Astronomija

Izračunajte globalne (ECEF) koordinate opazovalca

Izračunajte globalne (ECEF) koordinate opazovalca


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Imam lokalne koordinate satelitov in globalne koordinate satelitov. Želim izračunati položaj opazovalca v globalnem sistemu (ECEF).

Kako lahko to storim?

To vprašanje pojasnjujem tudi z več koraki v naslednji povezavi.

https://gis.stackexchange.com/questions/383255/local-system-to-lat-lon

Nekaj ​​mi manjka. Ali mi lahko prosim pomagate, če sem šel narobe?


Izračunaj globalne (ECEF) koordinate opazovalca - astronomije

Izračunaj analizo vidnega polja

Z orodjem Viewshed Analysis določite značilnosti, ki jih je mogoče videti z ene ali več opazovalnih točk. ENVI LiDAR izračuna rezultate sproti, ko dodajate, premikate in urejate točke opazovalca. Iz izračunanih točk lahko interaktivno vključite in izključite izbrane točke opazovalca ter prikažete, kaj je vidno za katero koli opazovalno točko ali samo tisto, kar je vidno iz vseh opazovalnih točk.

Naslednji primer prikazuje DSM, pri čemer so tri točke opazovalca označene, da prikažejo, kaj je vidno kateri koli od njih:

Naslednji primer uporablja iste tri točke opazovalca kot zgoraj, vendar je bila nastavitev spremenjena tako, da prikazuje samo tisto, kar je vsem vidno:

Kliknite Analiza vidnega polja gumb v orodni vrstici, da omogočite način Viewshed Analysis. V načinu Viewshed Analysis se točke točke, ki so omogočene v upravitelju plasti, samodejno izklopijo, tako da je vidna samo plast DSM. Z analizo Viewshed lahko storite naslednje:

    ali uvozite točke opazovalca in izračunajte analizo Viewshed iz katere koli točke opazovalca ali vseh točk opazovalca, da jo skrijete ali vključite v izračun analize Viewshed za točke opazovalca in preračunate točke opazovalca Viewshed Analysis v ASCII ali oblikujete rezultat analize Viewshed v raster formatirajte izvoženi raster Analysis Viewhed v ENVI ali ArcMap

1 odgovor 1

Prvič: glavna težava vaše tehnike odštevanja obeh položajev je ta, da ta ne upošteva svetlobnega potovanja. V primeru opazovanja Lune, ki ste ga nastavili v svoji kodi, je napaka le približno 38 km, kar je morda v okviru vaših toleranc. Način, kako zahtevati relativni položaj, ki je pravilno osvetljen s svetlobnim časom, je z uporabo metode obser ():

Drugič: Prav imate, da Skyfield trenutno nima vgrajene prvovrstne podpore za referenčni okvir, ki se vrti z Zemljo. Verjetno bi ga moral dodati. Rešitev, ki bi vas morala takoj zagnati, je povedati Skyfieldu, da ga želite opazovati:

  • Z zemeljske lokacije torej Skyfield opravi izračun rotacije, ki ga želite.
  • Toda z lokacije Zemlje, katere zemljepisna širina in dolžina sta enaki nič, tako da Skyfield ne uporablja nobenega nadaljnjega vrtenja, razen premikanja v Zemljin rotacijski referenčni okvir.
  • In z lokacije, katere nadmorska višina je dovolj negativna, da jo postavite točno v središče Zemlje, tako da ne boste uporabili odmika za položaj Lune ali kar koli drugega.

Trik je v tem, da moramo vrtenje opraviti sami, ker, kot opažate, je način, na katerega je trenutno zapisan Skyfield, rotacijo pripravljen uporabiti le, če namesto vas koordinate zmanjšuje na polar alt / az. Preizkusite naslednje:

Sporočite mi, če številke, ki jih dobite nazaj, delujejo! In ko končam s prepisovanjem časovnega sistema in lahko sprostim Skyfield 1.0, se osredotočim, da bo ta izračun nekoliko bolj priročen.


Izračunaj globalne (ECEF) koordinate opazovalca - astronomije

To podpolje se ukvarja z meritvami položaja na (namišljeni) nebesni krogli, od popravka napak zaradi izkrivljanja v optiki, loma ozračja in aberacije zaradi gibanja Zemlje, do določitve položajev v inercialnem referenčnem okviru, transformacij koordinat in zvezdne paralakse. V številnih oblikah bomo naleteli na osnovno enačbo sferične trigonometrije.

Pri nebesnih meritvah smo omejeni na dve kotni koordinati, vendar je za različne namene uporabnih več različnih sistemov kotnih koordinat. Za vsakega opazovalca obstaja koordinatni sistem altazimut, ki ga definirata dva kota: nadmorska višina (ali 90-stopinjska razdalja) in azimut, ki se običajno meri vzhodno od severa. To je naravni lokalni sistem, ki se pojavlja pri izračunu loma in zračne mase in se neposredno uporablja pri pogonu za pritrditev altazimuta. Ko se Zemlja vrti, se vektor oddaljenega predmeta istočasno spreminja tako na nadmorski višini kot na azimutu, kotna hitrost pa ima v zenitu singularnost.

Najbolj uporabljen koordinatni sistem je ekvatorialni, ki ga na nebesni krogli definira desni vzpon in deklinacija. Polovi tega koordinatnega sistema sovpadajo s trenutnimi polovi Zemljinega vrtenja, zato je s časom običajno določena referenčna smer (epoha), najpogosteje 1950,0 ali do zdaj 2000,0 (pri čemer je treba poudariti, da obstaja majhna razlika med Besselian B1950 in Obdobja Julian J2000, zato ta dva sistema nista povezana samo s precesijo). Povezana pojma sta siderični čas (desni vzpon, ki trenutno prečka opazovalni poldnevnik) in urni kot (RA razlika med objektom in sideričnim časom). Deklinacijo definira izključno Zemljin ekvator, za vzpon na polovici pa je potrebna poljubna ničelna točka. To naj bi se zgodilo na točki, kjer ekliptika (tj. Projekcija zemeljske orbite) seka ekvator, ki gre proti severu, znan kot prva točka Ovna, čeprav se je od te točke že umaknil. Normalne enote deklinacije so stopinje, minute in sekunde loka ter za ure vzpona ure, minute in sekunde (24 ur do kroga ali ena ura = 15 stopinj na ekvatorju) za nekatere namene stopinje ali radiani je morda bolj priročno.

