Wyznaczanie długości i szerokości geograficznej z obserwacji astronomicznych.

Transkrypt

1 Wykład udostępniam na licencji Creative Commons: Wyznaczanie długości i szerokości geograficznej z obserwacji astronomicznych. Piotr A. Dybczyński

2 Związek czasu słonecznego z gwiazdowym.

3

4

5

6

7

8

9

10

11 Zadanie: Która godzina średniego, miejscowego czasu gwiazdowego będzie w tym miejscu, gdy dziś, 6 listopada 2012 na zegarkach będziemy mieli godzinę 14:47:23 czasu strefowego (czyli zimowego)? Jesteśmy na długości geograficznej 16 56'30 czyli 1h07m46s

12

13 południk zerowy środkowy południk naszej strefy nasza strefa czasowa nasz południk miejscowy

14 środkowy południk naszej strefy oś czasu południk zerowy nasza strefa czasowa długość geograficzna nasz południk miejscowy

15 południk zerowy środkowy południk naszej strefy nasz południk miejscowy nasza strefa czasowa λ=0 λ=15 =1h λ=16 56'30 =1h07m46s

16 południk zerowy środkowy południk naszej strefy nasz południk miejscowy nasza strefa czasowa t = 14h47m23s s=?

17 środkowy południk naszej strefy 1h00m00s nasza strefa czasowa nasz południk miejscowy 13h47m23s południk zerowy

18 0h00m00s środkowy południk naszej strefy 1h00m00s nasza strefa czasowa nasz południk miejscowy 13h47m23s południk zerowy

19 0h00m00s środkowy południk naszej strefy nasz południk miejscowy 1h00m00s (2h00m00s) 13h47m23s 13h47m23s południk zerowy nasza strefa czasowa t = 13h47m23s t = 14h47m23s

20 nasz południk miejscowy 0h00m00s t = 13h47m23s 1h00m00s (2h00m00s) 13h47m23s 13h47m23s s = So =? t = 14h47m23s (15h47m23s)

21

22 3h02m27s

23 αg s = t

24 Miejscowy czas gwiazdowy jest zawsze równy rektascensji gwiazd właśnie górujących

25

26 Stellarium używa czasu komputera, czyli naszego, strefowego.

27 nasz południk miejscowy 0h00m00s t = 13h47m23s 1h00m00s (2h00m00s) 13h47m23s 13h47m23s So = 3h02m27s t = 14h47m23s

28 nasz południk miejscowy 0h00m00s t = 13h47m23s 1h00m00s (2h00m00s) 13h47m23s? 13h47m23s So = 3h02m27s t = 14h47m23s (15h47m23s)

29 Jeden rok zwrotnikowy (czyli okres obiegu Ziemi po orbicie wokół Słońca) to średnich dób słonecznych. Jeden rok zwrotnikowy ma dokładnie o jedną średnią dobę gwiazdową więcej k= =

30 liczymy... 13h47m23s = godzin k = x k = = 13h49m39s

31 liczymy... 13h47m23s = godzin k = x k = = 13h49m39s

32 nasz południk miejscowy 0h00m00s t = 13h47m23s 1h00m00s (2h00m00s) 13h47m23s 13h49m39s 13h47m23s So = 3h02m27s t = 14h47m23s

33 nasz południk miejscowy 0h00m00s 1h00m00s (2h00m00s) 13h47m23s 13h49m39s 13h47m23s So = 3h02m27s s = 16h52m06s t = 13h47m23s t = 14h47m23s

34 λe=16 56'30 =1h07m46s 0h00m00s 1h00m00s (2h00m00s) 13h47m23s 13h49m39s 13h47m23s So = 3h02m27s s = 16h52m06s 16h52m06s + 1h07m46s t = 13h47m23s t = 14h47m23s

35 13h49m39s 13h47m23s So = 3h02m27s 0h00m00s 1h00m00s (2h00m00s) s = 16h52m06s s=17h59m52s 16h52m06s + 1h07m46s t = 13h47m23s t = 14h47m23s 13h47m23s λe=16 56'30 =1h07m46s

