Astronomie

Où est le premier méridien des coordonnées célestes

Où est le premier méridien des coordonnées célestes

… ou quelle est la « direction de l'équinoxe de printemps » ?

Pour les deux systèmes de coordonnées écliptique et équatorial, l'article de Wikipédia donne "Direction primaire (0° longitude)" - "Équinoxe vernal", lien vers l'article sur l'événement de l'équinoxe qui ne mentionne jamais aucune direction qui lui est associée.

Je suppose que la direction sera associée à l'axe reliant le Soleil et la Terre lors de l'équinoxe de printemps, mais quelle direction de la ligne ? Vers l'extérieur, avec le méridien opposé au Soleil, ou vers l'intérieur, le méridien croisant le Soleil à l'équinoxe de printemps ? Ou peut-être que ma supposition est complètement fausse ?

En général, comment s'y prendrait-on pour convertir la latitude céleste (écliptique ou équatoriale) en latitude terrestre ou vice versa - par ex. trouver où sur Terre un objet de coordonnées célestes données est au zénith à un moment donné ? L'article lié a plusieurs formules de conversion entre divers systèmes de coordonnées célestes, mais soit aucune conversion en coordonnées terrestres, soit je n'ai pas compris certaines des conversions.


Le plan équatorial et le plan écliptique se croisent, comme le montre cette illustration :

L'"équinoxe de printemps" est simplement la direction de la ligne où ils se croisent.

Vous ne pouvez pas obtenir la latitude de la Terre à partir de la latitude écliptique seule, car les plans ne sont pas parallèles. Vous devez également connaître la longitude de l'écliptique.

De la latitude équatoriale à la latitude terrestre c'est beaucoup plus simple, la latitude est égale à la déclinaison.


Contenu

L'une des premières descriptions connues de heure normale en Inde est apparu au 4ème siècle CE traité d'astronomie Surya Siddhanta. Postulant une terre sphérique, le livre décrivait les coutumes millénaires du premier méridien, ou longitude zéro, comme passant par Avanti, l'ancien nom de la ville historique d'Ujjain, et Rohitaka, l'ancien nom de Rohtak ( 28°54′N 76°38′E  /  28.900°N 76.633°E  / 28.900 76.633  ( Rohitaka (Rohtak) ) ), une ville proche du Kurukshetra. [3]

La notion de longitude pour les Grecs a été développée par les grecs Eratosthène (vers 276 av. J.-C. – vers 195 av. J.-C.) à Alexandrie et Hipparque (vers. 190 av. J.-C. – vers 120 av. J.-C.) à Rhodes, et appliquée à un grand nombre de villes. par le géographe Strabon (64/63 av. J.-C. - c. 24 ap. J.-C.). Mais c'est Ptolémée (vers 90 ap. J.-C. - vers 168 ap. J.-C.) qui le premier a utilisé un méridien cohérent pour une carte du Géographie.

Ptolémée a utilisé comme base les « Îles Fortunées », un groupe d'îles de l'Atlantique, qui sont généralement associées aux îles Canaries (13° à 18°W), bien que ses cartes correspondent plus étroitement aux îles du Cap-Vert (22° à 25° W). Le point principal est d'être confortablement à l'ouest de la pointe ouest de l'Afrique (17,5° W) car les nombres négatifs n'étaient pas encore utilisés. Son premier méridien correspond à 18° 40' à l'ouest de Winchester (environ 20°W) aujourd'hui. [4] À cette époque, la principale méthode de détermination de la longitude consistait à utiliser les heures signalées des éclipses lunaires dans différents pays.

celle de Ptolémée Géographie a été imprimé pour la première fois avec des cartes à Bologne en 1477, et de nombreux premiers globes du XVIe siècle ont suivi son exemple. Mais il y avait toujours un espoir qu'une base "naturelle" pour un premier méridien existait. Christophe Colomb a rapporté (1493) que la boussole pointait vers le nord quelque part au milieu de l'Atlantique, et ce fait a été utilisé dans l'important traité de Tordesillas de 1494, qui a réglé le différend territorial entre l'Espagne et le Portugal sur les terres nouvellement découvertes. La ligne de Tordesillas a finalement été établie à 370 lieues (2 193 kilomètres, 1 362 milles terrestres ou 1 184 milles marins) [note 1] à l'ouest du Cap-Vert. C'est ce que montre la carte de Diogo Ribeiro de 1529. L'île de São Miguel (25,5°W) aux Açores était encore utilisée pour la même raison jusqu'en 1594 par Christopher Saxton, bien qu'à ce moment-là, il ait été démontré que la ligne de déviation magnétique nulle ne suivait pas une ligne de longitude. [9]

En 1541, Mercator réalisa son célèbre globe terrestre de 41 cm et traça son premier méridien précisément à travers Fuerteventura (14°1'W) aux Canaries. Ses cartes ultérieures utilisaient les Açores, suivant l'hypothèse magnétique. Mais au moment où Ortelius produisit le premier atlas moderne en 1570, d'autres îles telles que le Cap-Vert commençaient à être utilisées. Dans son atlas, les longitudes étaient comptées de 0° à 360°, et non de 180°W à 180°E comme c'est d'habitude aujourd'hui. Cette pratique a été suivie par les navigateurs jusqu'au XVIIIe siècle. [10] En 1634, le cardinal de Richelieu a utilisé l'île la plus à l'ouest des Canaries, Ferro, 19° 55' à l'ouest de Paris, comme méridien. Le géographe Delisle a décidé d'arrondir à 20°, pour qu'il devienne simplement le méridien de Paris déguisé. [11]