Za težave v dinamiki sončnega sistema ali galaktike bi bilo koristno uporabiti ekliptične ali galaktične koordinate, vezane na ekliptično ali galaktično ravnino. Galaktična ravnina z ekliptiko naredi kot 62,9 & deg, galaktična dolžina pa je nič v smeri od sonca do galaktičnega središča. To je drugi poskus IAU pri galaktičnih koordinatah, zato so formalno koordinate formalno označene l II, b II - ampak do zdaj preprosto l, b velja, da so v trenutnem sistemu.

Pogosto so potrebne transformacije med temi različnimi sistemi in ista matematika se lahko spopade s precesijo. Tradicionalni pristop (glej na primer zdravljenje v Smart, Sferična astronomija) je izkoristiti sferični trikotnik. Če (kot pri Smart, str. 34) upoštevamo kroglo, kjer je pol koordinatnega sistema v P, neka zanimiva točka v Z in druga zanimiva točka v X, je kotna ločitev Z od X cos ZX = cos PZ cos PX + sin PZ sin PX cos ZPX kje zdaj ZPX je notranji kot, oblikovan med temi točkami. Uporablja se za izračun zenitne razdalje z za dani urni kot h, sklanjanje & delta in zemljepisna širina & phi, to ima obliko cos z = sin & phi sin & delta + cos & phi cos & delta cos h kjer nekateri sinusi in kosinusi zamenjajo vlogo, ker je deklinacija določena z ekvatorja in ne s polov. Podobno je azimut A lahko izračunamo tako, da vzamemo ustrezen trikotnik sin & delta = sin & phi cos z + cos & phi sin z cos A pri čemer je treba paziti pri obračanju trig funkcij, tako da se ohrani identiteta kvadranta (pazite na pravila o glavni vrednosti določenega kalkulatorja ali računalniškega jezika).

Podobne aplikacije sferičnih trikotnikov lahko izvajajo poljubne koordinatne transformacije. Čistejši in lažje posplošen pristop uporablja dejstvo, da so rotacije koordinat enakovredne množenju tako imenovanih smernih kosinusov in ponavljajoče se rotacije (recimo o različnih oseh) zaporednim množenjem. Razmislite o preoblikovanju sferičnih koordinat v kartezične: (x, y, z) = (r sin c cos e, r sin c sin e, r cos c) ki je potem enako r (sin c cos e, sin c sin e, cos c). Tukaj, r je preskusni parameter, saj imajo le kotne spremenljivke pomen za predmete, nominalno na neskončni razdalji. Po vrtenju iz osi x, y, z na koordinate iste točke glede na nove osi x & prime, y & prime, z & prime, vektor enote jaz spremeni v i & prime = i cos xx & prime + j cos yx & prime + k cos zx & prime. Za rotacije okoli vseh treh osi lahko določimo matriko M kateri je

cos xx & prime cos yx & prime cos zx & prime
cos xy & prime cos yy & prime cos zy & prime
cos xz & prime cos yz & prime cos zz & prime
(zato se ti elementi imenujejo smerni kosinusi transformacij). Poljuben vektor X pretvori pod tem vrtenjem koordinat v skladu z X & prime = M X. M ima tudi lastnost, da je njegova inverzna transpozicija, to pomeni, da je obratna transformacija enaka s spremembo predznaka za elemente. Upoštevajte, da lahko celotno transformacijo izrazimo kot produkt zaporednih trivialnih rotacij okoli koordinatnih osi: M = R1(& alfa1) R2(& alfa2) R3(& alfa3). Vsak R ima enake lastnosti kot zgoraj, vsaka daje liho funkcijo.

Če želite uporabiti ta formalizem, razmislite o zgoraj navedeni transformaciji ekvatorialnega altazimuta. Če je x-os se vzame proti zahodu, celotna rotacija je v y, z-seki, kjer se zasukajo navzgor (proti zenitu) za količino, ki je enaka zemljepisni širini & phi. Elementi vektorja smeri enote do predmeta so v ekvatorialnih koordinatah (cos & delta cos & alpha, cos & delta sin & alpha, sin & delta) in transformacijska matrica ima elemente

1 0 0
0 cos & phi greh & fi
0 -sin & phi cos & phi
saj mešano xz in xy elementi ostanejo nič. Če pogledamo nove vektorske elemente, obnovimo nadmorsko višino (zenitsko razdaljo) in azimut kot zgoraj, saj nove vektorske komponente dajejo komponente porjavelost A in končno nadmorska višina. Isti formalizem lahko obdeluje katero koli koordinatno transformacijo, ko so izdelani ustrezni matrični elementi (kar zahteva poznavanje pola in ničelne točke enega sistema, kot je navedeno v drugem).

Še posebej pomembna aplikacija za pretvorbo koordinat je v obračunavanju precesije. Nesferična oblika Zemlje pomeni, da sončne in lunine plimovalne sile izvajajo čisti navor, kar ima za posledico precesijo osi Zemljinega vrtenja okoli pravokotne na srednjo ravnino motenj (ekliptike). Obdobje ima približno 25.750 let in pomeni enakomerno vrtenje ekliptičnih koordinat (moduliranih s spremembami orientacijskih elementov Zemlje, kot je kot med orbito in ekvatorjem, znan kot poševnost ekliptike, plus 18,6-letna nutacija proizvedena z regresijo vozlišč lunine orbite). Preučevali bomo lunisolarno precesijo, ki prevladuje nad učinki zaradi drugih planetov. Hitrost in natančna smer precesije sta znana iz opazovalne in nebesne mehanike in ju je mogoče dokaj dolgo približati časovnim vrstam v količinah & xi0 = (23042,53 + 139,75 & tau) & Delta T + (30,23 -0,27 & tau) & Delta T 2 + 18,00 & Delta T 3 kjer so vrednosti v ločnih sekundah, & Delta T = T - T0, & tau = T0 - 1.900 in časi so v tisočletjih. Nadalje, z = & xi0 + (79,27 +0,06 & tau) & Delta T 2 + 0,32 & Delta T 3 in J = (20046,85 - 85,33 & tau - 0,37 & tau 2) & Delta T - (42,67 + 0,37 & tau) & Delta T 2 -41.80 & Delta T 3 z numeričnimi količinami, ki so še vedno v ločnih sekundah. Tukaj, & xi0 vrtenje v ekvatorialni ravnini, z je polarni premik in J je naklon preobrazbe. Glede rotacij okoli enotnih vektorjev je precesiona transformacija R3(- (90 & deg - & xi0)) R1(-J) R3(90 & deg + z) kar je končno oblika, uporabna za izračun.