36 13h49m39s 13h47m23s So = 3h02m27s 0h00m00s 1h00m00s (2h00m00s) s = 16h52m06s s=17h59m52s 16h52m06s + 1h07m46s t = 13h47m23s t = 14h47m23s 13h47m23s λe=16 56'30 =1h07m46s

37

38 s = (t TZ) x k +So + λe k =

39 17h59m52s miejscowego czasu gwiazdowego, 14h47m23s + 0h07m46s = 14h55m09s miejscowego czasu słonecznego (średniego)

40 Różnica długości geograficznych obserwatorów jest zawsze dokładnie równa różnicy ich czasów miejscowych, tak słonecznych jak i gwiazdowych.

41

42 Oczywiście wszystkie miejsca o tej samej długości geograficznej mają w danym momencie ten sam miejscowy czas gwiazdowy i słoneczny.

43 Szerokość geograficzna

44

45

46

47 Pókula południowa!

48

49 Pókula południowa!

50

51 Pókula południowa!

52

53

54

55

56

57

58 Różne szerokości geograficzne astronomiczna geodezyjna geocentryczna

59 Różnice w szerokościach nie są duże. Maksymalna różnica pomiędzy szerokością geocentryczną i geodezyjną wypada dla równoleżnika bliskiego ± 45 i wynosi około 11'. Różnice między szerokością geodezyjną a astronomiczną są jeszcze mniejsze.

60 Zjawiska zmieniające współrzędne ciał niebieskich.

61 Ruch własny gwiazd Źródło:

62 Ruch własny Gwiazdy Barnarda to ok sekundy łuku na rok!

63 Precesja i nutacja

64 Rysunek: Tau'olunga

65 Siły grawitacyjnego przyciągania wywierane przez Słońce na Ziemię usiłują ustawić równik Ziemi w płaszczyźnie ekliptyki, nachylonej w stosunku do równika pod kątem około 23. Wypadkowy ruch precesyjny osi obrotu Ziemi odbywa się wokół osi ekliptyki. Jest on bardzo powolny, pełen obieg precesyjny osi Ziemi wokół osi ekliptyki trwa około lat.

66 W swoich skrajnych położeniach orbita Księżyca nachylona jest raz pod kątem +5.9, a po 9.3 latach, pod kątem -5.9 do ekliptyki. Zmieniające się nachylenie orbity Księżyca powoduje tzw. nutację osi obrotu Ziemi. Jest to krótkookresowy, sinusoidalny ruch o amplitudzie ok. 9", nałożony na ruch precesyjny.

67 Punkt Barana, wskutek precesji, cofa się po ekliptyce z prędkością około 50 rocznie i pełnego obiegu ekliptyki dokonuje raz na 26 tysięcy lat. Od punktu Barana liczymy rektascensję, a więc precesja i nutacja zmieniają współrzędne równikowe obiektów na sferze niebieskiej.

68 Paralaksa roczna

69 Paralaksy są bardzo małymi kątami, dla wszystkich gwiazd są mniejsze niż 1 ". Najbliższa gwiazda, Proxima Centauri ma paralaksę równą 0.76" (jest w odległości około 4.3 lat świetlnych). Odległości do dalekich gwiazd wyznacza się innymi metodami gdyż ich paralaksy są tak małe, że nie można ich zmierzyć.

70 Aberracja światła

71 Aberracją nazywamy zmianę kierunku widzenia ciała niebieskiego na sferze spowodowaną ruchem obserwatora. Ponieważ Ziemia porusza się po orbicie wokół Słońca ze średnią prędkością ok. 30 km/s, następuje zjawisko aberracji i lunetę w rzeczywistości ustawiamy wzdłuż kierunku będącego wypadkową kierunku prędkości Ziemi i kierunku prędkości światła od gwiazdy. Maksymalna wartość aberracji rocznej to ok. 20".

72

73 Refrakcja atmosferyczna

74 Refrakcja zależy od odległości zenitalnej z = 90 - h z = 0 R = 0 z = 50 R = 1' z = 80 R = 5' z = 85 R = 10' z = 89 R = 25' z = 90 R = 35'