Au début du XVIIIe siècle, la bataille était engagée pour améliorer la détermination de la longitude en mer, conduisant au développement du chronomètre de marine par John Harrison. Mais c'est le développement de cartes stellaires précises, principalement par le premier astronome britannique, John Flamsteed entre 1680 et 1719 et diffusées par son successeur Edmund Halley, qui a permis aux navigateurs d'utiliser la méthode lunaire pour déterminer la longitude avec plus de précision en utilisant l'octant développé par Thomas Godfrey et John Hadley. [12]

Au XVIIIe siècle, la plupart des pays d'Europe ont adapté leurs propres premier méridien, généralement à travers leur capitale, d'où en France le méridien de Paris était premier, en Allemagne c'était le méridien de Berlin, au Danemark le méridien de Copenhague et au Royaume-Uni le méridien de Greenwich.

Entre 1765 et 1811, Nevil Maskelyne publie 49 numéros de la Almanach nautique basé sur le méridien de l'Observatoire royal de Greenwich. "Les tables de Maskelyne ont non seulement rendu la méthode lunaire praticable, elles ont également fait du méridien de Greenwich le point de référence universel. Même les traductions françaises du Almanach nautique a retenu les calculs de Maskelyne de Greenwich – malgré le fait que toutes les autres tables du Connaissance des Temps considérait le méridien de Paris comme le premier." [13]

En 1884, lors de la Conférence internationale des méridiens à Washington, D.C., 22 pays ont voté pour adopter le méridien de Greenwich [14] comme premier méridien du monde. Les Français ont plaidé pour une ligne neutre, mentionnant les Açores et le détroit de Béring, mais se sont finalement abstenus et ont continué à utiliser le méridien de Paris jusqu'en 1911.

En octobre 1884, le méridien de Greenwich a été choisi par les délégués (quarante et un délégués représentant vingt-cinq nations) à la Conférence internationale du méridien qui s'est tenue à Washington, D.C., aux États-Unis, pour être le zéro commun de longitude et l'étalon de calcul du temps dans le monde entier. [39] [note 2] Le méridien principal moderne, le méridien de référence IERS, est placé très près de ce méridien et est le méridien principal qui a actuellement l'utilisation la plus large.

Premier méridien de Greenwich Modifier

Le méridien principal moderne, basé à l'Observatoire royal de Greenwich, a été établi par Sir George Airy en 1851. [41]

La position du méridien de Greenwich a été définie par l'emplacement du cercle de transit d'Airy depuis la première observation effectuée par Sir George Airy en 1851. [41] Avant cela, il était défini par une succession d'instruments de transit antérieurs. , dont le premier a été acquis par le deuxième astronome royal, Edmond Halley en 1721. Il a été installé dans le coin extrême nord-ouest de l'observatoire entre Flamsteed House et Western Summer House. Cet endroit, maintenant intégré à Flamsteed House, se trouve à environ 43 mètres à l'ouest du cercle de transit d'Airy, une distance équivalente à environ 2 secondes de longitude. [28] C'était le cercle de transit d'Airy qui a été adopté en principe (avec les délégués français, qui ont fait pression pour l'adoption du méridien de Paris s'abstenant) comme le Premier Méridien du monde à la Conférence Internationale du Méridien de 1884. [42] [43]

Tous ces méridiens de Greenwich ont été localisés via une observation astronomique depuis la surface de la Terre, orientée via un fil à plomb dans le sens de la gravité à la surface. Ce méridien astronomique de Greenwich a été diffusé dans le monde entier, d'abord par la méthode des distances lunaires, puis par des chronomètres embarqués sur des navires, puis par des lignes télégraphiques portées par des câbles de communication sous-marins, puis par des signaux horaires radio. Une longitude éloignée finalement basée sur le méridien de Greenwich utilisant ces méthodes était celle du North American Datum 1927 ou NAD27, un ellipsoïde dont la surface correspond le mieux au niveau moyen de la mer sous les États-Unis.

Méridien de référence IERS Modifier

À partir de 1973, le Bureau international du temps et plus tard le Service international de rotation de la Terre et de systèmes de référence sont passés de la dépendance à des instruments optiques comme le Airy Transit Circle à des techniques telles que la télémétrie laser lunaire, la télémétrie laser par satellite et l'interférométrie à très longue base. Les nouvelles techniques ont abouti au méridien de référence IERS, dont le plan passe par le centre de masse de la Terre. Cela diffère du plan établi par le transit d'Airy, qui est affecté par la déviation verticale (la verticale locale est affectée par des influences telles que les montagnes voisines). Le passage de l'utilisation de la verticale locale à l'utilisation d'un méridien basé sur le centre de la Terre a fait que le méridien principal moderne se trouvait à 5,3″ à l'est du méridien principal astronomique de Greenwich à travers le cercle de transit aérien. A la latitude de Greenwich, cela s'élève à 102 mètres. [44] Cela a été officiellement accepté par le Bureau International de l'Heure (BIH) en 1984 via son BTS84 (BIH Terrestrial System) devenu plus tard WGS84 (World Geodetic System 1984) et les différents ITRF (International Terrestrial Reference Systems).

