Astronomie

Calculer le temps qu'une étoile est à mon méridien local en fonction de son ascension droite

Calculer le temps qu'une étoile est à mon méridien local en fonction de son ascension droite

J'ai regardé un cours d'astronomie sur YouTube et j'ai du mal à calculer la position des étoiles en fonction de leur ascension droite.

Ce que j'essaye de réaliser : Calculez quand une étoile (Sirius dans cet exemple) sera exactement sur mon méridien local.

Ce que je sais: L'ascension droite de l'étoile et l'heure de "midi" (= quand le soleil sera exactement sur mon méridien local).

Supposons que nous soyons le 21 mars : D'après https://stellarium-web.org/ Le soleil sera sur mon méridien à 12h10. L'ascension droite de Sirius est de 6h46m, ce qui signifie que Sirius devrait être au méridien 6h46m plus tard, soit 18h56. Selon Stellarium, Sirius sera en effet au méridien à 18h52 (je suppose que la différence de 4 minutes est due au fait que le soleil a déjà 4 minutes de retard en raison de la rotation de la Terre).

Mais quand j'essaie de faire le même calcul pour aujourd'hui (10 février), j'obtiens une erreur de 20 minutes. Le "midi" du 10 février où j'habite est à 12h18. Nous ajoutons l'ascension droite de Sirius pour obtenir 19:04. Mais cette fois, nous devons également prendre en compte le fait que nous sommes à 41 jours du 21 mars. Chaque jour, le soleil recule d'environ 4 minutes, soit 2h44m. Si nous ajoutons cela à 19h04, nous obtenons 21h48. C'est donc l'heure à laquelle Sirius devrait être à mon méridien local ce jour-là. Mais Stellarium montre que Sirius sera en fait au méridien à 21h26. Il y a donc une erreur de 22 minutes dans mes calculs pour une raison quelconque.

Je pense que la racine de l'erreur est le 2h44m que j'ai calculé pour la position du soleil. Selon Stellarium, l'ascension droite du soleil ce jour-là est de 21h38m. Cela signifie qu'il est à 2h22m et non à 2h44m. Et c'est pourquoi j'obtiens cette erreur de 22 minutes. Mais je ne comprends pas comment cela peut faire 2h22m car le 10 février est à 41 jours du 21 mars. Cela signifie 41x4 = 164 minutes = 2h44m.

Qu'est-ce que j'oublie ici?


La position du soleil n'a pas d'importance quand une étoile sera dans son méridien ; les coordonnées du Soleil dans la grille RA/dec changent au cours de l'année. La position d'une étoile est fixée dans ce système et ce sera toujours exactement au même temps sidéral qu'elle culmine (car c'est la définition du temps sidéral).

La différence entre le jour sidéral et le moyenne jour solaire est d'environ 3:56 minutes (366 révolutions terrestres dans une année sidérale, 365 dans une année solaire), donc une étoile culmine (et se lève et se couche) beaucoup plus tôt chaque jour.

Si vous le comparez à l'heure solaire vraie (qui détermine quand le Soleil est dans le méridien) pendant que vous essayez, vous devez également tenir compte de la différence entre l'heure solaire moyenne et l'heure solaire vraie en raison de l'excentricité de l'orbite terrestre ; ce phénomène visible comme l'analemme (qui visualise essentiellement l'équation du temps) explique une différence du vrai midi qui varie d'environ +-20 minutes tout au long de l'année - et peut expliquer les différences que vous voyez. Cela signifie que le Soleil culmine à différents moments de l'année. Le 21 mars, il peut être 12h00. Mais ce n'est pas tout à fait vrai 2 mois plus tôt ou plus tard, il peut être 11h40 ou 12h20.

Je pense que l'explication de la vidéo liée dans votre commentaire comme "heures derrière le soleil" peut être un peu trompeuse, et n'est exactement vraie que pour cette date exacte (et définit comment les deux systèmes de coordonnées s'alignent l'un par rapport à l'autre ) - mais il ignore l'équation du temps et suppose que le temps solaire moyen doit être utilisé alors que ses mots "derrière le soleil" impliquent le vrai temps solaire. Pour la tâche à accomplir, où trouver visuellement une certaine constellation, c'est assez bon et précis, cependant - donc pas faux, juste mathématiquement, vous devrez considérer les effets qu'il a gracieusement laissés de côté.


Noter: J'accepte cela comme réponse parce que la cause principale du problème était que je comptais mal les jours. Mais il y a un autre problème plus important, plus fondamental qui a été correctement signalé parfaiseur de planètesetPM2Anneaualors assurez-vous de lire également leurs réponses/commentaires.

J'ai compris ce que j'avais fait de mal.

je comptais les jours jusqu'à ce que 21 mars, alors que j'aurais dû compter les jours puisque 21 mars.

Ainsi, le 10 février, nous sommes 324 jours après le 21 mars. Soit 324x4 = 1296min = 21h36m. Alors maintenant (d'après la vidéo) on soustrait cela de l'ascension droite de Sirius ce qui nous donne -14h50m. Sirius sera donc au méridien 14h50m avant le soleil. Aujourd'hui, le soleil est au méridien à 12h18, donc la nuit dernière, Sirius aurait été là à 21h28. Et en effet, en enregistrant Stellarium, Sirius était au méridien à 21h30 la nuit dernière. Par conséquent, ce soir, il sera là à 21h26.

