Astronomie

Vitesse du lever de la lune par rapport au point fixe au sol

Vitesse du lever de la lune par rapport au point fixe au sol


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En raison de la courbure de la terre et de la façon dont la lune interagit avec l'atmosphère (surtout près de l'horizon), existe-t-il une fonction connue qui décrit la vitesse de la lune par rapport à son angle dans le ciel ?

Pour obtenir des points bonus, imaginez que vous êtes en altitude dans un avion et que, pour une raison quelconque, vous souhaitez descendre à une vitesse qui maintiendrait le % total de la lune illuminée constant. Il y a une fonction pour ça ?

Merci d'avance, ce n'est pas pour un devoir, juste pour ma propre curiosité alors que je regardais le lever de la lune ce soir. J'ai essayé de googler ces questions, en vain.


Vitesse du lever de la Lune par rapport à un point fixe au sol - Astronomie

L'un des concepts les plus déroutants pour les jeunes aérodynamiciens est le vitesse relative entre les objets. Les forces aérodynamiques sont générées par un objet se déplaçant dans l'air, mais l'air lui-même peut également se déplacer. Les forces aérodynamiques dépendent du carré de la vitesse entre l'objet et l'air. Pour définir correctement la vitesse, il est nécessaire de choisir un point de référence fixe et de mesurer les vitesses par rapport au point fixe. Dans cette diapositive, le point de référence est fixé au sol

L'air dans lequel vole l'avion peut se déplacer dans les trois directions. Dans cette figure, nous ne considérons que le mouvement de l'air qui est perpendiculaire au sol qui est appelé un courant ascendant, s'il est dirigé loin du sol, ou un courant descendant s'il est dirigé vers le sol. L'effet du mouvement de l'air le long de la trajectoire de vol est décrit sur une autre diapositive. Les effets des vents de travers, parallèles au sol et perpendiculaires aux courants ascendants et descendants, sont également décrits sur une autre page.

Sur cette diapositive, nous considérons un planeur qui se déplace dans l'air le long d'une trajectoire de vol à une certaine vitesse appelée vitesse anémométrique. La trajectoire de vol fait un angle avec l'horizontale que l'on appelle l'angle de plané. La vitesse anémométrique peut alors être résolue en une composante horizontale et une composante verticale par rapport au plan du sol. Pour un planeur en descente, le vitesse verticale est négatif. Les forces aérodynamiques agissant sur le planeur sont définies par rapport à la trajectoire de vol. La traînée agit le long de la trajectoire de vol tandis que la portance agit perpendiculairement à la trajectoire de vol.

le l'air se déplace à une certaine vitesse constante appelée vitesse du vent. La vitesse du vent est une quantité vectorielle ayant à la fois une magnitude et une direction. Nous définissons un courant ascendant comme étant dans le sens positif et un courant descendant comme étant dans le sens négatif. La vitesse verticale de l'avion, par rapport au sol, est la somme vectorielle de la vitesse verticale et de la vitesse du vent.

Vitesse verticale = vitesse de l'air verticale + vitesse du vent

Si l'amplitude d'un courant ascendant est supérieure à l'amplitude de la vitesse verticale, un planeur peut gagner de l'altitude même s'il tombe toujours dans l'air environnant !! L'air monte plus vite que le planeur ne descend. De même, un fort courant descendant peut faire perdre de l'altitude à un avion même s'il monte dans l'air environnant.

Les courants ascendants se produisent lorsqu'un vent soufflant sur une colline ou une montagne doit s'élever pour franchir la colline. Les courants ascendants peuvent également être causés par le soleil qui chauffe le sol. La chaleur du sol réchauffe l'air ambiant, ce qui fait monter l'air. Les poches d'air chaud montantes sont appelées thermiques. Les courants descendants se produisent du côté sous le vent d'une colline ou d'une montagne. Les courants descendants se trouvent souvent à proximité d'orages violents. UNE micro-rafale est un courant d'air descendant très localisé. Les micro-rafales près des aéroports ont été blâmées pour les accidents d'avion ces dernières années.

La description donnée pour cette diapositive concerne uniquement les performances statiques. Cela signifie que le vent est stable et que l'avion est aligné le long de sa trajectoire de vol. Les courants ascendants ou descendants instables introduisent des forces supplémentaires sur l'avion en raison des changements instantanés de l'angle d'attaque. Des forces supplémentaires peuvent également être générées en manoeuvrant l'avion le long de la trajectoire de vol en utilisant la gouverne de profondeur. Ces effets ne sont pas abordés dans cette diapositive.


Une nouvelle façon de mesurer la vitesse de notre galaxie à travers le cosmos

Le mouvement de tout objet est relatif. Sur Terre, nous avons tendance à l'ignorer, car le vaste arrière-plan du sol nous donne un cadre de référence apparemment fixe et absolu. Confortablement assis à notre bureau, il semble bien que nous ne bougeions pas, puisque notre bureau, notre bureau, et tout ce qui nous entoure semble également être au repos. Mais bien sûr, la Terre tourne sur son axe, et elle orbite autour du Soleil à 30 kilomètres par seconde, et le Soleil parcourt la galaxie. Nous nous déplaçons dans le cosmos à grande vitesse, même si cela n'en a pas l'air. Et notre galaxie de la Voie Lactée ? Il se déplace sûrement aussi dans l'espace. Mais par rapport à quoi ? Et comment peut-on le mesurer ?

