ดาราศาสตร์

การคำนวณและการทำแผนที่การมองเห็นที่ดีที่สุดของการเกิดท้องฟ้า

การคำนวณและการทำแผนที่การมองเห็นที่ดีที่สุดของการเกิดท้องฟ้า


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

เมื่อเร็ว ๆ นี้ ฉันพบเว็บไซต์ที่ยอดเยี่ยมใน-the-sky.org จากที่นี่ เราเพียงแค่หยิบเหตุการณ์ทางดาราศาสตร์และตรวจสอบการมองเห็นได้ในส่วนใดของโลก สำหรับการซ่อน ตัวอย่างเช่น เรามีแผนที่ที่ดีมากดังนี้:

มีคำสันธาน ไสย สุริยุปราคา และอื่นๆ มากมายที่อธิบายอย่างละเอียดถี่ถ้วน ฉันคิดว่านี่เป็นเว็บไซต์ที่ดีที่สุดสำหรับผู้ที่ทำปฏิทิน Astro

ปัญหาคือว่าถ้าฉันตรวจสอบความสัมพันธ์เช่น Mercury with Mars เมื่อวันที่ 19 สิงหาคม 2021 ฉันใช้เวลาค่อนข้างมากในการตรวจสอบว่าตำแหน่งใดทั่วโลกดีที่สุดสำหรับการดูงานนี้ ฉันพิจารณาความกดอากาศต่ำของดวงอาทิตย์ไม่ต่ำกว่า 6 องศา (สิ้นสุดช่วงพลบค่ำ) และระดับความสูงของวัตถุ 2 ตัวนี้เหนือขอบฟ้า (ไม่ต่ำกว่า 3 องศาเนื่องจากการดับของบรรยากาศ) สุดท้าย แผนที่ที่ร่างด้วยมือของฉันจะมีลักษณะดังนี้:

พล็อตใน Day & Night Map ที่ timeanddate.com

ร่างที่วางแผนไว้ใน Google Maps

ตรวจสอบสถานการณ์ด้วย stellarium-web.org

โดยพื้นฐานแล้วเป็นงานที่ค่อนข้างมากโดยการตรวจสอบว่าสถานที่ใดเหมาะสมที่สุดในการรับชมช่วงเวลาของการรวมตัวอย่างเหมาะสม (ฉันหมายถึงช่วงเวลาที่เข้าใกล้ดาวเคราะห์ 2 ดวงนี้มากที่สุด ซึ่งอาจจะ… 30 นาทีหรือมากกว่านั้น) สรุปผมอยากจะถามถึงความเป็นไปของ คำนวณอัตโนมัติ ของแบบนี้ ตัวอย่างเช่น ถ้าฉันจะใส่คอลัมน์ของค่าความกดอากาศต่ำสุดในคอลัมน์ ในอีกคอลัมน์หนึ่งที่ระดับความสูงต่ำสุดของดาวเคราะห์เหล่านี้ เครื่องมือบางอย่างจะนำแผนที่มาให้ฉันตามที่แสดงด้านบนนี้หรือไม่

เป็นไปได้ไหมเช่นกับ Python หรืออื่น ๆ (ฉันเป็นเพียงพื้นฐานกับซอฟต์)?

หรือคุณรู้จักเว็บเซอร์วิส ซึ่งคำนวณแบบนี้ให้คุณ?

ฉันให้ทุนคำถามที่นี่:

วิธีคำนวณสันธานของดาวเคราะห์ 2 ดวง

แต่ใช้กับการคำนวณวันที่และสถานการณ์เชิงเรขาคณิตของคำสันธาน ฉันต้องการมีบางอย่างในแผนที่ที่แสดงด้านบน


คำตอบบางส่วนสำหรับ

เป็นไปได้ไหมเช่นกับ Python หรืออื่น ๆ (ฉันเป็นเพียงพื้นฐานกับซอฟต์)?

ใช่

ใช้สกายฟิลด์

ตราบใดที่คุณสามารถรวบรวม Python เล็กน้อยได้ คุณสามารถค้นหากิจกรรม ทำแผนที่ภูมิประเทศของเวลาและระดับความสูงของกิจกรรม หรือแม้แต่ทำให้เป็นวงและค้นหาตำแหน่งที่เหมาะสมที่สุด

สิ่งที่ดีเกี่ยวกับการเรียนรู้การใช้ Skyfield ก็คือคุณสามารถทำการค้นหาเหตุการณ์ โครงเรื่อง การคาดคะเน ฯลฯ ได้ด้วยวิธีนี้ในอนาคต และเป็นวิธีที่ยอดเยี่ยมในการพัฒนาทักษะ Python ด้วยเช่นกัน

Skyfield ยังมีหน้า Github ที่มีหน้าอภิปรายและปัญหาที่มีการใช้งานกันมาก

คุณยังสามารถดูคำถามอื่นๆ ของไซต์นี้ที่แท็กด้วย Skyfield ได้ที่นี่ และใน Space Exploration SE


ดูสิ่งนี้ด้วย:


