Astronomie

Quand les systèmes de coordonnées célestes horizontales et équatoriales ont-ils été inventés ?

Quand les systèmes de coordonnées célestes horizontales et équatoriales ont-ils été inventés ?


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Quand le système Alt-az et le système RA-dec ont-ils été utilisés pour la première fois ?


L'astrolabe, en quelque sorte, peut être enseigné comme une application récente du ciel dans laquelle vous pouvez anticiper la position exacte des étoiles, une version très ancienne bien sûr.

Ces définitions ne doivent pas être considérées comme si strictes. Depuis les anciens astronomes ont probablement également utilisé l'astrolabe comme outil pour leurs recherches.


Je me souviens avoir répondu l'année dernière à une question sur l'origine de la déclinaison (Pourquoi la déclinaison est-elle positive dans l'hémisphère nord ?) ce qui m'a amené à découvrir cet article sur l'origine des systèmes de coordonnées célestes. Ils semblent indiquer que les anciens Grecs ont été les premiers à utiliser l'Ascension droite pour décrire des emplacements dans le ciel vers 300 av. Alors que les coordonnées Alt-Az (ou variantes de) existent depuis bien plus longtemps parce que l'horizon est un point de référence facile à partir duquel commencer. La première utilisation documentée remonte à l'époque babylonienne, mais les anciens Égyptiens auraient également utilisé un système similaire dès 2000 av.

Document de référence : http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1942PASP… 54… 77W&db_key=AST


Quand les systèmes de coordonnées célestes horizontales et équatoriales ont-ils été inventés ? - Astronomie

En astronomie, la position d'un objet est l'information la plus importante dont dispose un astronome. Parce que toutes les positions sont relatives à un système de coordonnées, les astronomes et les cartographes ont créé de nombreux systèmes de coordonnées, chacun avec ses propres forces et faiblesses. Cette page explique les deux systèmes de coordonnées célestes (liés aux étoiles) les plus courants et le système de coordonnées terrestres (liés à la terre). Chaque système utilise une sphère comme corps de référence et utilise le fait qu'il y a 360 degrés dans un cercle. Les coordonnées sont généralement écrites en degrés, minutes et secondes. Il y a 60 secondes dans une minute, 60 minutes dans un degré et 360 degrés dans un cercle. Le symbole du degré est un petit cercle en exposant, le symbole de la minute est un guillemet simple, le symbole de la seconde est un guillemet double. Un exemple de ces symboles est donné dans l'image suivante.

Systèmes de coordonnées célestes

Le système de coordonnées le plus courant pour enregistrer les positions des corps célestes est le système de coordonnées équatorial. Le deuxième système de coordonnées le plus courant est le système de coordonnées d'horizon. Les deux systèmes utilisent une énorme sphère imaginaire et transparente qui entoure la terre appelée sphère céleste.

La sphère céleste

La sphère céleste contient un nombre quelconque de grands cercles appelés grands cercles. Un grand cercle est un cercle où un plan, qui passe par le centre de la sphère, coupe la sphère. Tout grand cercle coupant les pôles célestes est appelé cercle horaire. Quelques grands cercles sont illustrés ci-dessous.

Figure 1 : Grands cercles sur une sphère bleue.

Cette sphère céleste a des extensions de l'équateur terrestre et des pôles. L'équateur céleste est le grand cercle où le plan de l'équateur coupe la sphère céleste. Les pôles célestes sont les points où la ligne constituant l'axe de la terre rencontre la sphère. La sphère céleste contient également l'écliptique, un grand cercle sur le plan de l'orbite terrestre. Ceux-ci sont illustrés ci-dessous.

Figure 2 : La sphère céleste.

Pour la plupart des applications en astronomie qui ne nécessitent pas une précision exacte, la terre peut être considérée comme un point au centre de la sphère céleste. Il n'est presque jamais nécessaire de corriger la taille de la terre.

Pour n'importe quel point sur terre, il y a une ligne s'étendant du centre de la terre à travers le point et dans l'espace. Le point où cette ligne rencontre la sphère céleste s'appelle le zénith. La ligne du zénith, prolongée dans l'autre sens à travers le côté opposé de la terre rencontre la sphère céleste à un point appelé le nadir. Le zénith est directement au-dessus (à l'opposé de la direction de la gravité) du point, le nadir est directement au-dessous du point. La ligne reliant le zénith au nadir est appelée axe zénith-nadir. L'horizon astronomique est un grand cercle sur la sphère céleste qui est perpendiculaire à l'axe zénith-nadir. Chaque point a aussi un méridien céleste, un grand cercle qui coupe le zénith, le nadir et les pôles célestes. En raison de la rotation de la terre, le zénith est toujours en mouvement par rapport aux étoiles.

L'horizon astronomique a quatre points appelés points cardinaux qui correspondent aux directions d'une boussole. Le point nord est l'un des deux points situés à l'intersection du méridien céleste et de l'horizon et le plus proche du pôle nord céleste. Le point sud est l'autre point à l'intersection de ces deux grands cercles. Les points est et ouest se situent aux intersections de l'horizon et de l'équateur céleste. Une ligne tracée entre les points est et ouest serait perpendiculaire à une ligne tracée entre les points nord et sud. Dans le sens des aiguilles d'une montre, le point est est à 90 degrés du point nord. Pour les points exactement sur les pôles nord et sud, l'horizon n'aurait pas de points cardinaux. Ces cercles et points sont illustrés dans l'exemple suivant.

