الفلك

لماذا يجب أن يكون لجميع أنظمة الحجم نقطة مرجعية؟

لماذا يجب أن يكون لجميع أنظمة الحجم نقطة مرجعية؟

يترك $ f _ * $ و $ f_0 $ يكون التدفق المرصود لنجم وتدفق مرجعي في نطاق طيفي معين ، وليكن $ م _ * $ و $ m_0 دولار أن تكون مقاديرها الظاهرة. ثم يتم إعطاء حجم النجم بواسطة $ m _ * - m_0 = -2.5 log (f _ * / f_0) $.

Encyclopædia Britannica يحافظ على ذلك

يجب أن تحتوي جميع أنظمة الحجم على نقطة مرجعية أو صفر.

لماذا هذا؟ يبدو لي أنه يمكن للمرء أن يقول فقط $ m _ * = - 2.5 log f _ * $ والمضي قدمًا ، أليس كذلك؟


لأنه لا يمكنك أن تأخذ لوغاريتم شيء ذي أبعاد فقط سجل الرقم.

سيعتمد حجمك على ما قمت بقياسه f. بمعنى آخر ، باختيار مجموعة من الوحدات ، فإنك تختار نقطة الصفر! ما إذا كانت هذه الوحدة هي Jy ، W / m$^2$ أو تدفق بعض الأشياء الأخرى.


الموضوع: سؤال حول مقياس الحجم المطلق

أدرك أن 5 نقاط في مقياس الحجم المطلق تمثل تغييرًا في اللمعان بمقدار 100 ضعف. أدرك أيضًا أن المسافة المرجعية لجسم نجمي هي 10 فرسخ فلكي.

ولكن لماذا تم ضبط حجم الشمس على 4.85؟ غالبًا ما يستخدم Sol كنقطة مرجعية للنجوم ، سواء كانت نصف قطر نجمي أو كتلة (ولماذا لا تكون درجة الحرارة؟).

يبدو أن قياس حجم سول عند 5 بدلاً من 4.83 سيكون أبسط بكثير ، خاصة وأن المقياس يعتمد على فترات من 5 نقاط.

إذن كيف تم إنشاء 4.85؟

هل هذا هو فعلي اللمعان ، وليس المرئي؟ لا أعتقد أن الإغريق كان لديهم طرق لتحديد هذه الأنواع من الأشياء منذ آلاف السنين (أعتقد أنهم كانوا هم الذين ابتكروا مقدارًا من 1 إلى 6 للنجوم المرئية).

يمكنك حساب المقدار المطلق للنجم بالصيغة التالية:

كان من الممكن اختيار عدد أكبر قليلاً بدلاً من 10 قطعة لجعل الشمس 5 بالضبط ، لكن هذا سيكون أكثر إهمالًا من تركها عند 10٪ ووجود الشمس أقل بقليل من ماج 5.

ظاهر جاءت القدر أولاً ، قبل أن نعرف كم كانت النجوم بعيدة. تم ربط مقياس الحجم الظاهر بنجوم مرجعية مختلفة ، أولاً & quot من الحجم الأول & quot من & quotseconditude & quot؛ وهكذا. بمجرد إدخال تقنيات التصوير الفوتوغرافي ، تم تحسين الحجم الظاهر لهذه النجوم المرجعية ليتناسب مع إضفاء الطابع الرسمي على Pogson لمقياس الحجم (5 درجات = تغيير بمقدار 100 ضعف). في هذه الأثناء ، كنا أيضًا نفرز المسافات إلى النجوم ، ونخرج بفكرة الحجم المطلق. بحلول ذلك الوقت ، مع مقياس الحجم الظاهر بالفعل ، أعتقد أن الاختيار كان إما اختيار مسافة قياسية غير متكاملة ، بحيث تخرج الشمس بحجم متكامل ، أو اختيار مسافة قياسية متكاملة ، في في هذه الحالة خرجت الشمس بحجم قياسي غير متكامل.
نظرًا لأننا نحول بشكل عام بين الحجم المطلق والظاهري لنجم معين، كان لطريق المسافة المعيارية المتكاملة ميزة هامشية ، لأنه يبسط المبالغ قليلاً. أعتقد أن هناك أيضًا احتمال ألا يكون أحد قد سمّر الحجم الظاهري للشمس بدقة كافية في وقت اتخاذ القرار. إنه نوع من التمدد مقارنة شمس النهار بنجم مرجعي قياسي.

ظاهر جاءت القدر أولاً ، قبل أن نعرف كم كانت النجوم بعيدة. تم ربط مقياس الحجم الظاهري بنجوم مرجعية مختلفة ، أولاً & quot من الحجم الأول & quot من & quot؛ المقدار & quot؛ وما إلى ذلك. بمجرد إدخال تقنيات التصوير الفوتوغرافي ، تم تحسين الحجم الظاهر لهذه النجوم المرجعية ليتناسب مع إضفاء الطابع الرسمي على Pogson لمقياس الحجم (5 درجات = تغيير بمقدار 100 ضعف). في هذه الأثناء ، كنا أيضًا نفرز المسافات إلى النجوم ، ونخرج بفكرة الحجم المطلق. بحلول ذلك الوقت ، مع مقياس الحجم الظاهر بالفعل ، أعتقد أن الاختيار كان إما اختيار مسافة قياسية غير متكاملة ، بحيث تخرج الشمس بحجم متكامل ، أو اختيار مسافة قياسية متكاملة ، في في هذه الحالة خرجت الشمس بحجم قياسي غير متكامل.
نظرًا لأننا نتحول عمومًا بين الحجم المطلق والظاهري لنجم معين، كان لطريق المسافة المعيارية المتكاملة ميزة هامشية ، لأنها تبسط المبالغ قليلاً. أعتقد أن هناك أيضًا احتمال ألا يكون أحد قد سمّر الحجم الظاهري للشمس بدقة كافية في وقت اتخاذ القرار. إنه نوع من التمدد مقارنة شمس النهار بنجم مرجعي قياسي.