Éditer: Je reçois toujours beaucoup d'erreurs à la fois avec la règle des 4 minutes et la manière supposée plus précise de calculer les heures sidérales en utilisant les formules utilisées ici.

Edit2 : J'ai fait quelques lectures et quelques calculs et comme l'a correctement soulignéfaiseur de planètesetPM2Anneaula raison de l'erreur que j'obtiens est due à l'équation du temps. En bref, outre la prise en compte du temps sidéral, il convient également de prendre en compte l'irrégularité du mouvement de la Terre autour du soleil, ce qui entraînera environ +/-16 minutes d'erreur dans le chronométrage.

J'ai écrit un script et l'erreur est en effet au maximum lorsque le graphique de l'équation du temps est à ses valeurs max ou min. L'erreur que j'obtiens est presque exactement la même que dans le tableau ci-dessous :

La formule que j'ai utilisée est :

jours sidéraux = jours réels * 1.0027380

heures sidérales = (jours sidéraux - jours réels) * 23.9344696

jours réelsest le nombre de jours depuis le 21 mars.

leheures sidéralescalculée ici sera l'ascension droite du Soleil ce jour-là qui devrait être soustraite de l'ascension droite de l'étoile d'intérêt comme décrit dans la vidéo de ma question initiale.

Notez que si vous arrondissez davantage les valeurs, vous obtiendrez plus d'erreurs. De plus, si vous utilisez la règle des 4 minutes par jour pour calculer les heures sidérales, vous obtiendrez beaucoup plus d'erreurs à mesure que nous nous rapprochons de la fin de l'année (car le nombre de jours augmente et l'erreur s'accumule).

C'est assez basique mais je suis un novice et je voulais juste m'assurer par moi-même que l'erreur est bien due à l'équation du temps.

Comme il semble que je ne pourrai pas obtenir de très résultat précis en tenant compte linéairement du temps sidéral.

Et merci à tous de m'avoir aidé à trouver la réponse.


L'équation du temps n'a rien à voir avec les étoiles. C'est juste une mesure de l'irrégularité de la position apparente du Soleil, qui varie au cours d'une année. Comme le fait remarquer le planétologue, la position du Soleil n'a aucun rapport avec la position des étoiles.

Vous n'avez pas besoin de connaître le temps sidéral en tant que tel. Vous avez juste besoin d'une heure de référence et de la position de l'équinoxe de printemps, qui est la référence zéro pour l'ascension droite. Il se déplace de 360 ​​degrés vers l'ouest chaque jour sidéral (23.9344696 heures). Sirius a 6h 46m de retard. L'équinoxe de printemps, dans quelques minutes, à 1900 UTC, aura un angle horaire de Greenwich de 67 degrés 3,1 min. C'est la longitude ouest de son méridien à ce moment-là.

Je suppose que tu sais comment calculer les chiffres


Moment de la journée

Heure solaire apparente
Pendant des milliers d'années, les gens ont mesuré le temps en fonction de la position du Soleil. Midi était le moment où le Soleil était au plus haut dans le ciel. Les cadrans solaires ont été utilisés comme dispositif principal de chronométrage. Au Moyen Âge, les horloges mécaniques ont commencé à jouer le rôle, mais même alors, les villes individuelles régleraient leurs grandes horloges centrales en fonction de la position du soleil.

Temps universel Finalement, à mesure que les nations grandissaient et que les télégraphes et les chemins de fer accéléraient les communications, les gens ont envisagé le concept d'une norme universelle pour le temps, indépendante de l'emplacement. Le résultat a été l'établissement de l'heure de Greenwich en 1880. Lors de la conférence du méridien de Washington de 1884, l'heure GMT a été acceptée comme l'heure standard du monde.

L'heure moyenne locale du premier méridien qui passe près de l'observatoire de Greenwich en Angleterre est maintenant connue sous le nom de temps universel. Le nom a remplacé la norme connue sous le nom de Greenwich Mean Time en 1928, mais ils sont essentiellement la même chose.

Le temps universel est défini par la rotation de la Terre et n'est donc pas parfaitement uniforme. Il est de la responsabilité de l'International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS) de mesurer la rotation de la Terre et de déterminer si l'ajout d'une seconde intercalaire à la fin d'une année civile est nécessaire pour garder nos horloges astronomiquement précises.

Fuseaux horaires locaux
Les fuseaux horaires standard ont été établis aux États-Unis et au Canada en 1883 par les compagnies de chemin de fer. Le premier « Uniform Time Act » du Congrès américain a été adopté en 1918, abrogé en 1919, rétabli pendant la Seconde Guerre mondiale et mis à jour en 1966. La loi autorise des exemptions locales à son application.

Un fuseau horaire a une largeur d'environ 15 degrés en longitude, s'étend d'un pôle à l'autre et à l'intérieur de celui-ci, une heure d'horloge uniforme est utilisée. Les frontières des zones accueillent des régions géographiques et politiques.

Les fuseaux horaires sont une mesure de l'angle horaire entre votre position et le premier méridien près de l'observatoire de Greenwich en Angleterre. Le fuseau horaire du Pacifique est de 8 fuseaux horaires, ou 120 degrés à l'ouest du méridien principal. Les horloges à Bellingham Washington ont donc 8 heures de retard sur l'heure universelle (9h Greenwich = 1h Bellingham) et 7 heures en retard sur l'heure d'été (9h Greenwich = 2h Bellingham).

