Astronomie

SPICE Alt Az Beispiel

SPICE Alt Az Beispiel

Ursprüngliche Frage unten, aber meine Frage bezieht sich jetzt darauf, wie ich Lat/Lon-Koordinaten für andere Orte als den im folgenden Beispiel angeben kann?

Ist es möglich, das SPICE-Toolkit der NASA zu verwenden, um Alt/Az-Koordinaten zu erzeugen? Ich habe keine Beispiele finden können.

Aktualisieren:2 Der folgende Code scheint nicht in die richtige Richtung zu gehen. Ich habe eine Antwort mit dem "richtigsten" Code gepostet, den ich mir einfallen lassen konnte.

Aktualisieren:

Ich glaube, ich habe es teilweise verstanden. Anscheinend nennen es die meisten Leute Elevation und Azimut, nicht AltAz, weshalb ich nichts finden konnte. Ich habe ein SpiceyPy-Beispiel gefunden, das Az, El für DSS-13 generiert. Aber ich weiß nicht, wie ich Lat,Lon für allgemeine Standorte angeben soll. Wenn ich die Kernel-Datei durchschaue, sehe ich am nächsten, was ein Lat / Loon für DSS-13 sein könnte, die "TOPO_ANGLES", die -243.2055404763616,-54.7528357325366 sind, was ein ziemlich seltsames Format ist, wenn es lat,lon sein soll. Ich konnte das wirkliche Lat/Lon für DSS-13 nicht finden, aber ich konnte es für DSS-14 finden, das in derselben Datei erscheint (FYI diese Koordinaten sind 116,89W, 35,426666666666N). Ich habe die Ergebnisse mit Horizons überprüft und sie stimmen genau überein.

Unten biete ich eine abgespeckte Version des Beispiels an, um nur die el/az-Koordinaten auszudrucken. Es erfordert eine Datei "erotat.tm", die ich auch unten bereitstelle. Ich konnte alle benötigten Kernel-Dateien ablegen, indem ich nach dem Namen suchte (anscheinend sind einige davon ziemlich alt). Ich konnte de414_2000_2020.bsp nicht finden, konnte aber de414.bsp von hier aus verwenden. Sie können SpiceyPy installieren (vorausgesetzt, Sie haben bereits Python und PIP), indem Sie "pip install spiceypy" eingeben.

import spiceypy METAKR = 'erotat.tm' Spiceypy.furnsh( METAKR ) et = Spiceypy.str2et('2007 JAN 1 00:00:00') [topov, ltime] = Spiceypy.spkpos( 'moon', et, 'DSS -14_TOPO','lt+s', 'DSS-14') [r, lon, lat] = spiceypy.reclat( topov ) az = -lon if az < 0.0: az += spiceypy.twopi() el = lat print( 'Mond Az (Grad): {0:15.6f}
"Mond El (Grad): {1:15.6f}
'.format( az * spiceypy.dpr(), el * spiceypy.dpr( ) ) ) würzig.unload( METAKR )

Inhalt von emrotat.tm

KPL/MK Meta-Kernel für die "Erdrotation"-Aufgabe in der Binary PCK Hands On Lesson. Die Namen und Inhalte der Kernel, die von diesem Meta-Kernel referenziert werden, lauten wie folgt: Dateiname Inhalt ------------------------------------------ --------------------------------- naif0008.tls Generisches LSK de414_2000_2020.bsp Sonnensystem Ephemeriden earthstns_itrf93_050714.bsp DSN-Station Ephemeriden earth_topo_050714.tf Erde topozentrisch FK pck00008.tpc NAIF Text PCK earth_000101_070725_070503.bpc Erde binär PCK egindata KERNELS_TO_LOAD = ( 'naif0008.tls"de414.bsp"earthstns_itrf93_050714.ock07pc" Anfangstext

Ich habe irgendwie eine Lösung gefunden, leider ist sie ein paar Hundertstel Grad von den von Horizons angegebenen entfernt. Und es erfordert, dass Sie einen benutzerdefinierten Kernel für den Referenzrahmen des Beobachters definieren, was nicht schlecht ist, solange Sie viele Beobachtungen von einem Ort aus durchführen. Der folgende Code ist in Python und erfordert Spiceypy ("pip install Spiceypy").

import pepperypy import math #Von Greg Miller ([email protected]) 2019 #Released as public domain spiceypy.furnsh('erotat.tm') #Lat,Lon Position des Beobachters z.B. Louisville, KY #muss die Definition von "MYTOPO" im benutzerdefinierten Kernel übereinstimmen mytopo.tf lat=math.radians(38.2464000) lon=math.radians(274.236400) #lat,lon in xyz konvertieren obspos = spiceypy.georec(lon, lat , 0.0, 6378.1366, 1.0/298.25642) #Beobachtungszeit in UT et = spiceypy.str2et('2007 JAN 1 00:00:00') #Erhalte die xyz-Koordinaten des Mondes relativ zum Beobachter im MYTOPO-Rahmen Mond, lt = Spiceypy.spkcpo('MOON', et, 'MYTOPO', 'OBSERVER', 'LT+S', obspos, 'EARTH', 'ITRF93') #reclat Funktion will nur ein Array der Länge 3 temp=moon[0:3 ] #konvertieren in Polarkoordinaten [r, lon, lat] = spiceypy.reclat( temp ) #konvertieren Polarkoordinaten in Az, El az = -lon if az < 0.0: az += spiceypy.twopi() el = lat print( 'Mond Az (Grad): {0:15.6f}
"Mond El (Grad): {1:15.6f}
'.format( az * spiceypy.dpr(), el * spiceypy.dpr() ) ) würzig.unload('erotat.tm')

Dies ist der Inhalt der Kernel-Spezifikationsdatei erotate.tm. Sie müssen auch alle Kernel-Dateien einzeln herunterladen, Sie können sie in der Regel finden, indem Sie nach ihrem Namen suchen. Beachten Sie, dass Sie die letzte "mytopo.tf" angeben müssen. Ein Beispiel finden Sie unten.

egindata KERNELS_TO_LOAD = ( 'naif0008.tls"de414.bsp"earthstns_itrf93_050714.bsp"earth_topo_050714.tf"pck00008.tpc"earth_000101_070725_070503.bpc', 'mytopo.tf'

Unten sehen Sie ein Beispiel für eine mytopo.tm-Datei. Das lon,lat geht in TKFRAME_1234567_ANGLES und ist das einzige Feld, das Sie bearbeiten müssen. Beachten Sie das ungerade Format für lat/lon im Vergleich zu der Angabe im obigen Python-Code. Das Loon ist nur das Negative, das Lat ist das Negativ von 90-Lat.

 Begindata FRAME_MYTOPO = 1234567 FRAME_1234567_NAME = 'MYTOPO' FRAME_1234567_CLASS = 4 FRAME_1234567_CLASS_ID = 1234567 FRAME_1234567_CENTER = 399 TKFRAME_1234567_SPEC = 'WINKEL' TKFRAME_1234567_RELATIVE = 'IAU_EARTH' TKFRAME_1234567_ANGLES = (-274,236400, -51,7536, 180) TKFRAME_1234567_AXES = (3, 2, 3) TKFRAME_1234567_UNITS = 'GRAD' egintext

Himmelskoordinaten

Auf der Erde kann man einen Ort beispielsweise mit einem Koordinatensystem beschreiben, das an der Erdoberfläche befestigt ist.

Das System orientiert sich an der Drehachse der Erde und hat besondere Punkte am Nord- und Südpol. Wir verwenden Zeilen von Breite und Längengrad um die Oberfläche abzugrenzen. Es ist offensichtlich, dass der Breitengrad vom Äquator entfernt gemessen wird. Aber wo ist der Ausgangspunkt für den Längengrad? Es gibt keine "offensichtliche" Wahl. Nach langem Hin und Her entschieden sich die europäischen Nationen schließlich, den Standort des Greenwich-Observatoriums in England als Ausgangspunkt für den Längengrad zu verwenden.

