été correctement alignées.

Les cartes du ciel peuvent inclure des étoiles, des constellations, des objets du ciel profond et des objets du système solaire, et peuvent être améliorées par l'ajout d'étiquettes,

grilles et lignes de référence.

VLBI : Interférométrie à très longue ligne de base
VLT : Très Grand Télescope
VOEvent : métadonnées de rapport d'événement Sky
VOSA : Analyseur SED d'Observatoire Virtuel
VO : Observatoire virtuel
VU : Vrije Universiteit (Université libre d'Amsterdam)
WCS : Monde


Lors de la prise d'images du ciel, nous projetons le système de coordonnées célestes sphériques sur un plan à 2 dimensions, ce qui signifie qu'il n'y a pas de relation linéaire simple entre les coordonnées des pixels et les coordonnées célestes

Il existe plusieurs systèmes de coordonnées utilisés pour décrire les emplacements dans l'espace 2D et 3D pour l'astronomie et la physique solaire. Nous utiliserons ici quelques-uns de ces systèmes comme exemples, mais si vous voulez en savoir plus à leur sujet, de nombreuses ressources sont disponibles.

Systèmes de coordonnées physiques

Les systèmes de coordonnées projetées sont un type de systèmes de coordonnées physiques, ce sont ceux sur lesquels nous allons nous concentrer dans cette leçon en raison de leur applicabilité aux données d'imagerie. Astropy et SunPy prennent en charge la représentation de points dans de nombreux systèmes de coordonnées physiques différents, à la fois projetés et entièrement en 3D, tels que ICRS ou Helioprojective.


Contenu

Le mot azimut est aujourd'hui dans toutes les langues européennes. Il vient de l'arabe médiéval al-sommet, prononcé as-sommet en arabe, signifiant "les directions" (pluriel de l'arabe al-samt = "la direction"). Le mot arabe est entré dans le latin de la fin du Moyen Âge dans un contexte d'astronomie et en particulier dans l'utilisation de la version arabe de l'instrument d'astronomie astrolabe. Le premier enregistrement du mot en anglais est dans les années 1390 en Traité de l'Astrolabe par Geoffrey Chaucer. Le premier enregistrement connu dans une langue occidentale est en espagnol dans les années 1270 dans un livre d'astronomie largement dérivé de sources arabes, le Livres du sabre d'astronomie commandé par le roi Alphonse X de Castille. [2]

En navigation terrestre, l'azimut est généralement noté alpha, α, et défini comme un angle horizontal mesuré dans le sens des aiguilles d'une montre à partir d'une ligne de base nord ou méridien. [3] [4] Azimut a également été plus généralement défini comme un angle horizontal mesuré dans le sens des aiguilles d'une montre à partir de tout plan de référence fixe ou d'une ligne de direction de base facilement établie. [5] [6] [7]

Aujourd'hui, le plan de référence pour un azimut est généralement le nord géographique, mesuré comme un azimut de 0°, bien que d'autres unités angulaires (grad, mil) puissent être utilisées. En se déplaçant dans le sens des aiguilles d'une montre sur un cercle de 360 ​​degrés, l'est a un azimut de 90°, le sud de 180° et l'ouest de 270°. Il existe des exceptions : certains systèmes de navigation utilisent le sud comme vecteur de référence. N'importe quelle direction peut être le vecteur de référence, à condition qu'elle soit clairement définie.

Assez souvent, les azimuts ou les relèvements au compas sont indiqués dans un système dans lequel le nord ou le sud peut être le zéro, et l'angle peut être mesuré dans le sens horaire ou antihoraire à partir du zéro. Par exemple, un relèvement peut être décrit comme "(du) sud, (tourner) à trente degrés (vers l') est" (les mots entre parenthèses sont généralement omis), en abrégé "S30°E", qui est le relèvement de 30 degrés dans la direction est depuis le sud, c'est-à-dire le relèvement à 150 degrés dans le sens des aiguilles d'une montre depuis le nord. La direction de référence, indiquée en premier, est toujours le nord ou le sud, et la direction de virage, indiquée en dernier, est l'est ou l'ouest. Les directions sont choisies de telle sorte que l'angle, indiqué entre elles, soit positif, compris entre zéro et 90 degrés. Si le relèvement se trouve exactement dans la direction de l'un des points cardinaux, une notation différente, par ex. "due est", est utilisé à la place.

Azimuts basés sur le nord vrai Modifier

Du nord
Nord Sud 180°
Nord-nord-est 22.5° Sud-sud-ouest 202.5°
Nord-Est 45° Sud-ouest 225°
Est-nord-est 67.5° Ouest-sud-ouest 247.5°
est 90° Ouest 270°
Est-sud-est 112.5° Ouest-nord-ouest 292.5°
Sud-est 135° Nord Ouest 315°
Sud-sud-est 157.5° Nord-nord-ouest 337.5°

Une meilleure approximation suppose que la Terre est une sphère légèrement écrasée (une sphéroïde aplati) azimut a alors au moins deux sens très légèrement différents. Azimut section normale est l'angle mesuré à notre point de vue par un théodolite dont l'axe est perpendiculaire à la surface du sphéroïde azimut géodésique est l'angle entre le nord et le géodésique c'est-à-dire le chemin le plus court à la surface du sphéroïde de notre point de vue au point 2. La différence est généralement incommensurable si le point 2 n'est pas à plus de 100 km, la différence ne dépassera pas 0,03 seconde d'arc.

Divers sites Web calculeront l'azimut géodésique, par exemple le site GeoScience Australia. Les formules de calcul de l'azimut géodésique sont liées dans l'article sur la distance.

L'azimut à section normale est plus simple à calculer Bomford dit que la formule de Cunningham est exacte pour n'importe quelle distance. [ citation requise ] Si F est l'aplatissement, et e l'excentricité, pour le sphéroïde choisi (e.g., 1 298.257 223 563 pour WGS84) puis

Pour calculer l'azimut du soleil ou d'une étoile compte tenu de sa déclinaison et de son angle horaire à notre emplacement, nous modifions la formule pour une terre sphérique. Remplacer φ2 avec la déclinaison et la différence de longitude avec l'angle horaire, et changez le signe (puisque l'angle horaire est positif vers l'ouest au lieu de l'est).

le azimut cartographique ou alors azimut de la grille (en degrés décimaux) peut être calculé lorsque les coordonnées de 2 points sont connues dans un plan plat (coordonnées cartographiques) :

Remarquez que les axes de référence sont inversés par rapport au système de coordonnées polaires mathématiques (sens antihoraire) et que l'azimut est dans le sens horaire par rapport au nord. C'est la raison pour laquelle les axes X et Y dans la formule ci-dessus sont permutés. Si l'azimut devient négatif, on peut toujours ajouter 360°.

La formule en radians serait un peu plus simple :

Le problème inverse se produit lorsque les coordonnées (X1, Oui1) d'un point, la distance , et l'azimut α à un autre point (X2, Oui2) sont connus, on peut calculer ses coordonnées :

Ceci est généralement utilisé dans la triangulation et l'identification en azimut (AzID), en particulier dans les applications radar.

Projections cartographiques Modifier

Il existe une grande variété de projections cartographiques azimutales. Ils ont tous la propriété de conserver les directions (les azimuts) à partir d'un point central. Certains systèmes de navigation utilisent le sud comme plan de référence. Cependant, n'importe quelle direction peut servir de plan de référence, tant qu'elle est clairement définie pour tous ceux qui utilisent ce système.

Utilisé dans la navigation céleste, un azimut est la direction d'un corps céleste à partir de l'observateur. [8] En astronomie, un azimut est parfois appelé roulement. En astronomie moderne, l'azimut est presque toujours mesuré à partir du nord. (L'article sur les systèmes de coordonnées, par exemple, utilise une convention mesurant depuis le sud.) Autrefois, il était courant de se référer à l'azimut depuis le sud, car il était alors nul en même temps que l'angle horaire d'une étoile. était nul. Cela suppose cependant que l'étoile (supérieure) culmine au sud, ce qui n'est vrai que si la déclinaison de l'étoile est inférieure (c'est-à-dire plus au sud que) la latitude de l'observateur.

Ascension droite Modifier

Si, au lieu de mesurer depuis et le long de l'horizon, les angles sont mesurés depuis et le long de l'équateur céleste, les angles sont appelés ascension droite s'ils sont référencés à l'équinoxe de printemps, ou angle horaire s'ils sont référencés au méridien céleste.