หาขั้วโลกเหนือ

ฉันได้รับกล้องดูดาวแล้ว เล็งไปที่ท้องฟ้า และไม่รู้ว่าจะมองหาอะไร จำนวนดาวที่ฉันมองเห็นได้เนื่องจากมลพิษทางแสงจากที่ที่ฉันอาศัยอยู่มีน้อย แต่เมื่อฉันมองผ่านกล้องโทรทรรศน์ เนื่องจากความสามารถในการรวบรวมแสงของกล้องโทรทรรศน์ขนาดรูรับแสง 150 มม. ฉันจึงเห็นดาวจำนวนนับไม่ถ้วน การดูดาวเป็นเรื่องสนุกสักหน่อย แต่โดยไม่รู้ว่าคุณกำลังดูอะไร ดาวทุกดวงก็ดูเหมือนกันหมด

ฉันมีภูเขาเส้นศูนย์สูตรที่อนุญาตให้ฉันป้อนชื่อดาวหรือวัตถุในห้วงอวกาศและฉันก็สามารถดูได้ แต่นั่นจะง่ายเกินไป เมื่อคุณเข้าสู่วงการดาราศาสตร์ มันไม่ใช่เพียงเพราะภาพที่สวยงามเท่านั้น แต่อาจเป็นเพราะคุณต้องการที่จะเรียนรู้เพิ่มเติมใช่ไหม? ด้วยเส้นศูนย์สูตร สถานที่ที่ดีที่สุดในการเริ่มต้นเรียนรู้ที่จะหาทางท่ามกลางจุดเริ่มต้นคือการค้นหาขั้วโลกเหนือ (NCP)

ขั้วโลกเหนือ

ขั้วโลกเหนือไม่ใช่วัตถุทางกายภาพเหมือนดาวฤกษ์หรือดาราจักร เป็นจุดในจินตนาการซึ่งดูเหมือนจะทำให้ท้องฟ้าในซีกโลกเหนือเปลี่ยนไปตลอดทั้งวัน

มีเหตุผลหลายประการที่การเรียนรู้การหาขั้วโลกเหนือ (ในซีกโลกเหนือ) จึงเป็นจุดเริ่มต้นที่ดีที่สุด:


หาขั้วโลกเหนือ

ฉันได้รับกล้องดูดาวแล้ว เล็งไปที่ท้องฟ้า และไม่รู้ว่าจะมองหาอะไร จำนวนดาวที่ฉันมองเห็นได้เนื่องจากมลพิษทางแสงจากที่ที่ฉันอาศัยอยู่มีน้อย แต่เมื่อฉันมองผ่านกล้องโทรทรรศน์ เนื่องจากความสามารถในการรวบรวมแสงของกล้องโทรทรรศน์ขนาดรูรับแสง 150 มม. ฉันจึงเห็นดาวจำนวนนับไม่ถ้วน การดูดาวเป็นเรื่องสนุกสักหน่อย แต่โดยไม่รู้ว่าคุณกำลังดูอะไร ดาวทุกดวงก็ดูเหมือนกันหมด

ฉันมีภูเขาเส้นศูนย์สูตรที่อนุญาตให้ฉันป้อนชื่อดาวหรือวัตถุในห้วงอวกาศและฉันก็สามารถดูได้ แต่นั่นจะง่ายเกินไป เมื่อคุณเข้าสู่วงการดาราศาสตร์ มันไม่ใช่เพียงเพราะภาพที่สวยงามเท่านั้น แต่อาจเป็นเพราะคุณต้องการที่จะเรียนรู้เพิ่มเติมใช่ไหม? ด้วยเส้นศูนย์สูตร สถานที่ที่ดีที่สุดในการเริ่มต้นเรียนรู้ที่จะหาทางท่ามกลางจุดเริ่มต้นคือการค้นหาขั้วโลกเหนือ (NCP)

ขั้วโลกเหนือ

ขั้วโลกเหนือไม่ใช่วัตถุทางกายภาพเหมือนดาวฤกษ์หรือดาราจักร เป็นจุดในจินตนาการซึ่งดูเหมือนจะทำให้ท้องฟ้าในซีกโลกเหนือเปลี่ยนไปตลอดทั้งวัน

มีเหตุผลหลายประการที่การเรียนรู้การหาขั้วโลกเหนือ (ในซีกโลกเหนือ) จึงเป็นจุดเริ่มต้นที่ดีที่สุด:


พิกัดท้องฟ้า

หัวข้อนี้ถูกทำเครื่องหมายเป็น "อยู่เฉยๆ"&mdashข้อความล่าสุดมีอายุมากกว่า 90 วัน คุณสามารถชุบชีวิตได้โดยการโพสต์ตอบกลับ

1richardbsmith

2misericordia

การเสื่อม? ในภาษาศาสตร์ การเสื่อมคือการเกิดขึ้นของการผันคำกริยาในคำนาม คำสรรพนาม และคำคุณศัพท์ โดยระบุลักษณะเช่นตัวเลข (โดยทั่วไปคือเอกพจน์กับพหูพจน์) กรณี (เรื่อง วัตถุ เป็นต้น) เพศ และการครอบครอง

หรือการปฏิเสธ? ในทางดาราศาสตร์ เดคลิเนชัน (ตัวย่อ dec หรือ δ) เป็นหนึ่งในพิกัดสองพิกัดของระบบพิกัดเส้นศูนย์สูตร อีกพิกัดหนึ่งคือการขึ้นทางขวาหรือมุมชั่วโมง

คุณกำลังพูดถึงการเห็นวัตถุที่ไม่รู้จักบนท้องฟ้าและคำนวณการปฏิเสธและการขึ้นสู่สวรรค์ หรือคุณกำลังพูดถึงการค้นหาวัตถุที่กำหนดบนแผนที่เพื่อให้ทราบการลดลงและการขึ้นสู่สวรรค์แล้วหาจุดนั้นบนท้องฟ้า?