Es gibt mehrere Möglichkeiten, einen Standort anzugeben – zum Beispiel den des RIT-Observatoriums. Man kann Grade verwenden:

Oder Grad, Minuten und Sekunden:

Oder beim Längengrad kann man in Zeitzonen messen. Die Sonne wird am RIT-Observatorium etwa 5 Stunden und 11 Minuten später untergehen als in Greenwich, also könnte man sagen

Die Himmelskoordinaten

On kann ein ähnliches Koordinatensystem erstellen, das "am Himmel fixiert" ist:

Auch hier verwenden wir die Rotationsachse der Erde, um die Koordinaten auszurichten. Es gibt zwei besondere Orte, den nördlichen und den südlichen Himmelspol. Wenn sich die Erde (nach Osten) dreht, scheint sich die Himmelskugel (nach Westen) zu drehen. Sterne scheinen sich im Kreis zu bewegen: kleine in der Nähe der Himmelspole und große in der Nähe des Himmelsäquators:


Bildrechte David Malin.

  • Deklination, wie ein himmlischer Breitengrad
  • Rektaszension, wie ein himmlischer Längengrad

Auch hier gibt es mehrere Möglichkeiten, einen Standort auszudrücken. Der Stern Sirius zum Beispiel kann als at . beschrieben werden

  • die Rektaszension dauert 6 Stunden, 45 Minuten, 09 Sekunden
  • die Deklination beträgt -16 Grad, 42 Bogenminuten, 58 Bogensekunden
  • ein Kreis ist in 360 Grad unterteilt
    • ein Grad ist in 60 Bogenminuten unterteilt
      • Eine Bogenminute wird in 60 Bogensekunden unterteilt. Daher gibt es 3600 Bogensekunden in einem Grad
      • 24 Stunden Zeit machen einen kompletten Kreis
        • eine Stunde Zeit wird in 60 Minuten Zeit unterteilt
          • Eine Minute Zeit wird in 60 Sekunden Zeit unterteilt. Daher gibt es 3600 Sekunden Zeit in einer Stunde Zeit

          Am Himmelsäquator entspricht eine Stunde Zeit 15 Grad. Weit entfernt vom Himmelsäquator kann die Entfernung eines Objekts in einer Stunde jedoch viel geringer sein.

          Höhe und Azimut

          • Die Höhe ist der Winkelabstand eines Objekts über dem lokalen Horizont. Es reicht von 0 Grad am Horizont bis 90 Grad am Zenit, die Stelle direkt über dem Kopf.
          • Azimut ist der Winkelabstand eines Objekts vom lokalen Norden, gemessen entlang des Horizonts. Ein Objekt, das genau im Norden liegt, hat einen Azimut = 0 Grad.

          Diese beiden Winkel spezifizieren eindeutig die Richtung jedes Objekts am Himmel. Einige Teleskope haben alt-az Reittiere Die in diesen beiden senkrechten Achsen schwenkbaren Kamerastative und Panzertürme sind weitere Beispiele für Alt-Az-Geräte.

          Die Höhe eines Objekts ist aus praktischer Sicht besonders wichtig: Jedes Objekt, das eine Höhe von weniger als Null hat, befindet sich unterhalb des Horizonts und ist daher unzugänglich. Darüber hinaus hängt die Höhe eines Objekts von seiner Luftmasse, ein Maß dafür, wie viel Luft das Licht von diesem Objekt durchqueren muss, um den Beobachter zu erreichen. Je größer die Luftmasse, desto mehr Licht wird von der Atmosphäre gestreut oder absorbiert und desto lichtschwächer erscheint ein Objekt. Auf Luftmasse werden wir etwas später ausführlicher eingehen.

          Beachten Sie jedoch, dass sich zwei Beobachter an verschiedenen Orten auf der Erde nicht auf die (alt, az) Position eines Objekts einigen werden. Wenn sich die Erde dreht, scheint sich ein Objekt am Himmel von Ost nach West zu bewegen, sodass sich seine (alt, az) Position von Moment zu Moment ändert.

          • der Standort des Beobachters auf der Erde
          • der Zeitpunkt der Beobachtung
          • Lehrbuch zur sphärischen Astronomie von W. M. Smart
          • Computergestützte sphärische Astronomie von L. G. Taff
          • Sphärische Astronomie von R. M. Green
          • Praktische Astronomie mit Ihrem Taschenrechner von P.J. Duffet-Smith
          • Astronomische Formeln für Taschenrechner von J. Meeus

          In diesen modernen Zeiten ist es normalerweise am einfachsten, eines der vielen feinen Planetariumsprogramme auf einem Computer zu verwenden, um diese Arbeit zu erledigen.

          Eine sehr kleine sphärische Trigonometrie

          Sie haben in der High School Trigonometrie gelernt: Sinus, Cosinus, den Satz des Pythagoras und all den Jazz. Es sei denn, Sie gingen zu a Ja wirklich gute Highschool, du hast deine Berechnungen wahrscheinlich auf planare Geometrie beschränkt. Leider ist der Himmel kein Flugzeug. Wir messen Positionen und Koordinaten auf der Innenfläche einer imaginären Kugel. Das bedeutet, dass die alten Regeln nicht mehr immer funktionieren. Das Thema von sphärische Trigonometrie ist nicht einfach, aber in diesem Kurs werden wir nur einen Blick darauf werfen.

          Gegeben zwei Vektoren, ein und b, wie groß ist der Abstand zwischen ihnen? Auf einer Ebene können wir jeden Vektor in seine Komponenten zerlegen und den Satz des Pythagoras verwenden:

          Entlang der Oberfläche der Himmelskugel, wenn wir die Winkelabstand zwischen zwei Punkten p1 und p2, müssen wir das Kosinusgesetz anwenden. Im Normalfall werden die beiden Punkte in Rektaszension (&alpha) und Deklination (&delta) ausgedrückt:

          In diesem Fall wird das Kosinusgesetz

          was uns den Kosinus des gewünschten Winkelabstandes &gamma gibt.

          Wenn uns sehr kleine Winkelabstände am Himmel interessieren – zum Beispiel der Abstand zwischen den beiden Komponenten eines Doppelsterns oder der Abstand zwischen zwei Jupitermonden –, dann gibt es zwei gängige Näherungen. Erstens, wenn wir mit den RA- und Dec-Koordinaten der beiden Punkte beginnen, können wir eine pseudo-pythagoreische Formel erstellen. Alles was wir tun müssen, ist die Differenz in Rektaszension mit dem Kosinus der Deklination zu korrigieren.

          Zweitens, wenn wir mit einem Bild einer sehr kleinen Region des Himmels beginnen, zusammen mit einer Angabe des Maßstabs in Bogensekunden, wie folgt:

          • Wählen Sie zwei beliebige orthogonale Richtungen auf dem Bild aus
          • Messen Sie den Abstand (in Bogensekunden) in jede Richtung
          • benutze die gute alte pythagoreische Formel

          Übungen

          1. Polaris, der Nordstern, ist nahe der Deklination = +90 Grad. Wenn Sie auf dem Nordpol der Erde stehen würden, wo würden Sie ihn am Himmel sehen?
          2. Wenn Sie am Äquator stehen würden, wo würden Sie Polaris am Himmel sehen?
          3. Der Breitengrad von Rochester ist +43 Grad Nord. Wie weit über dem Horizont ist Polaris in Rochester zu sehen?
          4. Was ist die Deklination der südlichsten Sterne, die wir in Rochester sehen können?
          5. Konvertieren Sie die Position des hellen Sterns Regulus in Dezimalgrad:
          6. Konvertieren Sie die Koordinaten von Arcturus in die sexigesimale Notation (HH:MM:SS.s, DD:MM:SS.s)
          7. Wie viel Grad hat es um den Himmelsäquator herum?
          8. Wie viele Bogensekunden gibt es um den Himmelsäquator herum?
          9. Wie groß ist der Winkelabstand zwischen diesen beiden Orten in Grad?
          10. Wie groß ist der Winkelabstand zwischen diesen beiden Orten in Grad?
          11. (eine schwierige Frage) Wie groß ist der Winkelabstand zwischen den hellen Sternen Arcturus und Regulus? Ihre Koordinaten sind in den obigen Fragen angegeben.