Figure 3 : L'horizon, le zénith, le méridien céleste, les pôles célestes et l'équateur céleste.

Tous les éléments mentionnés précédemment de la sphère céleste sont illustrés ensemble dans l'exemple suivant.

Figure 4 : Toutes les parties de la sphère céleste : L'horizon, le zénith, le nadir, le méridien céleste, les pôles célestes, l'équateur céleste et les points cardinaux.
Figure 5 : Une vue de l'intérieur de la sphère céleste. La ligne bleue est l'écliptique. La ligne jaune est l'équateur céleste. Les lignes rouges sont les cercles horaires. C'est une vue de l'équinoxe d'automne. Les positions des étoiles proviennent d'un catalogue de 9000 étoiles et sont pour l'année 2000.

Le système de coordonnées équatoriales

Le système de coordonnées équatoriales utilise l'équateur céleste, les lignes horaires et l'équinoxe vernal pour décrire la position des étoiles. Son cercle de référence principal est l'équateur céleste, ses cercles de référence secondaires sont appelés cercles horaires. Dans ce système, un point sur la sphère céleste a deux coordonnées, l'ascension droite et la déclinaison.

Dans ce système, la sphère céleste est divisée par des cercles horaires en 24 sections. Depuis la terre, en raison de la rotation de la terre, les cercles horaires semblent se déplacer vers l'ouest dans le ciel. La distance entre chaque cercle horaire est de 15 degrés. Le système de coordonnées équatoriales a pour origine l'équinoxe de printemps ou le point zéro pour les cercles horaires. Cette origine a été choisie par les anciens Grecs car elle est à peu près fixée dans l'espace, et elle reste l'origine à ce jour. Cependant, en raison de la précession des équinoxes, les coordonnées doivent être enregistrées pour une certaine période dans le temps et corrigées si elles sont utilisées pour d'autres périodes. La précession des équinoxes se produit dans un mouvement vers l'ouest à un taux d'environ 50,27 secondes d'arc par an. Un exemple de système de coordonnées équatoriales est présenté ci-dessous.

Figure 6 : Le système de coordonnées équatoriales.

L'ascension droite d'un point est l'angle qui est fait entre l'équinoxe de printemps et l'intersection de l'équateur céleste et du cercle horaire coupant le point. En d'autres termes, c'est la distance angulaire mesurée vers l'est le long de l'équateur céleste entre l'équinoxe de printemps et le cercle horaire coupant le point. L'ascension droite est mesurée en heures, minutes et secondes de 0 à 24 heures. Si vous le regardez depuis le pôle nord, il est mesuré dans le sens inverse des aiguilles d'une montre.

La déclinaison d'un point est la distance angulaire au-dessus ou au-dessous de l'équateur céleste. Il est mesuré en degrés, minutes et secondes de -90 à +90 degrés, 0 étant sur l'équateur céleste. Les degrés négatifs indiquent que le point est au sud de l'équateur céleste, tandis que les degrés positifs indiquent qu'il est au nord de l'équateur céleste. Une coordonnée de -90 degrés de déclinaison indique que le point est sur le pôle sud céleste tandis que +90 degrés indique qu'il est sur le pôle nord céleste. L'ascension droite et la déclinaison d'un point sont illustrées dans l'exemple suivant.

Figure 7 : L'ascension droite et la déclinaison dans le système de coordonnées équatoriales.

Le système de coordonnées Horizon

Le système de coordonnées horizon (parfois appelé horizontal) est plus facile à visualiser que le système de coordonnées équatorial, mais plus difficile à utiliser car les positions sont mesurées par rapport au zénith qui change toujours de position. Ce système utilise le zénith, l'horizon et les points cardinaux pour décrire la position des étoiles. Son cercle de référence principal est l'horizon, ses cercles de référence secondaires sont appelés cercles verticaux. Les cercles verticaux sont de grands cercles perpendiculaires à l'horizon et coupant le zénith. Ce système est illustré ci-dessous.

Figure 8 : Le système de coordonnées de l'horizon.

Les coordonnées dans le système de coordonnées d'horizon sont l'altitude et l'azimut d'un point. Les deux coordonnées sont mesurées en degrés, minutes et secondes.

L'altitude d'un point est sa distance angulaire au-dessus ou au-dessous de l'horizon. Il peut aller de -90 degrés à +90 degrés, l'altitude du zénith étant de +90 degrés et l'altitude du nadir étant de -90 degrés. L'altitude de n'importe quel point de l'horizon est de 0 degré. Le complément de l'altitude est la distance zénithale, qui est parfois utilisée à la place de l'altitude. La distance zénithale est la distance angulaire entre le zénith et le point. La distance zénithale ajoutée à l'altitude est toujours de 90 degrés.

L'azimut d'un point est la distance angulaire entre le point nord et le cercle vertical qui coupe le point. L'azimut est mesuré vers l'est, ou dans le sens des aiguilles d'une montre si on le regarde depuis le zénith. L'azimut du point nord est de 0 degré. L'azimut des points est, sud et ouest est respectivement de 90, 180 et 270. L'azimut, la distance zénithale et l'altitude d'un point sont illustrés ci-dessous.