في الواقع. تُستخدم المقاييس عمومًا في علم الفلك الليلي ، لذلك كان من الأهمية بمكان الحصول على مقياس كان مفيدًا لعلم الفلك الليلي أكثر من المقياس الذي كان مفيدًا لرصد الطاقة الشمسية.


لماذا يجب أن يكون لجميع أنظمة الحجم نقطة مرجعية؟ - الفلك

المحاضرة 1: مقدمة في علم الفلك 250

أنظمة الإحداثيات الفلكية:

يبني علماء الفلك قياسهم لمواقع الأجسام على مفهومالكرة السماوية التي من المفترض أن تقع عليها جميع الأشياء بغض النظر عن مسافاتها الحقيقية. الأقطاب السماوية وخط الاستواء هي إسقاطات قطبي الأرض وخط الاستواء على السماء. الخط الطول هي الدائرة التي تمتد من قطب إلى آخر عبر نقطة فوق الرأس مباشرة لمراقب. النقطة العلوية مباشرة تسمىذروة (وتسمى النقطة 180 & orm بعيدًا النظير).

العديد من أنظمة الإحداثيات المختلفة مفيدة اعتمادًا على الموقف:

الإحداثيات الاستوائية: نظام قائم على الأرض مفيد لتلسكوبات التوجيه ذات المحاور الموازية للمحور القطبي للأرض وخط الاستواء (يسمى تلسكوبات التركيب الاستوائي). كان هذا النظام هو الأول من نوعه في تجميع الفهارس النجمية ، ويستخدم الإحداثيان لتحديد موقع الكائن ، الصعود الأيمن (يُختصر غالبًا كـ أو RA ) والانحدار ( أو DEC) ، شائعة الاستخدام اليوم.

الصعود الأيمن مشابه لخط الطول ، وعادة ما يتم قياسه بوحدات زمنية: ساعات ودقائق وثواني. نقطة الصفر للصعود الأيمن هي الاعتدال الربيعي (وتسمى أيضًا نقطة الحمل في النص) ، وهي موقع على خط الاستواء السماوي لشروق الشمس في اليوم الأول من الربيع. النطاق الإجمالي للصعود الأيمن هو 24 ساعة = 360 درجة / 15 درجة / ساعة. ينشأ عامل التحويل 15 درجة / ساعة من معدل دوران الأرض.

الانحراف مماثل لخط العرض ويقاس على أنه شمال أو جنوب خط الاستواء السماوي. عادة ما يتم التعبير عن الانحراف بالدرجات ودقائق القوس وثواني القوس.

1 درجة = 1 & أودر م = 60 دقيقة قوسية = 60 '= 3600 ثانية قوسية = 3600 & quot

لاحظ أنه نظرًا لأنه يتم قياس الصعود الأيمن بوحدات زمنية ، قبل إجراء العمليات الحسابية ، فإنك تحتاج إلى الضرب بمقدار 15 درجة / ساعة. تنشأ تعقيد آخر مع الصعود الأيمن من الحجم الزاوي المتغير لدوائر الصعود الأيمن الثابت عند الانتقال من خط الاستواء السماوي نحو القطب السماوي ، تتقلص الدوائر بواسطة عامل cos (DEC) الذي يجب أن يؤخذ في الاعتبار.

1 '= 1/15 دقيقة = 60/15 ثانية = 4 ثوانٍ و 15 دقيقة = دقيقة واحدة

من المهم جدًا إبقاء الدقائق من الوقت والدقائق واضحة!

أمثلة: نجم على خط الاستواء السماوي مع صعود أيمن 6 ساعات يقع 6 ساعات × 15 درجة / ساعة = 90 درجة من الاعتدال الربيعي.

النجم عند ميل 60 درجة والصعود الأيمن 6 ساعات يقع 6 ساعات × 15 درجة / ساعة × كوس (60) = 45 درجة من نقطة عند ميل 60 درجة و 0 ساعة صعودًا يمينًا.

عند استخدام الإحداثيات الاستوائية ، فإنأ.أوزاوية الساعة من المفيد أيضًا معرفة الكائن. زاوية الساعة هي المسافة بالوحدات الزمنية التي يقع فيها الجسم شرق أو غرب خط الزوال. إنه مرتبط بالوقت كما تقاس بالنجوم يسمى الزمن الفلكي عبر العلاقة

أ. = الوقت الفلكي المحلي - الصعود الأيمن

إذا كان H. إذا كان الجسم سالبًا ، فإنه يقع شرق خط الزوال وسيعبر خط الزوال ، ويصل إلى أعلى نقطة له في السماء ، عندما يكون الزمن الفلكي مساويًا لصعوده الصحيح. يوضح هذا كيف يفسر النظام الاستوائي دوران الأرض ويشرح لماذا اختار علماء الفلك الأوائل استخدام الوحدات الزمنية للصعود الصحيح.

بالإضافة إلى RA و DEC ، يستخدم علماء الفلك عددًا من أنظمة الإحداثيات الأخرى حسب الظروف. يمكن أن تكون الإحداثيات المستندة إلى موقع التلسكوب مفيدة مثل الإحداثيات بناءً على مستوى النظام الشمسي أو على مستوى مجرة ​​درب التبانة.علم المثلثات الكرويةمفيد للتحويل بين أنظمة الإحداثيات.

يمكن استخدام مواقع النجوم والأجسام الأخرى في السماء للملاحة (أصبحت الآن قديمة إلى حد كبير بواسطة أنظمة تحديد المواقع العالمية). على سبيل المثال ، ارتفاع نجم الشمال فوق أفق الراصد يساوي خط عرض الراصد:

يتم استخدام دوران الأرض كوحدة أساسية لقياس الوقت - اليوم. إذا تابعت الفواصل الزمنية بين الأوقات المتتالية لأقصى ارتفاع للشمس فوق الأفق (مثل الظهر) ، فستكتشف نمطًا معقدًا مع الاختلافات بين هذه الفترات ومتوسط ​​اليوم يسمى معادلة الوقت.

هذه الاختلافات ناتجة عن سببين - أولاً ، نقيس الوقت فيما يتعلق بمحور دوران الأرض ومن ثم خط الاستواء بينما تكون حركة الشمس على طول مسير الشمس ، وثانيًا ، يكون مدار الأرض بيضاويًا وتتحرك الأرض بشكل أسرع على طول مدارها عندما تكون أقرب للشمس.

