Le catalogue d’étoiles n’enregistre qu’une seule position, alors pourquoi le télescope doit-il effectuer de petites corrections ?
Traitez séparément "l'étoile se déplace d'elle-même", "l'observateur se déplace" et "la règle de coordonnées change".
Coordonnées du ciel et observations
Pour donner au télescope une adresse de catalogue d'étoiles, vous devez également indiquer de quelle année date le catalogue d'étoiles et quel ensemble d'axes de coordonnées il utilise. En regardant la Terre en mouvement aujourd'hui, il y a de légers changements dans la direction de la lumière et les coordonnées. Cette leçon suit θ Persei dans le livre et complète ces corrections étape par étape.
Devinez d'abord
Les changements dans les numéros de coordonnées peuvent-ils expliquer que les étoiles se déplacent d'elles-mêmes ?
Afficher la réponse et les explications
Non, cela dépend de l'observateur et des coordonnées. — Le mouvement propre, l'aberration de la lumière, la précession et la nutation proviennent de raisons différentes et ne peuvent pas être expliqués ensemble.
Ensuite, connectez l'expérience et la science
Obtenez d'abord l'adresse du catalogue d'étoiles avec le système de référence
Cette leçon utilise l'exemple du livre θ Ascension droite, déclinaison et mouvement propre FK5 J2000.0 de Persei. Le mouvement propre représente le mouvement de l'étoile elle-même, avancé pour la première fois jusqu'à la date d'observation dans l'axe de coordonnées J2000.
Catalogue Star J2000 → Ajouter un mouvement approprié au système coaxial
La terre bouge et la lumière atteint différentes directions
La vitesse de propagation de la lumière est limitée et le mouvement de la terre modifiera la direction de la lumière observée. C'est ce qu'on appelle l'aberration optique. Cette leçon utilise les 36 vitesses du centre de masse terrestre du tableau 23.A, qui sont encore révisées dans le cadre J2000.
L'aberration Ron-Vondrák précède la précession
Changer l'échelle à la date d'observation
La précession modifie l'axe des coordonnées de l'axe moyen J2000 à l'axe moyen du jour ; le changement numérique à ce moment inclut principalement l'effet de changement d'échelle et ne peut pas être considéré comme le déplacement de l'étoile elle-même.
Mouvement approprié → aberration de la lumière → précession
Ajoutez le petit balancement du jour pour obtenir la position apparente de ce modèle
Enfin, ajoutez la nutation et changez-la en véritable équateur et véritable équinoxe de printemps du jour. La position apparente ici est toujours le modèle géocentrique, excluant la parallaxe, la déviation gravitationnelle et la réfraction atmosphérique qui ne sont pas incluses dans ce site.
Ajouter une nutation → La véritable position équatoriale apparente d’aujourd’hui
Il se transforme étape par étape en fonction du mouvement → déviation optique annuelle du compteur de vitesse → précession → nutation, et la sortie de chaque niveau devient l'entrée du niveau suivant. Les composantes de vitesse dans le tableau doivent correspondre aux axes de coordonnées, et ces étapes ne peuvent pas être transformées en une addition d'angle inconditionnelle.
essaie-le
Sélectionnez « Exemples de calcul dans le livre » pour changer progressivement d'étape de calcul. Marquez le système de référence sur chaque carte. Ne dessinez pas les nombres sur différents axes de coordonnées directement comme le chemin parcouru par les étoiles.
Pas besoin de mémoriser les symboles
- FK5 / J2000.0
- Système de référence et époque du catalogue d'étoiles fixes dans cette leçon
- μα / μδ
- Mouvement propre de l'angle d'ascension droite et mouvement propre de la déclinaison ; ici μα n'est pas μα cosδ
- X′ Y′ Z′
- J2000 Vitesse du centre de masse terrestre sur l’axe équatorial
- α / δ
- Ascension droite et déclinaison ; heures de sortie d'ascension droite, calculées en interne en degrés
Algorithme, précision et champ d'application
Réalisez le chemin Ron – Vondrák au chapitre 23 : paramètres fixes du catalogue d'étoiles FK5 J2000.0, mouvement linéaire → Tableau 23.A Toutes les 36 vitesses du centre de masse terrestre et équation 23.4 aberration optique → Équation 21.3/21.4 précession → Tableau 22.A nutation et correction équatoriale de premier ordre de l'équation 23.1. θ Le catalogue d'étoiles Persei et les mouvements propres sont tirés de l'exemple 21.b : α=2h44m11.986s, δ=49°13′42.48″, μα=0,03425 secondes de temps/année julienne (converti (remplacé par 0,51375 secondes d'arc/an), μδ=−0,0895 secondes d'arc/année. La plage de contrôle est 1900-2100, 1-28 jours dans le mois, et l'exemple d'étoile est fixé loin du pôle céleste. Vérifiez l'exemple 23.b. 2028-11-13.19 TT, et comparé au même modèle AA+ local. Ce package n'implémente pas une autre route d'aberration optique classique, un mouvement propre à l'espace complet, une parallaxe annuelle ou une déviation gravitationnelle relativiste. les omissions ne peuvent pas être qualifiées de système d’observation de pleine précision.
vérification de ma compréhension
Quel jeu d'axes le compteur de vitesse Ron-Vondrák utilise-t-il ?
Axe équatorial fixe J2000.0 — Par conséquent, l’aberration optique doit être traitée avant que la précession n’atteigne le jour même.
Lequel représente principalement le mouvement de l'étoile ?
automoteur — La précession et la nutation modifient principalement la direction de référence, et non le mouvement spatial de l'étoile elle-même.
La position apparente finale de cette leçon peut-elle être directement utilisée comme toutes les corrections d'observation du télescope local ?
ne peut pas — Il s'agit de la direction géocentrique et des facteurs tels que l'emplacement, la parallaxe, l'effet diurne et la réfraction atmosphérique n'ont pas encore été ajoutés.
Demandez d'abord : « Est-ce que les étoiles bougent, les gens bougent ou le dirigeant bouge ? puis corrigez les coordonnées selon le système de référence et l'ordre corrects.
Jean Meeus · Astronomical Algorithms, 2nd ed. · Non. 23 chapitre
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