Coordonnée horizontale Modifier

Dans le système de coordonnées horizontales, utilisé dans la navigation céleste et l'installation d'antennes paraboliques, l'azimut est l'une des deux coordonnées. L'autre est l'altitude, parfois appelée élévation au-dessus de l'horizon. Voir aussi : Sat Finder.

Coordonnée polaire Modifier

En mathématiques, l'angle d'azimut d'un point en coordonnées cylindriques ou en coordonnées sphériques est l'angle dans le sens inverse des aiguilles d'une montre entre le positif X-axe et la projection du vecteur sur le xy-avion. L'angle est le même qu'un angle en coordonnées polaires de la composante du vecteur dans le xy-plan et est normalement mesuré en radians plutôt qu'en degrés. En plus de mesurer l'angle différemment, dans les applications mathématiques thêta, θ, est très souvent utilisé pour représenter l'azimut plutôt que la représentation du symbole phi φ.

Pour les lecteurs de bande magnétique, azimut fait référence à l'angle entre la ou les têtes de ruban et le ruban.

Dans les expériences de localisation sonore et la littérature, le azimut fait référence à l'angle que fait la source sonore par rapport à la ligne droite imaginaire qui est tracée de l'intérieur de la tête à travers la zone entre les yeux.

Un propulseur azimutal dans la construction navale est une hélice qui peut être tournée horizontalement.


La longitude attribuée aux taches solaires est-elle sphérique ou projetée ? - Astronomie

Avant d'aborder les bases de l'observation solaire, d'abord un avertissement : un avertissement que vous avez sans doute entendu plusieurs fois auparavant mais qu'il vaut toujours la peine de retenir avant chaque session d'observation.

Le Soleil est un objet dangereux à observer. Ne regardez pas le Soleil directement à travers un télescope ou à l'œil nu sans protection. Toute erreur peut endommager gravement votre vue, alors ne prenez aucun risque et pensez toujours à ce que vous faites.

Si vous avez déjà laissé votre main s'égarer derrière l'oculaire en projetant le Soleil, vous saurez que c'est une erreur à ne pas répéter !

Observation de la lumière blanche

La méthode d'observation solaire la plus sûre consiste à projeter l'image à travers un petit télescope sur un morceau de carte blanche, puis à visualiser visuellement l'image solaire sur la carte. Cette méthode est également le moyen le plus simple d'enregistrer les positions des taches solaires sur le disque solaire. Vous pouvez observer le Soleil en regardant directement à travers un télescope, mais vous devez d'abord installer un filtre solaire sécurisé et en bon état sur l'extrémité objet du télescope. N'utilisez jamais un oculaire qui prétend être un filtre solaire, car ceux-ci peuvent se briser et l'image solaire brûlera instantanément votre rétine, vous laissant aveuglé de façon permanente dans cet œil.

L'avantage de visualiser directement le Soleil sur projection est que vous verrez plus de détails et aurez une vue beaucoup plus claire des groupes de taches solaires. Chaque fois que vous regardez le Soleil directement à l'aide d'un filtre solaire sur le télescope, gardez toujours le capuchon anti-poussière sur le viseur pour éviter que quelqu'un ne regarde accidentellement à travers lui ou que l'image ne tombe là où elle pourrait causer des dommages ou même déclencher un incendie.

Un simple comptage des taches solaires

Pour trouver le Soleil dans un premier temps, laissez le capuchon anti-poussière sur le télescope et pointez la lunette vers le Soleil. Tenez ensuite un morceau de carton blanc derrière l'oculaire et déplacez un peu le télescope jusqu'à ce que l'ombre du télescope soit petite et arrondie sur le morceau de carton. Retirez ensuite le capuchon anti-poussière et l'image solaire peut généralement être vue projetée sur la carte tenue directement derrière la lunette, et vous remarquerez (de loin!) L'image circulaire lumineuse du Soleil dans l'oculaire. C'est l'heure de la prudence et de la mise en place rapide du filtre solaire. Placez le filtre solaire sur l'extrémité objet du télescope avant de regarder à travers l'oculaire. Ce n'est que lorsque vous êtes convaincu que c'est absolument sûr que vous devez regarder à travers l'oculaire et visualiser directement l'image solaire.

Le travail de cartographie des taches solaires commence maintenant. Dessinez un cercle de 6 pouces (150 mm) sur du papier ordinaire et dessinez les groupes et le détail des taches telles qu'elles apparaissent sur le Soleil. N'oubliez pas que votre télescope peut inverser l'image afin que le sud soit en haut. Une fois que vous avez correctement cartographié les groupes, comptez les groupes, puis tous les points qu'ils contiennent. Si les groupes sont distants de plus de 10 degrés sur la surface solaire, ils sont comptés comme des groupes individuels.

Disons que vous comptez 3 groupes constitués de 3 places dans le premier groupe, 8 places dans le deuxième groupe et 1 place dans le troisième groupe. Vous avez maintenant 3 groupes et 12 places. Pour enregistrer le nombre de taches solaires pour la journée, vous devez multiplier le nombre de groupes par un facteur de dix, c'est-à-dire 30, et l'ajouter au nombre de taches enregistrées, c'est-à-dire 12, ce qui donne un total de 42 qui est le nombre de taches solaires appelé 'R'. Il s'agit d'un simple décompte des taches solaires qui peut être réalisé quotidiennement en quelques minutes.

Cartographier les taches solaires

Si vous voulez aller plus loin et enregistrer les positions des spots alors vous aurez probablement besoin de projeter l'image. Le meilleur type de télescope pour ce travail est un petit réfracteur. Idéalement, vous devez attacher une boîte ou un support pour transporter la projection solaire, mais un pupitre placé derrière le télescope peut faire le même travail, même si vous devrez masquer l'extrémité du télescope pour que l'image du Soleil soit en légèrement ombragé pour que vous puissiez le voir en plein jour. Dessinez un cercle de 6 pouces sur du papier à dessin ou du papier calque non ligné et fixez-le sur une grille qui rendra la cartographie des taches solaires plus précise.

Pointez à nouveau le réfracteur approximativement dans la direction du Soleil, laissez le capuchon anti-poussière et suivez la même procédure que celle décrite ci-dessus pour trouver le Soleil. Lorsque vous avez projeté l'image du Soleil sur la carte blanche, avertissez toute personne avec vous de ne pas regarder à travers l'oculaire et veillez à ne pas laisser le télescope sans surveillance pendant l'observation juste au cas où quelqu'un serait tenté. Vous devrez peut-être ajuster la position du support pour que l'image solaire corresponde complètement au cercle de 6 pouces que vous avez dessiné.

Maintenant, vous devez établir la direction de l'équateur solaire. Laissez une petite tache solaire dériver le long d'une ligne est-ouest de la grille. Ajustez la position du dessin pour correspondre à la dérive du spot. Lorsque le point dérive avec précision du centre du dessin au bord le long de la ligne est-ouest, l'image est correctement alignée.

Maintenant, replacez l'image solaire sur le cercle que vous avez dessiné et tracez les groupes avec précision. Vous devrez réajuster l'image plusieurs fois pour cartographier les positions de tous les groupes, car le Soleil dérivera à moins que vous n'ayez un moteur connecté à votre lunette. Avant de conclure l'observation, assurez-vous que vos groupes enregistrés sont tous assis avec précision sur l'image projetée des groupes lorsque l'image du Soleil est parfaitement contenue dans votre cercle dessiné de 6 pouces.

Remettez maintenant le capuchon anti-poussière sur le télescope et sécurisez-le. Ramenez votre dessin sur votre bureau et déterminez les positions des taches solaires. A ce stade, dessinez les taches solaires sur le papier contenant les positions projetées en vous référant au dessin détaillé que vous avez fait précédemment en regardant directement le Soleil.

Une fois que vos spots sont enregistrés et dessinés avec précision, vous devrez déterminer leurs positions. Vous avez besoin d'un ensemble de disques de Stonyhurst qui montrent où se trouve l'équateur solaire par rapport à votre position sur la Terre à différents moments de l'année. Il y a 8 cartes dans un ensemble, qui peuvent être obtenues à partir de la section solaire BAA ou téléchargées à partir des pages Web de la section. Vous aurez également besoin d'une copie du BAA actuel Manuel, car vous avez besoin des coordonnées solaires pour chaque jour. Vous aurez besoin de connaître l'angle P (l'inclinaison de l'axe du Soleil, + si est et - si ouest) l'angle B nul (B0, la latitude du centre du disque solaire indiquant l'inclinaison vers la Terre ou vers la Terre) et l'angle L néant (L0, la longitude du centre du disque ou du méridien central).