نستخدم أيضًا الوقت الذي تستغرقه الأرض للدوران حول الشمس كوحدة زمنية ، السنة. لاحظ أنه يمكن تحديد عدة أطوال مختلفة في السنة بناءً على المرجع المستخدم:

السنة الفلكية = طول الفترة الزمنية لعودة الأرض إلى نفس الموضع فيما يتعلق بالنجوم

السنة الاستوائية = طول الفترة الزمنية بين الاعتدالات الربيعية

مواسم على كوكبنا

تنتج الفصول عن ميل 23.5 & Orm للمحور القطبي للأرض فيما يتعلق بمستوى حركة الأرض حول الشمس (يسمى مسير الشمس). يشير المحور القطبي في اتجاه * ثابت في الفضاء بحيث يشير القطب الشمالي على سبيل المثال بالتناوب نحو الشمس (الصيف) أو بعيدًا عن الشمس (الشتاء). من الواضح أن الفصول تتعارض في نصفي الكرة الأرضية.

* ليس ثابتًا تمامًا - تذكر السبق! يتغير الاتجاه القطبي ببطء بسبب الحركة الاستباقية (يستغرق الاتجاه 26000 سنة لإكمال دائرة واحدة) ولكن الزاوية بين المحور القطبي ومسير الشمس ثابتة وثابتة.

نميل أيضًا إلى تحديد الأبراج المختلفة مع الفصول لأن النجوم المرئية في الليل تتغير على مدار العام. يمر مسير الشمس عبر الأبراج الأبراج.

الشهر: الوحدة الزمنية على أساس القمر

28 يومًا للدوران حول الأرض مع وقت يتراوح من 27.32 يومًا إذا تم قياسه بالنسبة للنجوم (شهر فلكي) أو 29.53 يومًا إذا تم القياس فيما يتعلق بالشمس (الشهر المجمعي). تتكرر مراحل القمر بمقياس زمني شهري حيث يدور القمر حول الأرض.

علم الفلك الموضعي

علم الفلك: علم قياس المواقع النجمية بدقة شديدة.

  • قبل قرن من الزمان تم استخدام تلسكوب لأغراض خاصة لا يمكن أن يشير إلا إلى خط الزوال.
  • بدأت الأقمار الصناعية في الفضاء في القيام بهذه المهمة بدقة أكبر بكثير مما يمكن القيام به مع الملاحظات من خلال الغلاف الجوي المتلألئ للأرض

عند إجراء قياسات دقيقة للمواقع النجمية ، يجب مراعاة التأثيرات المختلفة:

  • الانحراف - سيتم تغيير موضع الجسم قليلاً بسبب السرعة المحدودة للضوء وحركة المراقب
  • الانكسار - ينثني الضوء (ينكسر) بفعل الغلاف الجوي للأرض ، ويزداد ارتفاع النجم عن طريق الانكسار. عندما تغرب الشمس ، فإنها في الواقع تحت الأفق عندما يبدو أن طرفها السفلي يلامس الأفق - وبعبارة أخرى ، فإن الانكسار يصل إلى

من خلال إجراء قياسات دقيقة للموقع ، اكتشفنا عددًا من التأثيرات المثيرة للاهتمام مثل الحركة الاستباقية التي تسببها عزم دوران القمر على الأرض. يتغير الاتجاه الذي يشير إليه المحور القطبي للأرض في الفضاء ببطء ويصف دائرة في السماء (ويستغرق الاتجاه القطبي 26000 سنة للسفر في هذه الدائرة مرة واحدة). يتغير موقع الاعتدال الربيعي بمقدار 50 & quot في السنة. تعني السبق أيضًا أن مواضع الأجسام الفلكية يتم جدولتها لوقت محدد مثل 2000.0 يعني بداية عام 2000 وتحتاج إلى تصحيح للتاريخ الذي ستراقب فيه.

يحدث الكسوف عندما تقع الأرض والشمس والقمر على طول خط بحيث يسقط ظل الأرض على القمر (خسوف القمر) أو يسقط ظل القمر على الأرض (كسوف الشمس). لاحظ أن خسوف القمر لا يمكن أن يحدث إلا عند اكتمال القمر ، وعلى العكس من ذلك ، يمكن أن يحدث خسوف الشمس فقط عند القمر الجديد.

لماذا لا يحدث الخسوف كل شهر؟

الخط الذي يربط بين نقطتي التقاطع بين مدار القمر ومستوى مسير الشمس يسمى خط العقد. فقط عندما يكون خط العقد متجهًا نحو الشمس يمكن أن يحدث الكسوف. يتغير وقت التقويم لهذا الموسم & quoteclipse & quot ببطء بسبب قوى الجاذبية التي تمارسها الشمس على القمر. يؤدي اتجاه خط العقد إلى إنشاء دائرة كاملة بزاوية 360 درجة في 18.6 عامًا (تسمى دورة ساروس).

يعد وجود كسوف الشمس أمرًا محظوظًا - فالأقطار الظاهرة للشمس والقمر متساوية تقريبًا.

نظرًا لأن مدار القمر حول الأرض عبارة عن قطع ناقص ، فإن الحجم الظاهري للقمر يختلف خلال شهر. إذا حدث كسوف للشمس عندما يكون القمر في جزء بعيد من مداره ، فسيكون أصغر من أن يغطي قرص الشمس بالكامل ويحدث كسوف حلقي. يتزايد حجم مدار القمر ببطء ، لذا لن يكون هناك يومًا ما كسوفًا كليًا للشمس.


القدر المطلق

السطوع الظاهر للنجم هو مدى سطوعه عند مشاهدته من الأرض ، لكن النجم الساطع الكبير يمكن أن يظهر خافتًا إذا كان بعيدًا عن الأرض ويمكن أن يبدو النجم الخافت ساطعًا إذا كان قريبًا من الأرض. أرض. لذلك ، الحجم الظاهر ليس له تأثير على المسافة من الأرض.