Figure 9 : L'altitude, l'azimut et la distance zénithale d'un point.

En raison du mouvement constant du zénith, une coordonnée d'horizon n'est utile que si elle est donnée avec une heure et une date.

Le système de coordonnées terrestres

Le système de coordonnées terrestres est organisé de la même manière que le système de coordonnées équatoriales. Ce système utilise des parallèles et des méridiens pour définir la grille géographique de la Terre. Les méridiens sont des lignes imaginaires à la surface de la terre qui relient le pôle nord au pôle sud, elles sont généralement appelées lignes de longitude. Chaque méridien rencontre tous les autres méridiens aux pôles. Le point zéro de ces lignes est le premier méridien qui traverse Greenwich, en Angleterre. Les parallèles sont des lignes qui entourent la terre et sont perpendiculaires à son axe, l'équateur est la plus longue de ces lignes. Les parallèles sont généralement appelés lignes de latitude. Ces lignes sont illustrées dans l'image suivante.

Figure 10 : La grille de coordonnées de la Terre.

Une coordonnée terrestre a une valeur pour la latitude et la longitude d'un point. L'équateur divise la terre en hémisphères nord et sud. La latitude est la distance angulaire du point au-dessus ou au-dessous de l'équateur. Il varie de 90 degrés nord à 90 degrés sud. Celles-ci sont parfois écrites avec des valeurs négatives et positives, négatives pour le sud et positives pour le nord. La longitude est la position angulaire du point à l'est ou à l'ouest du méridien principal. Les deux sont mesurés en degrés, minutes et secondes. Le premier méridien divise la terre en hémisphères est et ouest. L'hémisphère occidental contient l'Amérique, l'hémisphère oriental contient l'Asie et la majeure partie de l'Afrique et de l'Europe. La valeur de la longitude peut aller de 0 à 180 est ou ouest avec une notation indiquant la direction. À l'équateur, un degré de longitude équivaut à environ 60 milles (97 km). Un degré de latitude est, en moyenne, à peu près égal à 60 milles, mais varie parce que la terre n'est pas parfaitement sphérique. Un exemple de la coordonnée terrestre suit.

Figure 11 : Les coordonnées d'un point terrestre.

Les astronomes utilisent un système de coordonnées similaire pour décrire les positions sur d'autres planètes, mais n'essayent pas de traiter les hémisphères est et ouest au lieu de cela, ils divisent la planète en 360 degrés et mesurent les positions allant vers l'ouest à partir du méridien 0.

Des cartes peuvent être faites qui affichent la surface entière d'une planète en projetant la surface grossièrement sphérique d'une planète sur une surface plane. Parce que les caractéristiques d'une planète doivent être étirées pour l'amener sur une surface plane, une carte plane ne peut pas être complètement précise. Ce site utilise des cartes dans lesquelles une zone d'un degré de longitude par un degré de latitude apparaît comme un carré parfait sur la carte. Ce type de carte est exactement deux fois plus large que haut car il couvre 180 degrés de haut en bas et 360 degrés d'un côté à l'autre. La terre utilisée dans les images 3D de ce site a été créée en enveloppant une carte de ce type, fournie par la NOAA/NGDC en téléchargement gratuit, sur une sphère avec un programme de conception 3D. Les cartes du ciel ont été créées de la même manière. Une explication de la façon dont les cartes du ciel ont été créées est incluse dans ce site. Ces cartes sont disponibles en téléchargement dans vos propres applications. La carte NOAA/NGDC est dans le domaine public. Les graphiques en étoiles ont été créés par l'équipe ThinkQuest et ne sont pas protégés par le droit d'auteur.

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Système de coordonnées horizontales

L'altitude (h) d'un corps céleste est sa distance angulaire au nord (compté positif) ou au sud (compté négatif) de l'horizon, il est mesuré le long du cercle vertical à travers le corps et varie de 0°, lorsque l'objet se lève ou se couche, à 90&# x00B0, lorsque l'objet est directement au-dessus du zénith. La distance zénithale (ζ) est le complément de l'altitude (90° – h) et est fréquemment utilisé à la place de l'altitude dans le système horizontal. L'azimut (UNE) d'un corps est sa distance angulaire mesurée vers l'est le long de l'horizon depuis le point nord (ou parfois le point sud) jusqu'à l'intersection du cercle vertical de l'objet.

Le système horizontal est simple mais est strictement un système local. À tout moment, un corps céleste aura une altitude et un azimut uniques pour un point d'observation particulier, les coordonnées changeant avec la position de l'observateur. Les coordonnées d'une étoile, etc., changent également avec le temps lorsque la Terre tourne et que le zénith de l'observateur se déplace vers l'est parmi les étoiles.


Qui a développé le système de coordonnées ?

Descartes eu inventé la coordonnée avion! En fait, le coordonner plan est parfois appelé le plan cartésien, en son honneur. Ce site Web, cité ci-dessus, prétend que René Descartes a créé son système de coordonnées en regardant une mouche au plafond de sa chambre alors qu'il était malade au lit.