ด้วยระบบ goto ของขอบเขตของฉัน ฉันต้องระบุวันที่ เวลา ลองจิจูดและละติจูด จากนั้นไปที่เป้าหมายสามประการที่ฉัน "ยึด" ฉันสามารถป้อนตำแหน่ง goto ได้ ถ้าฉันสตาร์ฮอปโดยการย้ายขอบเขตด้วยตนเอง มันควรให้เวลาฉันชั่วโมง นาที วินาทีสำหรับการขึ้นสู่สวรรค์ และองศาสำหรับการปฏิเสธ

หากคุณไม่มี "goto" คุณต้องใช้ "setting circle" ฉันคิดว่า Norton's Star Atlas และคู่มืออ้างอิงมีขั้นตอนสำหรับวิธีการนั้น ซึ่งฉันเชื่อว่าเริ่มต้นด้วยการล็อคดาวที่รู้จักและจับคู่ "วงกลมตั้งค่า" บนกล้องโทรทรรศน์กับการตั้งค่านั้น

3richardbsmith

สิ่งที่ฉันกำลังพยายามหาคือวิธีการวัดพิกัดดาวด้วยตนเอง กล้องโทรทรรศน์ของฉันเป็นแบบพื้นฐานโดยไม่มีเครื่องมือติดตามใดๆ ฉันได้เรียนรู้ดวงดาวและกลุ่มดาวมากมาย และรู้สึกดีกับการขึ้นและลงที่ถูกต้อง แต่ฉันสนใจที่จะเรียนรู้การวัดตำแหน่งด้วยตนเอง - เช่นอาจจะใช้แอสโทรลาบ (ซึ่งฉันไม่มีด้วย)

สองสิ่งที่กระตุ้นคำถามนี้คือ 1) พยายามวัดการเคลื่อนที่ของดาวอังคารห่างจากลีโอในขณะนี้ และ 2) ความอยากรู้อยากเห็นว่าฮิปปาร์คัสสามารถค้นพบการเคลื่อนตัวของดาวได้อย่างไร โดยเปรียบเทียบการเปลี่ยนแปลงในตำแหน่งของดาวจากการสังเกตครั้งก่อน

ฉันไม่สามารถค้นหาวิธีการวัดตำแหน่งด้วยเครื่องมือที่ง่ายกว่า

ตัวระบุตำแหน่งที่ดีกว่า (และกล้องโทรทรรศน์ที่ดีกว่า) จะเป็นประโยชน์ในการค้นหาวัตถุที่มองเห็นได้น้อยกว่าบางส่วน แต่ตอนนี้ความสนใจของฉันน่าจะเป็นเรื่องพื้นฐานมากกว่า

4misericordia

ฉันคิดว่าบางทีคุณอาจต้องการกล้องสำรวจมากกว่า astrolabe แต่เดี๋ยวก่อน มันไม่ใช่ว่าคุณกำลังนำทางไปยังดวงจันทร์

คุณมีนาฬิกาและกล้องโทรทรรศน์ที่ดีหรือไม่? หากคุณต้องการการวัดแบบคร่าวๆ คุณสามารถวางดาวอังคารไว้ที่ขอบของมุมมองและทำเครื่องหมายเวลาได้ จากนั้นถึงเวลาที่โลกจะหมุนเพื่อย้ายดาวที่รู้จักมาสู่มุมมอง หากคุณทำเช่นนี้เป็นเวลาหลายคืน เวลาจะเพิ่มมากขึ้นเรื่อย ๆ เมื่อดาวอังคารเคลื่อนตัวออกไป หรือคุณสามารถสลับดาวดวงนี้ที่ดาวอังคารกำลังเคลื่อนเข้าหา

วิธีที่ Hipparchus กำหนด precession นั้นอยู่เหนือฉันอย่างไร ฉันแน่ใจว่ามันมีส่วนเกี่ยวข้องกับคำแนะนำเฉื่อย ไจโรสโคป และ FM เป็นจำนวนมาก

5richardbsmith

การวัดด้วยนาฬิกาอาจเป็นคำแนะนำที่ดีที่สุดสำหรับจุดประสงค์ของฉัน ไม่สามารถง่ายกว่านั้น

ดาวอังคารน่าจะอยู่บนต้นไม้ที่นี่ในไม่ช้านี้ ขอบคุณ

6misericordia

7richardbsmith

ฉันไม่ได้ผลลัพธ์ที่ฉันหวังไว้ ฉันไม่พบดาวที่อยู่ใกล้และมองเห็นได้เพื่อใช้ในการวัด ซึ่งแน่นอนว่าเป็นดาวที่อยู่ภายในรูรับแสง 60 มม. ของกล้องโทรทรรศน์ของฉัน ฉันเคยคิดว่าจะใช้จุดสังเกตแบบคงที่ซึ่งมีตำแหน่งการดูคงที่เพื่อทำสิ่งเดียวกันให้สำเร็จ แต่ฉันไม่ได้ทำตามนั้น