Une façon consiste à utiliser le fond diffus cosmologique (CMB). Tout comme la Terre fournit un vaste arrière-plan sur lequel nous pouvons mesurer notre mouvement personnel, le CMB fournit un arrière-plan cosmique sur lequel nous pouvons mesurer le mouvement de la Voie lactée. Nous voyons le CMB comme une faible lueur de micro-ondes venant de toutes les directions. Elle est causée par la boule de feu primordiale du big bang qui s'est refroidie pendant des milliards d'années en raison de l'expansion cosmique. À l'exception de petites fluctuations, sa température est très uniforme. Mais puisque la Voie lactée accélère dans l'espace, la lumière du CMB est décalée vers le bleu dans la direction de notre mouvement, et décalée vers le rouge dans la direction à partir de laquelle nous accélérons. En observant le CMB, nous savons que la Voie lactée et d'autres galaxies proches se déplacent à environ 630 kilomètres par seconde par rapport au fond cosmique.

La précision de cette vitesse est limitée par les données globales du CMB. Cela rend difficile de faire des mesures plus précises, ou de mesurer le changement de vitesse de notre galaxie au fil du temps. Mais récemment, il y a eu une proposition pour une nouvelle façon de mesurer notre vitesse cosmique. L'idée est que plutôt que d'utiliser le CMB, regardez plutôt les innombrables galaxies lointaines. Étant donné que chaque galaxie est une source de lumière spécifique, plutôt qu'un fond cosmique, nous pouvons mesurer notre vitesse par rapport à celle-ci avec une précision beaucoup plus grande. Mais parce qu'une galaxie individuelle se déplace également par rapport au fond cosmique, nous ne pouvons pas utiliser uniquement les données d'une galaxie. Il faudrait prendre en moyenne des millions ou des milliards de galaxies que nous pouvons observer. Ce serait similaire à mesurer notre vitesse par rapport à la Terre en mesurant notre vitesse par rapport aux personnes du monde entier. Mesurer seulement quelques-uns ne serait pas très précis, mais si nous mesurions le mouvement de milliards de personnes, cela fournirait une excellente mesure de notre vitesse. Et parce que nous mesurerions des galaxies, notre résultat ne dépendrait pas de l'hypothèse que le CMB est uniforme en température.

À ce stade, l'idée n'est qu'une proposition. La quantité de données galactiques dont nous aurions besoin est bien plus importante que ce dont nous disposons actuellement. Mais lorsque de grands télescopes d'étude du ciel seront mis en ligne, tels que le Large Synoptic Survey Telescope ou le Square Kilometer Array (tous deux en cours de construction), nous pourrions capturer suffisamment de données pour rendre l'idée réalisable. Si nous réussissons, nous aurions non seulement une nouvelle mesure de notre mouvement galactique, mais nous aurions une meilleure compréhension du fond diffus cosmologique.

1 : Bel, Julien et Christian Marinoni. "Proposition pour une détection en temps réel de notre accélération à travers l'espace." Lettres d'examen physique 121.2 (2018): 021101.


À propos de la luminosité du ciel nocturne

Salut, je veux être en mesure d'expliquer cela, mais je ne suis pas sûr d'avoir compris moi-même :

Ainsi, une étoile est un soleil qui émet des photons, et ces photons se déplacent à la vitesse de la lumière dans l'espace. Leur lumière ne diminue pas.

Donc, étant donné toutes les étoiles que nous voyons dans le ciel nocturne, ne devrions-nous pas avoir une lumière du jour constante parce que de nombreuses étoiles doivent briller beaucoup plus que le soleil dans notre système solaire ?

Si j'ai bien compris, ce serait le cas si l'univers était fixe. Mais il est en constante expansion. Les étoiles sont situées dans différentes galaxies qui s'éloignent les unes des autres.

Ainsi, à mesure que la distance augmente, les photons ne peuvent pas suivre et ont besoin de beaucoup plus de temps (infiniment plus longtemps ?) pour nous atteindre.

Ainsi, au début de l'univers, il devait être très lumineux car il y avait moins de distance entre les galaxies et dans un avenir lointain, il deviendra plus sombre.

J'espère que quelqu'un pourra m'expliquer si et où je me suis trompé et faire la lumière sur le sujet. Je vais me montrer.

Ainsi, la raison pour laquelle certaines étoiles ne sont pas visibles est en effet l'expansion de l'univers. Cela n'explique pas complètement votre question cependant.

Le problème ici est la distance, nous sommes à environ 8 minutes lumière du soleil. Sur cette distance, nous sommes toujours la cible de nombreux photons qui s'échappent de notre soleil.

Le montant qui ne nous frappe pas est bien plus grand, si vous imaginiez une sphère autour du soleil où nous gravitons, notre terre serait une toute petite spécification dessus.

Prenez l'orbite de Jupiter, la sphère dont vous auriez besoin pour verrouiller son orbite éclipse la sphère que nous venons d'imaginer pour la Terre.

Maintenant, ces mêmes photons qui ont quitté le soleil sont maintenant répartis sur cette sphère, seraient en orbite autour de Jupiter, ils recevraient une fraction des photons qu'ils reçoivent actuellement. C'est pourquoi la lune Europe est gelée, toute eau liquide devrait provenir de la chaleur de son noyau.