En raison du mouvement des plaques tectoniques terrestres, la ligne de longitude 0° le long de la surface de la Terre s'est lentement déplacée vers l'ouest à partir de cette position décalée de quelques centimètres c'est-à-dire vers le cercle de transit aérien (ou le cercle de transit aérien a déplacé vers l'est, selon votre point de vue) depuis 1984 (ou les années 1960). Avec l'introduction de la technologie satellitaire, il est devenu possible de créer une carte mondiale plus précise et détaillée. Avec ces progrès, il est également apparu la nécessité de définir un méridien de référence qui, tout en étant dérivé du cercle de transit aérien, prendrait également en compte les effets du mouvement des plaques et les variations de la rotation de la Terre. [45] En conséquence, le méridien international de référence a été établi et est couramment utilisé pour désigner le premier méridien de la Terre (0° de longitude) par le Service international de rotation de la Terre et des systèmes de référence, qui définit et maintient le lien entre la longitude et le temps. D'après les observations des satellites et des sources radio compactes célestes (quasars) de diverses stations coordonnées autour du globe, le cercle de transit d'Airy dérive vers le nord-est d'environ 2,5 centimètres par an par rapport à cette longitude de 0° centrée sur la Terre.

C'est aussi le méridien de référence du Global Positioning System exploité par le Département de la Défense des États-Unis, et de WGS84 et ses deux versions formelles, l'idéal International Terrestrial Reference System (ITRS) et sa réalisation, l'International Terrestrial Reference Frame (ITRF) . [46] [47] [48] Une convention actuelle sur la Terre utilise le contraire de la IRM comme base de la ligne de date internationale.

Liste des lieux Modifier

Sur Terre, partant du pôle Nord et se dirigeant vers le sud jusqu'au pôle Sud, le méridien de référence IERS (à partir de 2016) passe par :

Comme sur Terre, les premiers méridiens doivent être définis arbitrairement. Souvent, un point de repère tel qu'un cratère est utilisé d'autres fois, un méridien principal est défini par référence à un autre objet céleste ou par des champs magnétiques. Les premiers méridiens des systèmes planétographiques suivants ont été définis :


    1) Déclinaison (comme Latitude)
      Distance angulaire au-dessus ou au-dessous de l'équateur céleste.
        Déclinaison de C.E. = 0°
        Déclinaison de N.C.P. = +90°
        Déclinaison de S.C.P. = -90°
          (Remarquez ici : La latitude utilise N (Nord) et S (Sud)
          tandis que la déclinaison utilise + (Nord) et - (Sud))
          Distance angulaire mesurée vers l'est le long de l'EC à partir de l'équinoxe de printemps (définie dans la prochaine conférence).
            Comme le mouvement diurne signifie que le ciel tourne une fois par jour, une période de 24 heures, pour R.A., des unités d'heures (plutôt que des degrés) sont utilisées et le ciel est divisé en 24 heures.
              Le ciel a 360° = 24 heures ==> 1 heure = 15°

            LOCALISATION DE L'ÉQUATEUR CÉLESTE DANS LE CIEL


            Corriger la figure 2-5


            Observation céleste

            Lorsque nous considérons la position des étoiles, certaines sont saisonnières, d'autres circumpolaires, d'autres que nous ne voyons jamais depuis notre emplacement. Nous avons besoin d'une référence pour dire où se trouve la position d'une étoile, donc nous utilisons Ascension droite et déclinaison.

            Déclinaison

            La déclinaison est la latitude d'une étoile dans le ciel mesurée à partir de l'équateur céleste.

            Si l'étoile reçoit une déclinaison de +45°, vous la verriez depuis l'équateur à 45° dans le ciel.

            Déclinaison mesurée en degrés (°), minutes d'arc (‘) et secondes d'arc (“) et est abrégée en déc (δ).

            Ascension droite

            L'Ascension Droite est l'équivalent de la longitude dans l'espace.

            Nous avons besoin d'un marqueur que tout le monde sur Terre peut utiliser. Sur Terre, nous mesurons la longitude et avons défini un premier méridien de la fin du 19ème siècle, mais une position de référence plus ancienne était connue auparavant. Nous utilisons une position appelée le premier point du Bélier.

            Le Soleil semble traverser l'équateur céleste le long de l'écliptique à l'équinoxe de printemps. Cette position est appelée le premier point du Bélier (mais se déroule en fait en Poissons). Il change chaque année en raison de la légère oscillation de l'axe de la Terre.

            L'Ascension Droite est mesurée en heures (h), minutes (m) et secondes (s) et est abrégée en RA ou α.

            Si une étoile se trouve sur une ligne entre l'endroit où le Soleil traverse l'équateur céleste au printemps et le nord (ou le sud), on dira qu'elle se trouve à 0h 0s 0m° RA. S'il se trouve à 90° à l'est* il se situerait à 6h RA (360/90 = 4. 24/4 = 6).