ฉันกำลังอ่าน De Revolutionibus - อย่างช้าๆ น่าสนใจที่เขาใช้การขึ้นและลงที่ถูกต้อง ฉันสงสัยว่าระบบพิกัดนั้นใช้ย้อนหลังไปนานแค่ไหนและวัดได้อย่างไร


สารบัญ

ขั้วท้องฟ้าเหนือในปัจจุบันอยู่ห่างจากดาวโพลาริสสว่าง 1 องศา (ชื่อมาจากภาษาละติน สเตลล่า โพลาริสซึ่งหมายถึง "โพลสตาร์") สิ่งนี้ทำให้ Polaris หรือที่เรียกขานกันว่า "ดาวเหนือ" มีประโยชน์สำหรับการนำทางในซีกโลกเหนือ: ไม่เพียงแต่จะอยู่เหนือจุดเหนือของขอบฟ้าเท่านั้น แต่มุมสูง (เกือบ) ของมันเสมอ (เกือบ) เท่ากับละติจูดทางภูมิศาสตร์ของผู้สังเกต ( แม้ว่าจะสามารถเห็นได้จากสถานที่ในซีกโลกเหนือเท่านั้น)

โพลาริสอยู่ใกล้ขั้วโลกเหนือเพียงเศษเสี้ยวเล็กน้อยของวัฏจักรก่อนการเคลื่อนตัว 25,700 ปี มันจะเป็นค่าประมาณที่ดีเป็นเวลาประมาณ 1,000 ปี ซึ่งเมื่อถึงเวลานั้นเสาจะขยับเข้าไปใกล้ Alrai (Gamma Cephei) อีกประมาณ 5,500 ปี ขั้วจะเคลื่อนเข้าใกล้ตำแหน่งดาวอัลเดอรามิน (Alpha Cephei) และในอีก 12,000 ปีข้างหน้า เวก้า (อัลฟ่า ไลเร่) จะกลายเป็น "ดาวเหนือ" แม้ว่าจะอยู่ที่ประมาณหกองศาจากความจริง ขั้วโลกเหนือ.

หากต้องการค้นหาดาวเหนือจากจุดหนึ่งในซีกโลกเหนือ ให้หันหน้าไปทางทิศเหนือและค้นหาดาวกระบวยใหญ่ (ไถ) และดาวกระบวยน้อย เมื่อมองไปที่ส่วน "ถ้วย" ของ Big Dipper ลองนึกภาพว่าดาวสองดวงที่ขอบด้านนอกของถ้วยสร้างเส้นที่ชี้ขึ้นจากถ้วย เส้นนี้ชี้ตรงไปที่ดาวที่ปลายด้ามของกระบวยน้อย ดาวนั้นคือโพลาริส ดาวเหนือ [2]

ขั้วโลกใต้สามารถมองเห็นได้จากซีกโลกใต้เท่านั้น มันอยู่ในกลุ่มดาวออคแทนท์ ซึ่งเป็นกลุ่มดาวออกแทนท์ ซิกมา ออคแคนทิสถูกระบุว่าเป็นดาวที่ขั้วใต้ ซึ่งอยู่ห่างจากขั้วโลกมากกว่าหนึ่งองศา แต่ด้วยขนาด 5.5 ดาวนั้นแทบจะมองไม่เห็นในคืนท้องฟ้าแจ่มใส

วิธีที่หนึ่ง: The Southern Cross Edit

ขั้วโลกใต้สามารถหาได้จาก Southern Cross (Crux) และดาว "pointer" สองดวง α Centauri และ β Centauri ลากเส้นจินตภาพจาก γ Crucis ไปยัง α Crucis ซึ่งเป็นดาวสองดวงที่ปลายสุดของแกนยาวของไม้กางเขน และตามเส้นนี้ผ่านท้องฟ้า ไม่ว่าจะไปสี่เท่าครึ่งของระยะทางของแกนยาวในทิศทางที่สิ้นสุดแคบของจุดตัด หรือรวมดาวตัวชี้สองตัวเข้ากับเส้นตรง แบ่งเส้นนี้ออกเป็นสองส่วน จากนั้นที่มุมฉาก ให้วาดอีกจินตภาพ ลากเส้นผ่านฟ้าจนมาบรรจบกับเส้นกางเขนใต้ จุดนี้อยู่ห่างจากขั้วโลกใต้ 5 หรือ 6 องศา ดาวสว่างที่มีความสำคัญน้อยมากอยู่ระหว่าง Crux กับตัวขั้วเอง แม้ว่ากลุ่มดาว Musca จะจดจำได้ง่ายในทันทีที่อยู่ใต้ Crux

วิธีที่สอง: Canopus และ Achernar Edit

วิธีที่สองใช้ Canopus (ดาวที่สว่างที่สุดเป็นอันดับสองในท้องฟ้า) และ Achernar สร้างสามเหลี่ยมด้านเท่าขนาดใหญ่โดยใช้ดาวเหล่านี้สำหรับมุมสองมุม มุมจินตภาพที่สามจะเป็นขั้วฟ้าใต้ ถ้า Canopus ยังไม่ขึ้น สามารถใช้ Alpha Pavonis ขนาดที่สองเพื่อสร้างรูปสามเหลี่ยมที่มี Achernar และเสาได้

