Ændr værdierne for bredde φ,
deklination δ eller timevinkel
τ og klik uden for boksen.Når man om natten betragter himlen, kan man let få indtryk af at befinde sig i centrum af en kugle - himmelkuglen - på hvis inderside stjerner og andre himmellegemer er malet som lysende punkter. Kuglen roterer (tilsyneladende) én omdrejning i døgnet fra Øst mod Vest (solen og stjernerne står op i Øst, kulminerer i Syd og går ned i Vest). I det følgende indfører vi 2 astronomiske koordinatsystemer til beskrivelse af solens og andre himmellegemers positioner på himlen.
Højde - Azimuth - systemet
I det mest oplagte system er højden simpelthen stjernens vinkelafstand lodret over Horisonten.
Den måles i grader fra 0° på Horisonten til 90° i Zenith lodret over
observationsstedet.
Højdecirklen er halv storcirklen gennem Zenith og stjernen til Nadir - diametralt
modsat Zenith.
Dens skæringspunkt med Horisonten bestemmer systemets anden koordinat Azimuth, som er
vinklen fra Syd til skæringspunktet. Azimuth måles i grader - positiv mod Vest. Altså:
når stjernen står op, er h(øjden) = 0° og Az(imuth) negativ. Ved middag
(kulmination) er h
maximal og Az = 0. Når den går ned, er h = 0° og Az positiv.
En beskrivelse af stjernens
bevægelse gennem en dag i dette intuitive system er ubekvem, fordi begge koordinater
ændrer sig. Derfor indfører man
Deklination - Timevinkel - systemet
Himmelkuglens daglige rotation foregår om en akse - Verdensaksen - gennem jorden og
himlens Nordpol (Np), som ligger i nærheden af stjernen Polaris i den lille bjørn.
I (h, Az) systemet har Np koordinaterne (φ, 180°),
hvor φ er stedets geografiske bredde
(som somme tider kaldes stedets polhøjde). I lighed med jordens ækvator kalder vi den
storcirkel på himmelkuglen, der står vinkelret på Verdensaksen for (himlens) Ækvator.
Under den daglige rotation vil et punkt på himmelkuglen beskrive en lillecirkel parallel
med Ækvator. Storcirklen gennem Np og Zenith kaldes (stedets)
Meridian. Når en stjerne kulminerer, passerer den meridianen.
I (δ τ) - systemet svarer Ækvator til (h, Az) - systemets Horisont og t(imevinklen) til Az. Deklinationscirklen er følgelig en halv storcirkel fra Np gennem stjernen til himlen Sydpol, og δ er vinklen i grader fra deklinationscirklens skæringspunkt med Ækvator til stjernen regnet positiv mod Np. τ er vinklen mellem Meridianens og deklinationscirklens skæringspunkter med Ækvator. t regnes positiv mod Vest (som Az) og måles i timer. Da der går 24 timer på 360°, svarer 1 time til 15°. I en astronomisk almanak kan man finde stjernens deklination.
Vi vil beskrive forholdene i et koordinatsystem med begyndelsespunkt O, 1-akse mod vest (betragteren), 2-akse mod syd og 3-akse lodret opad mod zenith. I dette system er meridianplanen = y - z - planen. Stjernen bevæger sig på en lillecirkel med centrum C, og radius |C Ss| = cosδ. Den kulminerer i syd i punktet Ss og står lavest i nord i punktet Sn.
I dette koordinatsystem har stjernen koordinaterne (cosh sinAz, cosh cosAz, sinh).
Da polhøjden er lig stedets bredde φ, er Np = (0 , –cosφ , sinφ), og Æs = (0 , sinφ , cosφ).
Da ∩ÆSs = δ, er |OC| = sinδ, så C = (0 , –cosφ sinδ , sinφ sinδ) .
Da ∩ÆSs = δ, er |CSs| = cosδ, så CSs→ = (0 , sinφ cosδ , cosφ cosδ).
Stjernens position er bestemt ved
parameterfremstillingen
OS→ =
OC→ + CS→ =
OC→ +
(cosδ , 0 , 0) sinτ +
CSs→ cosτ =
(cosδ sinτ ,
–cosφ sinδ +
sinφ cosδ cosτ ,
sinφ sinδ +
cosφ cosδ
cosτ), altså
I traditionel astronomi udtrykkes disse relationer ofte ved
| tan Az = | cosδ sinτ –cosφ sinδ + sinφ cosδ cosτ |
Ændr værdierne for bredde φ,
deklination δ eller timevinkel
τ og klik uden for boksen.
I årets løb flytter solen sig blandt (fix)stjernerne på
en storcirkel ekliptika. Navnet skyldes, at formørkelser kun optræder,
når månen krydser ekliptika.
Ekliptika er vinklet ca 23.5° i forhold til ækvator, som den
skærer i to diametralt modsatte punkter forårspunktet F og
efterårspunktet, hvor δ = 0°.
Da forårspunktet ligger fast (pånær præssesion) på himlen, er forskellen mellem en stjernes og forårspunktets timevinkler konstant. Vi kalder forskellen stjernens rectascension R.A.
Når en stjerne kulminere, er dens timevinkel τ = 0, så i det øjeblik måler τF(stjernetiden) stjernens rectascension.
| Jan | Feb | Mar | Apr | Maj | Jun | Jul | Aug | Sep | Okt | Nov | Dec | |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| R.A. t m | 18 44 | 20 56 | 22 46 | 0 36 | 2 31 | 4 34 | 6 38 | 8 43 | 10 39 | 12 27 | 14 23 | 16 26 |
| δ° | –23.1 | –17.3 | –7.4 | 4.7 | 15.2 | 22.1 | 23.1 | 17.9 | 8.2 | –3.3 | –14.6 | –21.9 |
Her
er Nasas nøjagtige oplysninger om solens bevægelse
år for år frem til 2006 herefter kan
denne side benyttes.
I løbet af et år roteret jorden 365.2422
gange i forhold til retningen til solen. Man siger, at
1 år = 365.2422 soldøgn.
Men da jordens rotation om sin akse foregår i samme retning som rotationen om solen,
foretager jorden årligt 366.2422 rotationer i forhold til stjernerne, så
Stjernetid er defineret som forårspunktets timevinkel.
I almanakken ser vi, solen kulminerer i Syd kl. 12t 13m den 1. jan. i København. I Randers sker alting 10 min senere, da Randers ligger 2.5 grad vest for København. Solen er altså 13 respektive 23 minutter bag efter vore ure. Den 1. nov. er solen 7 min. foran i København og 3 min. bagefter i Randers. Afvigelsen kaldes Tidsækvationen og hænger sammen med, at jorden ikke går i en jævn cirkelbevægelse omkring solen. Sand soltid (sst), defineret som solens timevinkel + 12 timer, forløber altså ikke jævnt året igennem. Jævner man puklerne ud, får man Middelsoltiden (mst), som er den tid, vore ure følger. Tidsækvationen (tækv) defineres ved
| Jan | Feb | Mar | Apr | Maj | Jun | Jul | Aug | Sep | Okt | Nov | Dec |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| –13 | –23 | –22 | –14 | –7 | –7 | –13 | –16 | –10 | 1 | 7 | 1 |
[ Hovedmenu ] [ Ordliste ] [ Tilbage til hovedsiden ]