Vous êtes maintenant prêt à déterminer les positions de votre observation. Se référer au BAA Manuel, section Soleil, généralement trouvée près du début du livre. Les chiffres pour tous les 5 jours sont donnés, vous devez donc calculer les chiffres pour les jours intermédiaires par un simple calcul. Une fois que vous avez les chiffres de la date de votre observation, prenez un rapporteur et placez-le sur votre dessin. Regardez la figure de l'angle P : disons que c'est -7. Comptez 7° au rapporteur à gauche du point nord et marquez. Compter 7° à droite de la pointe sud et marquer. C'est la vraie position Nord/Sud. (Si l'angle avait été de +7, alors vous mesureriez 7° à droite du nord et à gauche du sud.) Placez votre dessin sur le disque de Stonyhurst correspondant (les dates sont marquées sur les cartes en haut et en bas). Placez les marques d'angle P sur les points nord/sud sur le disque de Stonyhurst et vous pouvez marquer le point est-ouest et centre sur le dessin. Maintenant, vos groupes de taches solaires seront placés avec précision sur le disque et vous pourrez simplement lire la latitude.

Pour calculer la longitude, regardez la valeur de l'angle L0. Cela vous indiquera quelle est la longitude à cette date au méridien central. Vous devrez probablement faire un léger ajustement pour le temps (donné dans le Manuel sous la rubrique « Diminuer L0 avec le temps »). Une fois la longitude du méridien central établie, vous pouvez facilement calculer la longitude des groupes sur le disque en ajoutant des degrés pour ceux à l'ouest du méridien et en soustrayant des degrés à l'est du méridien.

Une observation pour une journée enregistrant 4 groupes et 23 spots comptés au sein de ces groupes serait rapportée comme R = 63 (4´10 + 23). Si trois groupes étaient dans l'hémisphère nord et un dans le sud, g= 4 gn= 3 gs= 1.

Maintenant, vous avez observé le Soleil directement et fait un croquis, projeté l'image à travers un réfracteur enregistré avec précision les groupes et les taches calculés en longitude et latitude et élaboré un chiffre pour R.

Pour soumettre vos observations à la section solaire, vous devez enregistrer la date (donnez toujours l'année d'abord, puis le mois puis le jour) l'heure en temps universel (identique à l'heure britannique en hiver mais vous devez soustraire une heure en été ) le(s) instrument(s) que vous avez utilisé le numéro de rotation (référez-vous au BAA Manuel pour le RN pour la date de votre observation) et les conditions d'observation telles que clair, bouillant, brumeux, nuage fin ou dérivant, etc. Un numéro de code pour les conditions d'observation peut être appliqué : 1= clair, pas de mouvement des membres 2= petites taches facilement vu, léger mouvement au niveau du membre 3= ombre/limite de pénombre claire, mouvement des membres bouillant 4= ombre/pénombre de grandes taches séparables, une mauvaise image et ébullition des membres, quelques nuages ​​dérivants 5= grosses taches seulement vues, mauvaise ébullition ou nuage obscurcissant, l'ombre/la pénombre ne peut pas être distinguée.

Hydrogène-Alpha
Un filtre H-alpha ou un télescope spécialisé vous permet de voir le Soleil dans la longueur d'onde restreinte de la lumière « hydrogène-alpha », réduisant considérablement la chaleur et la lumière transmises et vous permettant d'observer et de signaler les proéminences, les filaments et les éruptions. Les proéminences sont des poussées massives de plasma ou de gaz surchauffé voyageant le long des lignes de champ magnétique, vers l'extérieur du limbe du Soleil. Ils peuvent apparaître sous une variété de formes souvent décrites par les observateurs comme des monticules, des arbres ou des haies, et peuvent former des arcs, des boucles, des flèches ou des spicules. Certains planent au-dessus du membre pendant des jours tandis que d'autres sont attachés et peuvent ensuite se détacher du membre et dériver dans l'espace.

Les protubérances éruptives sont des événements spectaculaires. Une petite proéminence se développe très rapidement en jets et en surtensions, en boucles ou en sprays et une partie ou la totalité de la proéminence peut être éjectée dans l'espace.

La taille des proéminences varie considérablement du plus petit spicule ou monticule à un événement de proéminence éruptif spectaculaire qui peut atteindre plus d'un million de km du limbe. Aux fins d'enregistrement, les plus petites proéminences ne sont pas comptées, c'est à dire. ceux de moins de 30 secondes d'arc de hauteur (ce qui équivaut à un dixième de pouce sur l'échelle d'un dessin solaire de disque de 6 pouces de diamètre).

De même, l'activité de proéminence doit être exprimée par le nombre de zones actives (AA) plutôt que par des protubérances individuelles. Le limbe solaire a été arbitrairement divisé en zones de latitude 5º, nord et sud c'est à dire. 0° à 4,9° 5° à 9,9° 10° à 14,9° et ainsi de suite.Chaque zone est considérée comme un AA, de sorte que toutes les proéminences qualificatives dans cette zone lors d'une session/d'une journée d'observation particulière seraient considérées comme un seul événement. Une proéminence doit être attachée au limbe solaire pour être dénombrable, donc les protubérances détachées, les éjectas et les nuages ​​en vol stationnaire ne sont pas comptés. Une proéminence éruptive de courte durée n'est pas non plus comptabilisée.

Les filaments sont vus dans H-alpha sous forme de longs brins d'enroulement sombres à travers le disque solaire. Ce sont en fait des proéminences mais vues contre le disque plutôt que comme des formes lumineuses s'étendant du limbe du Soleil. Parfois, une proéminence de membre peut être vue en boucle sur le disque solaire sous la forme d'un filament. Enregistrez une description et si possible l'emplacement des principaux filaments au cours du mois notez-les sur votre déclaration mensuelle H-alpha.

Les éruptions solaires sont un éclaircissement soudain de flocons à proximité d'un groupe de taches solaires actif, devenant brillant en quelques minutes. L'éclat s'estompe alors plus lentement que l'éclaircissement soudain. L'événement peut être de courte durée, environ 10 minutes, ou s'étendre sur quelques heures. L'activité peut se reproduire dans une région active plusieurs fois jusqu'à ce que l'activité s'arrête. Les flares optiques sont enregistrés en fonction de la luminosité : F= faible N= normal B= brillant. Ils sont également enregistrés sous la rubrique « Importance », se référant à l'étendue de l'éclat à la luminosité maximale. S = subflare (surface jusqu'à 2 degrés carrés) 1 = surface 2 à 5 degrés carrés. 2= ​​zone 5-12 deg. 3 = 12-25 deg. 4= superficie supérieure à 25 degrés carrés.

L'observation solaire peut être très enrichissante et a l'avantage d'être disponible pour l'observateur pendant les heures de convivialité. Vous pourrez peut-être même emporter un petit télescope au travail et effectuer une simple observation des taches solaires pendant la pause déjeuner, en particulier pendant les mois d'hiver. Vous saurez que vous êtes un « addict au solaire » lorsque vous atteignez ce stade !

Lyne Smith, Directeur de la section solaire

Article initialement publié dans le JBAA 122, 2, 2012

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Contenu

Le tableau suivant répertorie les systèmes de coordonnées communs utilisés par la communauté astronomique. Le plan fondamental divise la sphère céleste en deux hémisphères égaux et définit la ligne de base pour les coordonnées latitudinales, similaire à l'équateur dans le système de coordonnées géographiques. Les pôles sont situés à ±90° du plan fondamental. La direction principale est le point de départ des coordonnées longitudinales. L'origine est le point de distance zéro, le "centre de la sphère céleste", bien que la définition de la sphère céleste soit ambiguë quant à la définition de son point central.

Système de coordonnées [1] Point central
(Origine)
Plan fondamental
(0° de latitude)
Pôles Coordonnées Sens primaire
(0° de longitude)
Latitude Longitude
Horizontal
(aussi appelé Alt/Az ou El/Az)
observateur horizon zénith / nadir altitude ( une ) ou élévation azimut ( UNE ) point nord ou sud de l'horizon
Équatorial centre de la Terre (géocentrique)
/ centre du Soleil (héliocentrique)
équateur céleste pôles célestes déclinaison ( δ ) ascension droite ( α )
ou angle horaire ( h )
équinoxe vernal
Écliptique écliptique pôles écliptiques latitude écliptique ( β ) longitude écliptique ( λ )
Galactique centre du soleil avion galactique pôles galactiques latitude galactique ( b ) longitude galactique ( je ) centre galactique
Supergalactique avion supergalactique pôles supergalactiques latitude supergalactique ( SGB ) longitude supergalactique ( SGL ) intersection du plan supergalactique et du plan galactique

Système horizontal

le horizontal, ou système d'altitude-azimut, est basé sur la position de l'observateur sur Terre, qui tourne autour de son propre axe une fois par jour sidéral (23 heures, 56 minutes et 4,091 secondes) par rapport au fond d'étoile "fixe". Le positionnement d'un objet céleste par le système horizontal varie avec le temps, mais c'est un système de coordonnées utile pour localiser et suivre des objets pour les observateurs sur terre. Il est basé sur la position des étoiles par rapport à l'horizon idéal d'un observateur.