Correction de longitude
Le moment de certains événements astronomiques est affecté par l'emplacement d'un observateur dans un fuseau horaire. Le centre du fuseau horaire du Pacifique est à 120 degrés du méridien principal, une différence de -8 heures (-7 pour l'heure d'été), mais le campus WWU est à environ 2 degrés et 1/2 plus à l'ouest, une différence de près de 10 minutes.

Heure d'été
Benjamin Franklin a présenté aux Américains l'idée de l'heure d'été en 1784 avec un essai intitulé "Un projet économique". L'objectif principal est de mieux utiliser la lumière du jour. Nous changeons nos horloges pendant les mois d'été pour décaler une heure de jour du matin au soir.

L'heure d'été (alias l'heure d'été) commence aux États-Unis le deuxième dimanche de mars et se termine le premier dimanche de novembre.

Le deuxième dimanche de mars, les horloges sont avancées d'une heure entière à 2 heures du matin, heure normale locale, de sorte qu'elles deviennent 3 heures du matin, heure d'été locale (printemps en avant).


Le premier dimanche de novembre, les horloges sont reculées d'une heure à 2 heures du matin, heure d'été locale, de sorte qu'elles deviennent 1 heure du matin, heure normale locale (Fall Back).

Équation du temps Le jour solaire est la durée entre un midi local, lorsque le Soleil traverse le méridien, au suivant. Mais la durée du jour solaire n'est pas toujours de 24 heures - sa moyenne est de 24. Les astronomes ont défini le temps moyen comme la moyenne.

L'axe de la Terre est incliné et l'orbite est elliptique, de sorte que notre planète se déplace plus rapidement au périhélie qu'à l'aphélie. Ces effets se combinent pour créer un décalage en constante évolution entre le temps moyen et l'apparition du midi, du lever et du coucher du soleil locaux, jusqu'à +/- 16 minutes. Cette différence est l'équation du temps. Un résultat physique de la différence changeante au cours d'une année est l'analemme.

Heure sidérale locale
Le temps sidéral est l'angle, mesuré en heures, minutes et secondes, à partir d'un point dans le ciel appelé nœud d'équinoxe vernal, à une ligne nord-sud passant directement au-dessus de la tête d'un observateur, appelée méridien local. Le nœud de l'équinoxe de printemps est le point dans le ciel où la trajectoire du Soleil (l'écliptique) croise l'équateur céleste. Le mouvement quotidien de ce point fournit une mesure de la rotation de la Terre par rapport aux étoiles, par opposition au Soleil. Par conséquent, l'horloge sidérale tourne plus vite que nos horloges ordinaires d'environ 4 minutes par jour.

Pour les astronomes, le temps sidéral local est très utile car il correspond aux coordonnées d'ascension droite (l'adresse est-ouest) des corps célestes qui se trouvent actuellement sur le méridien local.

La coordonnée d'ascension droite d'une étoile est l'heure, la minute et la seconde qu'elle traversera votre méridien, en temps sidéral.

L'Ascension droite / Déclinaison est le principal système de coordonnées célestes.

Numéro du jour julien
Un décompte continu de jours, commençant par le jour zéro le 1er janvier 4713 avant JC, à 12h00. Le concept a été introduit en 1581 par le savant français Joseph Justus Scaliger pour définir un calcul du temps non ambigu sans nombre d'années négatif. À cette fin, le début a été choisi pour être à l'époque préhistorique.

Pour de nombreux calculs, il est pratique pour les astronomes d'utiliser le système julien car il n'est pas nécessaire de se soucier du nombre de jours dans un mois donné, du nombre d'années bissextiles, etc. Une fois que vous avez le numéro de jour julien d'une date particulière dans l'histoire , il est facile de calculer le nombre de jours qui se sont écoulés entre celui-ci et tout autre jour. Un exemple de la commodité du système, il permet un calcul rapide du nombre de jours entre deux éclipses. Un autre exemple, imaginez essayer de calculer combien de jours vous avez vécu en utilisant des calendriers traditionnels. Avec Julian Day Numbers, vous prenez simplement le JDN d'aujourd'hui et soustrayez le JDN du jour de votre naissance. Utilisez cette calculatrice pour l'essayer.


Qu'est-ce que le temps sidéral ?

Le temps sidéral est un moyen pratique pour les astronomes de garder l'heure car il est basé sur le mouvement quotidien et nocturne des étoiles dans le ciel, plutôt que sur le Soleil. L'heure de votre montre-bracelet ou de l'horloge est basée sur le jour solaire et l'heure civile est une façon de se référer à cette méthode de chronométrage. Comme le jour solaire, le temps sidéral est divisé en 24 heures de 60 minutes chacune. Chacune de ces minutes a 60 secondes. Cependant, le jour sidéral est plus court de quelques minutes que le jour solaire ! C'est pourquoi le temps sidéral et le temps civil ne correspondent presque jamais.