Comme nous le voyons maintenant, plus nous nous éloignons de notre soleil, moins il reste de photons pour nous frapper. J'imagine que notre soleil ressemblerait à n'importe quelle autre étoile lorsque nous arriverions sur l'orbite de Saturne.

Cela, ajouté au fait que beaucoup d'étoiles ont leur lumière décalée vers le rouge hors du spectre visible en raison de l'expansion de l'univers.

Par conséquent, le ciel nocturne est sombre.

tldr chose rapide trop loin pour frapper l'œil, chose rapide arrêtée par expansion rapide.

C'est comme le paradoxe d'Olbers (bien que son argument ne soit pas la luminosité des étoiles, mais plutôt que si l'univers est infini avec des étoiles uniformément réparties, le ciel devrait être brillant la nuit). Pour ajouter à cette explication, il n'y a qu'un nombre fini d'étoiles dans l'univers observable, il n'y a donc pas réellement d'étoile dans chaque ligne de vue depuis la Terre.

On peut affirmer que si l'Univers était beaucoup plus ancien, la lumière des étoiles lointaines aurait suffisamment de temps pour pouvoir atteindre la Terre et donc le ciel nocturne serait beaucoup plus lumineux.

Bon travail. Vous connaissez vos affaires. Êtes-vous un astronome/cosmologue?

Chaque étoile produit un nombre fini de photons. Ces photons rayonnent dans toutes les directions jusqu'à l'infini. À mesure qu'ils se déplacent vers l'extérieur, ils s'écartent davantage les uns des autres. Plus vous êtes proche d'une étoile, plus vous recevez de photons. Au fur et à mesure que vous vous éloignez de l'étoile, ces photons sont répartis sur une zone exponentiellement plus grande, vous en obtenez donc une plus petite partie. C'est la même raison pour laquelle une lampe de poche peut sembler super brillante si vous la tenez à un pied de votre visage, mais si quelqu'un la pointe vers vous à 400 mètres, elle sera beaucoup plus faible. La lampe de poche ne produit pas moins de photons, vous recevez juste moins de photons car ils sont répartis sur une zone plus large.

EDIT : un autre point sur l'expansion de l'univers. Il existe un concept que beaucoup de gens ne connaissent pas et qui est d'une importance cruciale. La vitesse de la lumière n'est pas affectée par la vitesse de l'objet émettant la lumière. Si vous êtes debout sur un train en mouvement et que vous tirez une flèche vers l'avant du train, la vitesse de la flèche par rapport à vous et la vitesse du train s'additionnent pour vous indiquer la vitesse de la flèche par rapport au sol. Si vous tirez une flèche vers l'arrière du train, la vitesse de la flèche par rapport à vous est soustraite de la vitesse du train pour déterminer la vitesse de la flèche par rapport au sol. Ce n'est PAS ainsi que fonctionne la lumière. S'il y a une lanterne au sommet du train, la lumière de cette lanterne voyagera à la même vitesse dans toutes les directions par rapport au sol, malgré le fait que la source lumineuse se déplace. Ainsi, si deux photons sont émis en même temps, l'un se déplaçant vers l'avant et l'autre vers l'arrière du train, ces photons atteindront tous les deux une distance de 1 mile d'où ils sont partis exactement au même moment. En termes d'univers en expansion, deux galaxies peuvent être si éloignées l'une de l'autre qu'elles se déplacent en fait plus vite que la vitesse de la lumière l'une par rapport à l'autre, mais elles recevront toujours de la lumière l'une de l'autre parce que la lumière ne se soucie pas de à quelle vitesse sa source se déplace. Ce concept est à la base de la théorie de la relativité générale d'Einstein. La lumière agit essentiellement comme un "point fixe" par rapport auquel tous les autres mouvements sont mesurés.


Généraliser la relativité galiléenne pour inclure la lumière : la relativité restreinte

Nous arrivons maintenant à l'idée majeure d'Einstein : la théorie de la relativité restreinte. C'est d'une simplicité trompeuse. Einstein a d'abord dépoussiéré la discussion de Galilée sur les expériences sous les ponts sur un navire se déplaçant uniformément, et l'a reformulé comme suit :

Les lois de la physique sont les mêmes dans tous les référentiels inertiels.

Einstein a ensuite simplement mis cela à jour, en soulignant que les lois de la physique doivent désormais inclure les équations de Maxwell décrivant les champs électriques et magnétiques ainsi que les lois de Newton décrivant le mouvement des masses sous la gravité et d'autres forces. (Note pour les experts et les curieux: nous découvrirons que les équations de Maxwell ne sont pas du tout modifiées par la relativité restreinte, mais, comme cela deviendra clair plus tard, les lois de Newton ont besoin d'un peu de réajustement pour inclure les phénomènes relativistes spéciaux. La première loi est toujours ok, la deuxième loi sous la forme F = ma n'est pas, parce que nous trouverons que la masse varie, nous devons assimiler la force au taux de changement de quantité de mouvement (Newton a compris cela, bien sûr, c'est la façon dont il a énoncé la loi !). La troisième loi, énoncée comme action égale réaction, ne tient plus parce que si un corps bouge, son champ électrique, disons, ne se réajuste pas instantanément - une ondulation se déplace vers l'extérieur à la vitesse de la lumière. Avant que l'ondulation n'atteigne un autre corps chargé, les forces électriques entre les deux seront déséquilibrées. Cependant, la conséquence cruciale de la troisième loi, la conservation de la quantité de mouvement lorsque deux corps interagissent, est toujours valable. Il s'avère que le champ d'ondulation lui-même porte un élan, et tout s'équilibre.)