          Copyright & Kopie Michael Richmond. Dieses Werk ist unter einer Creative Commons-Lizenz lizenziert.


          SPICE Alt Az Beispiel - Astronomie


          Die Reise in die Alt-Az-Astrofotografie geht weiter – Wenn Sie Fragen oder Kommentare haben, schreiben Sie sie unten auf der Seite oder senden Sie mir eine E-Mail.

          Im früheren Beitrag „Astrofotografie mit Alt-Az-Teleskopmontierungen“ wurden die Möglichkeiten zur Aufnahme von Astrofotos mit Alt-Az-Montierungen vorgestellt. Es gibt zwei grundlegende Ansätze.

          1. Nehmen Sie mehrere kurze Belichtungen auf, um die Auswirkungen der Feldrotation zu eliminieren (weiterlesen)

          2. Verwenden Sie ein Rotatorgerät, um die Kamera zu drehen und eine präzise äquatoriale Verfolgung zu erzielen

          Wenn Sie sich fragen, warum wir mit einer Alt-Az-Montierung fotografieren wollen, lesen Sie diesen Beitrag „Die moderne Alt-Az-Teleskopmontierung – Einfach, schnell und präzise“

          Das erste Prinzip wurde bereits in einem früheren Beitrag beschrieben. Wir werden uns nun mehr mit dem zweiten Prinzip befassen.
          Das Drehen der Kamera kann entweder mit einer zwischen dem Teleskop-OTA und der Kamera platzierten Rotatoreinheit oder durch Drehen des gesamten OTA mit installierter Kamera erfolgen.

          Kamera-Rotator – dreht nur die Kamera relativ zum Teleskop OTA Hier gezeigtes Beispiel: Moonlite Nitecrawler Kamera-Rotator/Fokussierer

          Teleskop-Rotator – dreht die gesamte OTA-Baugruppe relativ zum Montierungskopf. Hier gezeigtes Beispiel: Track The Stars Telescope rOTAtor

          In diesem Beitrag konzentrieren wir uns auf die Lösung, bei der der gesamte OTA rotiert wird. Die andere Lösung wird in einem zukünftigen Beitrag beschrieben.

          Der Teleskoprotator

          Ein Teleskoprotator ist eine Rotationseinheit, die zwischen der grundlegenden Alt-Az-Montierung und dem Teleskop-OTA installiert wird. Das einzige heute auf dem Markt erhältliche Gerät ist der „telescope rOTAtor“ von Track The Stars. Es ist eine Einheit, die ich vor etwa 10 Jahren entwickelt und vor etwa 4 Jahren mit der Produktion begonnen habe. Mir sind keine früheren Anpassungen eines solchen Gerätes bekannt.

          Prinzip des Teleskoprotators

          Um die Feldrotation zu kompensieren (lesen Sie hier mehr über die Feldrotation), dreht der Teleskoprotator das gesamte OTA und alle Huckepack-Führungsteleskope oder Fotoobjektive. Die Rotationsgeschwindigkeit und -richtung wird von der Alt-Az-Montierungssoftware gesteuert. Dies ermöglicht die Kompensation aller Aufstellwinkel, was zu einer sehr einfachen Einrichtung der Montierung führt, die keinerlei Nivellierung und natürlich keine Polausrichtung erfordert.
          Die Teleskop-Rotator-Einheit von Track The Stars basiert auf einer Schwalbenschwanzplatte, die in den Sattel der Montierung eingebaut wird. Oben auf der Schwalbenschwanzplatte befindet sich ein drehbarer Schwalbenschwanzsattel, der von einem Schneckengetriebe angetrieben wird.

          Drehung des Teleskoprotators. Bei der Bildgebung verfolgt der Rotator langsam und eliminiert die Feldrotation vollständig.

          Vor- und Nachteile des Teleskoprotators

          Im Vergleich zum traditionelleren Kamera-Rotator (der bei allen größeren professionellen Teleskopen verwendet wird) hat der Teleskop-Rotator eine Reihe von Vorteilen:

          • Führung durch ein Huckepack-Leitfernrohr möglich (erleichtert das Auffinden eines geeigneten Leitsterns als bei Off-Axis-Guiding)
          • Es ist möglich, durch Huckepack-Teleobjektive zu fotografieren
          • Optik und Kamera bleiben in den gleichen Winkeln.

          Im Vergleich zum traditionelleren Kamera-Rotator hat der Teleskop-Rotator einige Nachteile:

          • Für eine lange Integrationszeit muss der Rotator alle 1-3 Stunden zurückgespult werden (Intervall hängt davon ab, wohin das Teleskop am Himmel zeigt)
          • Beim Zurückspulen des Rotators wird das Sichtfeld gedreht. Für kleinere Ziele ist dies in Ordnung. Bei größeren Zielen muss die Kamera zum Ausgleich gedreht werden (eine schnelle ungefähre Drehung ist ausreichend, da die Stacking-Software alle Unterschiede verarbeitet).

          Wie genau muss die Derotation sein? – um Faktor 50 weniger kritisch als die Hauptantriebe der Montierung.

          Sie könnten denken, dass das Hinzufügen des Rotators neue kritische Anforderungen an den betreffenden Antrieb stellt. Aber tatsächlich sind die Anforderungen an die Präzision des Derotators viel geringer als erwartet!

          Wenn Sie Ihre Teleskopmontierung – Polar ausgerichtetes GEM oder Alt-Az – führen, ist eine gewisse erforderliche Genauigkeit erforderlich. Diese Genauigkeit hängt von der Brennweite, der Pixelgröße der Kamera und dem Seeing ab. In diesem Beispiel konzentrieren wir uns nur auf die Brennweite.
          Wenn Sie mit einer Brennweite von 1000 mm und den Montierungsspuren mit einer Genauigkeit von 1 Bogensekunde abbilden, ist der auf dem Sensor in der Brennebene sichtbare Fehler:

          Bei einer Tracking-Genauigkeit des Montierungskopfes von 1 Bogensekunde beträgt der Fehler des Sensors also 4,8 my oder bei vielen Kameras nahe einem Pixel.

          Beim Drehen der Kamera hat die Brennweite keinen Einfluss. Es kommt nur auf die Größe des Sensors an:

          Diese Berechnung zeigt, dass der Rotator selbst bei einem Vollformatsensor 46 Bogensekunden drehen muss, um einen Stern um 4,8 my in der äußersten Ecke des Sensors zu bewegen. Die erforderliche Genauigkeit des Kamera-/Teleskoprotators ist also um den Faktor 50 geringer als die der Hauptmontageantriebe. Machen Sie sich also keine Sorgen.