En temps civil, une journée solaire commence à minuit et si vous sortez juste à midi et regardez vers le sud, vous verrez (plus ou moins) le soleil traverser votre méridien local. Vingt-quatre heures plus tard, si vous sortez, vous verrez le Soleil se croiser (plus ou moins) en même temps. Il se peut qu'il ne croise pas exactement à midi de votre position, car il y a toutes ces choses comme la distance à l'est ou à l'ouest de votre fuseau horaire, l'heure d'été ou l'heure d'été, ou à quelle distance la Terre s'est déplacée dans son orbite annuelle autour du Soleil. Mais, pour nos besoins, disons simplement que vous êtes quelque part où le Soleil traverse votre méridien juste à midi à l'heure civile sur votre montre.

Disons qu'au lieu d'un orbe brillamment brillant, le Soleil était transparent et que vous pouviez voir des étoiles autour de lui au milieu de la journée. Vous pourrez peut-être repérer une étoile brillante qui se trouve juste dans votre champ de vision, derrière le Soleil. Si vous sortez exactement 24 heures plus tard et cherchez le Soleil, l'étoile ne sera pas directement derrière lui maintenant. Ce sera juste un peu à l'ouest. En fait, toutes les étoiles seront légèrement décalées vers l'ouest par rapport à la même heure hier ! Pourquoi est-ce?

À midi, le spectateur observe le long d'une ligne qui passe par le méridien local et le Soleil et voit une étoile lointaine.

Image regardant notre système solaire au pôle Nord du Soleil et de la Terre. Chaque jour, la Terre tourne exactement une fois dans le sens inverse des aiguilles d'une montre (pas vraiment, mais très très près). Pendant qu'il fait cela, il se déplace dans le sens inverse des aiguilles d'une montre autour du Soleil sur son orbite annuelle. Hier, lorsque vous êtes sorti exactement à midi, vous pouviez voir le Soleil et une étoile éloignée exactement alignés. Vingt-quatre heures se sont écoulées et maintenant vous voyez le Soleil exactement au même endroit dans le ciel, parce que la Terre s'est déplacée le long de son orbite et a tourné juste un peu au-delà de la ligne de mire où vous pouviez voir cette étoile hier - tout et tout les autres étoiles dans les cieux se sont déplacées vers l'ouest comme elles le font lors de leur cycle annuel à travers les saisons.

Exactement 24 heures plus tard. l'étoile est si loin qu'elle aurait tout aussi bien pu rester en place par rapport à l'endroit où le soleil apparaît alors que le spectateur regarde à nouveau le long du méridien local.

Oubliez le Soleil pendant une minute et choisissez n'importe quelle étoile et regardez-la traverser votre méridien local à midi ou à tout autre moment. Lorsque vous sortez le lendemain et voyez cette étoile traverser votre méridien, cela aurait été exactement un jour sidéral. Le Soleil ne traversera pas le méridien avant 4 minutes environ car nous nous déplaçons sur notre orbite. Il n'a fallu que 23 heures et 56 minutes (selon l'heure civile) à cette étoile pour se balancer et traverser votre méridien.

Les astronomes aiment généralement savoir où et quand pointer un télescope vers une étoile ou quelque chose de sorte que le temps sidéral soit pratique pour eux. En fait, dans le sens Est-Ouest, la Sphère Céleste est divisée en 24 heures d'Ascension Droite, chacune avec 60 minutes divisées en 60 secondes. Il y a un endroit sur la sphère céleste où le soleil traverse l'équateur céleste à l'équinoxe de printemps. Ce point est appelé le Premier Point du Bélier et se situe à 0 heure, 0 minute et 0 seconde d'Ascension Droite. Au fur et à mesure que vous vous dirigez vers l'est le long du système de grille de la sphère céleste, l'ascension droite compte les heures, les minutes et les secondes jusqu'à ce que vous fassiez le tour du ciel 23 heures, 59 minutes et 59 secondes + jusqu'au premier point du Bélier.

L'ascension droite et le temps sidéral sont si commodément liés que si vous recherchez une étoile sur une carte et attendez que le temps sidéral soit le même que l'ascension droite de cette étoile, vous le verrez exactement traverser votre méridien local. De plus, si vous voyez une étoile brillante traverser votre méridien, vous pouvez vérifier le temps sidéral et rechercher quelle étoile se trouve à cette ascension droite. Vous pouvez voir pourquoi les astronomes utilisent le temps sidéral ! Ils n'ont pas à se soucier de choses comme les fuseaux horaires, l'heure d'été ou l'heure d'été, ou s'il est minuit ou midi. Il leur suffit de connaître leur longitude et leur UTC.


Un exemple

J'ai obtenu les informations pour cet exemple de la banque de données Astro.