De même, de qui est le nom cartésien ? le cartésien avion, nommé après le mathématicien René Descartes (1596 - 1650), est un plan avec un système de coordonnées rectangulaires qui associe chaque point du plan à une paire de nombres.

De cette manière, qui est le partisan du système de coordonnées rectangulaires ?

le système de coordonnées cartésiennes est nommé d'après René Descartes (1596&ndash1650), le célèbre mathématicien et philosophe français, qui fut parmi les premiers à décrire ses propriétés.

Une structure en trois dimensions. Le x-axe Andy-axe représentent les deux premières dimensions z-axe, la troisième dimension. Dans une image graphique, les x et y indiquent la largeur et la hauteur du z désigne la profondeur.


Le système de coordonnées horizontales est fixé à la Terre, pas aux étoiles. Par conséquent, l'altitude et l'azimut d'un objet dans le ciel changent avec le temps, car l'objet semble dériver dans le ciel. De plus, comme le système horizontal est défini par l'horizon local de l'observateur, le même objet vu de différents endroits sur Terre en même temps aura différentes valeurs d'altitude et d'azimut.

Les coordonnées horizontales sont très 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. Si à ce moment son altitude augmente, il monte, mais si son altitude diminue, il se couche. Cependant, tous les objets de la sphère céleste sont soumis à un mouvement diurne, qui se fait toujours d'est en ouest. On peut déterminer si l'altitude augmente ou diminue en considérant plutôt l'azimut de l'objet céleste :

  • si l'azimut est compris entre 0° et 180° (nord-est-sud), il est ascendant.
  • si l'azimut est compris entre 180° et 360° (sud-ouest-nord), c'est le réglage.

Il existe les cas particuliers suivants :

  • Au pôle nord, toutes les directions sont au sud et au pôle sud, toutes les directions sont au nord, de sorte que l'azimut n'est pas défini dans les deux emplacements. Une étoile (ou tout objet avec des coordonnées équatoriales fixes) a une altitude constante et ne se lève donc jamais ni ne se couche lorsqu'elle est vue de l'un ou l'autre pôle. Vu des pôles, le Soleil, la Lune et les planètes peuvent se lever ou se coucher en l'espace d'un an, car leurs ascensions droites et déclinaisons changent constamment.
  • A l'équateur, les objets des pôles célestes restent à des points fixes à l'horizon.

Notez que les considérations ci-dessus sont strictement horizon géométrique seulement : l'horizon tel qu'il apparaîtrait pour un observateur au niveau de la mer sur une Terre parfaitement lisse sans atmosphère. En pratique le horizon apparent a une altitude négative, dont la valeur absolue augmente à mesure que l'observateur monte au-dessus du niveau de la mer, en raison de la courbure de la Terre. De plus, la réfraction atmosphérique fait apparaître les objets célestes très proches de l'horizon environ un demi-degré plus haut qu'ils ne le seraient s'il n'y avait pas d'atmosphère.


Catalogues - Quelles coordonnées utiliser ?

Un catalogue doit être utilisable partout et à tout moment. De toute évidence, nous avons besoin d'un système de coordonnées standard (cadre de référence) à partir duquel les coordonnées pour un lieu et un temps donnés peuvent être dérivées. Il s'agit du système international de référence céleste (ICRS), qui utilise le référentiel international de coordonnées (ICRF). À toutes fins utiles, c'est ce que nous appelons J2000, lequel est géocentrique et dérivé de l'axe de la terre (équinoxe) au calendrier julien 2000.0. Vous entendrez des gens parler de "l'époque J2000", mais pour être correct, nous devrions appeler le système de coordonnées "l'équinoxe J2000". Un époque est une référence de temps seulement notre cadre de référence de coordonnées standard est basé sur l'orientation de la équinoxe (axe de la terre) au époque J2000.


Coordonnées sphériques

Utilisation en astronomie

Les coordonnées sphériques d'une étoile sont souvent exprimées sous forme de paire, ascension droite et déclinaison, sans coordonnée de distance. En raison des grandes distances par rapport à la plupart des objets célestes, les astronomes ont souvent peu ou pas d'informations sur leurs distances exactes et n'utilisent donc que la direction. La direction des objets suffisamment éloignés est la même pour tous les observateurs, et il est commode de spécifier cette direction avec les mêmes coordonnées pour tous. En revanche, dans le système de coordonnées horizontales, la position d'une étoile diffère d'un observateur à l'autre en fonction de sa position à la surface de la Terre et change continuellement avec la rotation de la Terre.

Les télescopes équipés de montures équatoriales et de cercles de réglage utilisent le système de coordonnées équatoriales pour trouver des objets. Des cercles de réglage en conjonction avec une carte du ciel ou des éphémérides permettent au télescope d'être facilement pointé sur des objets connus sur la sphère céleste.