          Führen bei Verwendung eines Teleskoprotators – so einfach wie das Führen anderer Montierungen

          Das Nachführen ist genauso einfach wie bei einer polar ausgerichteten Montierung, wenn Folgendes beachtet wird:

          • Die Führungskamera Muss mit dem Bildgebungs-OTA drehen. Dies bedeutet, dass Sie durch ein huckepack montiertes separates Leitrohr führen können. Oder Sie führen mit einem Off-Axis-Guider.
          • Sie können nicht durch ein Führungsteleskop führen, das an anderer Stelle auf der Alt-Az-Montierung montiert ist (nicht auf dem Rotator rotiert)
          • Wenn Sie eine Alt-Az-Montierung (mit oder ohne Rotator) führen, muss die Führungssoftware so eingestellt werden, dass beide Achsen als normale Nachführachsen behandelt werden. In einigen Guide-Softwares wird die Deklinationsachse einer polar ausgerichteten Montierung anders gehandhabt und das funktioniert nicht im Alt-Az-Modus. Lesen Sie hier mehr über das Führen.

          Wenn der Rotator die Führungskamera dreht, ändern sich die Winkel zwischen der Kamera und der Montierungsachse. Man könnte meinen, dass dies das Guiding beeinflussen würde. Bei einem Teleskoprotator wie dem von Track The Stars beträgt der Gesamtdrehwinkel 28 Grad. Alle Tests zeigen, dass diese Winkeländerung keinen praktischen Einfluss auf die Führungsleistung hat. Wenn es um Kamera-Rotatoren geht, die die ganze Nacht durchdrehen können, ist dies eine andere Sache – mehr dazu in einem zukünftigen Beitrag.

          Wie lange kann man mit einem Teleskoprotator belichten? So lange Sie möchten!

          Typischerweise kann der Teleskoprotator 1-3 Stunden lang derotieren. Dies bedeutet, dass Sie Subs mit der gleichen Länge erstellen können. Niemand macht Subs von 1 Stunde, aber 20 bis 30 Minuten werden manchmal mit Schmalband verwendet und das ist mit einem Teleskoprotator kein Problem. Dies erfordert natürlich, wie bei anderen Montierungen, eine angemessene Führung. Wenn der Rotator den Endanschlag erreicht, wird er zurückgespult und der nächste Satz Subs kann beliebig lange aufgenommen werden. Der maximalen kombinierten Integrationszeit sind keine Grenzen gesetzt.

          Kokon Nebel. Tele Vue NP127is, FL 660mm f/5.2 Kamera: ZWO ASI1600mm Montierung: TTS-160 Panther mit rOTAtor Belichtung: Lum=105x60sec+7x120sec. R=36x120 Sek. G=43x120sek. B=36x120 Sek. Ha=3x600sek. Aufgenommen von: Niels V. Christensen

          Schritt für Schritt – Verwendung einer Alt-Az-Montierung mit Teleskoprotator

          Einer der großen Vorteile von Alt-Az Montierungen ist das kompakte Design und die einfache Einrichtung. Daher eignen sie sich hervorragend für den transportablen Einsatz – an einen wirklich dunklen Ort oder einfach nur im Garten aufzustellen.

          Hier folgt eine Schritt-für-Schritt-Anleitung zum Einrichten und Starten der Bildgebung.

          1. Richten Sie den Pier/das Stativ, den Montierungskopf und den Rotator ein (keine Nivellierung oder Polausrichtung erforderlich)
          2. Installieren Sie OTAs und Gegengewichte
          3. Installieren Sie Bild- und Führungskameras
          4. Stellen Sie nach Bedarf Verbindungen zum PC her
          5. Ausbalancieren der Montierung (Link)
          6. Schalten Sie die Halterung ein und machen Sie eine Zwei-Sterne-Ausrichtung
          1. Fokussieren Sie die Kamera auf einen Stern in der Nähe des endgültigen Objekts
          2. Machen Sie einen Sprung zum letzten Objekt
          3. Rückspulrotator (Rotator dreht sich in die Startposition, beginnt aber nicht mit der Verfolgung)
          4. Nehmen Sie kurze Subs (binned) auf, um das Objekt einzurahmen. Teleskop wie gewünscht verschieben.
          5. Guide-Software starten und Guide-Stern auswählen
          6. Führung kalibrieren
          7. Rotator-Tracking starten
          8. Autoguider starten
          9. Beginnen Sie mit der Aufnahme von Abos

          Aufwickelrotator (wenn der Rotator den Endanschlag erreicht hat):

          1. Autoguider stoppen
          2. Rückspulrotator
          3. Bildkamera drehen, wenn volles Sichtfeld verwendet wird.
          4. Autoguider starten (Kalibrierung nicht erforderlich)
          5. Fahren Sie mit der Bildgebung fort.

          Zusammenfassen

          Die Verwendung eines Teleskoprotators ist eine sehr einfache und schnelle Möglichkeit, Astrofotografie zu machen. Dank der einfachen Einrichtung der Alt-Az-Montierung ist es möglich, genau nachgeführte Bilder wie mit jeder polar ausgerichteten Montierung aufzunehmen. Sie können beliebig lange Aufnahmen machen, wobei Sie beachten müssen, dass Sie den Rotator alle 1-3 Stunden zurückspulen müssen. Der Abbildungsleistung mit einem Teleskop-Rotator sind also keine Grenzen gesetzt.
          Wenn Sie ein automatisierteres Setup wünschen, kann der Teleskoprotator teilweise automatisiert werden, aber der Kamerarotator ist die bessere Lösung.


          SPICE Alt Az Beispiel - Astronomie

          "Heute regieren die Breiten- und Längengrade mit mehr Autorität, als ich mir vor vierzig Jahren hätte vorstellen können, denn sie bleiben unverändert, während die Welt unter ihnen ihre Konfiguration ändert - mit Kontinenten, die über ein sich erweiterndes Meer treiben, und nationale Grenzen, die durch Kriege immer wieder neu gezogen werden oder Frieden"

          Diese Seite beschäftigt sich mit astronomischen Berechnungen. Sie erfahren, wie Sie den Azimut (AZ) und die Höhe (ALT) eines Objekts am Himmel berechnen, wenn Sie Datum, Uhrzeit (UT) und den Standort Ihres Beobachtungsortes zusammen mit Rektaszension (RA) und Deklination kennen (DEC) des Objekts. Sie müssen heutzutage keine Positionen berechnen - es gibt viele Computerprogramme, die Ihnen die Arbeit abnehmen - aber eine mindestens einmalige Berechnung einer Position kann einen besseren Einblick in die Funktionsweise der Koordinatensysteme geben. Ich neige dazu, über die harte Arbeit nachzudenken, die vor der Erfindung von Taschenrechnern und Computern erforderlich war!

          Als konkretes Beispiel berechne ich ALT und AZ des Messier-Objekts M13 für den 10. August 1998 um 23:10 Uhr UT für Birmingham UK. Die RA und DEC von M13 sind gemäß dem Cambridge Star Atlas angegeben, und mein Atlas der alten Schule gibt den Breiten- und Längengrad von Birmingham UK an

          Wir benötigen diese Zahlen in Dezimalform zusammen mit der Uhrzeit

          Es empfiehlt sich, alle Nachkommastellen in den Zahlen bis zum Abschluss der Berechnung beizubehalten und später zu runden. Beachten Sie, wie Längengrade westlich gezählt werden als Negativ, und Ost als positiv gezählt. Wir brauchen die RA auch in Grad, nicht in Stunden. Multiplizieren Sie einfach die Stundenzahl mit 15

          Um ALT und AZ des Kometen für eine bestimmte Zeit und einen bestimmten Ort zu berechnen, müssen wir die Local Siderial Time (LST) berechnen und dann den Stundenwinkel (HA) des Objekts berechnen. Dann können wir einige Standardformeln aus der sphärischen Trigonometrie verwenden, um HA und DEC in ALT und AZ umzuwandeln.

          Für weitere Informationen und Berechnungen, einschließlich der Präzession, würde ich das Buch von Peter Duffett-Smith (siehe Abschnitt Bücher unten) dringend empfehlen.