Marilyn Manson

Né le 5 janvier 1969 à 20:05 EST à Canton, Ohio 40n48, 81w23

HEURE UTC = 25.083333333333333

JDUTC = 367A – INT(7(A + INT((M + 9)/12))/4) – INT(3(INT((A + (M – 9)/7)/100) + 1)/4) + INT(275M/9) + D + 1721028.5 + HEURE/24

JDUTC = 367*1969 – INT(7*(1969 + INT((1 + 9)/12))/4) – INT(3*(INT((1969 + (1 – 9)/7 )/100) + 1)/4) + INT(275*1/9) + 5 + 1721028.5 + 25.083333333333333/24

JDUTC = 2440227.54513888889

TT = UTC + secondes intercalaires ajoutées à l'UTC à ce jour + 32,184

TT = 25.083333333333333 + ((secondes intercalaires ajoutées à l'UTC à ce jour + 32.184)/3600)

TT = 25.0922733333

JDTT = 367A – INT(7(A + INT((M + 9)/12))/4) – INT(3(INT((A + (M – 9)/7)/100) + 1)/4) + INT(275M/9) + D + 1721028.5 + HEURE/24

JDTT = 367*1969 – INT(7*(1969 + INT((1 + 9)/12))/4) – INT(3*(INT((1969 + (1 – 9)/7 )/100) + 1)/4) + INT(275*1/9) + 5 + 1721028.5 + 25.0922733333/24

JDTT = 2440227.54551138889

vous = 2440227.54513888889 – 2451545.0

vous = -11317.4548611

T = (2440227.54551138889- 2451545.0)/36525

T = -0,30985501679

(Dvous) = 2pi (0,7790572732640 + 1,00273781191135448 * Dvous ) modulo 2pi

(Dvous) = 2pi (0,7790572732640 + 1,00273781191135448 * -11317,4548611) modulo 2pi

(Dvous) = -71299.4560272 modulo 2pi

(Dvous) en degrés = (Dvous) * 180 / pi

(Dvous) en degrés = 2.13083867395 * 180 / pi

(Dvous) en degrés = 122.088062841

(Dvous) en heures = (Dvous) en degrés / 15

(Dvous) en heures = 122.088062841 / 15

(Dvous) en heures = 8.1392041894

GMSTp(T) = 0,014506 + 4612,156534T + 1,3915817T 2 – 0,00000044T 3 – 0,000029956T 4 – 0,0000000368T 5

GMSTp(T) = 0,014506 + 4612,156534* -0,30985501679 + 1,3915817* -0,30985501679 2 – 0,00000044* -0,30985501679 3 – 0,000029956* -0,30985501679 4 – 0,0000000368* -0,30985501679 5

GMSTp(T) en degrés = (GMSTp(T)/3600) Modulo 360

GMSTp(T) en degrés = (-1428.9517286/3600) Modulo 360

GMSTp(T) en degrés = (-0,39693103572) Modulo 360

GMSTp(T) en degrés = 359,603068964

GMSTp(T) en heures = GMSTp(T) en degrés / 15

GMSTp(T) en heures = 359,603068964 / 15

GMSTp(T) en heures = 23,9735379309

GMST (Dvous, T) = (Dvous) + GMSTp(T) modulo 24
GMST (Dvous, T) = 8.1392041894 + 23.9735379309 modulo 24

GMST (Dvous, T) = 32.1127421203 modulo 24

GMST (Dvous, T) = 8.1127421203

longitude est = 81w23 = -81.38333333333 = -5.42555555556

LST = GMST + longitude est modulo 24

LST = 8.1127421203 + -5,4255555556 modulo 24

LST = 2.68718656474 modulo 24

LST = 2,68718656474 = 2:41:13,871633064

La banque de données Astro, liée ci-dessous, contient les dates de naissance, les heures et les lieux de nombreuses personnalités publiques. Essayez de calculer l'heure sidérale de naissance de certains d'entre eux. Laissez vos résultats et toutes les questions qui se posent dans les commentaires.


Aide à l'ascension droite et à l'angle horaire

Ce que j'aimerais savoir précisément, c'est si l'Ascension Droite peut être calculée en connaissant la Longitude Zodiacale ou la Longitude Céleste d'une plante, d'un corps ou d'une étoile.

Par exemple, pour un corps à 11° Poissons 57', soit 341°57' de Longitude Céleste, comment puis-je déterminer l'Ascension Droite ?

Les autres variables que je connais sont le temps sidéral et le temps sidéral local. Je connais aussi la latitude géographique terrestre.

Les variables que je peux calculer (ce qui pourrait peut-être être utile) sont la déclinaison (l'Arcsinus[Sine(Obliquity) * Sine(Celestial Longitude)]).

Je peux aussi calculer la Différence Ascensionnelle (l'Arcsinus [Tan(Déclinaison) * Tan(Latitude)]).

Serait-il possible de calculer l'Ascension Oblique sur la base des variables que je connais ?

Si je pouvais le faire, alors je pourrais utiliser l'Ascension Oblique et la Différence Ascensionnelle pour trouver l'Ascension Droite.

Je connais : Angle horaire = Temps sidéral local - Ascension droite.

Cependant, je ne comprends pas vraiment ce qu'est l'angle horaire, à part que je l'ai vu à plusieurs reprises défini comme "le temps écoulé depuis qu'un objet a traversé le méridien". Quel méridien ? L'emplacement de l'observateur, ou le méridien est-il un point fixe ? Quoi qu'il en soit, il apparaît que si l'Ascension Droite est de 0° alors l'Angle Horaire = Temps Sidéral Local.

Pour les shats et les gaggles, j'ai mis en place une feuille de calcul et en utilisant l'heure sidérale locale, j'ai juste calculé l'angle horaire en utilisant l'ascension droite par incréments de 15° à 360°.

Ce que j'ai vu, c'est que l'angle horaire diminuait à mesure que l'ascension droite augmentait, mais je ne comprends pas la relation entre les deux. L'angle horaire équivaut-il à l'ascension oblique ou à la longitude céleste ?