Déclinaison

Déclinaison (symbole δ , en abrégé dec) mesure la distance angulaire d'un objet perpendiculaire à l'équateur céleste, positif au nord, négatif au sud. Par exemple, le pôle nord céleste a une déclinaison de +90°. L'origine de la déclinaison est l'équateur céleste, qui est la projection de l'équateur terrestre sur la sphère céleste. La déclinaison est analogue à la latitude terrestre. [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]

Ascension droite

Ascension droite (symbole α , abrégé RA) mesure la distance angulaire d'un objet vers l'est le long de l'équateur céleste de l'équinoxe de printemps au cercle horaire passant par l'objet. Le point d'équinoxe de printemps est l'un des deux points où l'écliptique coupe l'équateur céleste. Analogue à la longitude terrestre, l'ascension droite est généralement mesurée en heures, minutes et secondes sidérales au lieu de degrés, résultat de la méthode de mesure des ascensions droites en chronométrant le passage des objets à travers le méridien lorsque la Terre tourne. Il y a (360° / 24 h ) = 15° en une heure d'ascension droite, 24 h d'ascension droite autour de tout l'équateur céleste. [ 6 ] [ 9 ] [ 10 ]

Lorsqu'elles sont utilisées ensemble, l'ascension droite et la déclinaison sont généralement abrégées RA/Dec.

Angle horaire

Alternativement à l'ascension droite, angle horaire (en abrégé HA ou LHA, angle horaire local), un système pour gauchers, mesure la distance angulaire d'un objet vers l'ouest le long de l'équateur céleste du méridien de l'observateur au cercle horaire passant par l'objet. Contrairement à l'ascension droite, l'angle horaire augmente toujours avec la rotation de la Terre. L'angle horaire peut être considéré comme un moyen de mesurer le temps écoulé depuis qu'un objet a traversé le méridien. On dit qu'une étoile sur le méridien céleste de l'observateur a un angle horaire de zéro. Une heure sidérale plus tard (environ 0,9973 heure solaire plus tard), la rotation de la Terre portera l'étoile à l'ouest du méridien, et son angle horaire sera de +1 h . Lors du calcul des phénomènes topocentriques, l'ascension droite peut être convertie en angle horaire comme étape intermédiaire. [ 11 ] [ 12 ] [ 13 ]


Арчиг

ебесные координаты отреблялись е глубокой ревности. исание некоторых систем содержится в трудах древнегреческого геометра Евклида (около 300 до н. э.). икованный в «Альмагесте» толемея ный каталог Гиппарха содержит положения 1022 звёзд эклиптической систени

аблюдения изменений небесных координат привели к величайшим открытиям астрономии, котоноыии, которые именое огрр. К ним относятся явления прецессии, нутации, аберрации, параллакса, собственных движений звёзд и другие. ебесные координаты озволяют решать задачу измерения ремени, определять еографические ординачты раределять географические кординаыты разлределять Широкое применение находят небесные координаты при составлении различных звёздных каталогов, при изучении истинных движений небесных тел - как естественных, так и искусственных - в небесной механике и астродинамике и при изучении пространственного распределения звёзд в проблемах звёздной астрономии.

    - horizon - zénith/nadir - altitude - azimut - méridien - équateur céleste - pôle céleste - déclinaison - ascension droite ou angle horaire. 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, telle que celle à laquelle une mesure de la position de 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. - écliptique - pôle écliptique - latitude écliptique - longitude écliptique

оризонтальная система координат используется определения направления на светило с помощью угломерных инструментов и при наблюдениях опнеесто инструментов и ри наблюдениях вопнеесто

ервая аториальная система координат используется определения точного времени и при наблюдениях телескоп, смонтированный на экваторисальнай

торая аториальная система координат ется общепринятой астрометрии. этой системе составляются ные карты и описываются положения светил каталогах.

иптическая система координат используется в теоретической астрономии ри определении орбит небесных тел.

En astronomie et en navigation, le sphère céleste est une sphère tournante imaginaire de "rayon gigantesque", concentrique et coaxiale à la Terre. Tous les objets dans le ciel peuvent être considérés comme reposant sur la sphère. L'équateur céleste et les pôles célestes sont projetés à partir de leurs équivalents géographiques correspondants. La projection de la sphère céleste est un outil très pratique pour l'astronomie positionnelle.

La sphère céleste peut être utilisée de manière géocentrique et topocentrique. Le premier signifie qu'il est centré sur un observateur imaginaire au centre de la Terre, et aucun effet de parallaxe ne doit être pris en compte. Dans ce dernier cas elle est centrée sur un observateur à la surface de la Terre et alors la parallaxe horizontale ne peut pas toujours être ignorée surtout pas pour la Lune.

Dans les modèles aristotéliciens et ptolémaïques, la sphère céleste était imaginée comme une réalité physique plutôt que comme une projection géométrique (voir Sphères célestes).

La sphère céleste est divisée en projetant l'équateur dans l'espace. Cela divise la sphère en l'hémisphère nord et l'hémisphère sud. De même, on peut localiser le tropique céleste du Cancer, le tropique céleste du Capricorne, le pôle nord céleste et le pôle sud céleste. Les directions vers divers objets dans le ciel peuvent être quantifiées en construisant un système de coordonnées célestes.

Alors que la Terre tourne d'ouest en est autour de son axe toutes les 23 heures 56 minutes, la sphère céleste et tous les objets qu'elle contient semblent tourner d'est en ouest autour des pôles célestes en même temps. C'est le mouvement diurne. Par conséquent, les étoiles se lèveront à l'est, culmineront sur la ligne nord-sud (méridien) et se coucheront à l'ouest (à moins qu'une étoile ne soit circumpolaire). La nuit suivante, une étoile particulière se lèvera à nouveau, mais avec nos horloges normales fonctionnant sur un cycle de 24 heures 0 minutes, elle le fera 4 minutes plus tôt. La nuit suivante, la différence sera de 8 minutes, et ainsi de suite avec chaque nuit (ou jour) suivante.