วิธีที่สาม: The Magellanic Clouds Edit

วิธีที่สามดีที่สุดสำหรับคืนที่ไร้ดวงจันทร์และท้องฟ้าแจ่มใส เนื่องจากใช้ "เมฆ" จางๆ สองก้อนบนท้องฟ้าทางใต้ สิ่งเหล่านี้ถูกทำเครื่องหมายไว้ในหนังสือดาราศาสตร์ว่าเมฆแมคเจลแลนใหญ่และเล็ก "เมฆ" เหล่านี้เป็นกาแลคซีแคระที่อยู่ใกล้ทางช้างเผือกจริงๆ ทำสามเหลี่ยมด้านเท่า จุดที่สามคือขั้วฟ้าใต้

วิธีที่สี่: Sirius และ Canopus Edit

เส้นหนึ่งจากซิเรียสซึ่งเป็นดาวที่สว่างที่สุดในท้องฟ้า ผ่าน Canopus ซึ่งเป็นดาวที่สว่างที่สุดเป็นอันดับสอง ต่อเนื่องเป็นระยะทางเดียวกันถึงพื้นดินภายในรัศมีสองสามองศาของขั้วโลก กล่าวอีกนัยหนึ่ง Canopus อยู่กึ่งกลางระหว่าง Sirius และเสา


การคำนวณและการทำแผนที่การมองเห็นที่ดีที่สุดของการเกิดท้องฟ้า - Astronomy

ความสว่างที่ชัดเจนและความน่าจะเป็นของการตรวจจับวัตถุในอวกาศขึ้นอยู่กับปัจจัยสำคัญต่อไปนี้ ซึ่งแต่ละปัจจัยต้องระบุเพื่อประเมินการมองเห็นได้อย่างแม่นยำ:

    ลักษณะทางกายภาพของวัตถุ: ขนาด รูปร่าง พื้นผิว สี (หากมองเห็นได้ด้วยแสงสะท้อนเท่านั้น) หรือความส่องสว่างและลักษณะสเปกตรัม (หากเรืองแสงในตัวเอง)

ระยะห่างระหว่างวัตถุและผู้สังเกต

ความสว่างและลักษณะของพื้นหลังหรือฟิลด์ที่วัตถุถูกสังเกต

ความสามารถในการมองเห็นของผู้สังเกตและกำลังขยายของอุปกรณ์ช่วยการมองเห็นของเขา (ถ้ามี)

ลักษณะการดูดกลืนสเปกตรัมและความสามารถในการส่งผ่านแสงของตัวกลางระหว่างวัตถุและผู้สังเกต

การเคลื่อนไหวที่ชัดเจนของวัตถุและการเปลี่ยนแปลงในลักษณะของเวลา (ไม่ว่าจะคงที่ กะพริบ กะพริบ ฯลฯ )

จากประสบการณ์ปกติ เราจำเป็นต้องมองวัตถุนอกโลกผ่านชั้นบรรยากาศของโลก ซึ่งกระจายแสง มักมีเมฆมาก และเคลื่อนที่ตลอดเวลา การเคลื่อนที่ของชั้นบรรยากาศ แม้ในสภาพอากาศที่แจ่มใสที่สุด ทำให้เกิดข้อจำกัดอย่างร้ายแรงต่อกำลังการแก้ไขของกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ (ความสามารถในการสร้างภาพหรือภาพถ่ายที่มีรายละเอียดประณีต) ดังนั้น กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ที่ใช้เหนือชั้นบรรยากาศ กล่าวคือ บนพื้นผิวของดวงจันทร์ จะมีความสามารถที่เพิ่มขึ้นอย่างมากในการแก้ไขรายละเอียดบนพื้นผิวของดาวเคราะห์และดวงอาทิตย์ และจะปรับปรุงความสามารถของมนุษย์ในการสำรวจจักรวาลที่มองเห็นได้ทั้งหมดอย่างมาก

ปัจจัยที่ส่งผลต่อการมองเห็นวัตถุในอวกาศตามรายการด้านบนนั้นค่อนข้างชัดเจนและเป็นที่ยอมรับในประสบการณ์ในชีวิตประจำวันทั่วไป อย่างไรก็ตาม การพิจารณาสิ่งเหล่านั้นทั้งหมดพร้อมๆ กันในการคำนวณการมองเห็นของวัตถุที่อยู่ห่างไกลมักจะเข้ามาเกี่ยวข้อง เนื่องจากนิพจน์ทางคณิตศาสตร์อย่างง่ายซึ่งจะเป็นประโยชน์ภายใต้เงื่อนไขที่หลากหลายนั้นไม่สามารถกำหนดได้ จึงมีตัวอย่างจำนวนหนึ่งให้ไว้ด้านล่างเพื่อแสดงความสัมพันธ์ระหว่างขนาดและระยะห่างในการตรวจจับวัตถุที่มองเห็นได้ยาก 1

1 Dole, S. H., Visual Detection of Light Sources on or Near the Moon, The RAND Corp Research Memorandum RM-1900, 24 พฤษภาคม 2500