            RA et DEC

            La plupart des étoiles ont leur ascension droite et leur déclinaison publiées. Ceux-ci sont généralement abrégés en RA et DEC. Les cartes des étoiles et les planisphères comportent des lignes de quadrillage que l'observateur doit suivre. Dans une carte des étoiles, vous verriez une étoile répertoriée dans ce format : Arcturus : RA: 14 15 40 DÉC: +19 10 57. En raison des effets de précession les coordonnées d'Ascension Droite des objets sont mises à jour dans les catalogues d'étoiles.

            Avec mon télescope réglé sur l'alignement polaire, je peux incliner le trépied verticalement pour qu'il soit aligné sur la déclinaison d'une étoile. Je peux alors le déplacer horizontalement jusqu'à son ascension droite.

            Voir la page Calculs célestes pour comprendre les emplacements et les horaires d'observation des objets.


            Où est le premier méridien des coordonnées célestes - Astronomie

            Systèmes de coordonnées sphériques
            Sur la Terre (terrestre)
            Latitude (mesurée N et S depuis l'équateur)
            Longitude (mesurée E et W à partir du premier méridien - politiquement décidée au début des années 1900 comme passant par Greenwich, Angleterre)

            Note à moi-même : BESOIN DE DIAGRAMMES MONTRANT/COMPARANT : Système de coordonnées terrestres Terrestre vs équatorial Terrestre vs écliptique Écliptique vs horizon équatorial Horizon vs équatorial galactique ?

            Dans le ciel (Céleste)
            Plusieurs systèmes de coordonnées, chacun nommé par le cercle qui correspond à l'équateur dans le système terrestre.

            Le système équatorial est basé sur l'équateur céleste (et les pôles célestes)
            Les cercles parallèles à l'équateur sont comme des parallèles de latitude sur la Terre, et nous mesurons N et S de l'équateur au « parallèle » sur lequel se trouve une étoile pour mesurer sa déclinaison (de zéro à l'équateur céleste à N ou S 90 degrés aux pôles célestes).
            Les cercles perpendiculaires à l'équateur sont comme des méridiens de longitude sur la Terre et nous mesurons du « premier méridien » du ciel au « méridien » sur lequel se trouve une étoile pour mesurer son ASCENSION DROITE. SAUF nous ne mesurons pas E et W, mais seulement À L'EST, et nous le mesurons en unités de temps, pas en degrés.
            Nous mesurons l'ascension droite vers l'Est en unités de TEMPS afin que, lorsque les étoiles se déplacent vers l'Ouest, elles puissent servir d'horloge. Si une étoile avec une ascension droite de 6h 45m se trouve sur « Le Méridien » (l'arc allant de la pointe Nord à l'horizon en passant par le Pôle Céleste, en passant par le Zénith, en passant par la pointe Sud à l'horizon), il est 6h45 sur une horloge étoilée. Si une étoile avec une ascension droite de 12h se trouve sur le méridien, il est 12h00 sur une horloge stellaire. Et si une étoile avec une ascension droite de 18h 40m est sur Le Méridien, il est 18h40 sur une horloge étoilée.
            DANS CE SYSTÈME, chaque étoile a une déclinaison et une ascension droite particulières et nous pourrions, sur un globe (c'est-à-dire un globe céleste) tracer les positions de toutes les étoiles dans le ciel et les utiliser pour voir où elles se trouvent les unes par rapport aux autres. .
            Ces nombres RA (ascension droite) et Dec (déclinaison) sont presque constants pour une étoile donnée, car les étoiles sont si éloignées que tout mouvement qu'elles ont par rapport à nous (ou vice-versa) est trop petit pour voir sans d'énormes efforts sur des périodes aussi courtes qu'une vie humaine. En conséquence, les positions des étoiles les unes par rapport aux autres semblent absolument fixes pour un observateur occasionnel (d'où le terme d'étoiles « fixes ».
            (Il y a de très petits changements dans ces coordonnées sur de longues périodes de temps, en raison du mouvement et de la précession appropriés. En 2009, un résumé « rapide et sale » de ces motions a été ajouté à The Many Motions of the Stars. La discussion sur la précession, bien que manquant de schémas, de détails et de contexte historique, sert d'introduction au sujet qui sera étoffé à une date ultérieure.
            Cependant, il y a sept objets - les " " " " " " " " " " " " " & " " " " " 9 5 la Lune, le Soleil, Mercure, Vénus, Mars, Jupiter, Saturne (voir Les Vagabonds)


            Systèmes de coordonnées

            le géographique système de coordonnées nous permet de localiser une position sur la surface de la Terre. Latitude identifie à quelle distance au nord ou au sud de l'équateur se trouve notre emplacement, alors que longitude identifie sa position est-ouest.

            Lignes de latitude sont des lignes horizontales imaginaires tracées sur une carte, qui sont marquées d'une mesure angulaire (en degrés) allant de 0° à l'équateur (faible latitude) à 90° aux pôles.

            Lignes de longitude sont des lignes verticales imaginaires, également marquées en degrés, qui identifient la distance à l'ouest ou à l'est d'un emplacement par rapport au premier méridien - le premier méridien étant la ligne de zéro degré de longitude qui traverse le Royal Observatory Greenwich à Londres. Parce que la Terre est une sphère, il y a 360 degrés de longitude, mais pour des raisons historiques, celles-ci vont de 180° Est à 180° Ouest.