La raison de cet apparent mauvais réglage de nos horloges est que le Soleil ne reste pas immobile sur la sphère céleste, comme le font les étoiles, mais se déplace d'environ 1° par jour vers l'est sur un grand cercle appelé écliptique (qui est de 360° ou un cercle complet en un an, le mouvement annuel du Soleil). Comme un angle de 1° correspond à 4 minutes dans le temps (360° = 24 heures), il faut donc 4 minutes supplémentaires de mouvement diurne pour revoir le Soleil sur (par exemple) le méridien, ce qui rend la durée d'une rotation juste 24 heures exactement (en moyenne, en ignorant les petites variations saisonnières, voir équation du temps)

Les horloges normales indiquent donc l'heure solaire. Les astronomes étudiant les mouvements des étoiles voudront peut-être des horloges indiquant le temps sidéral, tournant une fois toutes les 23h56m (unités de temps solaire).

Une sphère céleste peut également faire référence à un modèle physique de la sphère céleste. Également connue sous le nom de globe stellaire, cette sorte de sphère céleste indiquera quelles constellations sont visibles à un moment et à un endroit donnés.

le système de coordonnées horizontales est un système de coordonnées célestes qui utilise l'horizon local de l'observateur comme plan fondamental. Cela divise commodément le ciel en l'hémisphère supérieur que vous pouvez voir et l'hémisphère inférieur que vous ne pouvez pas (parce que la Terre est sur le chemin). Le pôle de l'hémisphère supérieur s'appelle le zénith. Le pôle de l'hémisphère inférieur s'appelle le nadir.

этой системе основной плоскостью ется плоскость математического горизонта. ной координатой ри этом ется либо сота светила h, ибо его енитное расстояние z. ругой координатой ется азимут UNE.

Les coordonnées horizontales sont :

    (Alt), parfois appelée élévation, c'est-à-dire l'angle entre l'objet et l'horizon local de l'observateur. (Az), c'est-à-dire l'angle de l'objet autour de l'horizon (mesuré du point sud vers l'ouest en astronomie et du point nord vers l'est en géodésie).
  • Оройн өнцөг Le terme distance zénithale est plus souvent utilisé en astronomie et est le complément de l'altitude. Soit : 0° au zénith, 90° à l'horizon, jusqu'à 180° au nadir.

енитным расстоянием z светила называется дуга вертикального круга от енита до светила, или угол ежду отвесной линией и нараа

Өндөрлөг L'altitude fait référence à l'angle vertical mesuré de l'horizon géométrique (0°) vers le zénith (+90°). Il peut également prendre des valeurs négatives pour les objets sous l'horizon, jusqu'au nadir (-90°). Bien que certains utiliseront le terme la taille au lieu de l'altitude, cela n'est pas recommandé car la hauteur est généralement comprise comme une unité de distance linéaire, à exprimer en mètres (ou toute autre unité de longueur), et non une distance angulaire.

сотой h светила называется дуга вертикального круга от математического горизонта до светила, или угол между плоскостью математического горизонта и направлением на светило.

соты отсчитываются ределах от 0° о +90° ениту и от 0° до −90° надиру.

енитные расстояния отсчитываются ределах от 0° до 180° от енита к надиру.

трог буюу зовхис имутом UNE светила называется дуга математического горизонта от точки юга до вертикального круга светила, или угол между полуденной линией и линией пересечения плоскости математического горизонта с плоскостью вертикального круга светила.

имуты отсчитываются сторону суточного вращения небесной сферы, то есть к западу от точки югад, па°° ногда азимуты отсчитываются от 0° о +180° к ападу и от 0° до −180° востоку. (В геодезии азимуты отсчитываются от точки севера.) [/list]

le système de coordonnées horizontales est parfois aussi appelé le az/el[1] ou Système de coordonnées Alt/Az.

le système de coordonnées équatoriales est probablement le système de coordonnées célestes le plus utilisé, dont les coordonnées équatoriales sont :

C'est le plus étroitement lié au système de coordonnées géographiques, car ils utilisent le même plan fondamental et les mêmes pôles. La projection de l'équateur terrestre sur la sphère céleste s'appelle l'équateur céleste. Similarly, projecting the geographic poles onto the celestial sphere defines the north and south celestial poles.

  • the hour angle system is fixed to the Earth like the geographic coordinate system
  • the right ascension system is fixed to the stars, with the exception of precession and nutation effects. Thus, during a night or a few nights, it appears to rotate across the sky with the stars, but of course it's really the Earth rotating under the fixed sky. Because of the precession and nutation just referred to, when considering long intervals between observations it is necessary to specify an epoch (frequently J2000.0, for older data B1950.0) when specifying coordinates of planets, stars, galaxies, etc.