Est-ce que je n'aborde pas ce droit ? Est-ce que j'ai râté quelque chose? Merci d'avance pour l'aide de quelqu'un.


LES CONSTELLATIONS : Partie 3 TEMPS DE CULMINATION

Un point culminant se produit lorsqu'une étoile ou une constellation traverse le méridien local pour atteindre son point le plus haut (ou le plus bas) dans le ciel, et savoir quand cela se produit est très utile pour les observations visuelles ou télescopiques du ciel nocturne. En sachant quand un objet céleste traverse le méridien local, cela signifie que leur apparence générale sera à leur meilleur, et sans l'entrave des effets atmosphériques tels que la vision, la réfraction ou la masse d'air.

Point culminant pour non circumpolaire les étoiles, qui se lèvent et se couchent sous l'horizon, se produiront une fois par jour. Cependant, en raison du mouvement orbital de la Terre autour du Soleil, le temps pour chaque point culminant successif tombe plus tôt d'environ quatre minutes pour chaque jour qui passe. Son instant exact de l'heure locale traversant le méridien local est formellement appelé le Temps sidéral, qui correspond exactement à l'ascension droite du méridien local. Dans d'autres circonstances, si une constellation ou un objet céleste apparaît circumpolaire — jamais en dessous de l'horizon local — deux des aboutissements peuvent se produire. Ce sont un point culminant supérieur (le plus élevé) et point culminant inférieur (le plus bas).

Le calcul des temps de point culminant n'est pas tout à fait simple, car la largeur de la constellation signifie que nous devons déterminer le temps du point médian. Cela peut être approximé par la différence entre les limites des constellations orientales et occidentales, mais cela devrait probablement être mieux déterminé, mais connaître l'ascension droite de la moitié de la zone de la constellation est quelque chose de beaucoup plus difficile à calculer. Une manière légèrement plus précise du centre de la constellation à la fois de l'ascension droite et de la déclinaison, et cela nécessite de connaître l'extrema de toutes les limites.

De plus, les temps de culmination dépendent également de la précession des équinoxes, ils doivent donc inclure l'époque actuelle. De nombreux points culminants tabulés sont toujours basés sur l'époque B1950.0, ce qui signifie que les temps de point culminant ne sont que d'un jour environ. La plupart des tableaux sur les points culminants ne sont précis qu'à plusieurs jours, mais cela reste tout à fait suffisant pour la plupart des objectifs d'observation visuelle.

Les DONNÉES TABULÉES

Le tableau 1 montre que les dates auxquelles cela se produit sont commodément exprimées pour minuit (12 heures) et en début de soirée à 21 heures, lorsque la plupart des observateurs regarderaient le ciel nocturne. Parfois, il peut être donné à 18 heures, mais le seul est utile pendant les mois d'hiver lorsqu'il fait noir à cette heure-là. Trouver des moments culminants pour d'autres périodes de l'année, soustraire 15 jours pour chaque heure antérieure à cette date. Pour les temps qui sont plus tard ajouter quinze (15) jours pour chaque heure. Si la date est différente de celle spécifiée, alors ajouter ou alors soustraire vingt-huit (28) minutes pour chaque semaine écoulée ou à venir.

Cette page montre Trois tableaux principaux. Ce sont les heures de point culminant des constellations et pour les étoiles brillantes à minuit (12h) et le soir (21h). Les points culminants sont énumérés ci-dessous comme

Tableau 1. Les constellations (Par date)

Tableau 2. Les constellations (De nom)

Tableau 3. Étoiles brillantes, plus Grands et Petits Nuages ​​de Magellan.

COMMENTAIRES

Une différence moyenne entre les dates dans les tableaux ci-dessous est de 45,66 ou 45½ jours. Il est possible de calculer pour d'autres temps spécifiques. C'est à dire. Trouver pour 12h, en ajoutant 45½ à la date tabulée de 21h, ou encore trouver 15h, en ajoutant 91 jours à la date tabulée de 21h.

Années non bissextiles


Portée (heures)
-06
-03
00
=
+03
+06
lun fév Mar Mai juin août SEP nov déc fév
Différence de quarante-cinq jours (44,7)
Jan 14 31 14 27 10 23 06 20 02
02 15 avr 15 28 11 24 07 21 03
03 16 02 16 29 12 25 08 22 04
04 17 03 17 30 13 26 09 23 05
05 18 04 18 juil 14 27 10 24 06
06 19 05 19 02 15 28 11 25 07
07 20 06 20 03 16 29 12 26 08
08 21 07 21 04 17 30 13 27 09
09 22 08 22 05 18 oct 14 28 10
10 23 09 23 06 19 02 15 29 11
11 24 10 24 07 20 03 16 30 12
12 25 11 25 08 21 04 17 31 13
13 26 12 26 09 22 05 18 Jan 14
14 27 13 27 10 23 06 19 02 15
15 Mar 14 28 11 24 07 20 03 16
16 02 15 29 12 25 08 21 04 17
17 03 16 30 13 26 09 22 05 18
18 04 17 31 14 27 10 23 06 19
19 05 18 juin 15 28 11 24 07 20
20 06 19 02 16 29 12 25 08 21
21 07 20 03 17 30 13 26 09 22
22 08 21 04 18 31 14 27 10 23
23 09 22 05 19 SEP 15 28 11 24
24 10 23 06 20 02 16 29 12 25
25 11 24 07 21 03 17 30 13 26
26 12 25 08 22 04 18 déc 14 27
27 13 26 09 23 05 19 02 15 fév
28 14 27 10 24 06 20 03 16 02
29 15 28 11 25 07 21 04 17 03
30 16 29 12 26 08 22 05 18 04
31 17 30 13 27 09 23 06 19 05
fév 18 Mai 14 28 10 24 07 20 06
02 19 02 15 29 11 25 08 21 07
03 20 03 16 30 12 26 09 22 08
04 21 04 17 31 13 27 10 23 09
05 22 05 18 août 14 28 11 24 10
06 23 06 19 02 15 29 12 25 11
07 24 07 20 03 16 30 13 26 12
08 25 08 21 04 17 31 14 27 13
09 26 09 22 05 18 nov 15 28 14
10 27 10 23 06 19 02 16 29 15
11 28 11 24 07 20 03 17 30 16
12 29 12 25 08 21 04 18 31 17
13 30 13 26 09 22 05 19 fév 18