            Ainsi, la position de n'importe quelle ville dans le monde peut être décrite par une latitude et une longitude. Les coordonnées du centre de Liverpool, par exemple, sont données sous la forme Latitude 53,3° Nord et Longitude 2,8° Ouest.


            le horizontal Le système de coordonnées est basé sur un champ de vision à 360 degrés d'observateurs (ou de télescopes), et la position d'une cible est donnée par rapport à l'horizon local des observateurs. Cependant, comme la Terre tourne, les coordonnées d'une étoile ou d'une planète changeront constamment. Par conséquent, nous ne pouvons donner la position d'un objet que pour un moment particulier dans le temps.

            En d'autres termes, le système est fixé à la Terre et non aux étoiles, avec des coordonnées déterminées comme suit :

            • le altitude (Alt) est l'angle entre l'objet et le point le plus proche sur l'horizon local de l'observateur (courbe verte sur l'image). Il peut prendre n'importe quelle valeur entre 0° et 90°.
            • le azimut (Az) est l'angle de l'objet autour de l'horizon, allant du nord vers l'est (courbe rouge sur l'image). Il peut prendre n'importe quelle valeur entre 0° et 360°.

            De plus, il y a deux parties du système qui ont des noms spéciaux, comme suit :

            • le zénith est le point juste au-dessus de la tête de l'observateur - c'est-à-dire 90° au-dessus de tous les points à l'horizon.
            • celui de l'observateur méridien est la ligne courbe allant du nord au sud à travers le zénith.

            Les coordonnées horizontales sont utiles pour déterminer les heures de montée et de coucher d'un objet dans le ciel. Quand l'altitude d'un objet est de 0°, il est à l'horizon. En raison de la rotation de la Terre, les objets montent à l'est, passent par le méridien puis se couchent à l'ouest. Cependant, les étoiles proches de pôle nord céleste (l'axe imaginaire autour duquel tourne la Terre) ne se situent pas sous l'horizon, ils semblent juste tourner autour du pôle.

            La position du pôle nord céleste change selon l'endroit où vous vous trouvez dans le monde. Si vous vous teniez au pôle nord géographique de la Terre, ce serait juste au-dessus de votre tête. Si vous vous teniez à l'équateur, il apparaîtrait à l'horizon.

            Ascension droite et déclinaison

            1. un cercle imaginaire appelé le équateur céleste. Il s'agit de la projection du propre équateur de la Terre sur la sphère céleste - la sphère céleste étant notre vue 2-D du cosmos qui englobe la Terre.
            2. un seul point fixe dans l'espace, connu sous le nom de équinoxe vernal, qui est l'emplacement apparent du Soleil à l'équinoxe de printemps (vers le 21 mars). Plus précisément, c'est le point dans la constellation de bélier, où le écliptique (une ligne traçant la trajectoire du Soleil) traverse l'équateur céleste.

            Les coordonnées équatoriales sont alors déterminées comme suit :

            • le Déclinaison (Dec) mesure l'angle d'un objet au-dessus ou au-dessous de l'équateur céleste. Il peut prendre n'importe quelle valeur entre -90° et 90°.
            • le Ascension droite (RA) mesure l'angle de l'arc qui va de l'équinoxe de printemps, le long de l'équateur céleste, au point le plus proche de l'objet. Contrairement à d'autres systèmes, le RA est mesuré en heures au lieu de degrés, et peut prendre n'importe quelle valeur entre 0 et 24 heures. Notez qu'il y a (360/24) = 15° en une heure d'ascension droite.

            A titre d'exemple, les coordonnées de l'étoile brillante Rigel sous ce système sont les suivantes :


            COORDONNÉES CÉLESTES - Université du Colorado Boulder

            Le système de coordonnées géographiques de la Terre est familier à tout le monde - les pôles nord et sud sont définis par l'axe de rotation de la Terre à égale distance entre eux est l'équateur. La latitude nord-sud est mesurée en degrés par rapport à l'équateur, allant de -90 ? au pôle sud, 0? à l'équateur, à +90 ? au pôle nord. Les distances est-ouest sont également mesurées en degrés, mais il n'y a pas de point de départ "naturellement défini" - toutes les longitudes sont équivalentes à toutes les autres. L'humanité a arbitrairement défini le premier méridien (0 ? longitude) comme étant celui de l'Observatoire royal de Greenwich, en Angleterre (également appelé méridien de Greenwich).

            Chaque degré (?) d'un 360 ? cercle peut être subdivisé en 60 minutes d'arc égales ('), et chaque minute d'arc peut être divisée en 60 secondes d'arc ("). Le télescope de 24 pouces de l'observatoire Sommers-Bausch est situé à une latitude de 40 ? 0 '13" au nord de l'équateur et à une longitude de 105?15'45" à l'ouest du méridien de Greenwich.

            Rocher +40 ? 0' 13" Latitude +105 ? 15' 45" Longitude

            Système de coordonnées Latitude - Longitude de la Terre

            COORDONNÉES ALT-AZIMUT Le système de coordonnées alt-azimut (altitude - azimut), également appelé système d'horizon, est un système utile et pratique pour pointer un objet céleste. On spécifie d'abord l'angle d'azimut, qui est la boussole se dirigeant vers le point d'horizon situé directement au-dessous de l'objet. Les angles d'azimut sont mesurés vers l'est du nord (0 ? azimut) à l'est (90 ?), sud (180 ?), ouest (270 ?), et de nouveau au nord (360 ? = 0 ?). Les quatre directions principales sont appelées les points cardinaux.

