Astronomisk kort

Astronomisk kort, enhver kartografisk repræsentation af stjernerne, galakser eller overflader på planeterne og månen. Moderne kort af denne art er baseret på et koordinatsystem, der er analogt med geografisk breddegrad og længdegrad. I de fleste tilfælde er moderne kort udarbejdet fra fotografiske observationer, der er foretaget enten med jordbaseret udstyr eller med instrumenter, der transporteres ombord på rumfartøjer.

Natur og betydning

De lysere stjerner og stjernegrupper genkendes let af en øvet observatør. De langt mere mange svagere himmellegemer kan kun lokaliseres og identificeres ved hjælp af astronomiske kort, kataloger og i nogle tilfælde almanakker.

De første astronomiske diagrammer, kloder og tegninger, ofte dekoreret med fantastiske figurer, skildrede konstellationerne, genkendelige grupperinger af lyse stjerner kendt af fantasifulde valgte navne, der har været i mange århundreder både en fornøjelse for mennesket og en pålidelig hjælp til navigation. Flere kongelige egyptiske grave i 2. årtusinde f.Kr. inkluderer malerier af konstellationsfigurer, men disse kan ikke betragtes som nøjagtige kort. Klassiske græske astronomer brugte kort og kloder; desværre overlever ingen eksempler. Talrige små himmelkloder fra metal fra islamske producenter i det 11. århundrede og fremover forbliver. De første trykte planisfærer (repræsentationer af himmelkuglen på en plan overflade) blev produceret i 1515, og trykte himmelkloder dukkede op på samme tid.

Teleskopisk astronomi begyndte i 1609, og ved udgangen af det 17. århundrede blev teleskopet anvendt ved kortlægning af stjernerne. I den sidste del af det 19. århundrede gav fotografering en kraftig drivkraft til præcis kortlægning, der kulminerede i 1950'erne i udgivelsen af National Geographic Society – Palomar Observatory Sky Survey, en skildring af den del af himlen, der er synlig fra Palomar Observatory i Californien.

Mange moderne kort, der bruges af amatører og professionelle observatører af himlen, viser stjerner, mørke nebulas af skjult støv og lyse nebulas (masser af svag, glødende stof). Specialiserede kort viser kilder til radiostråling, kilder til infrarød stråling og kvasi-stjernede objekter med meget store rødskift (spektrallinierne er forskudt mod længere bølgelængder) og meget små billeder. Astronomer fra det 20. århundrede delte hele himlen op i 88 områder eller konstellationer; dette internationale system kodificerer navngivning af stjerner og stjernemønstre, der begyndte i forhistorisk tid. Oprindeligt fik kun de lyseste stjerner og mest iøjnefaldende mønstre navn, sandsynligvis baseret på konfigurationernes faktiske udseende. Siden det 16. århundrede har navigatører og astronomer gradvist udfyldt alle områder, der ikke er designeret af de gamle.

Den himmelske sfære

For enhver observatør, gammel eller moderne, fremstår nattehimlen som en halvkugle, der hviler på horisonten. Derfor er de enkleste beskrivelser af stjernemønstre og bevægelser fra himmelske kroppe de, der præsenteres på overfladen af en sfære.

Den daglige rotation mod øst mod Jorden på dens akse frembringer en tilsyneladende daglig rotation mod vest for stjernekuglen. Stjernerne ser således ud til at rotere omkring en nordlig eller sydlig himmelpol, fremspringet i rummet på Jordens egne poler. Equidistant fra de to poler er den himmelske ækvator; denne store cirkel er fremspringet i rummet på Jordens Ækvator.

Her er illustreret den himmelsk sfære set fra nogle midterste nordlige breddegrader. En del af himlen, der støder op til en himmelpol, er altid synlig (det skraverede område i diagrammet), og et lige område omkring den modsatte pol er altid usynligt under horisonten; resten af den himmelske sfære ser ud til at stige og indstilles hver dag. For enhver anden breddegrad vil den bestemte del af himlen, der er synlig eller usynlig, være anderledes, og diagrammet skal tegnes igen. En observatør beliggende på jordens nordpol kunne kun observere stjernerne på den nordlige himmelhalvdel. En iagttager ved Ækvator ville imidlertid være i stand til at se hele himmelkuglen, når Jordens daglige bevægelse bar ham rundt.

Ud over deres tilsyneladende daglige bevægelse omkring Jorden har solen, månen og planeterne i solsystemet deres egne bevægelser med hensyn til stjernekredsen. Da solens glans skjuler baggrundstjernerne fra synet, tog det mange århundreder, før observatører opdagede den nøjagtige sti af Solen gennem stjernebillederne, der nu kaldes stjernetegnets tegn. Den store cirkel af dyrekredsen, der spores ud af solen på dets årlige kredsløb, er ekliptikken (såkaldt fordi formørkelser kan forekomme, når månen krydser den).