          Für diese Berechnungen ist lediglich ein billiger wissenschaftlicher Taschenrechner erforderlich - obwohl ein programmierbarer Taschenrechner die Arbeit reduzieren kann, wenn Sie eine ganze Reihe von Positionen berechnen möchten. Mit einer Tabellenkalkulation können Sie eine Liste der Positionen des Objekts für jede Stunde des Tages erstellen.

          • Ich verwende '*', um Multiplizieren darzustellen, und '/', um Division anzuzeigen. Das bedeutet, dass die Formeln direkt in eine Tabellenkalkulation kopiert und die Namen in Zellbezüge geändert werden können.
          • Multiplikation (oder Division) wird vor der Addition (oder Subtraktion) durchgeführt, so dass 3 + 4 * 5 3 + 20 = 23 ist, nicht 35! Wissenschaftliche Taschenrechner wurden mit den Vorrangregeln programmiert.
          • Klammern werden verwendet, um sicherzustellen, dass bestimmte Ergebnisse zuerst berechnet werden, so dass (3+4) * 5 35 ergibt. Wissenschaftliche Taschenrechner haben Klammern-Schaltflächen.
          • Die meisten wissenschaftlichen Taschenrechner verstehen diese Vorrangregeln. Wenn Sie also (999 - 994) / (100 - 98) in Ihren Taschenrechner eingeben und die Taste '=' oder 'EXE' drücken, sollten Sie 2,5 als Antwort erhalten.
          • 50 / (2 * 5) ist 5, nicht 125!
          • die trigonometrischen Funktionen arbeiten normalerweise in Grad auf Taschenrechnern, aber im Bogenmaß in Tabellenkalkulationen und in Programmiersprachen wie BASIC.
          • Um von Grad in Bogenmaß umzuwandeln, verwenden Sie degs*3.14159265358979/180 , wobei degs der Winkel in Grad ist.
          • Um von Bogenmaß in Grad umzuwandeln, verwenden Sie rads*180/3.14159265358979 , wobei rads der Winkel im Bogenmaß ist.

          Viele Dinge (einschließlich der Sternzeit) werden von einer fundamentalen Epoche oder einem Datum aus gemessen. Für die meisten modernen astronomischen Zwecke ist das Referenzdatum J2000, was 1200 Uhr UT am 1. Januar 2000 n. Chr. entspricht, und Sie können die folgende Tabelle verwenden, um herauszufinden, wie viele Tage seit J2000 für jedes Datum für die nächsten 20 Jahre vergangen sind oder so.

          Angenommen, Sie haben einen sonnigen Morgen. Stecken Sie einen Stock in den Boden und beobachten Sie den Schatten. Der Schatten wird immer kürzer – und dann immer länger. Die dem kürzesten Schatten entsprechende Zeit ist Ihr lokaler Mittag. Wir betrachten einen Sonnentag als (ungefähr) die mittlere Zeit zwischen zwei lokalen Mittagen, und wir nennen dies 24 Stunden Zeit.

          Die Sterne halten einen Tag, der etwa 4 Minuten kürzer ist als der Sonnentag. Dies liegt daran, dass sich die Erde an einem Tag auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne bewegt, sodass die Sonne etwas weiter reisen muss, um den Mittag des nächsten Tages zu erreichen. Die Sterne müssen nicht weit reisen, um aufzuholen – der Sterntag ist also kürzer.

          Wir müssen in der Lage sein, die Zeit anhand der Sterne zu bestimmen, und die Sternzeit kann aus einer Formel berechnet werden, die die Anzahl der Tage ab der Epoche J2000 beinhaltet. Eine ungefähre Version der Formel ist und diese Formel gibt Ihre lokale Sternzeit in an Grad. Sie können durch 15 teilen, um Ihre lokale Sternzeit in Stunden zu erhalten, aber oft belassen wir die Zahl in Grad. Die Näherung liegt innerhalb von 0,3 Sekunden für Daten innerhalb von 100 Jahren nach J2000.

          Ausgearbeitetes Beispiel für LST

          Wir können die Erdrotation einbauen, indem wir den RA durch den Stundenwinkel ersetzen. Der HA eines Objekts nimmt mit der Sternzeit zu, aber die Deklination bleibt gleich, da der DEC den Winkel vom Erdäquator misst. Wir berechnen die HA in Grad, damit wir später Sinus und Kosinus nehmen können. Wie Sie sehen können, ist die HA des ersten Punktes des Widders (wobei RA 0 ist) nur die in Grad ausgedrückte LST.

          Ausgeführtes Beispiel für HA

          Jetzt haben wir die RA, DEC und HA für das Objekt und den Breitengrad (LAT) des Beobachtungsortes, die folgenden Formeln geben uns die ALT und AZ des Objekts an der aktuellen LST.

          Gearbeitetes Beispiel von HA und DEC zu ALT und AZ

          Du bist fertig! Am 10. August 1998 um 2310 UT wird M13 von Birmingham UK in einer Höhe von 49,2 Grad und einem Azimut von 269,1 Grad (etwa 6 Grad südlich von West) gefunden werden.

          Wenn Sie Einstellkreise verwenden möchten, die normalerweise in Grad und Minuten kalibriert sind, dann rechnen Sie einfach wie folgt um

          Klammern verwenden - Formeln in einer Zeile

          Die Formel steht bereits in einer Zeile - und könnte in ein Programm eingefügt werden. Die zweite Formel kann so umgeschrieben werden, dass die beiden Klammerpaare sicherstellen, dass die Berechnung in der richtigen Reihenfolge erfolgt. Versuchen Sie, Folgendes direkt in Ihren Taschenrechner einzugeben (denken Sie daran, am Ende die Taste '=' zu drücken!)

          Ein Exemplar von Practical Astronomy with your Calculator von Peter Duffett-Smith liefert Details zu den Koordinatensystemen und Umrechnungsberechnungen. Basierend auf diesem Buch habe ich Programme für meinen programmierbaren Taschenrechner TI-80 entwickelt. Sie wollen nicht immer einen PC hochfahren, um einen groben Azimut für einen Kometen zu berechnen - oder um zu sehen, wie weit die Sonne zu einem bestimmten Zeitpunkt unter dem Horizont steht. Hier ist die vollständige Referenz

          Praktische Astronomie mit Ihrem Taschenrechner
          von Peter Duffett-Smith
          Cambridge University Press
          ISBN 0 521 28411 2 (2. Auflage - 3. jetzt verfügbar)
          Kosten etwa 10 britische Pfund.

          Eine kurze Rezension von Sam Wormley über Praktische Astronomie mit Ihrem Taschenrechner ist verfügbar.

          Das Zitat am Kopf dieser Seite stammt von

          Längengrad
          von Dava Sobel
          Vierter Stand, London
          ISBN 1-85702-502-4
          Kosten etwa 10 britische Pfund.

          Dieses Buch beschäftigt sich mit der Geschichte der Längengradbestimmung auf See und erzählt die Geschichte des Uhrmachers John Harrison. Der Autor erweckt die Dramatik des Themas zum Leben - ideales Geschenk für Menschen, die Wissenschaft und Technik nicht für humanistisch interessieren.

          Eine kurze Rezension von Sam Wormley von Longitude ist verfügbar.

          Da Hale Bopp sowohl ein Abend- als auch ein Morgenobjekt ist, versuchen Sie, ALT und AZ für den Kometen am 14. März 1997 für Birmingham UK um 19:00 UT zu berechnen. Die Daten sind unten angegeben und ich habe Aber ich habe mit meinem TI-80-Programm betrogen! Meine Motivation bei diesen Berechnungen war, die Koordinaten klar zu bekommen und die Formeln zu verstehen, bevor ich ein einfaches Programm schreibe.


          1 Antwort 1

          Haben Sie RA in Stundenwinkel konvertiert, bevor Sie es in Azimut konvertiert haben?