            Ensuite, l'altitude est mesurée en degrés vers le haut depuis l'horizon jusqu'à l'objet. Le point directement au-dessus de 90 ? l'altitude s'appelle le zénith. Le nadir est "vers le bas", ou opposé au zénith. Nous utilisons parfois la distance zénithale au lieu de l'altitude, qui est de 90 ? - altitude.

            Chaque observateur sur Terre a son propre système alt-azimut séparé, ainsi, les coordonnées du même objet différeront pour deux observateurs différents. De plus, comme la Terre tourne, l'altitude et l'azimut d'un objet changent constamment avec le temps, vus d'un endroit donné. Par conséquent, ce système peut identifier des objets célestes à un moment et à un endroit donnés, mais n'est pas utile pour spécifier leur direction permanente (plus ou moins) dans l'espace. Afin de spécifier une direction par mesure angulaire, vous devez savoir à quel point les angles sont "grands". Voici un « étalon » pratique à utiliser que vous emportez toujours avec vous : la main, tenue à bout de bras, est un outil pratique pour estimer les angles sous-tendus à l'œil :

            COORDONNÉES ÉQUATORIALES Debout à l'extérieur par une nuit claire, il apparaît que le ciel est une sphère céleste géante de rayon indéfini avec nous en son centre, et sur laquelle des étoiles sont fixées à sa surface intérieure. Il nous est extrêmement utile de traiter cette sphère imaginaire comme une surface réelle et tangible, et d'y attacher un système de coordonnées.

            Le système utilisé est basé sur une extension de l'axe de rotation de la Terre, d'où le nom de système de coordonnées équatoriales. Si nous étendons l'axe de la Terre vers l'extérieur dans l'espace, son intersection avec la sphère céleste définit les pôles célestes nord et sud à égale distance entre eux, et se trouvant directement au-dessus de l'équateur terrestre, est l'équateur céleste. La mesure de la « latitude céleste » porte le nom de déclinaison (DEC), mais est par ailleurs identique à la mesure de la latitude sur la Terre : la déclinaison à l'équateur céleste est 0 ? et s'étend jusqu'à 90 ? aux pôles célestes.

            La mesure est-ouest est appelée ascension droite (RA) plutôt que « longitude céleste », et diffère de la longitude géographique à deux égards. Premièrement, les lignes de longitude, ou cercles horaires, restent fixes par rapport au ciel et ne tournent pas avec la Terre. Deuxièmement, le cercle d'ascension droite est divisé en unités de temps de 24 heures plutôt qu'en degrés, chaque heure d'angle équivaut à 15 ? d'arc. Les conversions suivantes sont utiles :

            La Terre orbite autour du Soleil dans un plan appelé écliptique. De notre point de vue, cependant, il semble que le Soleil nous entoure une fois par an dans ce même plan. Par conséquent, l'écliptique peut être alternativement définie comme "la trajectoire apparente du Soleil sur la sphère céleste".

            L'équateur de la Terre est incliné de 23,5 ? du plan de son mouvement orbital, ou en termes de la sphère céleste, l'écliptique est inclinée 23,5 ? de l'équateur céleste. L'écliptique traverse l'équateur en deux points, le premier, appelé équinoxe de printemps, est traversé par le Soleil se déplaçant du sud au nord vers le 21 mars et définit le moment où le printemps commence. La deuxième traversée se fait du nord au sud et marque l'équinoxe d'automne six mois plus tard. A mi-chemin entre ces deux points, l'écliptique monte à sa déclinaison maximale de +23,5 ? (solstice d'été), ou chute à une déclinaison minimale de -23,5 ? (solstice d'hiver).

            Comme pour la longitude, il n'y a pas de point de départ évident pour l'ascension droite, les astronomes en ont donc attribué un : le point de l'équinoxe de printemps. À partir de l'équinoxe de printemps, l'ascension droite augmente vers l'est jusqu'à ce qu'elle retourne à nouveau à l'équinoxe de printemps à 24 h = 0 h.

            Équinoxe de printemps 0h RA, 0? DÉC

            Solstice d'hiver 18h RA, -23,5 ? DÉC

            La Terre précesse, ou vacille sur son axe, une fois tous les 26 000 ans. Malheureusement, cela signifie que le Soleil traverse l'équateur céleste à un point légèrement différent chaque année, de sorte que notre point de départ "fixe" change lentement - environ 40 secondes d'arc par an. Bien que petit, le décalage est cumulatif, de sorte qu'il est important, lorsqu'on se réfère à l'ascension droite et à la déclinaison d'un objet, de spécifier également l'époque ou l'année au cours de laquelle les coordonnées sont valides.