Système équatorial

le équatorial système de coordonnées est centré au centre de la Terre, mais fixe par rapport aux étoiles et galaxies lointaines. Les coordonnées sont basées sur l'emplacement des étoiles par rapport à l'équateur terrestre s'il était projeté à une distance infinie. L'équateur décrit le ciel vu du système solaire, et les cartes d'étoiles modernes utilisent presque exclusivement des coordonnées équatoriales.

le équatorial est le système de coordonnées normal pour la plupart des astronomes professionnels et de nombreux astronomes amateurs ayant une monture équatoriale qui suit le mouvement du ciel pendant la nuit. Les objets célestes sont trouvés en ajustant les échelles du télescope ou d'un autre instrument afin qu'elles correspondent aux coordonnées équatoriales de l'objet sélectionné à observer.

Les choix populaires de pôle et d'équateur sont les anciens systèmes B1950 et les systèmes modernes J2000, mais un pôle et un équateur "de date" peuvent également être utilisés, c'est-à-dire appropriés à la date considérée, comme lorsqu'une mesure de la position d'une planète ou un vaisseau spatial est fabriqué. Il existe également des subdivisions en coordonnées « moyenne de la date », qui font la moyenne ou ignorent la nutation, et « vraie de la date », qui inclut la nutation.

Système écliptique

Le plan fondamental est le plan de l'orbite terrestre, appelé plan de l'écliptique. Il existe deux variantes principales du système de coordonnées écliptiques : les coordonnées écliptiques géocentriques centrées sur la Terre et les coordonnées écliptiques héliocentriques centrées sur le centre de masse du système solaire.

Le système écliptique géocentrique était le principal système de coordonnées de l'astronomie ancienne et est toujours utile pour calculer les mouvements apparents du Soleil, de la Lune et des planètes. [2]

Le système écliptique héliocentrique décrit le mouvement orbital des planètes autour du soleil et se concentre sur le barycentre du système solaire (c'est-à-dire très proche du centre du soleil). Le système est principalement utilisé pour calculer les positions des planètes et autres corps du système solaire, ainsi que pour définir leurs éléments orbitaux.

Système galactique

Le système de coordonnées galactiques utilise le plan approximatif de notre galaxie comme plan fondamental. Le système solaire est toujours le centre du système de coordonnées et le point zéro est défini comme la direction vers le centre galactique. La latitude galactique ressemble à l'altitude au-dessus du plan galactique et la longitude galactique détermine la direction par rapport au centre de la galaxie.

Système supergalactique

Le système de coordonnées supergalactiques correspond à un plan fondamental qui contient un nombre supérieur à la moyenne de galaxies locales dans le ciel vu de la Terre.


Commentaires

Cet article a négligé une considération importante, un avertissement concernant l'observation directe du soleil à l'œil nu et en particulier à travers un télescope. Une perte de vision irréparable peut survenir en quelques secondes et la cécité peu de temps après. Vous ne pouvez pas supposer que tous vos lecteurs savent comment voir le soleil en toute sécurité.

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article intéressant. Vous devez souvent regarder en arrière pour voir où vous en êtes.

Je ne sais pas si je classerais les gens des années 1700 comme "les Anciens".

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Le vrai problème avec ces vieux télescopes était l'aberration chromatique. L'aberration sphérique était là, mais était un acteur mineur.
Geoff

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Salut Geoff, tu soulèves un point intéressant. Je ne prétends certainement pas être un expert sur ce sujet, mais dans la présentation de Svalgaard (http://www.leif.org/research/Antique-Telescopes-and-Sunspots.pdf, en particulier la diapositive 31), il dit "An le télescope moyen utilisé par un amateur à l'époque souffrait probablement d'aberrations sphériques assez fortes. . . Compte tenu du fait que le télescope de Staudach souffrait probablement d'aberrations sphériques et chromatiques, le facteur [de correction] réel est probablement un peu plus grand. . Mais nous ne savons pas combien plus grand, et c'est le problème." L'implication semble donc être que l'aberration sphérique était un gros problème, et que l'aberration chromatique était également un problème, mais il n'est pas encore clair dans quelle mesure l'aberration chromatique a affecté le travail des taches solaires.

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J'ai construit le même télescope que John Briggs, en utilisant un objectif singulet à ouverture de 25 mm. Le rapport focal est de f/39. En plus de dessiner des taches solaires, j'ai utilisé le télescope pour observer la Lune, Jupiter et Saturne. C'est étonnant de voir combien de détails sont visibles sur la lune, avec seulement une ouverture de 1" ! Ce qui est aussi très intéressant, c'est le peu de couleur avec cet instrument, que j'attribue au rapport focal élevé.


La quête de la longitude

Avec cette activité, les élèves apprendront que
- la détermination fiable de la longitude était un problème sérieux dans la navigation maritime aux 17e et 18e siècles, période pendant laquelle un grand nombre de navires ont été perdus en mer.
- la longitude peut être dérivée des mesures de temps.
- le midi astronomique (local) ne coïncide pas avec midi sur l'horloge.
- avec John Harrison comme modèle, la persévérance et la conviction d'atteindre un objectif peuvent conduire à de grandes réalisations.

Les étudiants pourront
- expliquer comment le temps est lié à la rotation de la Terre.
- expliquer pourquoi la détermination de la longitude au large a été difficile pendant des siècles.
- déterminer la longitude en fonction des mesures de temps.
- décrire les compétences de navigation de base utilisées pendant l'ère de l'exploration.
- nommer l'horloger anglais qui a réussi à construire le premier chronomètre de marine fiable.

Lors de l'introduction du sujet, demandez aux élèves ce qui définit une journée. L'utilisation d'un globe terrestre permet de visualiser la situation. Après avoir réalisé qu'il s'agit de la période d'une révolution apparente complète du Soleil autour de la Terre (c'est-à-dire le passage du méridien), laissez-les travailler sur l'activité 1.

Essayez d'aborder les méthodes permettant de déterminer l'heure de manière synchrone à deux endroits sur la Terre. Le décalage horaire correspond à la différence de longitude par rapport à une position de référence.

L'activité 2 est particulièrement adaptée pour comprendre comment fonctionne la navigation avec le Soleil et une horloge. Guidez les élèves dans cette tâche et vérifiez les résultats.

Laissez les élèves faire des recherches sur la vie et les réalisations de John Harrison. Des suggestions de vidéos sont mentionnées dans la description de l'activité.

La liste contient les éléments nécessaires à un étudiant.
- Feuilles de travail
- Gabarit de fabrication et instructions : horloge de longitude
- Couteau d'artisanat
- Ciseaux
- La colle
- Calculatrice
- Crayon
- Ordinateur (pour l'application d'horloge de longitude, environnement d'exécution Java installé)
- Ordinateur/tablette/smartphone avec connexion Internet (pour le service de carte en ligne)

Latitude et longitude


Figure 1: Illustration de la définition des latitudes et longitudes de la Terre (Crédits : Peter Mercator, djexplo, CC0).

Tout emplacement dans une zone est défini par deux coordonnées. La surface d'une sphère est une zone courbe, mais l'utilisation de coordonnées comme haut et bas n'a pas beaucoup de sens, car la surface d'une sphère n'a ni début ni fin. Au lieu de cela, nous pouvons utiliser des coordonnées polaires sphériques provenant du centre de la sphère, où le rayon est fixé par sa taille (Figure 1). Il reste deux coordonnées angulaires. Appliquées à la Terre, elles sont appelées latitude et longitude. Sa rotation fournit l'axe de symétrie. Le pôle Nord est défini comme le point où l'axe de rotation théorique rencontre la surface de la sphère, et la rotation est dans le sens inverse des aiguilles d'une montre lorsque l'on regarde le pôle d'en haut. Le point opposé est le pôle Sud. L'équateur est défini comme le grand cercle à mi-chemin entre les pôles.