Opazovanja s premikajoče se ploščadi (vsa opazovanja) zaradi končne svetlobne hitrosti (imenovane tudi dežnični učinek) trpijo zaradi odstopanja v smeri prihoda zvezdne svetlobe. Če gledamo kot & theta na trenutno gibanje glede na neki konstanten referenčni okvir (recimo Sončevo gibanje), je premik & delta & theta = v sin & theta / c. Amplituda te letne aberacije je 30 km / s & krat 206264,8 arcsec / c ali 20 locsekund v vsako smer. Nato dana zvezda vsako leto izbriše navidezno elipso te večine osi. Obstaja tudi dnevna aberacija, ki jo zaradi vrtenja Zemlje povzroči njena amplituda pri 0,32 ločne sekunde precej manjša. Diferencialna aberacija v vidnem polju je pravzaprav težava pri opazovanjih HST, saj ne želimo izbrati napačnega instrumenta kot primarnega za določena opazovanja, saj bo to povzročilo zameglitev PSF v enem daleč od optične osi.

Astrometrija ozkega polja

Večina visoko natančne astrometrije uporablja diferencialne mere na majhnem polju z uporabo nekaterih skupin lokalnih standardnih zvezd (izjema je Hipparcos globalna rešitev). Tu določimo preslikavo od nebesnih do slikovnih koordinat in določimo konstante preslikave z uporabo koordinat dobro znanih zvezd na isti sliki. Ta določitev je bila v preteklosti znana kot rešitev plošče. Referenčne zvezde se morajo končno povezati v sklope osnovnih zvezd, merjene s tranzitnimi ali zenitnimi instrumenti, pritrjenimi na Zemljo. Takšni kompleti vključujejo FK3 in FK4, Perth-70, z manjšo natančnostjo, vendar večje številke, pa kataloge SAO in HST-GSC. Katalog USNO je pomemben napredek v primerjavi z GSS.

Še posebej pomemben približek za astrometrijo ozkega polja je preslikava tangente. To upošteva (konceptualno) projekcijo dela nebesne krogle navzven na ravnino, ki se nanjo dotika v referenčni točki & alfa0, & delta0. Razdalja zvezde, ki se nahaja na nebu na neki kotni razdalji in theta od referenčne točke, bo v goriščni ravnini f tan & theta. Običajno ena definira standardne koordinate v enotah goriščnice f tako, da & xi = [cos & delta sin (& alfa - & alfa0)] / [sin & delta0 sin & delta + cos & delta0 cos & delta cos (& alfa - & alfa0)] in & eta = [sin & delta cos & delta0 - cos & delta sin & delta0 cos (& alfa - & alfa0] / [sin & delta0 sin & delta + cos & delta0 cos & delta cos (& alfa - & alfa0)] in jih uporabite na naslednji način: vzemite nekaj predvidenih & alpha0, & delta0 in na plošči napoveduj & xi, & eta, ki so povezani z kartezijansko x, y avtor x = f & xi, y = f & eta za nekatere znane referenčne zvezde. Za posodobitev & alfa uporabite resnične koordinate referenčnih zvezd0, & delta0 in morda f, dopušča tudi možnost, da x, y koordinate so lahko nekoliko nagnjene k sistemu & xi, & eta ali pa morda niso povsem pravokotne. Ko se ta postopek zbliža, razpršitev v koordinatah s standardno zvezdo da oceno, kako dobro je določen koordinatni sistem. Ko so te konstante preslikave znane (za določeno sliko), se obrnejo transformacije posteljica & delta sin (& alfa - & alfa0) = (& xi) / (sin & delta0 + & eta cos & delta0) in otroška posteljica & delta cos (& alfa - & alfa0) = (posteljica & delta0 - & eta sin & delta0) / (sin & delta0 + & eta cos & delta0) se uporabljajo za izpeljavo koordinat želenih ciljev. Na voljo morajo biti ustrezne referenčne zvezde, več kot 3, če želimo določiti konstante. To bo morda zahtevalo večstopenjski prenos iz kataloga z neba v lokalno mrežo šibkih zvezd, na primer z merili s širokopolnih Schmidtovih plošč. Morda bodo potrebne dodatne konstante, da se upoštevajo optična popačenja ali okvare približka tangente, kar je običajno v obliki radialnih popačenj do petega reda.

Pri teh meritvah se lahko pojavijo dodatni učinki. Ker je odziv emulzije nelinearen, lahko vodilne napake pri različnih velikostih vplivajo na zvezde različno. Zato bo morda treba v rešitev vključiti nekatere od velikosti odvisne izraze. Razen v bližini zenita lahko obstajajo tudi barvno odvisni izrazi, saj bodo imele zvezde različnih barv srednjo valovno dolžino v pasovnem pasu, ki se v ozračju različno lomi. Opazovanja iz vesolja z linearnimi detektorji so čudovite stvari.

Zvezdne aplikacije astrometrije ozkega polja vključujejo paralakso in meritve pravilnega gibanja.

Radijski interferometri lahko merijo položaje vira v deklinaciji brez zunanje reference, razen opazovalne zemljepisne širine: najdemo relativne desne vzpone, vendar je treba še vedno določiti ničelno točko. Za ujemanje optičnih in radijskih koordinatnih sistemov so pomembna aktivna galaktična jedra in radijsko glasne zvezde. Tekma je še vedno manj natančna kot notranji sistem.


Oko opazovalca

Ta objava v blogu govori o tem, kako so se ženske, zaposlene pri prvem velikem mednarodnem astronomskem projektu, imenovanem Astrografski katalog, videle samega sebe in so jih videli tudi drugi. Gre za moč opazovalca.

Podrobnosti fotografije Ethel May Willcocks, ki gleda skozi mikrometer tipa Oxford za merjenje zvezd in določanje velikosti na observatoriju v Sydneyju, 1941. MAAS.