لإعطاء قياس دقيق لسطوع النجم ، نحتاج إلى عمل مقياس مقدار مطلق. المقدار المطلق هو مدى سطوع النجم عند النظر إليه من مسافة محددة. كانت النجوم أجسامًا كبيرة إلى حد ما ، تم اختيار مسافة 10 فرسخ فلكي.


الإجابات والردود

مرحبا،
من المعروف أن لحظة القوة ## F ## تعتمد على:
أ) مقدار القوة ## | F | ##
ب) اختيار النقطة المرجعية للحظة ## P ##
ج) المسافة (ذراع الرافعة) من النقطة ## P ## إلى نقطة تطبيق القوة ## Q ##.

ومع ذلك ، فإن الكائن الذي يتم تطبيقه على قوة واحدة سيختبر لحظة تختلف في الحجم وتوقع مع خيارات مختلفة للنقطة المرجعية للحظة ## P ##. ومع ذلك ، فيزيائيًا ، سيتحرك الكائن بطريقة محددة وفريدة من نوعها تحت نفس القوة (الدوران + الترجمة). كيف تنتج القيم المختلفة للحظة ## M ## نفس الوضع المادي؟

يُحسب الزخم الخطي نفسه كمقدار مختلف من الزخم الزاوي اعتمادًا على موقع النقطة المرجعية.
تحسب نفس القوة الخطية مقدارًا مختلفًا من عزم الدوران اعتمادًا على موقع النقطة المرجعية.

يتطابق التأثيران بحيث بغض النظر عن المكان الذي تختار وضع النقطة المرجعية فيه ، فإن معدل التغيير في الزخم الزاوي سيتطابق مع عزم الدوران المطبق. إن تحريك النقطة المرجعية يعطي ببساطة مجموعة مختلفة من الإحداثيات لوصف نفس الواقع المادي.


مقدمة عملية لتحليل مجال التردد

يوضح هذا المثال كيفية أداء وتفسير التحليل الأساسي لإشارة مجال التردد. يناقش المثال مزايا استخدام تمثيلات مجال التردد مقابل تمثيلات المجال الزمني للإشارة ويوضح المفاهيم الأساسية باستخدام بيانات محاكاة وبيانات حقيقية. يجيب المثال على أسئلة أساسية مثل: ما معنى حجم ومرحلة FFT؟ هل إشاراتي دورية؟ كيف أقيس القوة؟ هل هناك إشارة واحدة أو أكثر في هذا النطاق؟

يعد تحليل مجال التردد أداة ذات أهمية قصوى في تطبيقات معالجة الإشارات. يستخدم تحليل مجال التردد على نطاق واسع في مجالات مثل الاتصالات والجيولوجيا والاستشعار عن بعد ومعالجة الصور. بينما يُظهر تحليل المجال الزمني كيف تتغير الإشارة بمرور الوقت ، يُظهر تحليل مجال التردد كيف يتم توزيع طاقة الإشارة على نطاق من الترددات. يتضمن تمثيل مجال التردد أيضًا معلومات عن تحول الطور الذي يجب تطبيقه على كل مكون تردد لاستعادة إشارة الوقت الأصلية مع مجموعة من جميع مكونات التردد الفردية.

يمكن تحويل إشارة بين مجالات الوقت والتردد مع زوج من المشغلين الرياضيين يسمى التحويل. مثال على ذلك هو تحويل فورييه ، الذي يحلل دالة إلى مجموع عدد (غير محدود) من مكونات تردد الموجة الجيبية. "طيف" مكونات التردد هو تمثيل مجال التردد للإشارة. يقوم تحويل فورييه المعكوس بتحويل دالة مجال التردد مرة أخرى إلى دالة زمنية. تتيح لك وظائف fft و ifft في MATLAB حساب تحويل فورييه المنفصل (DFT) للإشارة وعكس هذا التحويل على التوالي.

معلومات الحجم والمرحلة من FFT

يحمل تمثيل مجال التردد للإشارة معلومات حول حجم الإشارة ومرحلة كل تردد. هذا هو السبب في أن ناتج حساب FFT معقد. رقم مركب ، له دور حقيقي ، وجزء وهمي ، ، مثل ذلك . حجم يحسب كـ ، ومرحلة يحسب كـ . يمكنك استخدام دالات MATLAB abs والزاوية للحصول على الحجم والطور لأي رقم مركب على التوالي.

استخدم مثالًا صوتيًا لتطوير بعض الأفكار حول ماهية المعلومات التي يحملها حجم الإشارة ومرحلتها. للقيام بذلك ، قم بتحميل ملف صوتي يحتوي على 15 ثانية من موسيقى الغيتار الصوتية. معدل عينة الإشارة الصوتية هو 44.1 كيلو هرتز.

استخدم fft لمراقبة محتوى تردد الإشارة.

يعد خرج FFT متجهًا معقدًا يحتوي على معلومات حول محتوى التردد للإشارة. يخبرك الحجم بقوة مكونات التردد بالنسبة للمكونات الأخرى. تخبرك المرحلة بكيفية محاذاة جميع مكونات التردد في الوقت المناسب.

ارسم مقدار ومكونات الطور من الطيف الترددي للإشارة. يتم رسم الحجم بشكل ملائم بمقياس لوغاريتمي (ديسيبل). المرحلة غير ملفوفة باستخدام وظيفة فك التفاف حتى نتمكن من رؤية وظيفة مستمرة للتردد.

يمكنك تطبيق تحويل فورييه معكوس على متجه مجال التردد ، Y ، لاستعادة إشارة الوقت. يخبر العلم `` المتماثل '' ifft أنك تتعامل مع إشارة زمنية ذات قيمة حقيقية ، لذا ستعمل على التخلص من المكونات التخيلية الصغيرة التي تظهر على التحويل العكسي بسبب عدم الدقة العددية في الحسابات. لاحظ أن إشارة الوقت الأصلية ، y ، والإشارة المستردة ، y1 ، متماثلتان عمليًا (معيار اختلافهما في حدود 1e-14). يرجع الاختلاف الصغير جدًا بين الاثنين أيضًا إلى عدم الدقة العددية المذكورة أعلاه. قم بتشغيل واستماع الإشارة غير المحولة y1.