          HA = LST - RA (siehe hier für eine Beschreibung, wie es geht)

          Wenn Sie dafür ein Programm benötigen, sollten Sie in der IDL Astronomy User's Library nachschlagen, insbesondere nach der Unterroutine HADEC2ALTAZ (Stundenwinkel und Deklination in Horizontkoordinaten konvertieren (alt-az)). Habe den Code unten eingefügt. Ich habe dies nicht persönlich verwendet und kann daher die Zuverlässigkeit nicht überprüfen und verwende IDL nicht mehr. Die Quelle ist jedoch sehr vertrauenswürdig :)


          SPICE Alt Az Beispiel - Astronomie

          Leitfaden für Alt-Azimut- und deutsche Äquatorialteleskop-Montierungen

          Bis zum Astronomie und Fotografie online Mitarbeiter



          Vixen GPD2 Montierung mit HAL130 Stativ und Motorset. Foto mit freundlicher Genehmigung von Vixen Optical.

          Es scheint online nur sehr wenige vergleichende Informationen über Teleskopmontierungen zu geben, obwohl es viele Informationsquellen gibt, also haben wir uns entschlossen, unsere eigene Liste zusammenzustellen. Wir konnten nicht jede vorhandene Montierung aufspüren und aufnehmen, aber wir konnten eine vernünftige Auswahl an Astro-Physics, Astro-Tech, Celestron, DiscMounts, iOptron, Losmandy, Meade, Mathis Instruments, OptiCraft, Orion, Paramount, Synta/PacificTelescope/Sky-Watcher, Stellarvue, Takahachi, Tele Vue und Vixen.

          Diese Liste enthält Alt-Azimut- und deutsche äquatoriale Montierungen, die von Amateurastronomen am beliebtesten sind. Nicht enthalten sind Gabelmontierungen, die normalerweise für bestimmte katadioptrische Teleskope ausgelegt sind, oder Dobson-Montierungen, die normalerweise entweder mit Teleskopen geliefert werden oder selbst hergestellt werden.

          Wir denken, dass eine Person, die ein Teleskop besitzt und eine Montierung benötigt oder auf eine stabilere Montierung aufrüsten möchte, diese Liste praktisch finden wird. Es sollte auch für die Person nützlich sein, die eine dieser Montierungen besitzt und ein Teleskop in geeigneter Größe erwerben möchte.

          Wir fanden es interessant, dass die Mounts sich in Gruppen basierend auf der Tragfähigkeit gruppieren, also haben wir sie so aufgelistet. Wir haben versucht, ein Gleichgewicht zwischen zu vielen Gruppen und Gruppen zu finden, die Reittiere mit zu unterschiedlichen Fähigkeiten kombinieren. Daher haben wir die Halterungen mit einer Kapazität von 20 und 25 Pfund in einer Gruppe zusammengefasst, aber eine separate Kategorie für die Halterungen mit einer Kapazität von 30 bis 35 Pfund erstellt.

          In den meisten Fällen haben wir die Herstellerempfehlung für die Montierungskapazität verwendet (das maximale Gewicht des Teleskops und des Zubehörs, das es tragen soll), daher kann es zu Abweichungen in der tatsächlichen Kapazität kommen. Manche Leute sind einfach optimistischer als andere und die Form und Länge eines Teleskops sowie sein Gewicht verändern die Belastung des Montagesystems. In cases where mount capacity is not specified by the manufacturer, we checked the weight of the biggest telescopes offered on the mount in question and approximated mount capacity that way.

          As a practical matter, it is wise not to load any telescope mount to its rated maximum. For example, a mount rated for a maximum load of 20 pounds will probably be "rock solid" when used with a telescope weighing 10-12 pounds, and that is as it should be. If your telescope with its mounting rings and rail, finder, star diagonal, eyepiece and all accessories scales 17 pounds, we'd suggest a mount in the 30-35 pound class.

          Some mount heads come with supporting tripods or piers and some do not. Companies that sell separate mount heads usually offer something appropriate to attach them to as an extra cost option. If you have questions about suitable tripods and piers, consult the manufacturer.

          In the lists that follow, by "manual," we mean the mount is controlled and the telescope aimed by the operator, whether by means of turning slow motion controls by hand or pushing buttons on a hand controller to operate RA/Dec motors. By "go-to," we mean a mount controlled by some sort of computerized system that can aim the telescope at astronomical objects without direct human intervention.


          EAA - Filter Use?

          Bortle 5). For the ZWO, Should I consider a UV/IR cut filter? or a LP filter?. I have read mixed opinions about this.

          Also, for the ZWO cameras do the filters affect the length of the image train?

          #2 eyeoftexas

          I use Optolong L-eNhance and L-Pro filters to good effect under my Bortle

          7 skies. For example, I was able to "see" the Horsehead Nebula under these conditions.

          #3 GazingOli

          It depends on the scope you use for EAA. With the SCT you will not necessarily need an UV/IR blocker. With the Newton it might be helpful.

          However an OIII should do good for planetary nebulae like M27.

          I am also a beginner and did not try any other object with filters so far. However I got an UHC which I will try sooner or later.

          #4 Umasscrew39

          Hello,

          I have been doing EAA for a few months now with an unmodded DSLR and now have a 294MC color on the way. I have yet to use any filters (

          Bortle 5). For the ZWO, Should I consider a UV/IR cut filter? or a LP filter?. I have read mixed opinions about this.

          Also, for the ZWO cameras do the filters affect the length of the image train?

          Thanks,

          Carl B.

          I used the ASI 294MC on my SCT and refractor and found the Optolong L-eNhance filter is excellent for nebulae and the L-Pro for galaxies in my Bortle 6 LP skies. I've tried many filters over the years but these seem to work best for me with OSC CMOS cameras. I have used UV/IR cut filters but not much.

          For your second question, filters may or may not affect the length of the image train. It all depends on how you set it up. If just using a filter attached to the camera, then yes, as it adds to the total backfocus. If you are using it in a filter wheel, then no, because you are only using the length of the filter wheel in your backfocus calculation. Regardless, just make sure you get the correct total backfocus that you need for your setup. For example, for my C11" EdgeHD total backfocus is 146mm and my 80mm APO triplet it is 55mm.

          #5 Rickster

          It depends on the scope you use for EAA. With the SCT you will not necessarily need an UV/IR blocker. With the Newton it might be helpful.

          However an OIII should do good for planetary nebulae like M27.

          I am also a beginner and did not try any other object with filters so far. However I got an UHC which I will try sooner or later.

          I think you have this backwords (depending on what your logic is). Refractors generally benefit from IR/UV blockers because very few, if any glass based systems (refractors) can sharply focus the full light spectrum from IR to UV. In refractors, adding a IR/UV blocker sharpens focus and reduces star bloat. Newts use mirrors which can focus the entire spectrum equally. Therefore, Newts don't benefit from IR/UV blockers UNLESS they have a coma corrector or a focal reducer, since these contain glass elements. The SCT is in between these two. It has weak glass corrector plate, which creates minimal chromatic aberration, BUT, it will typically use a glass reducer/corrector, and sometimes an additional focal reducer. So, as a rule of thumb, the more glass you have in your system, the more that you potentially will benefit from a IR/UV blocker. The potential depends on the quality of the glass, which is, generally speaking, proportional to its price.

          #6 jimthompson

          Hello,

          I have been doing EAA for a few months now with an unmodded DSLR and now have a 294MC color on the way. I have yet to use any filters (

          Bortle 5). For the ZWO, Should I consider a UV/IR cut filter? or a LP filter?. I have read mixed opinions about this.

          Also, for the ZWO cameras do the filters affect the length of the image train?

          Thanks,

          Carl B.