Opazovanje je bilo osrednjega pomena za naše razumevanje zvezd in planetov, njihovih lun, kometov in drugih predmetov v našem osončju. Nekoč je to pomenilo gledanje skozi teleskop, zdaj pa računalniške podatkovne in slikovne tehnologije prenašajo druge svetove in informacije, ki jih človeško oko ne vidi.

Projekt Great Star Map iz poznega 19. stoletja je fotografijo predstavil kot način kartiranja in katalogiziranja zvezd. Zahtevalo je izum novih tehnologij in metod. Vendar je še vedno obstajal človeški element.

Od leta 1916 do 1963 je bilo v observatoriju v Sydneyju zaposlenih več kot 26 žensk, ki so z mikroskopom gledale zvezde, ujete na fotografskih negativih iz steklenih plošč, za merjenje zvezd in določanje njihovega položaja in svetlosti.

Medtem ko so bile ženske zaposlene kot uradnice, so jih zaradi matematičnih formul, ki so jih uporabljale za zvezdne koordinate, imenovali tudi "računalniki". Pri prenosu slike iz fotografskega negativa v podatke so se zanašali na svoj vid in interpretacijo.

Medtem ko so ženske delale v parih, je ena opazovala, druga pa opazovala, tudi njih so opazovali. Časovno so jih določili in njihovo natančnost preizkusili od trenutka, ko so eno ploščo z rokavca odstranili iz tulca in jo postavili na mikrometrski stroj do potrebnih končnih izračunov. Opazovalec, kot je Willcocks na zgornji sliki, je postavil stekleno ploščo. Nato je obrnila drobne vijake, da je mikroskop pomaknila navzgor, navzdol ali čez, in okular usmerila na eno zvezdico. V mikroskopu je bil stekleni križ z graduirano X-Y osno lestvico, kot je prikazano na spodnji sliki. Izmerjena zvezda je morala biti v središču in vsaj ne več kot 5 mm na obeh straneh, opazovalec pa je nato partnerju prebral koordinate položaja zvezde.

Mikrometer je imel v okularju tehtnico, ki jo je bilo treba poravnati z zvezdo, da jo je mogoče izmeriti z zelo finimi vijaki. Zvezde, ki jih je bilo treba izmeriti, morajo biti v središču polja in ne več kot 5 mm na obeh straneh. Mesečna obvestila Kraljeve astronomske družbe, maj 1904 let. 64, str.626.

Nato bi primerjala velikost zvezde z diapozitivom standardnih pik svetlosti zvezd, ki jih je s pinceto podala pred okular. Isto ploščo bi obrnili za 180 stopinj in jo znova izmerili z drugim "računalnikom", da bi zagotovili natančnost. Pričakovano je bilo, da je s to metodo mogoče izmeriti več kot 170 zvezd na uro. Popoldne so pogosto izračunali primerjalne zvezdne podatke po formuli, ki je zahtevala ladijske dnevnike in drsnike, ker so bila jutra najboljša za merjenje.

Vsaka plošča lahko vsebuje na stotine, včasih tudi več kot tisoč zvezd:

"Nobenega močnejšega dela ni opravil nihče, razen moških. Torej, samo dali smo jim, kar smo izmerili, in oni so naredili vse trdo delo. Ne bi vedeli, če bi bilo nenavadno. Bilo je kot majhne črne lise. Nekateri so bili večji od drugih. Toda bilo jih je toliko, da če je bilo & # 8217d kaj res nenavadnega, smo & # 8217d opazili '(Winsome Bellamy, intervju 2011).

Vodilni ‘računalnik’ je preverjal druga dela, izučil novince in poročal o nepravilnostih. Toda njihovo delo je bilo večinoma omejeno na zelo specifične naloge. Niso objavili, njihove ugotovitve pa so bile na voljo drugim za analizo. Videli so jih kot proizvajalce podatkov, njihova naloga pa je bila, da so čim bolj podobni strojem, z malo ali v idealnem primeru brez sprememb. Winsome Bellamy, prikazan spodaj, je našel delovno rutino:

„Pri uporabi stroja smo se obrnili, ker so se vaše oči zelo utrudile ob pogledu skozi mikrometer. Druga oseba bi sedela in zapisala številke. Naredili smo približno pol ure ali morda dlje na stroju. In potem bi se zamenjali, drugi pa bi se obrnil. Štirje smo delali drug ob drugem z dvema različnima strojema. Toda med tem smo se ves čas pogovarjali in si izmenjevali trače in šale. In imeli smo se zelo lepo razen dela “(Bellamy 2011).

Winsome Bellamy - merilnik zvezd in računalnik
Napis: Winsome Bellamy z naprednejšim Hilgerjevim mikrometrom za merjenje zvezd na observatoriju v Sydneyju c. 1954. MAAS.

NIRIN Umetnica Bienala v Sydneyu 2020, Lily Hibberd, je ustvarjala instalacijo, ki je zajela natančno delo ženskih "računalnikov" na observatoriju v Sydneyju pred udarcem Covid-19. Lily ima sedež v Parizu po naključju, tu je Astrografski katalog nastal leta 1887. Na enem od naših spletnih sestankov Zoom je Lily pripomnila: „Opazovali so, a niso smeli videti, omejeni so bili s tem, kako so bili sami. videl in kako so nanje gledali drugi, kar omejuje njihove možnosti, da jih prepoznamo. "

Za Lily in jaz je pomembno razumeti dvojnost zmožnosti Computers za pregled fotografij zvezd, ker odraža meje dojemanja žensk in njihovega dela v tistem času. Kjer je astronom obdržal pravico do prepoznavanja zvezd, jih je računalnik smel videti le kot „črne pike“, ki jih je treba šteti (Winsome Bellamy je intervjuval 2011).

Ta vprašanja so pomembna, ker vsebujejo modrost za sodobne ženske: lekcija o tem, kako se zavedati, kako vas drugi dojemajo, in lahko zgradi omejitve. To modrost deli profesorica Lisa Harvey Smith, ena vodilnih avstralskih astrofizikov, in avstralska ambasadorka Women in STEM, ki je v nedavnem nagovoru ženskam, ki delajo v tehnologiji, pripomnila:

"Ne mislite samo, da ste zobnik v velikem sistemu. Boljši si od tega '.