الديناميات المدارية 101

من الناحية التاريخية ، كانت الحركات المدارية التي لوحظت للنجوم المزدوجة هي التي ساعدت في إثبات صحة وصف نيوتن للجاذبية التثاقلي. فضلا عن قوانينه المثيرة للإعجاب في الحركة. لقد طبق هذه القواعد على كل شيء في السماء. ليس فقط للكواكب والمذنبات الدورية ولكن بالتساوي مع الحركات السماوية البعيدة للنجوم أثناء رقصها في الظلام أعلاه.

ساعدت مراقبة هذه النجوم البعيدة في إرساء الأساس لنظريات البنية النجمية والتطور.


الكلمات الأساسية الضوئية في ملحقات SCI لصور ACS

نحن هنا نصف عدد من الكلمات الرئيسية الموجودة في ملفات ACS FITS. يمكن استخدام هذه الكلمات الرئيسية للحصول على معلومات المعايرة الضوئية لبياناتك.

  • PHOTMODE: تكوين المراقبة للمعايرة الضوئية.
  • PHOTFLAM: حساسية عكسية (الوحدات: erg cm & ناقص 2 & Aring & ناقص 1 إلكترون & ناقص 1). يمثل هذا عامل القياس الضروري لتحويل التدفق الآلي بوحدات الإلكترونات في الثانية إلى كثافة التدفق الفيزيائي.
  • PHOTZPT: STMag zeropoint.
  • PHOTPLAM: الطول الموجي المحوري (الوحدات: & Aring)

تُستخدم الكلمات الأساسية للرأس PHOTFLAM و PHOTPLAM لاشتقاق مقادير النقطة الصفرية الآلية ، والتي يتم تعريفها على أنها حجم كائن ينتج عددًا واحدًا في الثانية. يتم تعريف المقادير الآلية على النحو التالي:

(ZP_ = −2.5 * log_ <10> (PHOTFLAM) −21.10 )

(ZP_ = −2.5 * log_ <10> (PHOTFLAM) -5 * log_ <10> ⁡ (PHOTPLAM) −2.408 )

بالإضافة إلى التواجد في رؤوس الصور ، يمكن حساب قيمة PHOTFLAM لتاريخ معين باستخدام الوحدة النمطية acszpt. انظر الأمثلة أدناه.

تحذير: تنطبق معايرة التدفق المطلق لـ ACS التي تمثلها الكلمة الأساسية PHOTFLAM على منتجات خطوط الأنابيب المصححة للتشوه (* _drz.fits أو * _drc.fits) التي تنتجها AstroDrizzle. لاستخراج القياس الضوئي من منتجات خطوط الأنابيب غير المصححة هندسيًا (* _flt.fits أو * _flc.fits) ، يجب تطبيق خرائط منطقة البكسل المناسبة على الصور أولاً. راجع قسم دليل بيانات ACS 5.1.3 لمزيد من المعلومات.


نظم الإحداثيات الفلكية

تستند جميع أنظمة الإحداثيات التي تم النظر فيها هنا إلى نقطة مرجعية واحدة في الفضاء فيما يتعلق بقياس المواضع ، و الأصل للإطار المرجعي (عادةً ، موقع الراصد ، أو مركز الأرض ، أو الشمس ، أو مجرة ​​درب التبانة). يتم بعد ذلك وصف أي مكان في الفضاء بواسطة "متجه نصف القطر" أو "السهم" بين الأصل والموقع ، وبالتحديد بواسطة مسافه: بعد (طول المتجه) و اتجاه. يتم تحديد الاتجاه بواسطة خط نصف مستقيم من الأصل عبر الموقع (إلى اللانهاية). في ال كروي أنظمة الإحداثيات المستخدمة هنا ، يتم تحديد الاتجاه بزاويتين ، معطاة على النحو التالي:

المستوى المرجعي الذي يحتوي على الأصل ثابت ، أو بشكل مكافئ المحور من خلال الأصل وعمودي عليه (عادةً ، المستوى "الاستوائي" والمحور "القطبي") بشكل أساسي ، كل منهما يحدد الآخر بشكل فريد. يمكن للمرء تعيين اتجاه للمحور القطبي من "سالب" إلى "موجب" ، أو "جنوبي" إلى "شمال" ، وفي نفس الوقت إلى المستوى الاستوائي عن طريق تعيين إحساس إيجابي بالدوران إلى المستوى الاستوائي ، هذه الاتجاهات ، حسب الاتفاقية ، عادةً ما يتم دمجها بواسطة قاعدة اليد اليمنى: إذا كان إبهام اليد اليمنى يشير إلى المحور القطبي الموجب (الشمالي) ، تظهر الأصابع في الاتجاه الإيجابي للدوران (والعكس صحيح ، بحيث يحدد الدوران المادي اتجاه الشمال) .

يحدد المستوى المرجعي أو المحور المرجعي مجموعة المستويات التي تحتوي على الأصل وتكون متعامدة مع المستوى المرجعي "الاستوائي" (أو بشكل مكافئ ، تحتوي على المحور المرجعي "القطبي") كل اتجاه في الفضاء ثم يقع بالضبط في أحد هذه " خطوط الطول (أو المستويات النصفية ، إذا تم أخذ المحور المرجعي لتقسيم كل مستوى إلى نصفين) ، باستثناء المحور القطبي (الموجب والسالب) الذي يقع في كل منهم بالتعريف.

الزاوية الأولى المستخدمة في تحديد اتجاه ما ، عادةً ما تكون "خط العرض" ، تؤخذ بين الاتجاه والمستوى المرجعي ، ضمن المستوى "الزوالي". بالنسبة للزاوية الثانية ، يلزم تحديد إحدى المستويات النصفية "الزولية" وإصلاحها على أنها صفر ، والتي يتم من خلالها قياس زاوية ("خط الطول") إلى المستوى النصف "الزولي" الذي يحتوي على اتجاهنا.