Traditionnellement, tous les points culminants à une date fixe sont donnés sous une forme quelconque de liste tabulée, mais un planisphère peut également facilement fournir ces mêmes informations.

Les observateurs sont surtout intéressés par les dates correspondant à leur point culminant supérieur, qui sont les dates dans les tableaux ci-dessous. Si la point culminant inférieur doit être connue, la différence de dates est exactement plus tôt ou plus tard par six mois.)

Tableau 1. Culminant des constellations de n'importe quelle latitude(Par date calendaire)

REMARQUES : Listes du tableau 1 Quatre-vingt-neuf (89) les points culminants des constellations, où se divisent les Serpens, se situent de part et d'autre d'Ophiuchus. Ces constellations sont appelées Serpens Cauda et Serpens Caput, dont les aboutissements concernent Dix jours d'intervalle.

Tableau 2. Culminant des constellations de n'importe quelle latitude(Par ordre alphabétique)

REMARQUES : Listes du tableau 2 Quatre-vingt-neuf (89) les points culminants des constellations, où se divisent les Serpens, se situent de part et d'autre d'Ophiuchus. Ces constellations sont nommées individuellement comme Serpens Cauda et Serpens Caput, dont les aboutissements ne sont qu'environ Dix jours d'intervalle.


Expliquer l'ascension droite et la déclinaison

Considérez-les comme la latitude et la longitude dans le ciel. Ce qui suit est pour les observateurs de l'hémisphère nord.

Polaris est à (environ) 90 ° de déclinaison N, comme le pôle Nord est à 90 ° de latitude N. Les objets avec une déclinaison + ou nord seront au nord de l'équateur céleste (où Dec = 0) ou entre l'équateur et Polaris et les objets avec une déclinaison - ou S seront au sud de l'équateur céleste, ou entre l'équateur céleste et l'horizon sud. Le Scorpion et le Sagittaire sont bien au S de l'équateur céleste, et la ceinture d'Orion le longe à Dec = 0.

L'Ascension Droite est mesurée comme 0 - 24 heures = 0 - 360 degrés, ou 15° par heure (pas E et W avec 0° - 180° comme la longitude, mais une idée similaire).

Voici les lignes de la grille sur une carte du ciel : RA et Dec.

Souvent, les guides d'observation (ou les colonnes mensuelles des magazines d'astronomie) regardent des blocs de 2 ou 3 heures d'Ascension Droite (RA) pour donner un résumé de ce qui se passe du nord au sud un mois donné. Chaque mois, environ 2 heures de RA seront la bande nord-sud du ciel qui est la plus proche du méridien à un moment donné (ligne du nord au sud) et ces objets et étoiles seront les plus hauts dans le ciel. avant cela, ils se lèveront, et après cela, ils se coucheront. Pour les soirées d'octobre, quelque chose comme 20 - 24 heures RA couvre le visionnement du début à la fin de soirée.

Alt et Az sont parallèles ou perpendiculaires à votre horizon, contre lequel les étoiles (sauf Polaris) se déplacent constamment.

RA et Dec sont parallèles ou perpendiculaires à l'équateur, les étoiles se déplacent parallèlement à l'équateur lorsque la terre tourne. L'équateur céleste forme un arc à travers le ciel, le plus haut au-dessus de l'horizon lorsqu'il traverse le méridien, et les étoiles glissent dans le ciel le long d'arcs parallèles à l'équateur céleste.


Réduction de la vue

Cette section décrit, étape par étape, comment obtenir la position d'un observateur en utilisant Réduction de la vue. Il existe plusieurs méthodes alternatives pour obtenir le même résultat, mais l'avantage de la réduction de la vue est qu'elle ne nécessite pas de programmation ou de compréhension approfondie de la trigonométrie sphérique.