Set fra rummet drejer Jorden langsomt om Solen i et fast plan, det ekliptiske plan. En linje vinkelret på dette plan definerer den ekliptiske pol, og det gør ingen forskel, om denne linje projiceres i rummet fra Jorden eller fra Solen. Alt, hvad der er vigtigt, er retningen, fordi himlen er så langt væk, at den ekliptiske pol skal falde på et unikt punkt på himmelkuglen.

De vigtigste planeter i solsystemet drejer sig om solen i næsten det samme plan som Jordens bane, og deres bevægelser vil derfor blive projiceret på himmelkuglen næsten, men sjældent nøjagtigt, på ekliptikken. Månens bane vippes ca. fem grader fra dette plan, og derfor afviger dens placering på himlen mere fra ekliptikken end de andre planeter.

Fordi det blændende sollys blokerer nogle stjerner fra synet, afhænger de særlige konstellationer, der kan ses, af Jordens position i dens bane - dvs. af solens tilsyneladende sted. De stjerner, der er synlige ved midnat, skifter vestover med ca. en grad hver på hinanden følgende midnat, når solen skrider frem i sin tilsyneladende bevægelse mod øst. Stjerner, der er synlige ved midnat i september, skjules af den blændende middagstid Sun 180 dage senere i marts.

Hvorfor den ekliptiske og himmelækvator mødes i en vinkel på 23,44 ° er et uforklarligt mysterium med oprindelse i Jordens tidligere historie. Vinklen varierer gradvist med små mængder som et resultat af måne- og planet-forårsaget gravitationsforstyrrelser på Jorden. Det ekliptiske plan er relativt stabilt, men ækvatorplanet skifter konstant, når Jordens rotationsakse ændrer dens retning i rummet. De successive positioner af himmelpolerne sporer store cirkler på himlen med en periode på ca. 26.000 år. Dette fænomen, kendt som præcession af equinoxes, får en række forskellige stjerner til at blive polstjerner efterhånden. Polaris, den nuværende polstjerne, kommer nærmest den nordlige himmelpol omkring år 2100 ce. På det tidspunkt, hvor pyramiderne blev bygget, tjente Thuban i stjernebilledet Draco som polstjernen, og om cirka 12.000 år vil den første stjerne Vega være i nærheden af den nordlige himmelpol. Præcession gør også koordinatsystemerne på nøjagtige stjernekort kun gældende for en bestemt epoke.

Himmelskoordinatsystemer

Horisont-systemet

Det enkle altazimuth-system, der afhænger af et bestemt sted, specificerer positioner efter højde (vinkelhøjden fra horisontplanet) og azimut (vinklen med uret rundt om horisonten, som regel starter fra nord). Linjer med lige højde omkring himlen kaldes almucantars. Horisontsystemet er grundlæggende i navigationen og i landmåling. Til kortlægning af stjernerne er koordinater, der er faste med hensyn til selve himmelkuglen (som f.eks. Ekliptiske eller ækvatoriske systemer) langt mere egnede.

Det ekliptiske system

Himmelsk længdegrad og breddegrad er defineret med hensyn til ekliptiske og ekliptiske poler. Himmelsk længdegrad måles østover fra den stigende skæringspunkt af ekliptikken med ækvator, en position kendt som ”det første punkt af Vædderen” og solens sted på tidspunktet for den ærlige ligevægt ca. 21. marts. Det første punkt af Væren er symboliseret med ramens horn (♈).

I modsætning til den himmelske ækvator, er ekliptikken fast mellem stjernene; dog øges den ekliptiske længde for en given stjerne med 1,396 ° pr. århundrede på grund af ækvatorens forudgående bevægelse - svarende til den forrangsbevægelse af et barns top - der forskyder det første punkt af Vædderen. Den første 30 ° langs ekliptikken er nominelt udpeget som tegnet Væren, skønt denne del af ekliptikken nu er flyttet frem i stjernebilledet Fiskene. Ekliptiske koordinater dominerede i vestlig astronomi indtil renæssancen. (I modsætning hertil brugte kinesiske astronomer altid et ækvatorielt system.) Med fremkomsten af nationale nautiske almanakker, fik det ækvatoriale system, som er bedre egnet til observation og navigation, stigning.

Ækvatorialsystemet

Baseret på den himmelske ækvator og polerne er ækvatoriale koordinater, højre opstigning og deklination direkte analoge med landlig længde og breddegrad. Højre opstigning, målt østligt fra det første punkt af Vædderen (se direkte ovenfor), er sædvanligvis opdelt i 24 timer i stedet for 360 °, hvilket understreger kuglens urlignende opførsel. Præcise ækvatorpositioner skal specificeres for et bestemt år, da den præference-bevægelse kontinuerligt ændrer de målte koordinater.