Les latitudes sont des cercles parallèles à l'équateur. Ils sont comptés de 0° à l'équateur à ±90° aux pôles. Les longitudes sont de grands cercles reliant les deux pôles de la Terre. Pour une position donnée sur Terre, la longitude passant par le zénith, le point directement au-dessus, s'appelle le méridien. C'est la ligne que le Soleil croise apparemment à midi local. L'origine des longitudes est définie comme le premier méridien et passe par Greenwich, où se trouve l'Observatoire royal d'Angleterre. A partir de là, les longitudes sont comptées de 0° à +180° (vers l'est) et -180° (vers l'ouest).

Exemple : Heidelberg en Allemagne est situé à 49,4° Nord et 8,7° Est.

Élévation du poteau (hauteur du poteau)


Figure 2: Des traînées d'étoiles dans le ciel après un temps d'exposition d'environ 2 heures (Crédit : Ralph Arvesen, Live Oak star trails, https://www.flickr.com/photos/rarvesen/9494908143, https://creativecommons.org/licenses /by/2.0/legalcode)

Si nous projetons le système de coordonnées terrestres des latitudes et des longitudes sur le ciel, nous obtenons le système de coordonnées équatorial céleste. L'équateur terrestre devient l'équateur céleste et les pôles géographiques sont extrapolés pour construire les pôles célestes. Si nous devions prendre une photographie avec une longue exposition du ciel du nord, nous verrions depuis les traînées des étoiles qu'elles tournent toutes autour d'un point commun, à savoir le pôle nord céleste (figure 2).
Dans l'hémisphère nord, il y a une étoile modérément brillante près du pôle céleste, à savoir, l'étoile polaire ou Polaris. Au pôle sud céleste, aucune étoile de ce type ne peut être observée à l'œil nu. D'autres méthodes doivent être utilisées pour le trouver. Si nous nous tenions exactement au pôle Nord géographique, Polaris serait toujours directement au-dessus de nous. On peut dire que son élévation serait de (presque) 90°. Cette information introduit déjà le système de coordonnées horizontales (Figure 3).


Figure 3: Illustration du système de coordonnées horizontales. L'observateur est l'origine des coordonnées attribuées comme azimut et altitude ou élévation (Crédit : TWCarlson, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Azimuth-Altitude_schematic.svg, 'Azimuth-Altitude schema', https :/ /creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/legalcode).

C'est la référence naturelle que nous utilisons au quotidien. Nous, les observateurs, sommes à l'origine du système de coordonnées situé sur un plan plat dont le bord est l'horizon. Le ciel est imaginé comme l'hémisphère au-dessus. L'angle entre un objet dans le ciel et l'horizon est l'altitude ou l'élévation. La direction dans le plan est donnée par un angle compris entre 0° et 360°, l'azimut, qui est généralement mesuré dans le sens des aiguilles d'une montre à partir du nord. En navigation, cela s'appelle aussi le « relèvement ». Le méridien est la ligne qui relie le nord et le sud à l'horizon et passe le zénith.


Figure 4 : En combinant les trois systèmes de coordonnées (sphérique terrestre, équatorial céleste et horizontal local), il devient clair que la latitude de l'observateur est exactement l'élévation du pôle céleste, également connue sous le nom de «hauteur du pôle» (Crédit : propre travail).

Pour toute autre position sur Terre, le pôle céleste ou Polaris apparaîtrait à une altitude inférieure à 90°. A l'équateur, il effleurerait juste l'horizon, c'est-à-dire serait à une altitude de 0°. La corrélation entre la latitude (Pôle Nord = 90°, équateur = 0°) et l'élévation des pôles célestes n'est pas un hasard. La figure 4 combine les trois systèmes de coordonnées mentionnés. Pour un observateur donné à n'importe quelle latitude sur Terre, le système de coordonnées horizontales locales touche le système de coordonnées polaires sphériques terrestres en un seul point tangent. L'image démontre que l'élévation du pôle nord céleste, appelée hauteur du pôle, est exactement la latitude nord de l'observateur sur Terre.

Temps solaire moyen et vrai

La figure 5 montre la rotation de la Terre et son orbite autour du Soleil. Le Soleil illumine la Terre, ce qui conduit au jour et à la nuit. En près de 24 heures, la Terre tourne une fois autour de son axe. Par conséquent, l'orientation par rapport au ciel en position 2 est la même qu'en position 1.

En plus de sa propre rotation, la Terre tourne également autour du Soleil. En position 1, le Soleil indique le midi local. Cela signifie que, dans l'hémisphère nord, le Soleil est plein sud. Cependant, à la position 2, c'est-à-dire après une rotation complète, le Soleil ne s'aligne plus avec ce point du ciel, en ce sens qu'il indique une heure avant midi local. Afin d'avoir à nouveau le Soleil au même endroit dans le ciel (prochain midi local), la Terre doit tourner et tourner un peu plus longtemps (position 3). En conséquence, une journée solaire dure quelques minutes de plus qu'il n'en faut à la Terre pour tourner autour de son propre axe. La journée solaire dure presque exactement 24 heures.


Figure 5 : Illustration de la différence entre le jour solaire et le jour sidéral (Crédit : Francisco Javier Blanco González, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Tiempo_sidéreo.en.png, https://creativecommons.org/licenses/by-sa /2.5/ code juridique).

Cependant, la vitesse orbitale de la Terre autour du Soleil n'est pas constante tout au long de l'année. Il est plus rapide près du périhélie et plus lent près de l'aphélie.


Figure 6 : Vue schématique de l'orbite elliptique de la Terre autour du Soleil tout au long d'une année. La position la plus proche du Soleil est le périhélie, tandis que le point le plus éloigné est l'aphélie (Crédits : suivant les conseils de Duoduoduo&rsquos, image vectorielle : Gothika, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Seasons1.svg, 'Seasons1 ', annotations mises à jour par Markus Nielbock, https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/legalcode).

Par conséquent, la durée d'un vrai jour solaire change constamment. Ceci est reflété par l'heure solaire apparente (AST) ou l'heure solaire vraie (TST), qui correspond à la véritable trajectoire apparente du Soleil dans le ciel. Par conséquent, 12h00 TST est exactement quand le Soleil est plein sud.

En moyenne, la journée solaire dure 24 heures, ce qui correspond à une révolution apparente complète du Soleil dans le ciel, soit 360°. Sur la base de cette moyenne, nous pouvons également supposer qu'en moyenne chaque jour est également long, c'est-à-dire que le Soleil revient à la même position exactement toutes les 24 heures. Nous avons vu qu'en réalité ce n'est pas le cas, mais cela simplifie la mesure du temps. Cette échelle de temps est appelée le temps solaire moyen (MST). Cela signifie que la vitesse angulaire de la Terre par rapport à la position apparente du Soleil pour un jour solaire est, en moyenne, de 360° divisé par 24 heures (h), soit 15 degrés par heure :

Détermination de la longitude

Avec ce taux de rotation, on peut déterminer la longitude si l'heure au premier méridien et l'heure locale sont connues. Si l'on calcule la différence entre ces heures, la longitude est dérivée en multipliant simplement ce nombre par 15.

La longitude en degrés est alors
λ = Δt ∙ 15 °/h = (12h - TST) ∙ 15°/h

Le point de l'orbite terrestre le plus éloigné du Soleil

Mouvement d'objets célestes qui est en fait causé par la rotation de la Terre

Directions principales, c'est-à-dire nord, sud, ouest, est

Passage du méridien par les objets célestes. Ces objets y atteignent leur altitude la plus élevée ou la plus basse.

Concernant une période qui est causée par la rotation quotidienne de la Terre autour de son axe

Distance angulaire entre un objet céleste et l'horizon

Les quatre des plus de 60 lunes connues de Jupiter (Io, Europe, Callisto et Ganymède) que Galileo Galilei a découvertes en 1610 avec l'un des premiers télescopes astronomiques utilisés dans l'histoire de l'humanité

Un cercle sur une sphère dont le rayon est identique au rayon de la sphère

La moyenne annuelle de la durée du Soleil atteignant la même direction azimutale (par exemple entre midi), qui est presque exactement de 24 heures. Le temps mesuré en fonction de ces événements astronomiques est appelé le temps solaire moyen. En général, cela diffère de l'heure affichée par les horloges contemporaines courantes.

Une ligne qui relie le nord et le sud à l'horizon via le zénith

Le point de l'orbite terrestre le plus proche du Soleil

Élévation d'un pôle céleste. Sa valeur est identique à la latitude de l'observateur sur Terre.