V observatoriju v Sydneyju so ženska opazovanja 740.000 zvezd sestavila skupaj z opazovanji ženskih računalnikov v drugih observatorijih in postala del večjega nabora podatkov vseh zvezd do 11. magnitude, posnetih z našega planeta. Ženske, ki so merile zvezde, so prispevale k našemu poznavanju zvezd, Astrografski katalog pa se še vedno uporablja kot eden izmed številnih podatkovnih nizov za pozicioniranje satelitov in vesoljskih teleskopov. Njihova zgodba je predstavljena v Sydney Observatory's East Dome.


Izračunaj globalne (ECEF) koordinate opazovalca - astronomije

Astronomske funkcije so na voljo v meniju & quotAstronomy & quot. (Glej Uporaba Starlogina

Zvezdni grafikon, ki ga opazujemo z določenega kraja na določen datum, lahko izračunamo iz podmenija & quotZvezdni grafikon & quot menija & quotAstronomija & quot.

V ustreznem oknu lahko izberete smer, v katero opazovalec gleda v nebo:

Kliknite & quotHorizon & quot, da vidite nebo nad obzorjem.

Kliknite & quotZenith & quot, da vidite nebo proti Zenithu.

  • Prikažite koordinate planetov s preverjanjem & quotKoordinate& quot potrditveno polje.
  • Prikažite ozvezdja tako, da označite & quotOzvezdja& quot potrditveno polje.
  • S klikom na & quot prikažite ure vzpona in nabor planetovVstani in postavi& quot.
  • Izračunajte razdaljo in navidezne kote med planeti s klikom na & quotRazdalje & quot.
  • Prikažite več ali manj zvezd, tako da potrdite & quotZvezde& quot, nato pa drsnik premaknite na desno.
  • Prikažite nebo pod nogami (in ga skrije Zemlja) tako, da potrdite & quotDruga stran& quot.
  • Prikažite ali ne prikažite asteroidov, tako da potrdite & quotAsteroidi& quot potrditveno polje.
  • Animirajte grafikon z dano korak (eno uro, en dan.) s klikom na & quotAnimacija& quot in nato enega od trikotnih gumbov.

Položaj asteroida se izračuna iz podmenija & quotAsteroids & quot menija & quotAstronomy & quot.

V oknu asteroidov izberite želeno ime asteroida, vnesite datum, uro, ime opazovalnega mesta in koordinate, nato kliknite & quotIzračunaj & quot, da dobite položaj asteroida v trenutnem sistemu koordinat (glejte. Koordinira izbiro sistema)

Na seznam je mogoče dodati asteroid, ga odstraniti ali celo spremeniti ustrezne podatke na asteroid. Če želite to narediti, nadaljujte kot za dogodke (glej Zbirka podatkov in datoteke)

Položaj periodičnega kometa se izračuna iz podmenija & quotComets & quot menija & quotAstronomy & quot.

V okno kometa izberite želeno ime kometa, vnesite začetni datum in uro opazovanja, končni datum in uro, ime in koordinate opazovalnega mesta, nato kliknite & quotIzračunaj & quot, da dobite zaporedne položaje kometa za čas opazovanja, v trenutnem koordinatni sistem (glej. Koordinira izbiro sistema)

Na seznam je mogoče dodati komet, ga odstraniti ali celo spremeniti ustrezne podatke kometu. Če želite to narediti, nadaljujte kot za dogodke (glej Zbirka podatkov in datoteke)

Položaj zvezd za datum trenutnega astrološkega dogodka se izračuna v podmeniju & quotStars & quot menija & quotAstronomy & quot.

Izračun se izvede za trenutni sistem koordinat (glej. Koordinira izbiro sistema) in za mesto trenutnega dogodka. Vse zvezde, katerih vizualna ali fotovizualna velikost (razlika med obema vrstama velikosti je zanemarljiva) je manjša od trenutne mejne velikosti (glej. Izbira vsake uporabniške možnosti) se upoštevajo za prikazane rezultate.

Datumi prehoda na perihelij in afelij planeta se izračunajo iz & quotPerihelija in afelija & quot podmenija menija & quotAstronomija & quot.

V ustrezno okno vnesite domnevno leto zapiranja do iskanih datumov in izberite želeni planet za izračun, preden potrdite.

Rastoče vozlišče planeta in padajoče eno datum se izračunata iz & quotCrossing nodes & quot podmenija menija & quotAstronomy & quot.

V ustrezno okno vnesite domnevno leto zapiranja do iskanih datumov in izberite želeni planet za izračun, preden potrdite.

Faza in starost Lune na določen datum se izračunata iz & quot; Lunine faze in starosti & quot; v podmeniju menija & quotAstronomija & quot.

V ustrezno okno vnesite datum in uro trenutka, za katerega želite vedeti fazo in lunino starost, preden potrdite.

Sončni in Lunini mrki v obravnavanem letu se izračunajo iz & quotEclipses & quot podmenija menija & quotAstronomy & quot.

V ustrezno okno vnesite leto, za katero želite vedeti datume Sončevih in Luninih mrkov, preden potrdite.

Validacija omogoča pridobitev prvega datuma mrka v obravnavanem letu. Če želite pridobiti naslednje leto, kliknite gumb & quotNaprej & quot. Itd, dokler gumb & quotNext & quot ne postane & quotEND & quot.

Datumi vsakega solsticija in enakonočja (ali letni časi z drugimi besedami) v obravnavanem letu se izračunajo iz podmenija & quotSolstices and equinoxes & quot menija & quotAstronomy & quot.

V ustrezno okno vnesite leto, za katero želite poznati letne čase, preden potrdite.


Zanesljiv kalkulator časovnih razlik za astronomske in znanstvene eksperimente

Kalkulator dilatacije je instrument, ki se uporablja v navigaciji. Že samo ime nakazuje, da gre za kalkulator, vendar v drugačnem pomenu besede. Je bolj navigacijsko orodje. S takšno napravo lahko določimo hitrost, s katero se nekaj dogaja, in čas, potreben za to gibanje. Kalkulator za dilatacijo časa je bil zasnovan posebej za pilote, da izmerijo čas, potreben za letenje njihovega letala od ene točke do druge. Izračunavajo hitrost, s katero se njihovo plovilo premika skozi vesoljski vakuum, in tako določajo pričakovani čas, da njihovo letalo doseže cilj.