Exiger que les équations de Maxwell soient satisfaites dans tous les référentiels inertiels a une conséquence majeure en ce qui nous concerne. Comme nous l'avons indiqué ci-dessus, les équations de Maxwell donnent la vitesse de la lumière à 3 et 10 8 mètres par seconde. Par conséquent, exiger que les lois de la physique soient les mêmes dans tous les référentiels inertiels implique que la vitesse de toute onde lumineuse, mesurée dans n'importe quel référentiel inertiel, doit être 3&fois10 8 mètres par seconde.

C'est donc tout le contenu de la Théorie de la Relativité Restreinte : les Lois de la Physique sont les mêmes dans n'importe quel référentiel inertiel, et, en particulier, toute mesure de la vitesse de la lumière dans n'importe quel référentiel inertiel donnera toujours 3&x10 8 mètres par seconde.


Vitesse du lever de la Lune par rapport à un point fixe au sol - Astronomie

Comme vous pouvez le deviner à partir des équations de la transformation de Lorentz , le concept de temps devient un concept relatif puisque nous n'avons plus la relation simple t=t' . Ce que nous voulons dire en fait ici, c'est que le concept de simultanéité dépendra du cadre dans lequel vous vous trouvez. C'est une simple conséquence du fait que la vitesse de la lumière est la même quel que soit le cadre inertiel dans lequel vous vous trouvez.

Considérez un train en mouvement avec une ampoule au milieu. Si vous allumez l'ampoule, la lumière se déplacera à la fois vers l'avant du train et aussi vers l'arrière du train avec une vitesse c=3×10 8 m/sec .

Du point de vue de l'observateur à bord du train, les distances entre l'ampoule et les extrémités avant et arrière du train sont les mêmes, de sorte que la lumière atteindra les deux extrémités en même temps.

Cependant, du point de vue de la personne au sol, l'avant du train s'éloigne de la lumière venant vers elle tandis que l'arrière du train se rapproche de la lumière venant vers elle. Cela signifie que la distance parcourue par la lumière vers l'avant sera plus longue que la lumière vers l'arrière. Et comme la vitesse de la lumière est c dans les deux sens pour l'observateur au sol également, la lumière atteindra l'arrière du train avant d'atteindre l'avant du train.

Le problème du train et de l'ampoule :
L'ordre chronologique dans lequel la lumière atteint les extrémités du train dépendra de l'observateur

Ce que je dis, c'est que 2 événements qui semblent s'être produits en même temps pour l'observateur dans le train ne se produisent pas en même temps pour l'observateur au sol. En fait, du point de vue d'un autre observateur se déplaçant plus vite que le train, comme l'observateur dans la voiture de sport ci-dessus, la lumière atteint l'arrière du train après avoir atteint l'avant du train puisque dans le cadre de cet observateur, il est l'arrière du train qui s'éloigne de la lumière et l'avant du train qui se dirige vers elle.

  • Dans le cadre fixé au sol (x,t) , A arrive avant B .
  • Dans le cadre fixé au train (x',t') , A et B se produisent en même temps .
  • Dans le cadre fixé à la voiture de sport (x'',t'') , A arrive après B .

Diagramme spatio-temporel montrant comment le train et l'ampoule sont observés à partir de trois cadres différents


Mouvement relatif avec exemples

Lorsque nous parlons de la vitesse de quelque chose, nous déterminons d'abord un point de référence, puis en fonction de ce point de référence, nous disons la vitesse de l'objet. Par exemple, vous êtes dans un bus et il va à une vitesse de 50 m/s vers l'est, puis un camion vous dépasse avec une vitesse de 60 m/s vers l'est. Quand le camion est à côté du bus on a l'impression qu'en reculant vers l'ouest ou quand les deux voitures ont la même vitesse quand on regarde une autre voiture on a l'impression de ne pas bouger. Au contraire, considérez les exemples ci-dessous, si vous regardez les objets stationnaires au sol lorsque vous voyagez, alors vous vous sentez voyager avec la vitesse de la voiture. Tout cela est le résultat d'un mouvement relatif. La vitesse des objets en mouvement par rapport à un autre objet en mouvement ou stationnaire est appelée &ldquovitesse relative&rdquo et ce mouvement est appelé &ldquomouvement relatif& rdquo. Le point de référence est trop important en physique. Nous effectuons tous les calculs en fonction des points de référence. Par exemple, nous observons l'avion voler dans les airs, la vitesse de cet avion par rapport à nous est la somme des vitesses de l'avion et du vent. Cependant, le même avion a une vitesse différente par rapport à l'autre avion volant. En résumé, nous déterminons les directions et les quantités de vitesse des objets par rapport à un point de référence choisi. Nous regardons quelques exemples et notations vectorielles de vitesse relative des objets.

Dans la première image selon l'observateur en A, B se déplace à la vitesse de 2 m/s vers l'ouest. Cependant, selon l'observateur en B, A se déplace à la vitesse de 2 m/s vers l'est.