The latitudinal (latitude-like) angle of the equatorial system is called declination (Dec for short). It measures the angle of an object above or below the celestial equator. The longitudinal angle is called the right ascension (RA for short). It measures the angle of an object east of the vernal equinox point. Unlike longitude, right ascension is usually measured in hours instead of degrees, because the apparent rotation of the equatorial coordinate system is closely related to sidereal time and hour angle. Since a full rotation of the sky takes 24 hours to complete, there are (360 degrees / 24 hours) = 15 degrees in one hour of right ascension.

The equatorial coordinate system is commonly used by telescopes equipped with equatorial mounts by employing Setting circles. Setting circles in conjunction with a star chart or ephemeris allow a telescope to be easily pointed at known objects on the celestial sphere.

В этой системе основной плоскостью является плоскость небесного экватора. Одной координатой при этом является склонение δ (реже — полярное расстояние p). Другой координатой — часовой угол t.

Склонением δ светила называется дуга круга склонения от небесного экватора до светила, или угол между плоскостью небесного экватора и направлением на светило.

Склонения отсчитываются в пределах от 0° до +90° к северному полюсу мира и от 0° до −90° к южному полюсу мира.

Полярным расстоянием p светила называется дуга круга склонения от северного полюса мира до светила, или угол между осью мира и направлением на светило.

Полярные расстояния отсчитываются в пределах от 0° до 180° от северного полюса мира к южному.

Часовым углом t светила называется дуга небесного экватора от верхней точки небесного экватора (то есть точки пересечения небесного экватора с небесным меридианом) до круга склонения светила, или двугранный угол между плоскостями небесного меридиана и круга склонения светила.

Часовые углы отсчитываются в сторону суточного вращения небесной сферы, то есть к западу от верхней точки небесного экватора, в пределах от 0° до 360° (в градусной мере) или от 0 h до 24 h (в часовой мере). Иногда часовые углы отсчитываются от 0° до +180° (от 0 h до +12 h ) к западу и от 0° до −180° (от 0 h до −12 h ) к востоку.

В этой системе, как и в первой экваториальной, основной плоскостью является плоскость небесного экватора, а одной координатой — склонение β (реже — полярное расстояние p). Другой координатой является прямое восхождение α.

Прямым восхождением α светила называется дуга небесного экватора от точки весеннего равноденствия до круга склонения светила, или угол между направлением на точку весеннего равноденствия и плоскостью круга склонения светила.

Прямые восхождения отсчитываются в сторону, противоположную суточному вращению небесной сферы, в пределах от 0° до 360° (в градусной мере) или от 0 h до 24 h (в часовой мере).

le ecliptic coordinate system is a celestial coordinate system that uses the ecliptic for its fundamental plane. The ecliptic is the path that the sun appears to follow across the sky over the course of a year. It is also the projection of the Earth's orbital plane onto the celestial sphere. The latitudinal angle is called the ecliptic latitude or celestial latitude (denoted β), measured positive towards the north. The longitudinal angle is called the ecliptic longitude or celestial longitiude (denoted λ), measured eastwards from 0° to 360°. Like right ascension in the equatorial coordinate system, the origin for ecliptic longitude is the vernal equinox. This choice makes the coordinates of the fixed stars subject to shifts due to the precession, so that always a reference epoch should be specified. Usually epoch 2000 is taken, but the instantaneous equinox of the day is possible too.

This coordinate system can be particularly useful for charting solar system objects. Most planets (except Mercury), dwarf planets, and many small solar system bodies have orbits with small inclinations to the ecliptic plane, and therefore their ecliptic latitude β is always small. Because of the planets' small deviation from the plane of the ecliptic, ecliptic coordinates were used historically to compute their positions. [1]

В этой системе основной плоскостью является плоскость эклиптики. Одной координатой при этом является эклиптическая широта β, а другой — эклиптическая долгота λ.

Эклиптической широтой β светила называется дуга круга широты от эклиптики до светила, или угол между плоскостью эклиптики и направлением на светило.

Эклиптические широты отсчитываются в пределах от 0° до +90° к северному полюсу эклиптики и от 0° до -90° к южному полюсу эклиптики.

Эклиптической долготой λ светила называется дуга эклиптики от точки весеннего равноденствия до круга широты светила, или угол между направлением на точку весеннего равноденствия и плоскостью круга широты светила.

Эклиптические долготы отсчитываются в сторону видимого годового движения Солнца по эклиптике, то есть к востоку от точки весеннего равноденствия в пределах от 0° до 360°.

le galactic coordinate system is a spherical reference system on the sky where the origin is close to the apparent center of the Milky Way, and the "equator" is aligned to the galactic plane. Similar to geographic coordinates, positions in the galactic coordinate system have latitudes and longitudes.

In 1959, the IAU defined the galactic coordinate system in reference to the Equatorial coordinate system. [2] The north galactic pole is defined to be at RA 12h49m, Dec +27.4° (B1950), and the zero of longitude is the great semicircle that originates from this point along the line in position angle 123° with respect to the equatorial pole. The galactic longitude increases in the same direction as right ascension. Galactic latitude is positive towards the north galactic pole, the poles themselves at ±90° and the galactic equator being zero.