78 ดาราศาสตร์และการประยุกต์

ตารางนี้แสดงให้เห็นข้อเท็จจริงที่ว่ากระจกระนาบที่มีขนาดเล็กแม้ซึ่งสะท้อนภาพของดวงอาทิตย์อาจดูสว่างพอๆ กับวัสดุสีขาวที่กระจายตัวเป็นบริเวณกว้าง กระจกสะท้อนภาพของดวงอาทิตย์เป็นลำแสงแคบ อย่างไรก็ตาม ทิศทางของกระจกที่สัมพันธ์กับระนาบของดวงอาทิตย์ กระจก และผู้สังเกตมีความสำคัญมาก ในขณะที่วัตถุสีขาวกระจายจะมีความสัมพันธ์เชิงมุมมาก สำคัญน้อยกว่า

ตัวอย่างของตัวปล่อยแสง:

    กล้องส่องทางไกลขนาด 200 นิ้วสามารถตรวจจับไฟหน้ารถยนต์ธรรมดา (หากเล็งอย่างถูกต้อง) ที่อยู่บนครึ่งมืดของพระจันทร์เต็มดวง

สามารถตรวจจับการระเบิดของสารเรืองแสงแมกนีเซียมหลายปอนด์บนครึ่งมืดของพระจันทร์เต็มดวงได้โดยใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่จากโลก

สำหรับผู้สังเกตการณ์ในอวกาศ ซึ่งอยู่ห่างจากวัตถุใดๆ ของดาวเคราะห์ วัตถุที่เห็นได้ชัดเจนที่สุดคือดวงอาทิตย์ ซึ่งดูสว่างกว่าเมื่อมองผ่านชั้นบรรยากาศของโลกบ้าง ในทิศทางที่อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์และโคโรนาในบริเวณใกล้เคียง ท้องฟ้าจะดูมืดแต่มีดวงดาวเจิดจ้ากว่าท้องฟ้ายามราตรีเมื่อมองจากโลกภายใต้สภาวะที่เหมาะสมที่สุด "การกระพริบ" จะไม่ปรากฏ กลุ่มดาวที่คุ้นเคยทั้งหมดจะมองเห็นได้ในคราวเดียว ตั้งแต่กลุ่มดาวหมีเออร์ซาไมเนอร์ไปจนถึงออกแทน (กลุ่มดาวเหนือขั้วโลกเหนือและใต้ของโลก) เมื่อเทียบกับพื้นหลังที่เต็มไปด้วยดวงดาวที่เต็มไปด้วยดวงดาวนี้ วัตถุประดิษฐ์จะตรวจจับได้ยาก เว้นแต่จะทำให้มองเห็นได้ชัดเจนโดยเหตุผลของสีหรือความสว่าง ต้องใช้เทคนิคการค้นหาที่ซับซ้อนเพื่อค้นหาวัตถุที่เลือนลาง

สำหรับผู้สังเกตการณ์บนพื้นผิวของดวงจันทร์ที่หันหน้าเข้าหาโลก จะมีการนำเสนอท้องฟ้าที่คล้ายกัน ยกเว้นว่าสามารถสังเกตซีกโลกได้เพียงซีกเดียวในแต่ละครั้ง และในนั้นโลกจะแขวนอยู่ในตำแหน่งเดียวกันเหนือขอบฟ้าเสมอ โลกจะแสดงเฟส (เหมือนที่ดวงจันทร์แสดงจากโลก): ประมาณครึ่งหนึ่งของพื้นผิวจะถูกปกคลุมไปด้วยเมฆตลอดเวลาโดยที่ไม่ถูกบดบังด้วยเมฆปกคลุม มหาสมุทรจะดูมืดมิด ทวีปมีสีอ่อนกว่าซึ่งสะท้อนเป็นทรงกลมของ ภาพของดวงอาทิตย์บน

ดาราศาสตร์และการใช้งาน 79

แหล่งน้ำจะปรากฏเป็นจุดสว่างของแสง เมื่อสว่างที่สุด โลกจะให้แสงสว่างมากกว่าพระจันทร์เต็มดวงประมาณร้อยเท่าเมื่อมองจากโลก

ปัญหาในการตรวจจับดาวเทียมของโลกด้วยสายตาจากพื้นผิวโลกนั้นซับซ้อนเป็นพิเศษโดยข้อเท็จจริงที่ว่าวัตถุขนาดเล็กที่มองเห็นได้ด้วยแสงสะท้อนเท่านั้นจะต้องอยู่ในแสงแดดจึงจะมองเห็นได้ทั้งหมด แต่สำหรับผู้สังเกตจะต้องปรากฏต่อความมืด พื้นหลัง. ดังนั้นในช่วงเวลาหลังพระอาทิตย์ตกดินและก่อนพระอาทิตย์ขึ้นไม่นานนักเท่านั้นจึงจะสามารถสังเกตดาวเทียมขนาดเล็กได้ นอกจากนี้ หากพวกมันอยู่ใกล้โลก พวกมันอาจมองเห็นได้เฉพาะแถบที่ค่อนข้างแคบบนพื้นผิวโลกใต้รอยทางของดาวเทียม แน่นอน ดาวเทียมขนาดใหญ่สามารถเห็นได้เมื่อตัดกับพื้นหลังท้องฟ้าที่สว่างไสวกว่า ตัวอย่างเช่น เพื่อให้มองเห็นได้ด้วยตาเปล่าในช่วงเวลากลางวันที่มีท้องฟ้าแจ่มใส ดาวเทียมที่ระดับความสูง 1,000 ไมล์จะต้องมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 600 ถึง 700 ฟุต (ทรงกลมสีขาวหรือทรงกลม)