Dans la deuxième image, l'observateur en C a l'impression qu'ils voyagent à une vitesse de 11 m/s vers l'est par rapport à D. Au contraire, l'observateur en D a l'impression qu'ils voyagent à une vitesse de 11 m/s à l'ouest par rapport à C.

Maintenant, je vous donne une équation qui vous aide à trouver les vitesses relatives des objets.


2.1 Le ciel au-dessus

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

  • Définir les principales caractéristiques de la sphère céleste
  • Expliquez le système que les astronomes utilisent pour décrire le ciel
  • Décrivez comment les mouvements des étoiles nous apparaissent sur Terre
  • Décrivez comment les mouvements du Soleil, de la Lune et des planètes nous apparaissent sur Terre
  • Comprendre le sens moderne du terme constellation

Nos sens nous suggèrent que la Terre est le centre de l'univers, le centre autour duquel tournent les cieux. Cette géocentrique La vision (centrée sur la Terre) était ce que presque tout le monde croyait jusqu'à la Renaissance européenne. Après tout, c'est simple, logique et apparemment évident. De plus, la perspective géocentrique a renforcé les systèmes philosophiques et religieux qui enseignaient le rôle unique des êtres humains en tant que foyer central du cosmos. Cependant, la vision géocentrique s'avère erronée. L'un des grands thèmes de notre histoire intellectuelle est le renversement de la perspective géocentrique. Voyons donc les étapes par lesquelles nous avons réévalué la place de notre monde dans l'ordre cosmique.

La sphère céleste

Si vous partez en camping ou vivez loin des lumières de la ville, votre vue du ciel par temps clair est à peu près identique à celle vue par les gens du monde entier avant l'invention du télescope. En levant les yeux, vous avez l'impression que le ciel est un grand dôme creux avec vous au centre ( Figure 1 ), et toutes les étoiles sont à égale distance de vous à la surface du dôme. Le sommet de ce dôme, le point directement au-dessus de votre tête, s'appelle le zénith, et où le dôme rencontre la Terre s'appelle le horizon. Depuis la mer ou une prairie plate, il est facile de voir l'horizon comme un cercle autour de vous, mais depuis la plupart des endroits où les gens vivent aujourd'hui, l'horizon est au moins partiellement caché par les montagnes, les arbres, les bâtiments ou le smog.

Le ciel autour de nous.

Figure 1. L'horizon est l'endroit où le ciel rencontre le sol, le zénith d'un observateur est le point situé directement au-dessus.

Si vous vous allongez dans un champ ouvert et observez le ciel nocturne pendant des heures, comme le faisaient régulièrement les anciens bergers et voyageurs, vous verrez des étoiles se lever à l'horizon oriental (comme le font le Soleil et la Lune), se déplacer à travers le dôme du ciel. au cours de la nuit, et se couchant sur l'horizon ouest. En regardant le ciel tourner comme ça nuit après nuit, vous pourriez éventuellement avoir l'idée que le dôme du ciel fait vraiment partie d'une grande sphère qui tourne autour de vous, faisant apparaître différentes étoiles en tournant. Les premiers Grecs considéraient le ciel comme un sphère céleste ( Figure 2 ). Certains le considéraient comme une véritable sphère de matériau cristallin transparent, avec les étoiles incrustées comme de minuscules bijoux.

Cercles sur la sphère céleste.

Figure 2. Ici, nous montrons la sphère céleste (imaginaire) autour de la Terre, sur laquelle sont fixés des objets, et qui tourne autour de la Terre sur un axe. En réalité, c'est la Terre qui tourne autour de cet axe, créant l'illusion que le ciel tourne autour de nous. Notez que la Terre sur cette image a été inclinée de sorte que votre emplacement soit au sommet et que le pôle Nord soit l'endroit où se trouve le N. Le mouvement apparent des objets célestes dans le ciel autour du pôle est représenté par la flèche circulaire.

Aujourd'hui, nous savons que ce n'est pas la sphère céleste qui tourne au fil de la nuit et du jour, mais plutôt la planète sur laquelle nous vivons. Nous pouvons placer un bâton imaginaire à travers les pôles nord et sud de la Terre, représentant l'axe de notre planète. C'est parce que la Terre tourne sur cet axe toutes les 24 heures que nous voyons le Soleil, la Lune et les étoiles se lever et se coucher avec une régularité d'horlogerie. Aujourd'hui, nous savons que ces objets célestes ne sont pas vraiment sur un dôme, mais à des distances très variables de nous dans l'espace. Néanmoins, il est parfois encore pratique de parler de dôme ou de sphère céleste pour nous aider à suivre les objets dans le ciel. Il y a même un théâtre spécial, appelé un planétarium, dans laquelle nous projetons une simulation des étoiles et des planètes sur un dôme blanc.

Lorsque la sphère céleste tourne, les objets qu'elle contient maintiennent leurs positions les uns par rapport aux autres. Un groupe d'étoiles comme la Grande Ourse a la même forme au cours de la nuit, bien qu'il tourne avec le ciel. Au cours d'une seule nuit, même les objets dont nous savons qu'ils ont des mouvements importants, tels que les planètes voisines, semblent fixes par rapport aux étoiles. Seuls les météores - de brèves "étoiles filantes" qui apparaissent pendant quelques secondes seulement - se déplacent sensiblement par rapport aux autres objets de la sphère céleste. (C'est parce que ce ne sont pas du tout des étoiles. Ce sont plutôt de petits morceaux de poussière cosmique, qui brûlent lorsqu'ils frappent l'atmosphère terrestre.) Nous pouvons utiliser le fait que toute la sphère céleste semble tourner ensemble pour nous aider à mettre en place des systèmes. pour garder une trace de ce qui est visible dans le ciel et où ils se trouvent à un moment donné.