The equivalent system referred to J2000 has [3] the north galactic pole at 12h51m26.282s +27°07′42.01″ (J2000), the zero of longitude at the position angle of 122.932°. The point in the sky at which the galactic latitude and longitude are both zero is 17h45m37.224s −28°56′10.23″ (J2000). This is offset slightly from the radio source Sagittarius A*, which is the best physical marker of the true galactic center. Sagittarius A* is located at 17h45m40.04s −29°00′28.1″ (J2000).

The symbols je et b are used to represent the galactic longitude and latitude, respectively.

В этой системе основной плоскостью является плоскость нашей Галактики. Одной координатой при этом является галактическая широта b, а другой — галактическая долгота je.

Галактической широтой b светила называется дуга круга галактической широты от эклиптики до светила, или угол между плоскостью галактического экватора и направлением на светило.

Галактические широты отсчитываются в пределах от 0° до +90° к северному галактическому полюсу и от 0° до -90° к южному галактическому полюсу.

Галактической долготой je светила называется дуга галактического экватора от точки начала отсчёта C до круга галактической широты светила, или угол между направлением на точку начала отсчёта C и плоскостью круга галактической широты светила.

Галактические долготы отсчитываются против часовой стрелки, если смотреть с северного галактического полюса, то есть к востоку от точки начала отсчёта C в пределах от 0° до 360°.

Точка начала отсчёта C находится вблизи направления на галактический центр, но не совпадает с ним, поскольку последний, вследствие небольшой приподнятости Солнечной системы над плоскостью галактического диска, лежит примерно на 1° к югу от галактического экватора. Точку начала отсчёта C выбирают таким образом, чтобы точка пересечения галактического и небесного экваторов с прямым восхождением 280° имела галактическую долготу 32,93192° (на эпоху 2000).

Supergalactic coordinates are coordinates in a spherical coordinate system which was designed to have its equator aligned with the supergalactic plane, a major structure in the local universe formed by the preferential distribution of nearby galaxy clusters (such as the Virgo cluster, the Great Attractor and the Pisces-Perseus supercluster) towards a (two-dimensional) plane. The supergalactic plane was recognized by Gérard de Vaucouleurs in 1953 from the Shapley-Ames catalogue, although a flattened distribution of nebulae had been noted by William Herschel over 200 years earlier.

By convention, supergalactic latitude and supergalactic longitude are usually denoted by SGB and SGL, respectively, by analogy to b et je conventionally used for galactic coordinates. The zero point for supergalactic longitude is defined by the intersection of this plane with the galactic plane.

  • The north supergalactic pole (SGB=90°) lies at galactic coordinates (je =47.37°, b =+6.32°). In the equatorial coordinate system (epochJ2000), this is approximately (RA=18.9 h, Dec=+15.7°).
  • The zero point (SGB=0°, SGL=0°) lies at (je=137.37°, b=0°). In J2000 equatorial coordinates, this is approximately (2.82 h, +59.5°).

Экваторынхоос хэвтээ координат руу Edit

Let Alt be the altitude and Az the azimuth.

Let θ be the zenith angle (or zenith distance, i.e. the 90° complement of Alt).

Then the equations of the transformation are:

Use the inverse trigonometric functions to get the values of the coordinates.


Orbits in Three Dimensions

4.1 Introduction

The discussion of orbital mechanics up to now has been confined to two dimensions, that is, to the plane of the orbits themselves. This chapter explores the means of describing orbits in three-dimensional space, which, of course, is the setting for real missions and orbital maneuvers. Our focus will be on the orbits of earth satellites, but the applications are to any two-body trajectories, including interplanetary missions to be discussed in Chapter 8 .

We begin with a discussion of the ancient concept of the celestial sphere and the use of right ascension (RA) and declination (Dec) to define the location of stars, planets, and other celestial objects on the sphere. This leads to the establishment of the inertial geocentric equatorial frame of reference and the concept of state vector. The six components of this vector give the instantaneous position and velocity of an object relative to the inertial frame and define the characteristics of the orbit. Following this discussion is a presentation of the six classical orbital elements, which also uniquely define the shape and orientation of an orbit and the location of a body on it. We then show how to transform the state vector into orbital elements, and vice versa, taking advantage of the perifocal frame introduced in Chapter 2 .

We go on to summarize two of the major perturbations of earth orbits due to the earth's nonspherical shape. These perturbations are exploited to place satellites in sun-synchronous and Molniya orbits.

The chapter concludes with a discussion of ground tracks and how to compute them.


Answers for IELTS Reading Sample Question

1) X
The paragraph talks about the formal naming of the constellations by the International Astronomical Union (IAU), were formalised in 1930 by Eugene Delporte.

2) V
The paragraph looks at different interpretations of the starts form different countries / cultures.

3) XII
The paragraph talks about the original Latin names (historical) and the influence of the IAU (modern)

4) VI
The paragraph talks about asterisms commonly confused (misconception) for constellations.

5) je
The paragraph talks about the different celestial systems for locating and identifying.

6) II
The paragraph focuses on the advances possible because of the Hubble telescope, giving a better view of the constellations.

7) VII
The paragraph talks about the problems (limitations) of telescopes on land (terrestrial)

8) VIII
The paragraph talks about how the Hubble telescope has reignited interest in the stars.


Voir la vidéo: 3: repérer un astre, coordonnées azimutales et équatoriales, point vernal (Octobre 2022).