          You are fortunate to be located where the skies are so dark. I live in the middle of a city with Bortle 9+ skies. Because of the severity of the light pollution where I observe I have invested a large amount of time and money testing various types of filters for application to EAA. You can find many test reports and other materials on my website (karmalimbo.com/aro), but to put things into a nutshell for you:

          1. Using a light pollution filter when observing emission type nebulae (planetary, super nova remnant, star forming regions) will improve the contrast of the nebula regardless of the amount of light pollution you have. The narrower the width of the filter's pass bands, the better your contrast will be. Halpha is by far the most important emission, so whatever filter you choose make sure it has good response to Halpha.

          2. Using a light pollution filter when observing broad spectrum targets like galaxies or globlular clusters will only improve your view if you have a significant amount of light pollution. If that is the case you need to use a medium-wide band pass filter with good response to infrared in order to achieve the best results. If your skies are dark, don't use any filter to observe galaxies.

          3. A UV/IR cut filter can be helpful, but only under specific conditions. If you are using a camera lens or an achromatic refractor, and no other filters, then you are likely to see an improvement from using a UV/IR cut filter. ED doublets, APO's, SCT's, or any other sort of reflecting type scope will not show a significant improvement in the sharpness of the view from using a UV/IR cut filter. If you are using a LP filter you may not need the UV/IR cut since LP filters block large portions of the spectrum so chromatic aberration might not be an issue any more.

          Because you are observing under relatively dark skies, I would only recommend a filter for use when observing emission type nebulae. The Optolong L-eNhance is what I call a multi-narrowband filter, and is a very good choice for this application. I have one and use it regularly. If you think you may at some point observe galaxies from more light polluted conditions then I'd also recommend an Astronomik or Optolong brand UHC filter.


          MISC. ASTRONOMY RESOURCES

          DARK-SKY PLACES & LIGHT POLLUTION:

          If you're hoping to find a place to observe away from light pollution, Dark Site Finder, Light Pollution Map, and The New World Atlas of Artificial Sky Brightness are all great light pollution maps. There is also a Dark Sky Finder app, and be sure to see if there is an International Dark Sky Place near you. You can also check bortle scales. For example, if you're in Texas, checking the bortle scale of Texas parks will show you their light pollution levels.

          If you're not a camper, I recommend searching the dark sky areas of google map for hotels, inns, B&Bs, or any website with a search by map feature, such as bedandbreakfast.com, and you might be surprised to find a hidden jewel under dark skies!

          Always be aware of your surroundings, be safe and have fun!

          Stargazing in the city?

          This helpful post can give you some pointers for using light pollution eyepiece filters (however, it's important to note that if you want to view the sun, *never* use a solar filter at the eyepiece--see this article). My favorite objects to view in the city are Jupiter, Saturn and the beautiful Double Cluster, which, to my sister and I, looks like crushed up diamonds even under light polluted skies. If you have a moon atlas, the moon is another fun object to view in the city--there are so many craters to find!

          ASTRONOMY APPS:

          These are a great way for amateur astronomers to learn about the night sky. You simply point your phone up to the sky, and the apps tell you what you can see! Be sure to also check out the dark sky apps under the dark-sky resources page!

          Sky Guide, for iOS, is by far my favorite astronomy app. It's beautifully done, has a night mode, wonderful information and will alert you when and where the International Space Station can be seen flying over as well as satellite flares. Looking for satellites and flares is a lot of fun, and this app makes it so easy. It will tell you the brightest objects in the sky and lets you add favorites as well. Highly recommended!

          Star Tracker, for iOS and Android, is a great app for beginner astronomers. The graphics make it really easy to see where all the planets and constellations are, and it even points out where you can find some of the brightest deep sky objects. It's really handy to have. Thanks Dad!

          Star Chart is another great app for iOS and Android that will tell you where in the sky you can find deep sky objects. Thank you Adam!

          SkySafari is probably the most comprehensive astronomy app out there and has many amazing features if you get the Plus or Pro version. I highly recommend this one! Join their mailing list to be notified of special promos (such as 50% off). Thank you Richard!

          GREAT FOR BEGINNERS:

          Getting Started in Astronomy is a great introductory video.

          Skymaps is a great resource where you can download and print out monthly evening sky maps. Thank you Richard!

          Sky & Telescope is full of great information and has features for beginners like "This Week's Sky at a Glance." It also has beginner astronomy guides.

          Scott's Sky Watch is a favorite astronomy blog of mine that will guide you through the year explaining what you can see with just your eyes alone. Scott's blog is very unique in that he speaks from the heart and often adds personal stories and uplifting reflections that will help inspire you and your family's interest in astronomy and the world around you.

          Eyes on the Sky has lots of fun videos for beginner astronomers.

          Kid's Astronomy is a fun resource for both kids and grown ups! Here you can learn basic facts and even play astronomy games!

          ASTRONOMY COURSES ONLINE:

          Teach Astronomy is like an online astronomy course with helpful information for teachers or those wanting to learn more about astronomy.

          SITES for finding SATELLITES:

          Spot the Station is a fun site all about the International Space Station and how you can watch it pass over.

          Heavens Above has very detailed information about satellites, satellite flares, ISS flyovers and also has lots of star charts and astronomy information. They also have an app for Android. Thank you Jeff!

          MORE GREAT INFORMATIONAL SITES:

          Space.com is a great resource for all the latest astronomy and space news.

          NASA of course has a great website with lots of information. It's especially great for viewing beautiful videos and images of space.

          Astronomy Clubs:

          The Astronomical League--is a great resource. It is based in the U.S., but you do not have to live in the U.S. to join. You can use its website to find astronomy clubs in your area (USA only), attend events, earn awards for honing your skills in observing the night sky, earn the dark sky advocate award, and much more! Thanks Richard!

          Astronomers Without Borders is another great community of astronomers around the world offering many programs, resources, and community.

          MISC. SITES:

          Zooninverse is a lot of fun if you'd like to help with volunteer space research for scientists!


          Contents

          This description of the orientation of the reference frame is somewhat simplified the orientation is not quite fixed. A slow motion of Earth's axis, precession, causes a slow, continuous turning of the coordinate system westward about the poles of the ecliptic, completing one circuit in about 26,000 years. Superimposed on this is a smaller motion of the ecliptic, and a small oscillation of the Earth's axis, nutation. [4]

          In order to fix the exact primary direction, these motions necessitate the specification of the equinox of a particular date, known as an epoch, when giving a position. The three most commonly used are:

          Mean equinox of a standard epoch (usually J2000.0, but may include B1950.0, B1900.0, etc.) is a fixed standard direction, allowing positions established at various dates to be compared directly. Mean equinox of date is the intersection of the ecliptic of "date" (that is, the ecliptic in its position at "date") with the mean equator (that is, the equator rotated by precession to its position at "date", but free from the small periodic oscillations of nutation). Commonly used in planetary orbit calculation. True equinox of date is the intersection of the ecliptic of "date" with the true equator (that is, the mean equator plus nutation). This is the actual intersection of the two planes at any particular moment, with all motions accounted for.

          A position in the equatorial coordinate system is thus typically specified true equinox and equator of date, mean equinox and equator of J2000.0, or similar. Note that there is no "mean ecliptic", as the ecliptic is not subject to small periodic oscillations. [5]

          Use in astronomy Edit

          A star's spherical coordinates are often expressed as a pair, right ascension and declination, without a distance coordinate. The direction of sufficiently distant objects is the same for all observers, and it is convenient to specify this direction with the same coordinates for all. In contrast, in the horizontal coordinate system, a star's position differs from observer to observer based on their positions on the Earth's surface, and is continuously changing with the Earth's rotation.

          Telescopes equipped with equatorial mounts and setting circles employ the equatorial coordinate system to find objects. Setting circles in conjunction with a star chart or ephemeris allow the telescope to be easily pointed at known objects on the celestial sphere.