Pôles célestes et équateur céleste

Pour nous aider à nous orienter dans le ciel tournant, les astronomes utilisent un système qui prolonge les points de l'axe de la Terre dans le ciel. Imaginez une ligne passant par la Terre, reliant les pôles Nord et Sud. C'est l'axe de la Terre, et la Terre tourne autour de cette ligne. Si nous prolongeons cette ligne imaginaire vers l'extérieur de la Terre, les points où cette ligne coupe la sphère céleste sont appelés les pôle nord céleste et le pôle sud céleste. Lorsque la Terre tourne autour de son axe, le ciel semble tourner dans la direction opposée autour de ceux pôles célestes ( Figure 3 ). Nous aussi (dans notre imagination) jetons l'équateur de la Terre dans le ciel et appelons cela le équateur céleste. Il se trouve à mi-chemin entre les pôles célestes, tout comme l'équateur terrestre se trouve à mi-chemin entre les pôles de notre planète.

Le tour du pôle Sud céleste.

Figure 3. Cette photo à longue exposition montre des traînées laissées par les étoiles à la suite de la rotation apparente de la sphère céleste autour du pôle sud céleste. (En réalité, c'est la Terre qui tourne.) (Crédit : ESO/Iztok Bončina)

Imaginons maintenant comment rouler sur différentes parties de notre Terre en rotation affecte notre vision du ciel. Le mouvement apparent de la sphère céleste dépend de votre latitude (position nord ou sud de l'équateur). Tout d'abord, notez que l'axe de la Terre pointe vers les pôles célestes, donc ces deux points dans le ciel ne semblent pas tourner.

Si vous vous teniez au pôle Nord de la Terre, par exemple, vous verriez le pôle nord céleste au-dessus de votre tête, à votre zénith. L'équateur céleste, à 90° des pôles célestes, se trouverait le long de votre horizon. Pendant que vous regardiez les étoiles au cours de la nuit, elles tournaient toutes autour du pôle céleste, sans se lever ni se coucher. Seule la moitié du ciel au nord de l'équateur céleste est visible par un observateur au pôle Nord. De même, un observateur au pôle Sud ne verrait que la moitié sud du ciel.

Si vous étiez à l'équateur terrestre, en revanche, vous voyez l'équateur céleste (qui, après tout, n'est qu'une "extension" de l'équateur terrestre) passer au-dessus de votre zénith. Les pôles célestes, étant à 90° de l'équateur céleste, doivent alors se trouver aux points nord et sud de votre horizon. Au fur et à mesure que le ciel tourne, toutes les étoiles se lèvent et se couchent, elles montent directement du côté est de l'horizon et se couchent directement du côté ouest. Pendant une période de 24 heures, toutes les étoiles sont au-dessus de l'horizon exactement la moitié du temps. (Bien sûr, pendant certaines de ces heures, le Soleil est trop brillant pour que nous puissions les voir.)

Que verrait un observateur sous les latitudes des États-Unis ou de l'Europe ? N'oubliez pas que nous ne sommes ni au pôle terrestre ni à l'équateur, mais entre eux. Pour ceux des États-Unis continentaux et d'Europe, le pôle nord céleste n'est ni au-dessus ni à l'horizon, mais entre les deux. Il apparaît au-dessus de l'horizon nord à une hauteur angulaire, ou altitude, égale à la latitude de l'observateur. A San Francisco, par exemple, où la latitude est de 38° N, le pôle nord céleste est à 38° au-dessus de l'horizon nord.

Pour un observateur à 38° de latitude N, le pôle sud céleste est à 38° sous l'horizon sud et, par conséquent, n'est jamais visible. Alors que la Terre tourne, le ciel entier semble pivoter autour du pôle nord céleste. Pour cet observateur, les étoiles à moins de 38° du pôle Nord ne peuvent jamais se coucher. Ils sont toujours au-dessus de l'horizon, de jour comme de nuit. Cette partie du ciel s'appelle le nord zone circumpolaire. Pour les observateurs des États-Unis continentaux, la Grande Ourse, la Petite Ourse et Cassiopée sont des exemples de groupes d'étoiles dans la zone circumpolaire nord. En revanche, les étoiles à moins de 38° du pôle sud céleste ne se lèvent jamais. Cette partie du ciel est la zone circumpolaire sud. Pour la plupart des observateurs américains, la Croix du Sud se trouve dans cette zone. (Ne vous inquiétez pas si vous n'êtes pas familier avec les groupes d'étoiles que nous venons de mentionner, nous les présenterons plus formellement plus tard.)

À ce moment particulier de l'histoire de la Terre, il se trouve qu'il y a une étoile très proche du pôle nord céleste. On l'appelle Polaris , l'étoile polaire, et a la particularité d'être l'étoile qui bouge le moins lorsque le ciel du nord tourne chaque jour. Parce qu'il bougeait si peu alors que les autres étoiles bougeaient beaucoup plus, il a joué un rôle particulier dans la mythologie de plusieurs tribus amérindiennes, par exemple (certains l'appelaient le « fixateur du ciel »).