ระบบตรวจจับอินฟราเรดมีบทบาทสำคัญมากขึ้นในการใช้งานทางวิทยาศาสตร์และการทหาร 2-4 ปรากฏการณ์ทางกายภาพพื้นฐานสองประการมีความรับผิดชอบสำหรับสิ่งนี้:

    การแผ่รังสีในส่วนอินฟราเรด (ความร้อน) ของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้ามีปฏิสัมพันธ์อย่างรุนแรงกับโครงสร้างโมเลกุลของสสาร

วัตถุทางกายภาพทุกชิ้นปล่อยรังสีความร้อน ความเข้มของการแผ่รังสีเป็นหน้าที่ของอุณหภูมิที่เพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว

การส่งผ่านหรือการสะท้อนของรังสีอินฟราเรดสามารถทำหน้าที่เป็นตัวตรวจสอบโครงสร้างและองค์ประกอบของสสารทางเคมีและชีวภาพ ไม่เพียงแค่การวิเคราะห์ในห้องปฏิบัติการเท่านั้น หัววัดอินฟราเรดยังอนุญาตให้มนุษย์เริ่มเข้าใจองค์ประกอบของชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์และวัตถุท้องฟ้าอื่นๆ อุปสรรคสำคัญต่อการสังเกตการณ์นอกโลกดังกล่าวคือความสับสนที่เกิดจากชั้นบรรยากาศของโลกที่แทรกแซง การสังเกตการณ์จากภายนอกชั้นบรรยากาศทันทีจะช่วยให้สามารถตรวจสอบชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ได้อย่างแม่นยำเพียงพอเพื่อศึกษาสภาพแวดล้อมที่นักสำรวจดาวเคราะห์ในอนาคตจะต้องรับมือ

ในทำนองเดียวกัน การสังเกตการณ์ชั้นบรรยากาศของโลกด้วยอินฟราเรดจากยานพาหนะที่โคจรอยู่จะทำให้สามารถตรวจวัดปริมาณเมฆที่ปกคลุม ไอน้ำ และความเข้มข้นของก๊าซคาร์บอนไดออกไซด์ และอื่นๆ ในทำนองเดียวกัน ซึ่งจะเป็นประโยชน์ต่อการสังเกตการณ์ด้านอุตุนิยมวิทยา นอกจากนี้ เซ็นเซอร์อินฟราเรดในยานพาหนะที่คล้ายคลึงกันอาจมีประโยชน์บางอย่างสำหรับการลาดตระเวนทางทหารและการเฝ้าระวังโลก โดยเฉพาะอย่างยิ่ง โดยเฉพาะอย่างยิ่ง แหล่งพลังงานอินฟราเรดขนาดใหญ่ เช่น เครื่องยนต์เผาไหม้ภายหลังของยานพาหนะที่มีความเร็วเหนือเสียงและเปลวไฟไอเสียของขีปนาวุธนำวิถี อาจตรวจพบได้จากแท่นโคจร

ช่วงการตรวจจับอินฟราเรดถูกจำกัดอย่างรุนแรงภายในบรรยากาศของเราโดยการกระเจิงและการดูดซับ ดังนั้นการใช้งานทางทหารส่วนใหญ่ เช่น

2 Tozer, E., นิตยสาร New Wonder Weapon ของลุงแซมประจำสัปดาห์นี้, 16 พฤศจิกายน 2501, น. 10.

3 Estey R. S. Infrared: การใช้ใหม่สำหรับขีปนาวุธและจรวดเทคนิคแบบเก่า มิถุนายน 1958

4 Powell, B. W. และ W. M. Kauffman, การประยุกต์ใช้อินฟราเรดเพื่อการแนะแนวและการควบคุม, วิศวกรรมการบินและอวกาศ, พฤษภาคม 1958

80 ดาราศาสตร์และการประยุกต์ใช้

เพื่อเป็นแนวทางสำหรับขีปนาวุธอากาศสู่อากาศประเภท Sidewinder มีลักษณะระยะสั้น (เช่น น้อยกว่า 10 ไมล์) อย่างไรก็ตาม สภาพแวดล้อมในอวกาศจะอนุญาตให้ใช้ความไวสูงสุดของเครื่องตรวจจับอินฟราเรดได้อย่างเต็มที่ ซึ่งช่วยให้ขยายช่วงการตรวจจับได้หลายระดับ แน่นอน แหล่งท้องฟ้าจะตรวจจับได้ในระยะที่ไกลกว่านั้นอีก