لاحظ أن هذا الاختيار للزوايا لتوصيف اتجاه في إطار مرجعي معين يتم اختياره عن طريق الاصطلاح ، وهو أمر شائع بشكل خاص في علم الفلك والجغرافيا ، والذي يتم استخدامه في ما يلي هنا ، وكذلك في معظم قواعد البيانات الفلكية. اتفاقيات أخرى ، مكافئة ، ممكنة ، على سبيل المثال غالبًا ما يستخدم الفيزيائيون ، بدلاً من زاوية "خط العرض" للمستوى المرجعي ، الزاوية بين الاتجاه والمحور القطبي "الموجب" أو "الشمالي" (يُطلق عليه "خط العرض المشترك" co-latitde = 90 درجة - خط العرض). يعتمد الأمر على الذوق أخيرًا ما يحب القارئ استخدامه ، ولكن هنا سنبقى قريبًا قدر الإمكان من الاصطلاحات الفلكية القياسية. لتقليل متطلبات تعداد الاصطلاحات من حالة إلى حالة ، نوصي القارئ أيضًا بفعل الشيء نفسه.

المناصب على الأرض

المستوى المرجعي الطبيعي هنا هو مستوى خط الاستواء ، والمحور المرجعي الطبيعي هو المحور القطبي الدوراني الذي يقطع سطح الأرض عند القطبين الشمالي والجنوبي للكوكب. الدوائر على طول سطح الأرض الموازية لخط الاستواء هي دوائر خطوط العرض، حيث تكون الزاوية عند مركز الكوكب ثابتة لجميع النقاط في هذه الدوائر. تسمى نصف الدوائر من القطب إلى القطب ، وكلها متعامدة على المستوى الاستوائي خطوط الطول. أحد خطوط الطول ، في الممارسة العملية ، من خلال مرصد غرينتش بالقرب من لندن ، إنجلترا ، يعتبر خط طول مرجعي ، أو خط الطول فارغ. خط الطول الجغرافي يتم قياسها على أنها الزاوية بين هذا وخط الزوال قيد النظر (أو بشكل أكثر دقة ، بين أنصاف المستويات التي تحتوي عليها) وهي بالطبع هي نفسها بالنسبة لجميع نقاط خط الزوال.

  • خط عرض مركزية الأرض، تقاس كزاوية في مركز الأرض ، بين المستوى الاستوائي والاتجاه إلى نقطة السطح قيد النظر ، و
  • خط العرض الجغرافي، تقاس على السطح بين المستوى الموازي للمستوى الاستوائي والخط المتعامد مع السطح ، العمودي المحلي أو خط راسيا ، والذي يمكن قياسه من خلال اتجاه قوة الجاذبية (على سبيل المثال ، راسيا).
  • نصف القطر الاستوائي: أ = 6378.140 كم
  • نصف القطر القطبي: ب = 6356.755 كم
  • التسطيح / القسط: f = 1 / 298.253

في ما يلي ، نتعامل دائمًا مع خطوط العرض الجغرافية ما لم يذكر خلاف ذلك.

الكرة السماوية

وهكذا يمكن لكل مراقب أن ينظر إلى السماء على أنها تتجلى في الجزء الداخلي من كرة كبيرة ، ما يسمى الكرة السماوية. ثم يتقاطع كل اتجاه بعيدًا عن المراقب مع الكرة السماوية في نقطة واحدة فريدة ، ويمكن قياس مواقع النجوم والأجرام السماوية الأخرى في إحداثيات زاوية (على غرار خط الطول وخط العرض على الأرض) في هذا المجال الافتراضي. يمكن القيام بذلك دون معرفة المسافات الفعلية للنجوم. علاوة على ذلك ، فإن أي مستوى يمر عبر الأصل يقطع الكرة في دائرة كبيرة. فيما يلي أمثلة لأنظمة الإحداثيات السماوية.

ملحوظة: في الأزمنة حتى كوبرنيكوس ، اعتقد الناس أن هناك بالفعل كرة صلبة يتم إصلاح النجوم خارج النظام الشمسي عليها: تم التغلب على هذه الفكرة عندما تم إدراك أن النجوم هي أجسام شبيهة بالشمس ، في زمن نيوتن وهالي. اليوم ، الكرة السماوية ليست سوى بناء افتراضي لتسهيل فهمنا لعلم الفلك الموضعي.

نظام الأفق

من خلال أي اتجاه ، أو نقطة على الكرة السماوية ، على سبيل المثال يمكن العثور على موضع نجم ، يمكن العثور على [نصف] مستوى فريد (أو [نصف] دائرة كبيرة) عموديًا على الأفق وهذا يسمى دائرة عمودية تحتوي جميع الدوائر [النصف] الرأسية (وتتقاطع في) كلا من الذروة والنظير. داخل مستوى دائرته العمودية ، يمكن تمييز الموضع قيد النظر بزاوية الأفق ، المسماة ارتفاع أ. بدلاً من ذلك وبشكل مكافئ ، يمكن للمرء أن يأخذ الزاوية بين الاتجاه والذروة ، the ذروة المسافة ض، والتي ترتبط بالارتفاع من خلال العلاقة: ض = 90 درجة - أ. كل الأشياء في الاعلى الأفق له ارتفاعات موجبة (أو مسافات ذروة أصغر من 90 درجة). يمكن تعريف الأفق نفسه ، أو استرداده ، كمجموعة من جميع النقاط التي من أجلها أ = 0 درجة (أو ض = 90 درجة).

على عكس الأفق الظاهر الذي يحدد إحداثيات الأشياء كما يدركها المراقب ، فإن أفق حقيقي يتم تعريفه من خلال المستوى الموازي للأفق الظاهر ، ولكن من خلال مركز الأرض. يشار إلى الزاوية بين موضع الكائن والأفق الحقيقي باسم الارتفاع الحقيقي. بالنسبة للأجسام القريبة مثل القمر ، يمكن أن يختلف الموضع المقاس بشكل ملحوظ بين هذين النظامين المرجعيين (حتى درجة 1 للقمر). كما أن الارتفاعات الظاهرة تخضع لتأثير انكسار الغلاف الجوي للأرض.