Lorsqu'un corps en rotation tourne, l'axe de rotation se déplace souvent également dans l'espace. C'est ce qu'on appelle la "précession". En conséquence, l'axe de rotation change constamment d'orientation et pointe vers différents points de l'espace. Le cycle complet de la précession de l'axe de la Terre dure environ 26 000 ans.

Outil de navigation inventé au 18ème siècle utilisé pour mesurer l'altitude angulaire des objets célestes pour déterminer la latitude

Coordonnées polaires sphériques

Le système de coordonnées naturel d'un plan plat est cartésien et mesure les distances dans deux directions perpendiculaires (avant, arrière, gauche, droite). Pour une sphère, ce n'est pas très utile, car elle n'a ni début ni fin. Au lieu de cela, le point fixe est le centre de la sphère. Lorsqu'il est projeté à l'extérieur de la position centrale, tout point de la surface de la sphère peut être déterminé par deux angles, dont l'un est lié à l'axe de symétrie. Cet axe définit deux pôles. De plus, le rayon représente la troisième dimension de l'espace, grâce à quoi chaque point à l'intérieur d'une sphère peut être déterminé. Ceci définit les coordonnées polaires sphériques. Lors de la définition de points sur la surface d'une sphère, le rayon reste constant.

Avant que le transport de masse sur de grandes distances par train ne devienne possible, chaque ville avait sa propre heure locale qui suivait l'heure solaire. Cette situation est devenue impraticable, car les horaires des trains devaient tenir compte des décalages horaires entre les gares. Par conséquent, dans les années 1840, une heure standard qui serait valable dans toute la Grande-Bretagne a été décidée. Plus tard, le concept a été mis en œuvre partout dans le monde, avec 24 zones d'heures standard locales, à savoir les fuseaux horaires. C'est ce que nous utilisons encore aujourd'hui.

Heure solaire vraie (heure solaire apparente)

La durée d'un vrai jour solaire - la période entre deux passages méridiens du Soleil - change tout au long de l'année. Ceci est causé par l'orbite excentrique de la Terre autour du Soleil. Alors que la vitesse de rotation de la Terre elle-même reste constante, la vitesse orbitale autour du Soleil ne le fait pas. Par conséquent, un vrai jour solaire peut être décalé de la valeur moyenne de 24 heures entre environ 20 à 30 secondes. Cela conduit à des différences entre les heures solaires vraies et moyennes pouvant aller jusqu'à environ 15 minutes dans les deux sens. Dans cette période, midi est le moment où le Soleil est exactement sur le méridien, c'est-à-dire au sud dans l'hémisphère nord et au nord dans l'hémisphère sud.

Point dans le ciel juste au-dessus

LES PRÉPARATIFS

Cette activité ne présente que brièvement le concept de dériver la latitude à partir des mesures angulaires des objets célestes. Une approche plus détaillée est fournie par d'autres activités du kit pédagogique axées sur la navigation céleste appelée « Navigation à travers les âges ». L'enseignant voudra peut-être d'abord les examiner.

Il existe deux versions d'une horloge de longitude disponibles. L'une est une application informatique écrite en Java, grâce à laquelle elle est indépendante du système d'exploitation. Cependant, veuillez vérifier s'il fonctionne sur vos ordinateurs locaux. Pour plus de détails, consultez les instructions de l'application ci-dessous.

L'autre version est un cadran en carton à main, semblable à un planisphère. Les élèves devront d'abord le construire. Les instructions sont incluses.

INTRODUCTION

Il serait avantageux que l'activité soit discutée dans le contexte plus large de la navigation, par ex. en géographie, histoire et littérature.

Astuce : Cette activité peut être combinée avec d'autres formes d'acquisition de connaissances comme des présentations orales en histoire, littérature ou géographie mettant en valeur la navigation. Cela préparerait le terrain d'une manière beaucoup plus interactive que ce qu'un enseignant peut réaliser en résumant les faits. Ce sujet est également bien adapté pour les cours de théâtre.

Astuce : Il existe de bons documentaires mettant en évidence les travaux de John Harrison et l'histoire de la recherche de la longitude.

Voici une suggestion de collection :

« Longitude et latitude expliquées », Australian National Maritime Museum (Durée : 2:33)

« Déterminer la longitude », Science Online (Durée 11 : 10)

« L'horloge qui a changé le monde (BBC History of the World) », Leeds Museums (Durée 29:01)

Laissez les élèves les regarder lors d'un cours préparatoire ou à la maison.

QUESTIONS, RÉPONSES ET DISCUSSION

Demandez aux élèves s'ils ont une idée de combien de temps l'humanité utilise des navires pour naviguer sur les océans. On peut signaler la propagation de l'Homo sapiens vers des îles et des continents isolés comme l'Australie.

Des réponses possibles:
Nous savons avec certitude que les navires ont été utilisés pour parcourir de grandes distances depuis 3 000 avant notre ère ou plus tôt. Cependant, les premiers colons australiens ont dû trouver un moyen de traverser les océans vers 50 000 avant notre ère.

Demandez aux élèves quels auraient été les avantages d'essayer d'explorer les mers. Peut-être que quelqu'un connaît des cultures historiques ou des peuples qui étaient des marins célèbres. L'enseignant peut étayer cela avec quelques exemples d'anciens peuples marins, par ex. de la Méditerranée, et l'art de la navigation.

Des réponses possibles:
Trouver de nouvelles ressources et de la nourriture, le commerce, l'esprit d'exploration et de curiosité.

Demandez aux élèves comment ils se rendent à l'école chaque jour. Qu'est-ce qui soutient leur orientation et les empêche de se perdre ? Dès que des repères (bâtiments, feux tricolores, arrêts de bus, etc.) sont mentionnés, demandez-leur comment les navigateurs ont pu s'orienter sur les mers. Dans les premiers temps, ils utilisaient les instructions nautiques en relation avec des points de repère qui pouvaient être reconnus. Mais pour cela, les navires devraient rester près de la côte. Les phares ont amélioré la situation. Mais qu'est-ce qui pourrait servir de points de référence en pleine mer ? Les élèves mentionneront probablement bientôt des objets célestes comme le Soleil, la Lune et les étoiles.

Questions et réponses supplémentaires suggérées

Q : D'après le documentaire, quels ont été les principaux obstacles à la construction d'un chronomètre marin ?

R : Ils étaient trop imprécis et peu fiables en mer. Les principales raisons en étaient que les mouvements de roulis des navires interféraient avec les pendules et qu'il y avait de grandes différences de température et d'humidité en haute mer.

Q : Qu'est-ce qui a déclenché la Loi sur la longitude et l'appel à la recherche d'une méthode précise pour déterminer la longitude ?

R : La catastrophe navale de 1707 aux îles Scilly.

Q : Comment le temps et la rotation de la Terre sont-ils liés ?

R : L'heure solaire, telle que nous l'utilisons, est liée au mouvement diurne apparent du Soleil. Tous les deux midis sont séparés de 24 heures pendant lesquelles la Terre tourne (environ) une fois autour de son axe. La rotation de la Terre déplace apparemment le Soleil autour du ciel. La longitude au-dessus de laquelle le Soleil brille change dans le temps.

Q : Combien de temps dure un jour en heures ? Combien de degrés d'une rotation y a-t-il en une heure ?

A : 1 jour = 24 heures 360 degrés = 1 rotation complète de 15 degrés par heure

Q : Comment la mesure du temps permettrait-elle de déterminer la longitude ?

R : La différence de temps entre la position actuelle sur Terre et une référence de longitude (le premier méridien de Greenwich) est directement proportionnelle à la longitude d'une position inconnue.

Q : Qui a résolu le problème de longitude avec une nouvelle horloge ?

R : L'horloger John Harrison.

Q : De quoi était fait le mécanisme d'horlogerie de l'horloge H1 de John Harrison ?

Q : Quelle est la principale différence de conception entre H1 et H4 ?

R : La H1 est une horloge grande et lourde, tandis que la H4 est similaire à une montre de poche et est plus facile à utiliser.

Q : Où ces horloges sont-elles affichées maintenant ?

R : Le musée de l'observatoire de Greenwich.

Q : Quel grand explorateur a testé et utilisé une copie du H4 lors de ses voyages autour du monde ?

L'activité suivante peut être réalisée avec une version en carton de l'horloge de longitude ou l'application informatique. Les enseignants peuvent en choisir un. Veuillez vérifier si l'application fonctionne sur les ordinateurs locaux. Pour plus de détails, consultez les instructions de l'application ci-dessous.