QUEL EST VOTRE ANGLE ?

Les astronomes mesurent à quelle distance les objets apparaissent dans le ciel en utilisant des angles. Par définition, il y a 360° dans un cercle, donc un cercle s'étendant complètement autour de la sphère céleste contient 360°. La demi-sphère ou dôme du ciel contient alors 180° de l'horizon à l'horizon opposé. Ainsi, si deux étoiles sont distantes de 18°, leur séparation s'étend sur environ 1/10 du dôme du ciel. Pour vous donner une idée de la taille d'un degré, la pleine Lune fait environ un demi-degré de diamètre. C'est à peu près la largeur de votre plus petit doigt (petit doigt) vu à bout de bras.

Lever et coucher du soleil

Nous avons décrit le mouvement des étoiles dans le ciel nocturne, mais qu'en est-il pendant la journée ? Les étoiles continuent de tourner pendant la journée, mais l'éclat du Soleil les rend difficiles à voir. (Cependant, la Lune peut souvent être vue à la lumière du jour.) Un jour donné, nous pouvons considérer le Soleil comme étant situé à une certaine position sur la sphère céleste hypothétique. Lorsque le Soleil se lève, c'est-à-dire lorsque la rotation de la Terre porte le Soleil au-dessus de l'horizon, la lumière du soleil est dispersée par les molécules de notre atmosphère, remplissant notre ciel de lumière et cachant les étoiles au-dessus de l'horizon.

Depuis des milliers d'années, les astronomes savent que le Soleil fait bien plus que se lever et se coucher. Il change progressivement de position sur la sphère céleste, se déplaçant chaque jour d'environ 1° vers l'est par rapport aux étoiles. Très raisonnablement, les anciens pensaient que cela signifiait que le Soleil se déplaçait lentement autour de la Terre, prenant une période de temps que nous appelons 1 an pour faire un cercle complet. Aujourd'hui, bien sûr, nous savons que c'est la Terre qui tourne autour du Soleil, mais l'effet est le même : la position du Soleil dans notre ciel change de jour en jour. Nous avons une expérience similaire lorsque nous nous promenons autour d'un feu de camp la nuit, nous voyons les flammes apparaître devant chaque personne assise autour du feu à tour de rôle.

Le chemin que le Soleil semble prendre autour de la sphère céleste chaque année est appelé le écliptique (Illustration 4). En raison de son mouvement sur l'écliptique, le Soleil se lève environ 4 minutes plus tard chaque jour par rapport aux étoiles. La Terre doit faire un peu plus d'une rotation complète (par rapport aux étoiles) pour faire remonter le Soleil.

Cercles d'étoiles à différentes latitudes.

Figure 4. La rotation du ciel est différente selon votre latitude sur Terre. (a) Au pôle Nord, les étoiles tournent autour du zénith et ne se lèvent ni ne se couchent. (b) A l'équateur, les pôles célestes sont à l'horizon, et les étoiles se lèvent tout droit et se couchent tout droit. (c) At intermediate latitudes, the north celestial pole is at some position between overhead and the horizon. Its angle above the horizon turns out to be equal to the observer’s latitude. Stars rise and set at an angle to the horizon.

As the months go by and we look at the Sun from different places in our orbit, we see it projected against different places in our orbit, and thus against different stars in the background ( Figure 5 and Table)—or we would, at least, if we could see the stars in the daytime. In practice, we must deduce which stars lie behind and beyond the Sun by observing the stars visible in the opposite direction at night. After a year, when Earth has completed one trip around the Sun, the Sun will appear to have completed one circuit of the sky along the ecliptic.

Constellations on the Ecliptic.

Figure 5. As Earth revolves around the Sun, we sit on “platform Earth” and see the Sun moving around the sky. The circle in the sky that the Sun appears to make around us in the course of a year is called the ecliptic. This circle (like all circles in the sky) goes through a set of constellation s. The ancients thought these constellations, which the Sun (and the Moon and planets) visited, must be special and incorporated them into their system of astrology. Note that at any given time of the year, some of the constellations crossed by the ecliptic are visible in the night sky others are in the day sky and are thus hidden by the brilliance of the Sun.

Constellations on the Ecliptic

Constellation on the Ecliptic Dates When the Sun Crosses It
Capricornus January 21–February 16
Aquarius February 16–March 11
Pisces March 11–April 18
Aries April 18–May 13
Taurus May 13–June 22
Gemini June 22–July 21
Cancer July 21–August 10
Leo August 10–September 16
Virgo September 16–October 31
Libra October 31–November 23
Scorpius November 23–November 29
Ophiuchus November 29–December 18
Sagittarius December 18–January 21

The ecliptic does not lie along the celestial equator but is inclined to it at an angle of about 23.5°. In other words, the Sun’s annual path in the sky is not linked with Earth’s equator. This is because our planet’s axis of rotation is tilted by about 23.5° from a vertical line sticking out of the plane of the ecliptic ( Figure 6 ). Being tilted from “straight up” is not at all unusual among celestial bodies Uranus and Pluto are actually tilted so much that they orbit the Sun “on their side.”

The Celestial Tilt

Figure 6. The celestial equator is tilted by 23.5° to the ecliptic. As a result, North Americans and Europeans see the Sun north of the celestial equator and high in our sky in June, and south of the celestial equator and low in the sky in December.

