Astronomická mapa

Astronomická mapa, jakékoli kartografické znázornění hvězd, galaxií nebo povrchů planet a Měsíce. Moderní mapy tohoto druhu jsou založeny na souřadném systému analogickém zeměpisné šířce a délce. Ve většině případů jsou moderní mapy sestaveny z fotografických pozorování provedených buď s pozemským zařízením nebo s nástroji nesenými na palubě kosmické lodi.

Povaha a význam

Jasnější hvězdy a seskupení hvězd jsou snadno rozpoznatelné praktikovaným pozorovatelem. Mnohem početnější slabší nebeská těla lze lokalizovat a identifikovat pouze pomocí astronomických map, katalogů a v některých případech almanachů.

První astronomické mapy, glóby a kresby, často zdobené fantastickými postavami, zobrazovaly souhvězdí, rozpoznatelné seskupení jasných hvězd známých imaginativně vybranými jmény, která byla po mnoho staletí potěšením pro člověka i spolehlivou pomocí pro navigaci. Několik královských egyptských hrobek 2. tisíciletí Bce zahrnuje obrazy postav souhvězdí, ale tyto nelze považovat za přesné mapy. Klasičtí řeckí astronomové používali mapy a glóby; Bohužel, žádné příklady přežijí. Četné malé kovové nebeské glóby od islámských tvůrců 11. století dále. První tištěné planisféry (znázornění nebeské koule na rovném povrchu) byly vyrobeny v roce 1515 a přibližně ve stejnou dobu se objevily tištěné nebeské koule.

Teleskopická astronomie začala v roce 1609 a na konci 17. století byl při mapování hvězd aplikován dalekohled. V druhé polovině 19. století dala fotografie silný impuls k přesné tvorbě grafů, která vyvrcholila v padesátých letech publikací průzkumu oblohy National Geographic Society - Palomar Observatory Sky Survey, vyobrazení části oblohy viditelné z observatoře Palomar v Kalifornii..

Mnoho moderních map používaných amatérskými a profesionálními pozorovateli oblohy ukazuje hvězdy, tmavé mlhoviny zakrývajícího prachu a jasné mlhoviny (masy jemných, zářících látek). Specializované mapy ukazují zdroje rádiového záření, zdroje infračerveného záření a kvazi-hvězdné objekty s velmi velkými červenými posuny (spektrální čáry jsou posunuty směrem k delším vlnovým délkám) a velmi malé obrazy. Astronomové 20. století rozdělili celou oblohu na 88 oblastí nebo souhvězdí; tento mezinárodní systém kodifikuje pojmenování hvězd a hvězdných vzorců, které začaly v pravěku. Původně byly jmenovány pouze nejjasnější hvězdy a nejviditelnější vzory, pravděpodobně na základě skutečného vzhledu konfigurací. Od 16. století se navigátoři a astronomové postupně zaplňovali ve všech oblastech, které nechali staří staří.

Nebeská sféra

Každému pozorovateli, starému nebo modernímu, se noční obloha jeví jako polokoule spočívající na obzoru. Nejjednodušší popisy hvězdných vzorů a pohybů nebeských těl jsou tedy ty, které jsou uvedeny na povrchu koule.

Denní rotace Země na její ose vytváří zjevnou denní rotaci hvězdné koule směrem na západ. Zdá se tedy, že hvězdy rotují kolem severního nebo jižního nebeského pólu, promítání do vesmíru vlastních pólů Země. Rovnoměrný od obou pólů je nebeský rovník; tento velký kruh je promítání do prostoru rovníku Země.

Zde je znázorněna nebeská sféra při pohledu z nějaké střední severní šířky. Část oblohy sousedící s nebeským pólem je vždy viditelná (stínovaná oblast v diagramu) a stejná oblast kolem opačného pólu je vždy pod horizontem neviditelná; Zdá se, že zbytek nebeské sféry každý den stoupá a zapadá. Pro jakoukoli jinou zeměpisnou šířku bude konkrétní část oblohy viditelná nebo neviditelná odlišná a diagram musí být překreslen. Pozorovatel na severním pólu Země mohl pozorovat pouze hvězdy severní nebeské polokoule. Pozorovatel u rovníku by však byl schopen vidět celou nebeskou sféru, když ho každodenní pohyb Země přenášel.

Kromě jejich zjevného denního pohybu kolem Země mají Slunce, Měsíc a planety sluneční soustavy své vlastní pohyby vzhledem k hvězdné kouli. Protože jasnost Slunce zakrývá hvězdné pozadí před pohledem, trvalo mnoho století, než pozorovatelé objevili přesnou cestu Slunce skrze souhvězdí, které se nyní nazývají znamení zvěrokruhu. Velký kruh zvěrokruhu vysledovaný Sluncem na jeho ročním okruhu je ekliptický (tzv. Protože se může objevit zatmění, když ji Měsíc překročí).