CONSTRUCTION DE L'HORLOGE LONGITUDE (Disponible en document séparé)

Éléments nécessaires :
- Gabarit imprimé sur papier épais ou carton fin
- Instructions
- Couteau d'artisanat
- Ciseaux
- La colle

Le modèle de l'horloge de longitude se compose de quatre pages.
1. Imprimez le modèle sur du papier ou du carton très épais pour assurer la stabilité.
2. Découpez les zones carrées.
3. Collez les carrés avec les cartes dos à dos. Assurez-vous que la colle est bien répartie et que la flèche sur le premier méridien pointe dans la même direction des deux côtés.
4. Découpez la zone grise à l'intérieur du cadran de l'horloge (intitulée « Longitude Horloge »).
5. Une fois la colle sèche, découpez la zone hachurée autour des cartes, mais ne détruisez pas la partie hachurée. Il sera nécessaire plus tard.
6. Supprimez la zone grise entre la zone hachurée et les cartes. Vous pouvez couper dans les bordures noires qui l'entourent. Des ciseaux peuvent être utilisés pour couper les bords.
7. Collez la partie avec la zone hachurée au dos de l'une des faces de l'horloge de longitude. Assurez-vous que la colle est bien répartie sur le côté hachuré. Laissez-le sécher.
8. Placez le disque avec les cartes à l'intérieur de la zone hachurée et vérifiez qu'il tourne correctement. Si nécessaire, coupez un peu plus le bord. Ensuite, retirez à nouveau le disque.
9. Mettez de la colle sur le côté visible restant de la page hachurée.
10. Mettez soigneusement le disque avec les cartes à l'intérieur. Il ne doit recevoir aucune colle. Assurez-vous que le bon côté du disque cartographique est orienté vers le haut. Vérifiez avec l'étiquetage du cadran de l'horloge.
11. Placez le dos de la face restante de l'horloge de longitude sur la partie hachurée collée.
12. Laissez sécher et vérifiez que le disque tourne.


Image 7 : Modèle pour construire l'horloge de longitude. Une version imprimable est disponible dans un fichier séparé (propre travail).

L'APPLICATION HORLOGE LONGITUDE

Il y a une application Java attachée à cette unité qui fonctionne de la même manière que l'horloge de longitude construite par les étudiants. Une fois le logiciel démarré, les hémisphères nord et sud apparaissent côte à côte. L'heure peut être réglée en faisant glisser avec une souris d'ordinateur ou en tapant. Le logiciel contient un fichier readme avec des instructions supplémentaires.

Exigences minimales:
- Java version 7 ou supérieure
- Carte graphique prenant en charge au moins OpenGL 3.3
Au démarrage de l'application, la version OpenGL actuellement prise en charge s'affichera dans une console distincte.

Étant donné que la norme graphique mentionnée ci-dessus (OpenGL 3.3) n'a été introduite qu'en 2010, il est possible que l'application ne fonctionne pas sur tous les ordinateurs, en particulier ceux qui sont plus anciens ou ne possèdent qu'une simple carte graphique. Il est recommandé à l'enseignant de tester l'application au préalable.

Décompressez le fichier astroedu1646-LongitudeQuest-LongitudeClock.zip n'importe où sur un ordinateur sur lequel Windows ou Linux est installé. Un nouveau dossier appelé LongitudeClock est créé. Accédez à ce dossier et exécutez le script de lancement Windows ou Linux. Des informations détaillées sur son utilisation sont incluses.


Figure 8: Capture d'écran de l'application d'horloge de longitude.

ACTIVITÉ 1 : TROUVER LA LONGITUDE

Les matériaux nécessaires:
- Feuille de travail
- Application d'horloge de longitude ou/et d'horloge de longitude
- Crayon
- Calculatrice
- Ordinateur, si l'application d'horloge de longitude est utilisée

Les élèves apprendront le concept de détermination de la longitude à l'aide de l'horloge de longitude. Sa précision est suffisamment bonne pour illustrer la procédure en visualisant le concept mathématique sous-jacent. Cependant, la résolution temporelle est trop petite pour déterminer la longitude avec une très grande précision comme cela est nécessaire pour la navigation.

Les feuilles de travail contiennent un résumé des concepts les plus importants nécessaires pour comprendre et réaliser cette activité.

Utilisation de l'horloge de longitude

Lors de la navigation à l'aide d'un sextant et d'une horloge, l'heure locale à bord d'un navire est comparée à l'heure mesurée au premier méridien. À cette fin, les navires emportaient avec eux une horloge très précise qui était réglée à l'heure à 0° de longitude, c'est-à-dire l'heure de l'observatoire de Greenwich. Les mesures ont généralement été effectuées à midi local, c'est-à-dire lorsque le Soleil atteint sa plus haute élévation.

Le premier méridien est indiqué sur l'horloge de longitude. Pour déterminer la longitude, il suffit de tourner le marqueur du premier méridien sur l'heure affichée par l'horloge, qui est réglée sur l'heure à 0° de longitude. La longitude locale est alors indiquée au repère horaire de 12 heures (midi local). Les longitudes sont indiquées par pas de 15° à l'ouest et à l'est du premier méridien. L'enseignant peut choisir de projeter l'application d'horloge de longitude et de démontrer son utilisation aux élèves.

Notez que pour nos exercices, nous supposons que les horloges affichent l'heure solaire vraie, mais nous calculons en supposant la durée moyenne d'un jour solaire de 24 heures.

La feuille de travail contient un tableau avec cinq exemples de lectures d'heure (heure au premier méridien) pour le midi local (TST). Les élèves calculent la différence de temps et la longitude résultante en appliquant les équations ci-dessous. Les résultats sont ensuite recoupés avec l'horloge de longitude (version papier ou application).

Si TST est l'heure solaire vraie à Greenwich (premier méridien), la différence de temps en heures entre midi local et TST est

La longitude correspond à l'angle de rotation de la Terre entre midi au premier méridien et le midi local. Comme le jour solaire moyen dure 24 heures, une heure correspond à 15° de longitude. La longitude locale en degrés est alors

λ = Δt ∙ 15°/h = (12h - TST) ∙ 15°/h

Les valeurs négatives indiquent les longitudes occidentales tandis que les valeurs positives représentent les longitudes orientales.

Tableau 1 : Liste des heures de Greenwich pour lesquelles les élèves sont invités à calculer les longitudes, si le midi local est supposé. Les solutions (non fournies aux élèves) sont ajoutées en italique.

Heure solaire vraie à Greenwich (hh:mm) | t (h) | (°)
&mdash | &mdash
08h00 | +4 | 60 Est
23h00 | -11 | 165 Ouest
18h00 | -6 | 90 Ouest
00:00 | +12 | 180 Ouest/Est
14h30 | -2,5 | 37,5 Ouest

Si les élèves ont des difficultés à appliquer les équations, l'enseignant peut vouloir démontrer la solution du premier exemple.

Remarque : L'enseignant peut vouloir changer l'orientation de l'exercice en commençant par l'horloge de longitude et en utilisant les calculs comme une vérification croisée à la place.

ACTIVITÉ 2 : CAPTAIN COOK&rsquoS DEUXIÈME VOYAGE

Les matériaux nécessaires:
- Feuille de travail
- Crayon
- Calculatrice
- Ordinateur/tablette/smartphone avec connexion internet

À l'aide de la feuille de travail, les élèves font le suivi du deuxième voyage de Cook. Ils déterminent la latitude et la longitude de sept emplacements au cours du voyage de trois ans et localisent chaque position sur une carte en ligne.

Q : Combien de minutes et de secondes une heure compte-t-elle ?

R : 1 heure = 60 minutes = 3 600 secondes

La latitude peut être calculée sur la base de n'importe quel objet céleste observable. Si sa position dans le ciel est connue, l'angle entre l'horizon et cet objet, l'élévation, conduit à la latitude. Les objets célestes ont leurs propres coordonnées. Il est important de noter ici l'angle vers l'équateur. Cet angle est appelé « déclinaison » et correspond à la latitude sur Terre. Seulement aux pôles terrestres, l'équateur s'aligne avec l'horizon.

La latitude ϕ est calculée à partir de la déclinaison δ et de l'élévation η à l'aide de l'équation suivante.

Le signe plus devant le crochet est choisi si le Soleil atteint sa plus haute élévation au sud. Il est moins si le Soleil est au nord. Le signe de est positif pour les latitudes nord et négatif pour les latitudes sud. Malheureusement, le Soleil change constamment de déclinaison. Cependant, il peut être calculé. Pour les sept mesures, sa valeur est ajoutée au tableau.