V primeru pilotov, ko jim izračunani čas traja, da dosežejo svoj cilj, se imenuje relativni čas med začetno točko in ciljem. To je izraženo kot časovna dilatacija. Za natančen izračun mora imeti opazovalec prav. Opazovalec je oddaljen od letala in njegov položaj izkrivlja gibanje letala. Učinek tega izkrivljanja je učinek dilatacije časa. To pomeni, da je izmerjeni čas, ki ga potrebuje opazovalec, dejansko nekoliko daljši, kot bi moral biti.

Za izračun časovne dilatacije lahko uporabimo kalkulator časovne dilatacije. Dejansko obstajajo različne vrste kalkulatorjev. Nekateri temeljijo na matematičnih načelih, drugi pa se zanašajo samo na znanje relativnosti. Slednje je natančnejše in še vedno ne moremo vsakič priti do popolnih vrednosti. Toda še vedno obstajajo načini, kako prispeti v relativni čas in razdaljo.

Predpostavimo, da imamo hitrega opazovalca, ki meri čas. Takrat je vrednost njegove meritve vedno manjša od tiste, ki jo je pričakoval. Ta meritev ni zelo uporabna, ker se letalo hitreje premika. Za lažji izračun lahko uporabimo kalkulator časovne dilatacije, ki za nas izračuna časovne zamike.

Kako deluje kalkulator dilatacije? Upošteva ure opazovalca, ki jih uporablja pri merjenju časa. Sem spadajo tako analogne kot digitalne ure. Nato se za izračun in primerjavo razlike med dejanskim in napovedanim časom uporabi formula dilatacije časa.

Poleg uporabe analognih ur kalkulator časovne dilatacije upošteva tudi učinke relativnosti. Za izračun časovne dilatacije se moramo zavedati razmerja med svetlobno hitrostjo in hitrostjo vesoljskega potovanja. Ta relacija nam pove, da je prostor v mediju hitrejši od svetlobne hitrosti. Razlika med obema hitrostma nato postane parameter, s katerim izračunamo čas.

S pomočjo kalkulatorja relativnega časa je enostavno izračunati časovno dilatacijo med dvema različnima opazovalcema. To je pomemben koncept, ki se v astronomiji uporablja za merjenje poteka časa. S tem izračunom lahko določimo tudi hitrost delcev iz oddaljene točke. To lahko uporabimo v številnih znanstvenih raziskavah, ki vključujejo preučevanje prostora in časa. Če želimo na primer preučiti razmerje med našo maso in maso drugih predmetov, moramo uporabiti kalkulator relativnega časa.

Kalkulator uporablja koncept relativnosti in lahko izračuna učinke prostora in časa na oddaljenega opazovalca. Izračuni so precej zapleteni, vendar ne potrebujejo veliko časa za razumevanje. S pomočjo kalkulatorja relativnega časa bomo lahko poglobljeno preučevali prostor in čas.


Nebesne koordinate

Na Zemlji je en način za opis lokacije s koordinatnim sistemom, ki je pritrjen na zemeljsko površje.

The system is oriented by the spin axis of the Earth, and has special points at the North and South Poles. We use lines of zemljepisna širina in zemljepisne dolžine to demarcate the surface. It's obvious that latitude is measured away from the equator. But where is the starting point for longitude? There is no "obvious" choice. After a lot of dickering, European nations finally decided to use the location of the Greenwich Observatory in England as the starting point for longitude.

There are several ways to specify a location -- for example, that of the RIT Observatory. One can use degrees:

Or degrees, minutes and seconds:

Or, in the case of longitude, one can measure in time zones. The sun will set at the RIT Observatory about 5 hours and 11 minutes later than it does at Greenwich, so one could say

The celestial coordinates

On can make a similar coordinate system which is "fixed to the sky":

Once again, we use the Earth's rotation axis to orient the coordinates. There are two special places, the North and South Celestial Poles. As the Earth rotates (to the East), the celestial sphere appears to rotate (to the West). Stars appear to move in circles: small ones near the celestial poles, and large ones close to the celestial equator:


Image copyright David Malin.

  • Deklinacija, like a celestial latitude
  • Right Ascension, like a celestial longitude

Once again, there are several ways to express a location. The star Sirius, for example, can be described as at

  • the Right Ascension is 6 hours, 45 minutes, 09 seconds
  • the Declination is -16 degrees, 42 arcminutes, 58 arcseconds
  • one degree is divided into 60 arcminutes
    • one arcminutes is divided into 60 arcseconds. Therefore, there are 3600 arcseconds in one degree
    • one minutes of time is divided into 60 seconds of time. Therefore, there are 3600 seconds of time in one hour of time

    Altitude and Azimuth

    • Altitude is the angular distance of an object above the local horizon. It ranges from 0 degrees at the horizon to 90 degrees at the zenith, the spot directly overhead.
    • Azimuth is the angular distance of an object from the local North, measured along the horizon. An object which is due North has azimuth = 0 degrees due East is azimuth = 90 degrees due South is azimuth = 180 degrees due West is azimuth = 270 degrees.

    These two angles specify uniquely the direction of any object in the sky. Some telescopes have alt-az mounts which swivel in these two perpendicular axes camera tripods and tank turrets are other examples of alt-az devices.

    The altitude of an object is especially important from an practical point of view: any object which has an altitude less than zero is below the horizon, and hence inaccessible. Moreover, the altitude of an object is related to its airmass, a measure of how much air the light from that object must traverse to reach the observer. The larger the airmass, the more light is scattered or absorbed by the atmosphere, and hence the fainter an object will appear. We'll deal with airmass at greater length a bit later.

    However, note that two observers at different locations on Earth will not agree on the (alt, az) position of an object. Moreover, as the Earth rotates, an object in the sky appears to move from East to West, so its (alt, az) position changes from moment to moment.

    • the location of the observer on Earth
    • the time of the observation
    • Učbenik za sferično astronomijo by W. M. Smart
    • Computational Spherical Astronomy by L. G. Taff
    • Spherical Astronomy by R. M. Green
    • Practical Astronomy with your Calculator by P. J. Duffet-Smith
    • Astronomical Formulae for Calculators by J. Meeus

    In these modern times, it's usually easiest to use one of the many fine planetarium programs on a computer to do this work.