Při pohledu z vesmíru se Země pomalu točí kolem Slunce v pevné rovině, v ekliptické rovině. Čára kolmá k této rovině definuje ekliptický pól a nezáleží na tom, zda je tato linie promítnuta do vesmíru ze Země nebo ze Slunce. Důležitý je pouze směr, protože nebe je tak daleko, že ekliptický pól musí dopadnout na jedinečný bod na nebeské kouli.

Hlavní planety ve sluneční soustavě se točí kolem Slunce téměř ve stejné rovině jako orbita Země, a proto se jejich pohyby promítnou do nebeské koule téměř, ale zřídka přesně, na ekliptiku. Oběžná dráha Měsíce je nakloněna asi o pět stupňů od této roviny, a proto se její poloha na obloze odchyluje od ekliptiky více než na ostatních planetách.

Protože oslepující sluneční světlo blokuje některé hvězdy z pohledu, konkrétní konstelace, které lze vidět, závisí na poloze Země na její oběžné dráze - tj. Na zjevném místě Slunce. Hvězdy viditelné o půlnoci se posouvají na západ asi o jeden stupeň každou další půlnoc, jak Slunce postupuje ve svém zdánlivém východním pohybu. Hvězdy viditelné o půlnoci v září budou zakryty oslnivým poledním sluncem o 180 dní později v březnu.

Proč se ekliptický a nebeský rovník setkávají v úhlu 23,44 °, je nevysvětlitelné tajemství pocházející z minulých dějin Země. Úhel se postupně mění v malých množstvích v důsledku gravitačních poruch způsobených Měsícem a planetou na Zemi. Ekliptická rovina je poměrně stabilní, ale rovníková rovina se neustále posouvá, protože zemská osa rotace mění svůj směr v prostoru. Postupné polohy nebeských pólů sledují velké kruhy na obloze s obdobím asi 26 000 let. Tento jev, známý jako precese rovnodenností, způsobuje, že se řada různých hvězd postupně stává hvězdami pólů. Polaris, současná pólová hvězda, přijde nejblíže k severnímu nebeskému pólu kolem roku 2100 ce. V době, kdy byly pyramidy postaveny, sloužil Thuban v souhvězdí Draco jako pólová hvězda a asi za 12 000 let bude hvězda Vega s první velikostí blízko severního nebeského pólu. Díky precesi jsou souřadnicové systémy na přesných hvězdných mapách použitelné pouze pro konkrétní epochu.

Nebeské souřadnicové systémy

Horizontální systém

Jednoduchý systém altazimutů, který závisí na konkrétním místě, určuje polohy podle nadmořské výšky (úhlová výška od horizontální roviny) a azimutu (úhel ve směru hodinových ručiček kolem horizontu, obvykle od severu). Čáry stejné výšky kolem oblohy se nazývají almucantary. Horizontální systém je zásadní jak v navigaci, tak v terestrickém průzkumu. Pro mapování hvězd jsou však mnohem vhodnější souřadnice stanovené s ohledem na samotnou nebeskou kouli (jako jsou ekliptické nebo rovníkové systémy).

Ekliptický systém

Nebeská zeměpisná délka a šířka jsou definovány s ohledem na ekliptické a ekliptické póly. Nebeská délka se měří na východ od vzestupné křižovatky ekliptiky s rovníkem, polohy známé jako „první bod Berana“ a místa Slunce v době jarní rovnodennosti kolem 21. března. První bod Berana je symbolizováno beranovými rohy (♈).

Na rozdíl od nebeského rovníku je ekliptika fixována mezi hvězdami; nicméně, ekliptická délka dané hvězdy se zvětší o 1,396 ° na století v důsledku precesního pohybu rovníku - podobného předcesnímu pohybu vrcholku dítěte - který posouvá první bod Berana. Prvních 30 ° podél ekliptiky je nominálně označeno jako znamení Aries, ačkoli tato část ekliptiky se nyní posunula vpřed do souhvězdí Ryby. Ekliptické souřadnice převládaly v západní astronomii až do renesance. (Naproti tomu čínští astronomové vždy používali rovníkový systém.) S příchodem národních námořních almanachů získal rovníkový systém, který lépe vyhovuje pozorování a navigaci, vzestup.

Rovníkový systém

Na základě nebeského rovníku a pólů jsou rovníkové souřadnice, pravý vzestup a klesání, přímo analogické pozemské délce a šířce. Pravý vzestup, měřený na východ od prvního bodu Berana (viz přímo výše), je obvykle rozdělen do 24 hodin namísto 360 °, čímž se zdůrazňuje hodinové chování koule. Přesné rovníkové polohy musí být specifikovány pro konkrétní rok, protože precesní pohyb nepřetržitě mění změřené souřadnice.