          Declination Edit

          The declination symbol δ , (lower case "delta", abbreviated DEC) measures the angular distance of an object perpendicular to the celestial equator, positive to the north, negative to the south. For example, the north celestial pole has a declination of +90°. The origin for declination is the celestial equator, which is the projection of the Earth's equator onto the celestial sphere. Declination is analogous to terrestrial latitude. [6] [7] [8]

          Right ascension Edit

          The right ascension symbol α , (lower case "alpha", abbreviated RA) measures the angular distance of an object eastward along the celestial equator from the vernal equinox to the hour circle passing through the object. The vernal equinox point is one of the two points where the ecliptic intersects the celestial equator. Right ascension is usually measured in sidereal hours, minutes and seconds instead of degrees, a result of the method of measuring right ascensions by timing the passage of objects across the meridian as the Earth rotates. There are 360° / 24 h = 15° in one hour of right ascension, and 24 h of right ascension around the entire celestial equator. [6] [9] [10]

          When used together, right ascension and declination are usually abbreviated RA/Dec.

          Hour angle Edit

          Alternatively to right ascension, hour angle (abbreviated HA or LHA, local hour angle), a left-handed system, measures the angular distance of an object westward along the celestial equator from the observer's meridian to the hour circle passing through the object. Unlike right ascension, hour angle is always increasing with the rotation of Earth. Hour angle may be considered a means of measuring the time since upper culmination, the moment when an object contacts the meridian overhead.

          A culminating star on the observer's meridian is said to have a zero hour angle (0 h ). One sidereal hour (approximately 0.9973 solar hours) later, Earth's rotation will carry the star to the west of the meridian, and its hour angle will be 1 h . When calculating topocentric phenomena, right ascension may be converted into hour angle as an intermediate step. [11] [12] [13]

          Geocentric equatorial coordinates Edit

          There are a number of rectangular variants of equatorial coordinates. All have:

          • The origin at the centre of the Earth.
          • The fundamental plane in the plane of the Earth's equator.
          • The primary direction (the x axis) toward the vernal equinox, that is, the place where the Sun crosses the celestial equator in a northward direction in its annual apparent circuit around the ecliptic.
          • A right-handed convention, specifying a y axis 90° to the east in the fundamental plane and a z axis along the north polar axis.

          The reference frames do not rotate with the Earth (in contrast to Earth-centred, Earth-fixed frames), remaining always directed toward the equinox, and drifting over time with the motions of precession and nutation.

          • In astronomy: [14]
            • The position of the Sun is often specified in the geocentric equatorial rectangular coordinates X , Y , Z and a fourth distance coordinate, R (= √ X 2 + Y 2 + Z 2 ) , in units of the astronomical unit.
            • The positions of the planets and other Solar System bodies are often specified in the geocentric equatorial rectangular coordinates ξ , η , ζ and a fourth distance coordinate, Δ (equal to √ ξ 2 + η 2 + ζ 2 ), in units of the astronomical unit.

            • The positions of artificial Earth satellites are specified in geocentric equatorial coordinates, also known as geocentric equatorial inertial (GEI), Earth-centred inertial (ECI), und conventional inertial system (CIS), all of which are equivalent in definition to the astronomical geocentric equatorial rectangular frames, above. In the geocentric equatorial frame, the x , y und z axes are often designated ich , J und K , respectively, or the frame's basis is specified by the unit vectorsÎ , Ĵ und .
            • Das Geocentric Celestial Reference Frame (GCRF) is the geocentric equivalent of the International Celestial Reference Frame (ICRF). Its primary direction is the equinox of J2000.0, and does not move with precession and nutation, but it is otherwise equivalent to the above systems.

            Heliocentric equatorial coordinates Edit

            In astronomy, there is also a heliocentric rectangular variant of equatorial coordinates, designated x , y , z , which has:

            • The origin at the centre of the Sun.
            • The fundamental plane in the plane of the Earth's equator.
            • The primary direction (the x axis) toward the vernal equinox.
            • A right-handed convention, specifying a y axis 90° to the east in the fundamental plane and a z axis along Earth's north polar axis.

            This frame is in every way equivalent to the ξ , η , ζ frame, above, except that the origin is removed to the centre of the Sun. It is commonly used in planetary orbit calculation. The three astronomical rectangular coordinate systems are related by [17]


            SPICE Alt Az example - Astronomy

            This Java Script calculator (by Stephen R. Schmitt) converts celestial coordinates of right ascension and declination into horizon coordinates of altitude and azimuth. To operate the calculator, enter the right ascension and declination of a celestial object, enter the latitude and longitude of the observing site. Enter north and east degrees as positive integers enter south and west degrees as negative integers enter minutes as positive floating point numbers. Enter the date and time for your location. If the date and time zone of your computer is set correctly, the program will compute the correct universal time (UT).

            Press the Compute button to obtain the solution for your location and selected time. On invalid entries, a popup window will display an error message.

            The Test button inserts a test case to show how the calculator works.

            By extending the lines of latitude and longitude outward from the Earth and onto the inside of the celestial sphere we get the equatorial coordinate system. The coordinates of stars, planets, and other celestial objects corresponding to latitude and longitude are declination (DEC) and right ascension (RA).

            The declination of an object is its angle in degrees, minutes, and seconds of arc above or below the celestial equator. The right ascension is the angle between an object and the location of the vernal equinox (First Point in Aries) measured eastward along the celestial equator in hours, minutes, and seconds of sidereal time. Since the location of the vernal equinox changes due to the precession of the Earth's axis of rotation, coordinates must be given with reference to a date or epoch.

            Right ascension is given in time units. One hour corresponds to 1/24 of a circle, or 15 of arc. As the Earth rotates, the sky moves to the West by about 1 hour of right ascension during each hour of clock time or exactly one hour of sidereal time. The Earth makes one full revolution in about 23 hours and 56 minutes of clock time or 24 hours of sidereal time. Sidereal time corresponds to the right ascension of the zenith, the point in the sky directly overhead.

            For example, the coordinates of the star Regulus (Leo a) for epoch J2000 are:

            When the local sidereal time is 10h 08m 22.3s, it would be on the local meridian.

            Horizon coordinates: azimuth and altitude

            This is a local coordinate system to use for locating objects in the night sky as seen from a point on the Earth's surface. Azimuth is the angle of a celestial object around the sky from north. It is measure along the horizon in from North 0 through East 90 , South 180 , West 270 and back to North. Altitude is the complement of the zenith angle, which is the angle from the local meridian to the hour circle of object being observed. An object directly overhead would have an altitude of 90 . An object with a calculated altitude of 0 may not appear exactly on the horizon due to the refraction of light through the atmosphere. Generally, refraction makes objects near the horizon appear higher than their computed altitude.

            The azimuth (AZ) and altitude (ALT) of an object in the sky can be calculated easily using the date, universal time (UT), and the latitude (LAT) and longitude (LON) of the observing site and the right ascension (RA) and declination (DEC) of the object. All coordinates are expressed in degrees in the range 0 to 360 , so that trigonometric functions can be used for coordinate conversion.

            The mean sidereal time (MST) is calculated from a polynomial function of UT since epoch J2000. This formula gives MST, the sidereal time at the Greenwich meridian (at longitude 0 ) in degrees. To get local mean sidereal time (LMST), add longitude if East or subtract longitude if West.

            The hour angle (HA) is the angle between an observer's meridian projected onto the celestial sphere and the right ascension of a celestial body. It is used in coordinate conversion.

            Conversion of HA und DEC into ALT und AZ

            Using the RA, DEC und HA for the object, and the latitude (LAT) of the observing site, the following formulas give the ALT und AZ of the object at the time and longitude that was used to calculate HA.

            This gives the computed horizon coordinates without correction for atmospheric refraction.


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