يتم تحديد الإحداثي الثاني للموضع في نظام الأفق بالنقطة التي تقطع فيها الدائرة الرأسية للموضع الأفق. تسمى السمت أ وفي علم الفلك وفي نصف الكرة الشمالي (المؤلف الحالي لا يعرف المعايير الجنوبية لهذا الخيط) ، هي الزاوية من النقطة الجنوبية (أو الاتجاه) المأخوذة من الغرب والشمال والشرق إلى نقطة قدم دائرة عمودية في الأفق ، وبالتالي تمتد من 0 إلى 360 درجة. في الجيوديسيا ، غالبًا ما يُؤخذ الاتجاه الشمالي كنقطة الصفر (تسمى هذه الزاوية أحيانًا تحمل ويعطي من قبل أ +/- 180 درجة). لاحظ أن هذه الاصطلاحات لا تُستخدم دائمًا بشكل فريد لذلك قد يكون من المستحسن توضيح الاصطلاحات المستخدمة (على سبيل المثال ، بالقول أ إلى الغرب).

مع الأخذ بالمعيار الفلكي ، فإن جنوب, غرب, شمال، و الشرق يتم تحديد النقاط في الأفق بواسطة أ = 0 درجة, 90 درجة, 180 درجة، و 270 درجة، على التوالى. تسمى الدائرة العمودية التي تمر عبر النقطة الجنوبية والشمالية (وكذلك ذروة السمت والنظير) خط الزوال المحلي واحد متعامد عليه من خلال النقطة الغربية ، والذروة ، والنقطة الشرقية ، والنظير يسمى رئيسى الرأسي. يتزامن خط الزوال المحلي مع إسقاط خط الزوال الجغرافي لموقع الراصد إلى السماء (الكرة السماوية) من مركز الأرض.

تساعد المصطلحات المقدمة هنا في فهم تأثيرات دوران الأرض.

نظام الإحداثيات الاستوائية

من حيث المبدأ ، يمكن إدخال نظام الإحداثيات السماوية بأبسط طريقة عن طريق إسقاط إحداثيات مركزية الأرض في السماء في لحظة معينة من الزمن (في الواقع ، في كل مرة يكون فيها وقت النجم O: 00 عند غرينتش أو في أي مكان على خط الزوال الصفري على الأرض ، والتي تحدث مرة واحدة كل يوم فلكي) نأمل أن يفهم القارئ هذه العبارة بعد قراءة هذا القسم. ثم تُترك هذه الإحداثيات ثابتة عند الكرة السماوية ، بينما تدور الأرض بعيدًا تحتها.

عمليًا ، ينتج عن إسقاط خط الاستواء والأقطاب للأرض على الكرة السماوية عن طريق تخيل خطوط نصف مستقيمة من مركز الأرض خط الاستواء السماوي فضلا عن شمال و ال القطب السماوي الجنوبي. الدوائر العظمى عبر الأقطاب السماوية تكون دائمًا متعامدة مع خط الاستواء السماوي وتسمى دوائر الساعة للأسباب الموضحة أدناه.

يسمى الإحداثي الأول في النظام الاستوائي ، المقابل لخط العرض ، الانحراف (ديسمبر) ، وهي الزاوية بين موضع جسم ما وخط الاستواء السماوي (تقاس على طول دائرة الساعة). بدلاً من ذلك ، في بعض الأحيان المسافة القطبية (PD) ، التي أعطيت من قبل PD = 90 درجة - ديسمبر أبرز مرجع معروف يستخدمه المؤلف الحالي PD بدلا من ديسمبر هو جون هيرشل الفهرس العام للأجسام غير النجمية (GC) من عام 1864 ، ولكن هذا البديل (المكافئ) أصبح غير مستخدم أكثر فأكثر منذ ذلك الحين ، بحيث تستخدم جميع قواعد البيانات الفلكية الحالية تقريبًا ديسمبر.

يبقى إصلاح نقطة الصفر للإحداثيات الطولية المسماة Right Ascension (RA). لهذا ، فإن نقاط تقاطع المستوى الاستوائي مع المستوى المداري للأرض ، و مسير الشمس، تؤخذ ، على نحو أدق ما يسمى الإعتدال الربيعي أو "النقطة الأولى من برج الحمل". خلال العام ، عندما تتحرك الأرض حول الشمس ، الشمس يبدو to move through this point each year around March 21 when spring begins on the Northern hemisphere, and crosses the celestial equator from south to north (Southerners are asked to forgive a certain amount of "hemispherism" in the official nomenclature). The opposite point is called the "autumnal equinox", and the Sun passes it around September 23 when it returns to the Southern celestial hemisphere. As a longitudinal coordinate, RA can take values between 0 and 360 deg. However, this coordinate is more often given in time units hours (h), minutes (m), and seconds (s), where 24 hours correspond to 360 degrees (so that RA takes values between 0 and 24 h) the correspondence of units is as follows: So the vernal equinox, where the Sun appears to be when Northern spring begins around March 21, is at RA = 0 h = 0 deg, the summer solstice where the Sun is when Northern summer begins around June 21, is at RA = 6 h = 90 deg, the autumnal equinox is at RA = 12 h = 180 deg, and the winter solstice is at RA = 18 h = 270 deg. Thus RA is measured from west to east in the celestial sphere.

Because of small periodic and secular changes of the rotation axis of Earth, especially precession, the vernal equinox is not constant but varies slowly, so that the whole equatorial coordinate system is slowly changing with time. Therefore, it is necessary to give an epoch (a moment of time) for which the equatorial system is taken currently, most sources use epoch 2000.0, the beginning of the year 2000 AD.

To go over from equatorial coordinates fixed to the stars to the horizon system, the concept of the hour angle (HA) is useful. In principle, this means introducing a new, second equatorial coordinate system which co-rotates with Earth. This system has again the celestial equator and poles as reference quantities, and declination as latitudinal coordinate, but a co-rotating longitudinal coordinate called hour angle. In this system, a star or other celestial object moves contrary to Earth's rotation along a circle of constant declination during the course of the day various effects of this diurnal motion are discussed below. This rotation leaves the celestial poles in the same invariant position for all time: They always stay on the local meridian of the observer (which goes through south and north point also), and the altitude of the north celestial pole is equal to the geographic latitude of the observer (thus negative for southerners, who cannot see it for this reason, but the south celestial pole instead). This meridian always coincides with in hour circle for this reason. Thus, as may be suggestive, the local meridian is taken as the hour circle for HA=0.