    Vaje

    1. Polaris, the North Star, is close to Declination = +90 degrees. If you were standing on the Earth's North Pole, where would you see it in the sky?
    2. If you were standing on the Equator, where would you see Polaris in the Sky?
    3. The latitude of Rochester is +43 degrees North. How far above the horizon is Polaris as seen in Rochester?
    4. What is the Declination of the most southern stars we can see in Rochester?
    5. How many degrees are there all the way around the celestial equator?
    6. How many arcseconds are there all the way around the celestial equator?

    Copyright © Michael Richmond. This work is licensed under a Creative Commons License.


    Position on the Earths surface

    To illustrate these concepts we consider the Earth. A point on the surface of the Earth is defined by two coordinates, longitude and latitude, based on the equator and a particular meridian (half of a great circle) passing through the North and South Poles and Greenwich, England. The equator is the great circle whose poles are the North and South Poles. The longitude, X, of the point is measured east or west along the equator. Its value is the angular distance between the meridian passing through the point and the Greenwich meridian. The longitude may be expressed in angular measure or in time units related to each other by table 7.1.

    Table 7.1. Conversion of angular measure to time.

    Figure 7.2. The definition of longitude and latitude.

    For example, the longitude of Washington, DC, is 5h08m15s78 west of Greenwich (77° 03' 56"7 W of Greenwich). Longitude is measured up to 12h (180°) east or west of Greenwich.

    The latitude, $, of a point is the angular distance north or south of the equator, this angle being measured along the local meridian. Washington, DC, has a latitude 38° 55' 14"0 N (see figure 7.2). An alternative quantity is co-latitude, given by co-latitude = 90° - latitude.

    Because the Earth is not a true sphere, the situation is more complicated than the simple one outlined above, though the latter is accurate enough for most purposes.

    When a plumb-line is suspended by an observer at a point on the Earth's surface, its direction makes an angle with the plane of the Earth's equator. This angle is called the astronomical latitude, $. The point where the plumb-line's direction meets the equatorial plane is not, in general, the centre of the Earth. The angle between the line joining the observer to the Earth's centre and the equatorial plane is the geocentric latitude,

    Гарчиг

    Геоид ба үлгэр эллипсоид Edit

    The geoid is essentially the figure of the Earth abstracted from its topographic features. It is an idealized equilibrium surface of sea water, the mean sea level surface in the absence of currents, air pressure variations etc. and continued under the continental masses. The geoid, unlike the ellipsoid, is irregular and too complicated to serve as the computational surface on which to solve geometrical problems like point positioning. The geometrical separation between it and the reference ellipsoid is called the geoidal undulation. It varies globally between ±110 m.

    A reference ellipsoid, customarily chosen to be the same size (volume) as the geoid, is described by its semi-major axis (equatorial radius) a and flattening f. The quantity f = (ab)/a, kje b is the semi-minor axis (polar radius), is a purely geometrical one. The mechanical ellipticity of the earth (dynamical flattening, symbol J2) is determined to high precision by observation of satellite orbit perturbations. Its relationship with the geometric flattening is indirect. The relationship depends on the internal density distribution, or, in simplest terms, the degree of central concentration of mass.

    The 1980 Geodetic Reference System (GRS80) posited a 6,378,137 m semi-major axis and a 1:298.257 flattening. This system was adopted at the XVII General Assembly of the International Union of Geodesy and Geophysics (IUGG). It is essentially the basis for geodetic positioning by the Global Positioning System and is thus also in extremely widespread use outside the geodetic community.

    The numerous other systems which have been used by diverse countries for their maps and charts are gradually dropping out of use as more and more countries move to global, geocentric reference systems using the GRS80 reference ellipsoid.

    Гурван хэмжээст координатын системүүд Edit

    Before the satellite geodesy era, the coordinate systems associated with geodetic datums attempted to be geocentric, but their origins differed from the geocentre by hundreds of metres, due to regional deviations in the direction of the plumbline (vertical). These regional geodetic datums, such as ED50 (European Datum 1950) or NAD83 (North American Datum 1983) have ellipsoids associated with them that are regional 'best fits' to the geoids within their areas of validity, minimising the deflections of the vertical over these areas.

    It is only because GPS satellites orbit about the geocentre, that this point becomes naturally the origin of a coordinate system defined by satellite geodetic means, as the satellite positions in space are themselves computed in such a system.

    Geocentric coordinate systems used in geodesy can be divided naturally into two classes:

      reference systems, where the coordinate axes retain their orientation relative to the fixed stars, or equivalently, to the rotation axes of ideal gyroscopes the X axis points to the vernal equinox
  • Co-rotating, also ECEF ("Earth Centred, Earth Fixed"), where the axes are attached to the solid body of the Earth. The X axis lies within the Greenwich observatory's meridian plane.
  • The coordinate transformation between these two systems is described to good approximation by (apparent) sidereal time, which takes into account variations in the Earth's axial rotation (length-of-day variations). A more accurate description also takes polar motion into account, a phenomenon currently closely monitored by geodesists.

    Хоёр хэмжээст координатын системүүд Edit

    In surveying and mapping, important fields of application of geodesy, two general types of coordinate systems are used in the plane:

    Rectangular coordinates in the plane can be used intuitively with respect to one's current location, in which case the x axis will point to the local North. More formally, such coordinates can be obtained from three-dimensional coordinates using the artifice of a map projection. It is ne possible to map the curved surface of the Earth onto a flat map surface without deformation. The compromise most often chosen — called a conformal projection — preserves angles and length ratios, so that small circles are mapped as small circles and small squares as squares.

    It is easy enough to "translate" between polar and rectangular coordinates in the plane: let, as above, direction and distance be α and s respectively, then we have

    The reverse translation is slightly more tricky.

    Геодезийн өгөгдөл Edit

    Because geodetic point coordinates (and heights) are always obtained in a system that has been constructed itself using real observations, we have to introduce the concept of a geodetic datum: a physical realization of a coordinate system used for describing point locations. The realization is the result of choosing conventional coordinate values for one or more datum points.

    In the case of height datums, it suffices to choose one datum point: the reference bench mark, typically a tide gauge at the shore. Thus we have vertical datums like the NAP (Normaal Amsterdams Peil), the North American Vertical Datum 1988 (NAVD88), the Kronstadt datum, the Trieste datum, etc.