Réduction de la vue étape par étape :

  1. Choisissez un emplacement quelque part près de la cache. Tant que vous êtes à quelques kilomètres de l'emplacement réel, tout ira bien. C'est ton poste assumé (AP).
  2. Calculez le GHA pour le Bélier en utilisant les formules ci-dessus pour les trois observations.
  3. Calculer le LHA pour chaque étoile au moment des observations. Utilisez la longitude de votre position supposée. Le SHA pour chaque étoile est disponible dans l'Almanach Nautique.
  4. Calculez l'altitude (Hc) et l'azimut (Zn) de chaque étoile. Assurez-vous de faire les calculs en mode degré.
  5. Prenez les altitudes observées (Ho) de chaque étoile et soustrayez Hc. La différence entre Ho et Hc est à quelle distance votre ligne de position se trouve vers l'étoile (les valeurs négatives signifient que votre ligne de position se trouve loin de l'étoile). Une minute de différence équivaut à un mille marin (1852 mètres) et par conséquent une seconde équivaut à environ 30 mètres. Étant donné que les observations sont fournies avec une grande précision, vous devriez être en mesure de déterminer chaque ligne de position avec une bonne précision.
  6. Créez une grille similaire à l'image ci-dessous dans une échelle de mesure appropriée. Observez que les distances de longitude dépendent de votre position alors qu'une minute de latitude est toujours un mille marin. Tracez un cercle et au centre, mettez votre position supposée. Tracez ensuite des lignes pour chaque étoile passant par AP avec l'angle de votre azimut calculé (les lignes pointillées). Sur la base de vos différences calculées (Ho-Hc), marquez les distances vers ou depuis les étoiles de votre AP (les lignes pointillées). Pour chaque ligne à votre marque, tracez vos lignes de position (LOP) pour chaque étoile sous forme de lignes perpendiculaires (les lignes continues avec un angle de 90°). L'intersection des trois lignes LOP est la position de l'observateur (où se trouve la cache).

Si vous n'obtenez pas une précision suffisante pour localiser les coordonnées du cache, vous pouvez effectuer une autre itération des étapes ci-dessus et définir l'AP sur les coordonnées que vous obtenez de l'itération précédente. De cette façon, vous devriez obtenir des différences plus petites entre Hc et Ho et il sera plus facile de dessiner les LOP pour localiser les coordonnées de la cache.

Pour vous aider à tracer vos propres lignes de position, vous pouvez utiliser ce tableau LOP et appliquer une échelle appropriée. Si vous n'êtes pas enclin à dessiner, vous pouvez évidemment obtenir le même résultat en itérant par programmation ou dans Excel afin d'ajuster votre PA pour minimiser l'erreur des moindres carrés de Ho-Hc.


Heure moyenne locale aujourd'hui

While Local Mean Time does not directly determine civil time these days, it is still used to make sure our clocks follow the Sun as closely as possible. UT1, a version of Universal Time, is the Local Mean Time at the prime meridian in Greenwich, London. It is one of the components used to calculate Coordinated Universal Time (UTC), the time scale used to determine local times worldwide.

LMT is also used by astronomers around the world to time their observations.


Positional Astronomy: Sunrise, sunset and twilight

Since refraction affects zenith angle,
it generally changes both the Right Ascension and declination of an object.
It also affects the time the object appears to rise and set.

The standard formula for the altitude of an object is:
sin(&alpha) = sin(&delta)sin(&phi) + cos(&delta) cos(&phi) cos(H)

If a = 0° (the object is on horizon, either rising or setting),
then this equation becomes:
cos(H) = - tan(&phi) tan(&delta)

This gives the semi-diurnal arc H:
the time between the object crossing the horizon, and crossing the meridian.

Knowing the Right Ascension of the object, and its semi-diurnal arc,
we can find the Local Sidereal Time of meridian transit,
and hence calculate its rising and setting times.

However, refraction means that this simplified formula is not accurate,
since the altitude should be, not 0°, but -0°34'.
This is not too important for stars , which are rarely observed close to the horizon.
But it makes an important difference in calculating the times of rising and setting of the Sun .

Furthermore, "sunrise" and "sunset" generally refer to the moment
when the top of the Sun's disc is just on the horizon.
The formula would give us the time of rising or setting
for the centre of the Sun's disc.
So we must also allow for the semi-diameter of the Sun's disc,
which is 16 arc-minutes.

So sunrise and sunset actually occur when the Sun has altitude -0°50'
(34' for refraction, and another 16' for the semi-diameter of the disc).

Since the atmosphere scatters sunlight, the sky does not become dark instantly at sunset
there is a period of twilight .

During civil twilight, it is still light enough to carry on ordinary activities out-of-doors
this continues until the Sun's altitude is -6°.
During nautical twilight , it is dark enough to see the brighter stars,
but still light enough to see the horizon, enabling sailors to measure stellar altitudes for navigation
this continues until the Sun's altitude is -12°.
During astronomical twilight, the sky is still too light for making reliable astronomical observations
this continues until the Sun's altitude is -18°.
Once the Sun is more than 18° below the horizon, we have astronomical darkness .
The same pattern of twilights repeats, in reverse, before sunrise.

In summer, astronomical twilight will last all night, for any place with latitude above 48.6°.

The Sun is at declination -14°.
What will be its hour angle at sunrise
(the moment the top edge of the Sun first appears over the horizon),
at a latitude of +56°20'?

If the Sun is on the local meridian at 12:03,
what time is sunrise?
and what time is sunset?


Voir la vidéo: HAPPY FATHERS DAY TATAY ELON (Juillet 2021).