Celestial objects are at constant RA, but change their hour angle as time proceeds. If measured in units of hours, minutes and seconds, HA will change for the same amount as the elapsed time interval is, as measured in star time (ST), which is defined so that a siderial rotation of Earth takes 24 hours star time, which corresponds to 23 h 56 m 4.091 s standard (mean solar) time see our article on Astronomical Time Keeping for more details. This is actually the reason why RA and HA are measured in time units. The standard convention is that HA is measured from east to west so that it increases with time, and this is opposite to the convention for RA !

Star time is ST = 0 h by definition whenever the vernal equinox, RA = 0 h, crosses the local meridian, HA = 0. As time proceeds, RA stays constant, and both HA and ST grow by the amount of time elapsed, thus star time is always equal to the hour angle of the vernal equinox. Moreover, objects with "later" RA come into the meridian HA = 0, more precisely with RA which is later by the amount of elapsed star time, so that also star time is equal to the current Right Ascension of the local meridian.

More generally, for any object in the sky, the following relation between right ascension, hour angle, and star time always holds: (here given to determine the current HA from known RA and ST).

Transformation of Horizontal to Equatorial Coordinates, and Vice Versa

Effects of Earth's Rotation

By doing so, stars will cross the local meridian (defined e.g. by zero hour angle HA) twice a day these events are called transits أو culminations, i.e., the upper و ال lower transit, or the upper و ال lower culmination. These events also mark the maximal and minimal altitude أ the objects can reach in the observer's sky, and may both take place above or below the horizon of the observer, depending on the declination Dec of the object and the geographic latitude B of the observer.

The altitudes for upper transits are as follows: where the transit takes place north of the zenith if Dec > B and south otherwise. If |B - Dec| > 90 deg, the upper transit will take place at negative altitude, i.e. below the horizon, so that the object will never come above the horizon and thus never be visible for the Northern hemisphere, this is true for all objects with and for the Southern hemisphere for The altitudes for the lower transit are given by For an observer on the Northern hemisphere, stars with Dec > 90 deg - B (> 0), and for southern hemisphere observers, stars with Dec < - 90 deg - B (< 0) will have their lower transit at positive altitudes, i.e., above horizon, and will never set such stars are called circumpolar.

All stars which are neither circumpolar nor never visible will have their upper transit above and their lower transit below horizon, and thus rise and set during a siderial day. Disregarding refraction effects, the hour angle of the rise and set of a celestial object, the semidiurnal arc H0, is given by while the azimuth of the rising and setting points, the evening and morning elongation أ 0 is where A0 > 90 dec if Dec و B have same sign (i.e., are on the same hemisphere). Rising and setting times differ from transit time by the amount of the diurnal arc H0, given in time units (hours), taken as hours of star time.

  • If |Dec| < |B|, the object transits the prime vertical, A = +/- 90 deg this occurs at altitude and hour angle given by
  • If |Dec| > |B|, the object will stay within a certain region of azimuth around the visible celestial pole, where the extremal azimuth points are given by

The Ecliptical Coordinate System

ال ecliptic latitude (be) is defined as the angle between a position and the ecliptic and takes values between -90 and +90 deg, while the ecliptic longitude (le) is again starting from the vernal equinox and runs from 0 to 360 deg in the same eastward sense as Right Ascension.

The obliquity, or inclination of Earth's equator against the ecliptic, amounts eps[ilon] = 23deg 26' 21.448" (2000.0) and changes very slightly with time, due to gravitational perturbations of Earth's motion. Knowing this quantity, the transformation formulae from equatorial to ecliptical coordinates are quite simply given (mathematically, by a rotation around the "X" axis pointing to the vernal equinox by angle eps): and the reverse transformation:

Ecliptical coordinates are most frequently used for solar system calculations such as planetary and cometary orbits and appearances. For this purpose, two ecliptical systems are used: The heliocentric coordinate system with the Sun in its center, and the geocentric one with the Earth in its origin, which can be transferred into each other by a coordinate translation.

Galactic Coordinates

Here, the galactic plane, or galactic equator, is used as reference plane. This is the great circle of the celestial sphere which best approximates the visible Milky Way. For historical reasons, the direction from us to the Galactic Center has been selected as zero point for galactic longitude ل, and this was counted toward the direction of our Sun's rotational motion which is therefore at l = 90 deg. This sense of rotation, however, is opposite to the sense of rotation of our Galaxy, as can be easily checked ! Therefore, the galactic north pole, defined by the galactic coordinate system, coincides with the rotational south pole of our Galaxy, and vice versa.

Galactic latitude ب is the angle between a position and the galactic equator and runs from -90 to +90 deg. Glalactic longitude runs of course from 0 to 360 deg.

The galactic north pole is at RA = 12:51.4, Dec = +27:07 (2000.0), the galactic center at RA = 17:45.6, Dec = -28:56 (2000.0). The inclination of the galactic equator to Earth's equator is thus 62.9 deg. The intersection, or node line of the two equators is at RA = 18:51.4, Dec = 0:00 (2000.0), and at l = 33 deg, b=0.

The transformation formulae for this frame get more complicated, as the transformation is consisted of (1.) a rotation around the celestial polar axis by 18:51.4 hours, so that the reference zero longitude matches the node, (2.) a rotation around the node by 62.9 deg, followed by (3.) a rotation around the galactic polar axis by 33 deg so that the zero longitude meridian matches the galactic center. This complicated transformation will not be given here formally.

Before 1959, the intersection line had been taken as zero galactic longitude, so that the old differred from the new latitude by 33.0 deg (the longitude of the node just discussed, but for the celestial equator of the epoch 1950.0): For a transition time, the old coordinate had been assigned a superscript "I", the new longitude a superscript "II", which can be found in some literature.

For some considerations, besides the geo- or heliocentric galactic coordinates described above, galactocentric galactic coordinates are useful, which have the galactic center in their origin these can be obtained from the helio/geocentric ones by a parallel translation.