            TEMPS ET ANGLE HORAIRE Le but fondamental de tout chronométrage est, très simplement, de nous permettre de suivre certains objets dans le ciel. Notre principal intérêt, bien sûr, est l'emplacement du Soleil, qui est la base des différents types d'heure solaire selon lesquels nous planifions nos vies. Le temps est déterminé par l'angle horaire de l'objet céleste d'intérêt, qui est la distance angulaire du méridien de l'observateur (ligne nord-sud passant au-dessus) à l'objet, mesurée en unités de temps à l'est ou à l'ouest le long de la grille équatoriale. L'angle horaire est négatif si nous mesurons du méridien à l'est jusqu'à l'objet, et positif si l'objet est à l'ouest du méridien. Par exemple, notre heure solaire apparente locale est déterminée par l'angle horaire du Soleil, qui nous indique combien de temps il s'est écoulé depuis que le Soleil est passé pour la dernière fois sur le méridien (angle horaire positif), ou combien de temps nous devons attendre jusqu'à ce que midi revienne. (angle horaire négatif). Si le temps solaire nous donne l'angle horaire du Soleil, alors le temps sidéral (littéralement, "temps des étoiles") doit être lié aux angles horaires des étoiles : l'expression générale du temps sidéral est

            Temps sidéral = Ascension droite + Angle horaire qui est vrai pour tout objet ou point de la sphère céleste. Il est important de réaliser que si l'angle horaire est négatif, nous ajoutons ce nombre négatif, ce qui équivaut à soustraire le nombre positif. Par exemple, l'équinoxe de printemps est défini comme ayant une ascension droite de 0 heure, donc l'équation devient

            Temps sidéral = Angle horaire de l'équinoxe de printemps Un autre cas particulier est celui d'un objet sur le méridien, pour lequel l'angle horaire est nul par définition. L'équation dit donc que

            Temps sidéral = Ascension droite traversant le méridien Votre temps sidéral actuel, couplé à une connaissance de votre latitude, définit de manière unique l'apparence de la sphère céleste de plus, si vous connaissez deux des variables de l'expression ST = RA + HA , vous pouvez déterminer le troisième. L'illustration suivante montre l'apparence du ciel austral vu de Boulder à un instant particulier. Notez comment le ciel sert d'horloge - sauf que le cadran de l'horloge (sphère céleste) se déplace tandis que l'"aiguille" de l'horloge (méridien) reste fixe. La numérotation des cadrans augmente vers l'est, tandis que le ciel tourne vers l'ouest, le temps sidéral augmente donc toujours, comme on pourrait s'y attendre. Étant donné que le côté gauche de l'équation ST augmente avec le temps, le côté droit doit aussi augmenter. Ainsi, si nous suivons un objet à une ascension droite donnée (comme Saturne ou Uranus), son angle horaire doit constamment augmenter (ou devenir moins négatif).

            Temps sidéral = Ascension droite sur le méridien

            Angle horaire de l'équinoxe de printemps

            = - 2h 17m = 21h 43m = Temps sidéral

            Temps sidéral = Ascension droite +

            Saturne : 21h 59m RA + (- 0h 16m) HA = 21h 43m ST

            01h50 HAR le 20 août 1993

            TEMPS SOLAIRE CONTRE TEMPS SIDERAL

            Chaque année, la Terre effectue en fait 366 1/4 rotations complètes par rapport aux étoiles (jours sidéraux). Chaque jour, la Terre tourne également d'environ 1 ? au sujet du Soleil, de sorte qu'après un an, il a "déroulé" une de ces rotations par rapport au Soleil en moyenne, nous observons 365 1/4 passages solaires à travers le méridien (jours solaires) en un an. Étant donné que l'heure sidérale et l'heure solaire utilisent des jours de 24 heures, les deux horloges doivent fonctionner à des rythmes différents. Ce qui suit compare les mesures de temps (approximatives) dans chaque système :


            Une introduction aux coordonnées sur une sphère : comment la latitude et la longitude définissent les emplacements sur Terre, et de même, comment la déclinaison et l'ascension droite définissent les emplacements sur la sphère céleste. Also introduces systems of time-keeping, e.g. local solar time, time zones, universal time and the international date line.

            Part of a high school course on astronomy, Newtonian mechanics and spaceflight
            by David P. Stern

            This lesson plan supplements: "Latitude and Longitude," section #5: on disk Slatlong.htm, on the web
            http://www.phy6.org/stargaze/Slatlong.htm

            "From Stargazers to Starships" home page and index: on disk Sintro.htm, on the web
            http://www.phy6.org/stargaze/Sintro.htm


            Goals : The student will

              Know how any location on Earth can be defined by its latitude and longitude.

            • Declination is measured from the north pole, not from the equator (the way co-latitude is defined)
            • Right ascension is traditionally given not in degrees but in time units--in hours, minutes and seconds.

            Terms: Latitude, longitude, Line of latitude, line of longitude (or meridian), co-latitude, equator, zero meridian ("prime meridian"), eastern and western hemispheres, (local) noon meridian, local time (LT), time zones, international date line, universal time (UT of "Greenwich Mean Time" GMT), declination, right ascension, "First point in Aries" (or "vernal equinox") on the celestial sphere.

            By this stage the student should also know and be able to write at least a few lower-case letters of the Greek alphabet--λ, θ, φ, δ and α, (lambda, theta, phi, delta, alpha), corresponding to (L,T,F,D,A)

            Stories and extras: Origin of the word "meridian" and the abbreviations "a.m." and "p.m.". The Royal Observatory in Greenwich. Introduction of time zones.