    In case of plane or spatial coordinates, we typically need several datum points. A regional, ellipsoidal datum like ED50 can be fixed by prescribing the undulation of the geoid and the deflection of the vertical in one datum point, in this case the Helmert Tower in Potsdam. However, an overdetermined ensemble of datum points can also be used.

    Changing the coordinates of a point set referring to one datum, to make them refer to another datum, is called a datum transformation. In the case of vertical datums, this consists of simply adding a constant shift to all height values. In the case of plane or spatial coordinates, datum transformation takes the form of a similarity or Helmert transformation, consisting of a rotation and scaling operation in addition to a simple translation. In the plane, a Helmert transformation has four parameters, in space, seven.


    In surveying and geodesy, a datum is a reference point or surface against which position measurements are made, and an associated model of the shape of the earth for computing positions. Horizontal datums are used for describing a point on the earth's surface, in latitude and longitude or another coordinate system. Vertical datums are used to measure elevations or underwater depths.

    Хэвтээ өгөгдөл Edit

    The horizontal datum is the model used to measure positions on the earth. A specific point on the earth can have substantially different coordinates, depending on the datum used to make the measurement. There are hundreds of locally-developed horizontal datums around the world, usually referenced to some convenient local reference point. Contemporary datums, based on increasingly accurate measurements of the shape of the earth, are intended to cover larger areas. The WGS84 datum, which is almost identical to the NAD83 datum used in North America, is a common standard datum.

    Босоо өгөгдөл Edit

    A vertical datum is used for measuring the elevations of points on the earth's surface. Vertical data are either tidal, based on sea levels, gravimetric, based on a geoid, or geodetic, based on the same ellipsoid models of the earth used for computing horizontal datums.

    In common usage, elevations are often cited in height above sea level this is a widely used tidal datum. Because ocean tides cause water levels to change constantly, the sea level is generally taken to be some average of the tide heights. Mean lower low water — the average of the lowest points the tide reached on each day during a measuring period of several years — is the datum used for measuring water depths on some nautical charts, for example this is called the chart datum. Whilst the use of sea-level as a datum is useful for geologically recent topographic features, sea level has not stayed constant throughout geological time, so is less useful when measuring very long-term processes.

    A geodetic vertical datum takes some specific zero point, and computes elevations based on the geodetic model being used, without further reference to sea levels. Usually, the starting reference point is a tide gauge, so at that point the geodetic and tidal datums might match, but due to sea level variations, the two scales may not match elsewhere. One example of a geoid datum is NAVD88, used in North America, which is referenced to a point in Quebec, Canada.

    Нэр томъёоны талаар Edit

    In the abstract, a coordinate system as used in mathematics and geodesy is, e.g., in ISO terminology, referred to as a coordinate system. International geodetic organizations like the IERS (International Earth Rotation and Reference Systems Service) speak of a reference system.

    When these coordinates are realized by choosing datum points and fixing a geodetic datum, ISO uses the terminology coordinate reference system, while IERS speaks of a reference frame. A datum transformation again is referred to by ISO as a coordinate transformation. (ISO 19111: Spatial referencing by coordinates).

    Зарим чухал ойлголтууд Edit

    Here we define some basic observational concepts, like angles and coordinates, defined in geodesy (and astronomy as well), mostly from the viewpoint of the local observer.

    • The plumbline ali vertical is the direction of local gravity, or the line that results by following it. It is slightly curved.
    • The zenith is the point on the celestial sphere where the direction of the gravity vector in a point, extended upwards, intersects it. More correct is to call it a <direction> rather than a point.
    • The nadir is the opposite point (or rather, direction), where the direction of gravity extended downward intersects the (invisible) celestial sphere.
    • The celestial horizon is a plane perpendicular to a point's gravity vector.
    • Azimuth is the direction angle within the plane of the horizon, typically counted clockwise from the North (in geodesy and astronomy) or South (in France).
    • Elevation is the angular height of an object above the horizon, Alternatively zenith distance, being equal to 90 degrees minus elevation.
    • Local topocentric coordinates are azimuth (direction angle within the plane of the horizon) and elevation angle (or zenith angle) and distance.
    • The North celestial pole is the extension of the Earth's (precessing and nutating) instantaneous spin axis extended Northward to intersect the celestial sphere. (Similarly for the South celestial pole.)
    • The celestial equator is the intersection of the (instantaneous) Earth equatorial plane with the celestial sphere.
    • A meridian plane is any plane perpendicular to the celestial equator and containing the celestial poles.
    • The local meridian is the plane containing the direction to the zenith and the direction to the celestial pole.

    Эллипсоид дээрх хэмжих нэгжүүд Edit

    Geographical latitude and longitude are stated in the units degree, minute of arc, and second of arc. They are angles, not metric measures, and describe the direction of the local normal to the reference ellipsoid of revolution. This is approximately the same as the direction of the plumbline, i.e., local gravity, which is also the normal to the geoid surface. For this reason, astronomical position determination, measuring the direction of the plumbline by astronomical means, works fairly well provided an ellipsoidal model of the figure of the Earth is used.

    A geographic mile, defined as one minute of arc on the equator, equals 1,855.32571922 m. A nautical mile is one minute of astronomical latitude. The radius of curvature of the ellipsoid varies with latitude, being the longest at the pole and shortest at the equator as is the nautical mile.

    A metre was originally defined as the 40 millionth part of the length of a meridian. This means that a kilometre is equal to (1/40,000) * 360 * 60 meridional minutes of arc, which equals 0.54 nautical miles. Similarly a nautical mile is on average 1/0.54 = 1.85185. km.

    Хувьсал Edit

    In geodesy, temporal change can be studied by a variety of techniques. Points on the Earth's surface change their location due to a variety of mechanisms:

    • Continental plate motion, plate tectonics
    • Episodic motion of tectonic origin, esp. close to fault lines
    • Periodic effects due to Earth tides land uplift due to isostatic adjustment
    • Various anthropogenic movements due to, e.g., petroleum or water extraction or reservoir construction.

    The science of studying deformations and motions in the Earth's crust and the solid Earth as a whole is called geodynamics. Often, also study of the Earth's irregular rotation is included in its definition.

    Techniques for studying geodynamic phenomena on the global scale include:


    Poglej si posnetek: Aircraft Coordinate Systems (Oktober 2022).