The inclination of the ecliptic is the reason the Sun moves north and south in the sky as the seasons change. In Earth, Moon, and Sky, we discuss the progression of the seasons in more detail.

Fixed and Wandering Stars

The Sun is not the only object that moves among the fixed stars. The Moon and each of the planets that are visible to the unaided eye—Mercury, Venus, Mars, Jupiter, Saturn, and Uranus (although just barely)—also change their positions slowly from day to day. During a single day, the Moon and planets all rise and set as Earth turns, just as the Sun and stars do. But like the Sun, they have independent motions among the stars, superimposed on the daily rotation of the celestial sphere. Noticing these motions, the Greeks of 2000 years ago distinguished between what they called the fixed stars—those that maintain fixed patterns among themselves through many generations—and the wandering stars, or planets. The word “planet,” in fact, means “wanderer” in ancient Greek.

Today, we do not regard the Sun and Moon as planets, but the ancients applied the term to all seven of the moving objects in the sky. Much of ancient astronomy was devoted to observing and predicting the motions of these celestial wanderers. They even dedicated a unit of time, the week, to the seven objects that move on their own that’s why there are 7 days in a week. The Moon, being Earth’s nearest celestial neighbor, has the fastest apparent motion it completes a trip around the sky in about 1 month (or moonth). To do this, the Moon moves about 12°, or 24 times its own apparent width on the sky, each day.

Angles in the Sky

A circle consists of 360 degrees (°). When we measure the angle in the sky that something moves, we can use this formula:

This is true whether the motion is measured in kilometers per hour or degrees per hour we just need to use consistent units.

As an example, let’s say you notice the bright star Sirius due south from your observing location in the Northern Hemisphere. You note the time, and then later, you note the time that Sirius sets below the horizon. You find that Sirius has traveled an angular distance of about 75° in 5 h. About how many hours will it take for Sirius to return to its original location?

Solution

The speed of Sirius is .If we want to know the time required for Sirius to return to its original location, we need to wait until it goes around a full circle, or 360°. Rearranging the formula for speed we were originally given, we find:

Check Your Learning

The Moon moves in the sky relative to the background stars (in addition to moving with the stars as a result of Earth’s rotation.) Go outside at night and note the position of the Moon relative to nearby stars. Repeat the observation a few hours later. How far has the Moon moved? (For reference, the diameter of the Moon is about 0.5°.) Based on your estimate of its motion, how long will it take for the Moon to return to the position relative to the stars in which you first observed it?

ANSWER:

The speed of the moon is 0.5°/1 h. To move a full 360°, the moon needs 720 h:

The individual paths of the Moon and planets in the sky all lie close to the ecliptic, although not exactly on it. This is because the paths of the planets about the Sun, and of the Moon about Earth, are all in nearly the same plane, as if they were circles on a huge sheet of paper. The planets, the Sun, and the Moon are thus always found in the sky within a narrow 18-degree-wide belt, centered on the ecliptic, called the zodiac ( Figure 5 ). (The root of the term “zodiac” is the same as that of the word “zoo” and means a collection of animals many of the patterns of stars within the zodiac belt reminded the ancients of animals, such as a fish or a goat.)

How the planets appear to move in the sky as the months pass is a combination of their actual motions plus the motion of Earth about the Sun consequently, their paths are somewhat complex. As we will see, this complexity has fascinated and challenged astronomers for centuries.


Accuracy and drone ROI

Let’s expand on this logic and say you take aerial images of a mine site featuring some pipelines. You set your flight and payload parameters to achieve a GSD of 2.5 cm (1 in). On the resulting drone map, you want to find the length of one stretch of pipeline. To do this, you draw a polyline in your software along the distance of the pipe. The software will convert the line’s pixel distance into a real-world distance.

On the other hand, if you want to know the length down to the centimeter (0.4 in) level, you cannot measure it exactly. Pourquoi? Any space smaller than a 2.5 cm (1 in) will be contained within one pixel, which is a single square of data that lacks definition. The end points of your polyline will be sitting at best within 2.5 cm from the end of the pipe.

These aerial images by WingtraOne with its Sony QX1 payload compose a map of a Swiss mine based on a 2.5 cm (1 in) / px GSD. Zooming in to the closest point, we can get accuracy within a few centimeters (about an inch) to estimate the length of the pipe.

The same is true if you need to accurately locate the center of a ground control point or the edge of a building. With a better (lower) GSD, it will be much easier to see the center point or edge, because each pixel represents a smaller space. In the context of your survey, this kind of detail difference adds up over large areas, and it matters.

A 1 cm (0.4 in) error spread over many meters becomes a volumetric or land area difference that could get quite expensive.

For example, if our GSD is 5 cm (2 in), this means our accuracy error will be that much, or more, in cm. For a volume it’s actually way more than this. Pourquoi? You will factor this 5 cm (2 in) error into the surface area of X cm/in 2 based on points plotted and the actual edge of the stockpile. So there will be at least this much difference between the surface area estimate and the actual edge of the stockpile, and this square surface area difference will be multiplied (cubed), as a volume. Imagine a 5 cm (2 in) thick blanket (of error) lying on top of the volume itself. The volume of that blanket depends on your GSD and accuracy.


Voir la vidéo: Calculer la Vitesse Moyenne de la Lune (Novembre 2022).