            The teacher may start the class with a map of the US in view, or on a transparency. Ask: what is special about the border between the US and Canada? ("About half of it is a straight line")

            Of course, no line on the surface of the Earth is straight. What looks straight on the map follows a line of latitude, a line at a constant distance from the pole. In this case, it is the line of latitude 49 degrees. Any other boundaries that follow lines of latitude?

            There are many. The best known ones are probably on the borders of Pennsylvania. le northern border follows the line of latitude 42° which also forms the southern borders of Idaho and Oregon (but ne pas the northern borders of Connecticut and Rhode island--these are parallel, but a short distance further north). But the southern border of Pennsylvania is more famous: it follows latitude 390 43' (39 degrees, 43 minutes--60 "minutes of arc" in each degree). That is the Mason-Dixon line , which before 1860 formed the boundary between the "slave states" (a part of the US still called "Dixie") and the "free states."

            One reason many boundaries follow lines of longitude--and the ones perpendicular to them, like boundaries of Utah and Colorado, lines of latitude--is that such boundaries are easy to define. Let us now look at these lines more closely.

            Guiding questions and additional tidbits
            The questions below may be used in the presentation, the review afterwards or both, and suggested answers are provided. Brackets [ ] enclose comments by the teacher or optional material.

              Degrees , " minutes of arc " and " seconds of arc " (we add "of arc" only where we want to be sure these terms are not confused with units of time).

              The equator is at 0 degrees.

            The North Pole is at +90 degrees or 90 degrees north.

              We draw a radius from that point to the center of the Earth. The latitude is the angle between that radius and the plane of the equator--or else, 90° minus the angle between the radius and the axis of the Earth.
              [Illustrate with a drawing on the board and make sure students copy it.]
              The North Pole.

              About a mile and 1/6 north of the south pole. The explorer walks 1 mile south, to within about 1/6 mile of the pole. Then one mile east--which should equal a complete circle around the pole, returning to where the eastward walk started--and then one mile north, back to the original point.

              Draw a radius from the point to the center of the Earth. The radius and the axis of the Earth define a plane, like the side of a slice of an orange. Illustrate with a drawing on the board and have students copy it.

            The line along which that plane meets the surface of the Earth, on the side of the point P, is called the meridian of P, or its "line of longitude. " Divide the circle of the equator into 360 degrees, with zero at the point where the "Prime Meridian" of Greenwich, England (at the eastern edge of London) crosses it.

            Go over the rest of Section 5, concerned with time measurements.

              Local time is the time of the day, shifted so that noon occurs exactly when the Sun passes the north-south direction.

              If everyone used a strict astronomical definition for local time (LT), each community would usually have a different LT. Instead, LT is defined uniformly in strips of 15° wide, each strip including the meridian where it gives the correct LT and each typically differing by one hour from its neighbors.

              The distance to London is about 1 2/3 times as long from New York: 3 time zones from New York to San Francisco compared to 5 from New York to London. Each time zone corresponds to 360/24 = 15 degrees, so New York should be near longitude 75° west and San Francisco near longitude 120° west. Actual values, 73䓺' and 122䓕'.
              During the summer, when the Sun rises earlier, we make use of the extra daylight by shifting our clocks by one hour--e.g., what was labeled 6 am in the winter is now called 7 am. Each day people get up earlier (also go to sleep earlier) and enjoy sunlight for a longer time.

              As one crosses time zones moving westward, at each time zone boundary, one's local time jumps to one hour earlier. This may move us to an earlier day.

              They didn't! Hawaii is on the other side of the date line from the Phillipines. Actually the attacks occurred on the same day.
              Universal time, UT, is the local time at Greenwich, England, and anywhere else on the "Prime Meridian" of zero longitude. It is used when a single world-wide time system is needed, e.g. in timing events observed by a scientific spacecraft, or eruptions on the Sun.

              They are coordinates resembling latitude and longitude, but instead of giving the position of a location on Earth, they give a position on the sphere of the heavens, for instance, the position of a star.

            Declination- δ (delta--small Greek d) is like latitude, measured in degrees, but from the North Pole, not from the equator, so that the north pole of the heavens has declination 0°, the equator has 90° and the south pole has 180°.

            Right Ascension- α (alpha-- small Greek a, or RA) is like longitude, and "meridian lines" of constant RA connect the north and south poles of the sky and are everywhere perpendicular to lines of constant declination.


            Prime Meridian (Greenwich) Lat Long Coordinates Info

            The latitude of Prime Meridian (Greenwich) is 51.477928, and the longitude is -0.001545. Prime Meridian (Greenwich) is located at Royaume-Uni country in the Notable Buildings place category with the gps coordinates of 51° 28' 40.5408'' N and 0° 0' 5.5620'' W.

            PaysRoyaume-Uni
            Latitude51.477928
            Longitude-0.001545
            DMS Lat51° 28' 40.5408'' N
            DMS Long0° 0' 5.5620'' W
            UTM Easting708,210.24
            UTM Northing5,707,238.65
            CategoryNotable Buildings
            Country CodeGB
            Zoom Level18

            Coordinates of Prime Meridian (Greenwich) is given above in both decimal degrees and DMS (degrees, minutes and seconds) format. The country code given is in the ISO2 format.


            Voir la vidéo: 4: repérer un astre - les coordonnées équatoriales horaires (Juillet 2021).