Le capitaine James Cook a commencé son deuxième voyage le 13 juillet 1772. Sa flotte se composait de deux navires, le HMS Resolution et le HMS Adventure, ce dernier commandé par le capitaine Tobias Furneaux. Avant de mettre les voiles, Cook a pris la première série de mesures.

Après avoir fait escale aux îles de Madère et du Cap-Vert, l'expédition jette l'ancre le 30 octobre 1772 dans leur premier grand port du sud. Ils ont navigué autour du cap de Bonne-Espérance et après avoir manœuvré les navires à travers la banquise, ils ont atteint le cercle antarctique le 17 janvier 1773. Les deux navires se sont rencontrés le 17 mai 1773. De là, ils ont exploré le Pacifique et, le 15 août, ont atteint une île. , où le premier insulaire du Pacifique à visiter l'Europe s'est embarqué dans le HMS Adventure.

L'Adventure retourna tôt en Angleterre, tandis que Cook avec le Resolution continuait à parcourir les mers. Après plusieurs tentatives pour s'aventurer au sud du cercle antarctique, il atteint le point le plus au sud le 30 janvier 1774, où la glace bloque le passage. Cook a continué à explorer le Pacifique mais a finalement décidé de rentrer chez lui. Cook se dirigea vers l'est et son équipage aperçut la terre le 17 décembre 1774. Ils passèrent Noël dans une baie que Cook baptisa plus tard Christmas Sound.

Il continue d'explorer l'Atlantique Sud et découvre la Géorgie du Sud et les îles Sandwich du Sud. Après une escale en Afrique australe, le navire rentra chez lui le 30 juillet 1775.

Tableau 2 : Liste des mesures de navigation effectuées sur le navire amiral de Cook, le HMS Resolution, à sept dates au cours de son deuxième voyage. Les mesures ont toutes été obtenues à midi local, c'est-à-dire à la plus haute élévation du Soleil ce jour-là. Les temps ont été obtenus à partir de la montre K1 que James Cook a emportée avec lui.

Date | Déclinaison solaire (°) | Direction du soleil | Elévation solaire (°) | Heure solaire vraie (hh:mm:ss)
&mdash | &mdash | &mdash | &mdash
13 juillet 1772 | 21. 7 | Sud | 61,3 | 12:16:24
30 octobre 1772 | -14.1 | Nord | 70.2 | 10:46:24
17 mai 1773 | 19.3 | Nord | 29,7 | 00:22:48
15 août 1773 | 14,0 | Nord | 58,5 | 02:01:36
30 janvier 1774 | -18,6 | Nord | 37,4 | 19:07:36
17 décembre 1774 | -23,4 | Nord | 60,0 | 17:05:14
30 juillet 1775 | 18,5 | Sud | 58,1 | 12:06:00

Pour les sept destinations mentionnées ici, le tableau ci-dessus répertorie les mesures à partir desquelles les élèves doivent déterminer la latitude et la longitude et les ajouter au tableau avec les résultats ci-dessous.

Pour les longitudes, utilisez les équations de l'activité 1. Les heures indiquées dans le tableau doivent être converties en heures, les décimales représentant les minutes et les secondes.

La première mesure est au port d'attache de Cook. Elle a été prise le 13 juillet 1772 à 12 h 16 min 24 s. Il est donc de 12 heures, 16 minutes et 24 secondes. Pour convertir cela en heures avec des décimales, additionnez simplement les nombres suivants :

12 heures
16/60 heures
24/3600 heures

La somme est arrondie à 12,2733 heures.

En suivant l'équation mentionnée ci-dessus, vous obtenez (arrondi à la première décimale) :

= (12h - 12.2733h) ∙ 15°/h = -4,1°

Ainsi, la longitude est de -4,1° ou 4,1° ouest.

Pour obtenir la latitude, calculez (hémisphère nord, c'est-à-dire que le Soleil est au sud) :

= (90° - η) + δ = (90° - 61,3°) + 21,7°

Tableau 3 : Un tableau préparé pour que les élèves remplissent les solutions. Les résultats (non fournis aux étudiants) sont ajoutés en italique.

Date | Latitude (°) | Longitude (°) | Localisation sur la carte
&mdash | &mdash | &mdash
13 juillet 1772 | 50,4 N | 4,1 W | Plymouth
30 octobre 1772 | 33,9 S | 18.4 E | Cap Hope/Baie de la Table
17 mai 1773 | 41,0 S | 174,3 E | Baie de la Reine-Charlotte (NZ)
15 août 1773 | 17,5 S | 149,6 E | Tahiti
30 janvier 1774 | 71,2 S | 106,9 W | Point le plus au sud, près de l'Antarctique
17 décembre 1774 | 53,4 S | 76,3 W | Ouest de la Patagonie Détroit de Magellan
30 juillet 1775 | 50,4 N | 1,5 W | Manche, près de l'île de Wight

Si possible, consultez une carte dans un atlas ou via un service de cartographie en ligne où ces positions se trouvent sur Terre. Dans Google Maps, entrez simplement la latitude suivie de la longitude, toutes deux séparées par une virgule.

DISCUSSION FINALE

Les élèves sont invités à discuter de la précision de cette méthode. La discussion peut être guidée dans ce sens. Les réponses sont des suggestions d'où la discussion peut mener.

Q : Quelles étapes sont nécessaires pour tracer la position d'un navire en haute mer ?

R : soit cap et vitesse, soit élévation solaire à midi local et à l'heure de Greenwich.

Q : Comment la météo interfère-t-elle avec cela ?

R : Le Soleil doit être visible pour que la latitude et l'heure locale de midi soient déterminées. Les vents et les tempêtes rendent les mesures difficiles.

Q : Quelles connaissances et compétences sont nécessaires pour naviguer comme vous l'avez fait ?

R : Des calculs simples, la signification de la latitude et de la longitude, la mesure des angles d'objets célestes, etc.


Comment faire une carte synoptique

Semblable à la Terre, notre Soleil est un objet sphérique, et pour montrer la carte de toute la surface solaire, il faut utiliser une projection convertissant les coordonnées sphériques (latitudes et longitudes) en une surface plane. La projection typique utilisée par les physiciens solaires est une projection cylindrique normale (par exemple, la projection de Mercator). Contrairement à la Terre, cependant, le taux de rotation (temps nécessaire à une zone particulière pour effectuer un tour complet autour du Soleil) dépend de la latitude, l'équateur solaire tournant plus rapidement que les latitudes plus élevées. Ce type de rotation est courant pour les étoiles et les planètes gazeuses telles que Jupiter et est appelé rotation différentielle. Mais il y a plus. Contrairement à la Terre, la surface solaire change constamment et nous ne pouvons voir le Soleil que d'un seul point de vue (perspective terrestre). Au moment où le Soleil fait un tour complet, les taches solaires qui étaient présentes lors de la rotation précédente peuvent changer de manière significative, voire disparaître complètement et de nouvelles taches solaires peuvent apparaître sur la face « arrière » du Soleil.

Comment crée-t-on une carte synoptique ? Tout d'abord, nous prenons un disque complet d'observations du Soleil et les transformons des coordonnées d'image (x-y) en coordonnées héliographiques (latitude et longitude). A cette étape, la résolution spatiale de la carte pourrait être abaissée, typiquement, à 1 par 1 degré solaire et l'hypothèse est faite que le Soleil tourne comme un corps solide (pas de rotation différentielle). Les images remappées sont ensuite placées dans une carte synoptique en fonction de leur latitude et de leur longitude pour former une carte synoptique complète qui couvre 360 ​​degrés de longitude et 180 (+/- 90) degrés de latitude, comme illustré dans les images ci-dessous.

Des cartes synoptiques peuvent être utilisées pour visualiser l'évolution de l'activité solaire d'une rotation solaire (Carrington) à l'autre. L'image ci-dessous montre un exemple de trois rotations solaires (Carrington Rotations, CR) placées l'une après l'autre. Des magnétogrammes ou des cartes de champ magnétique avec des champs de polarité positive/négative sont représentés en demi-teintes blanches/noires. Le contour de la zone par une boîte fournit un exemple de région solaire active, dont le champ magnétique se disperse sur la surface solaire. Les cercles marquent des exemples de petites régions actives nouvellement développées (taches solaires) qui étaient absentes lors de la rotation solaire précédente.


Voir la vidéo: PHOTOGRAPHIER LE SOLEIL (Juillet 2021).