เซ็นเซอร์อินฟราเรดจะอนุญาตให้สอดส่องยานอวกาศในลักษณะที่แตกต่างจากการตรวจจับด้วยแสง โดยอิงจากแสงแดดที่สะท้อนหรือเรดาร์ โดยอิงจากการสะท้อนของคลื่นวิทยุ ประโยชน์ของเทคนิคนี้จะขึ้นอยู่กับปริมาณความร้อนที่ใช้ไปในอุปกรณ์จ่ายไฟและระบบขับเคลื่อนของรถยนต์ในอนาคต ข้อดีอย่างหนึ่งของอินฟราเรดสำหรับการสังเกตวัตถุในอวกาศบนพื้นดินคือความสามารถของอินฟราเรดในการสร้างภาพที่คมชัดแม้ผ่านหมอกควันและแสงที่กระจัดกระจาย

เนื่องจากแสงแดดมีส่วนที่มองเห็นได้ของสเปกตรัมในบริเวณอินฟราเรด จึงเป็นไปได้ที่จะสังเกตยานอวกาศด้วยระบบที่รวมเซ็นเซอร์ออปติคัลและอินฟราเรดไว้ด้วยกัน เครื่องตรวจจับ เช่น ตะกั่วซัลไฟด์มีความไวต่อรังสีทั้งสองประเภท และอาจใช้งานได้ดีกว่าเซ็นเซอร์แบบแคบที่จำกัดเฉพาะบริเวณเดียวของสเปกตรัม

อินฟราเรดยังมีประโยชน์ในการตรวจจับวัตถุท้องฟ้าในการนำทางในอวกาศ สำหรับการใช้งานดังกล่าว อินฟราเรดมีข้อดีหลายประการของเทคนิคเกี่ยวกับการมองเห็น เช่น ความแม่นยำเชิงมุมและขนาดและน้ำหนักของอุปกรณ์ขนาดเล็ก อย่างไรก็ตาม มีข้อได้เปรียบที่สำคัญและไม่เหมือนใครอย่างหนึ่งเนื่องจากความสัมพันธ์ระหว่างขนาดกับอุณหภูมิในวัตถุท้องฟ้า วัตถุที่ตรวจจับได้ด้วยแสงจำนวนมหาศาลอาจมีแนวโน้มที่จะทำให้เกิดความสับสนหากระบบออปติคัลถูกใช้สำหรับการนำทางหรือการเฝ้าระวัง เว้นแต่ว่าวิธีการบางอย่างสำหรับการเลือกปฏิบัติเชิงตรรกะ พื้นฐานของความสัมพันธ์ของอวกาศนั้นถูกสร้างขึ้นหรือมีให้โดยอาศัยองค์ประกอบของมนุษย์ อย่างไรก็ตาม ระบบตรวจจับอินฟราเรดที่กรองอย่างเหมาะสมจะถูกจำกัดให้ตรวจจับวัตถุท้องฟ้าจำนวนน้อยกว่ามาก ซึ่งโชคดีที่รวมวัตถุใกล้ตัวที่น่าสนใจที่สุด เช่น ดาวเคราะห์ ทำให้เกิดปัญหาพื้นหลังที่ง่ายขึ้น เมื่อรวมกับการวัดการวิเคราะห์สเปกตรัม เซ็นเซอร์อินฟราเรดจะอนุญาตให้ระบุดาวเคราะห์ได้อย่างชัดเจน ตัวอย่างเช่น ซึ่งอาจมีค่ามากในการนำทางและการนำทางปลายทางของยานอวกาศ

วัตถุประสงค์ทั่วไปของการติดตามคือการสร้างประวัติตำแหน่ง-เวลาของยานพาหนะ สำหรับการนำทาง การนำทาง การสังเกต หรือการโจมตี เทคนิคที่ใช้จะเหมือนกันสำหรับวัตถุประสงค์ต่างๆ เหล่านี้ ในโครงการดาวเทียมและจรวดของดวงจันทร์ในปัจจุบัน ส่วนประกอบที่ค่อนข้างหนักของอุปกรณ์นำทางจะถูกทิ้งหลังจากขับเคลื่อนด้วยการบิน และยานพาหนะนั้นถูกติดตามในการบินฟรีด้วยวิทยุหรือวิธีการทางแสงอื่นๆ การนำทางในอวกาศจะต้องมีการติดตามแหล่งที่มาบนดาวเคราะห์และในยานพาหนะอื่นๆ อย่างไม่ต้องสงสัย รวมทั้งการติดตามตัวรถจากโลกและฐานอื่นๆ

ประเภทของระบบติดตาม ประเภทหลักของระบบติดตามคือ:

ดาราศาสตร์และการใช้งาน 81

ระบบเหล่านี้ใช้ความถี่วิทยุซึ่งโดยทั่วไปอยู่ในช่วงตั้งแต่ 100 กิโลไซเคิลถึง 30,000 เมกะไซเคิล ใต้ช่วงความถี่นี้ เสาอากาศที่มีทิศทางที่เพียงพอจะมีขนาดใหญ่อย่างทำไม่ได้ และปัญหาในการแพร่กระจายของไอโอโนสเฟียร์จะรุนแรงขึ้น เหนือช่วงความถี่นี้ ปัจจุบันมีข้อ จำกัด ในทางปฏิบัติเกี่ยวกับพลังงานที่สามารถสร้างได้ นอกจากนี้ยังมีบริเวณใกล้ปลายบนของช่วงความถี่นี้ (อย่างน้อยสำหรับสถานีบนดิน) ที่ต้องหลีกเลี่ยงเนื่องจากการดูดซับไอน้ำและการลดทอนอันเนื่องมาจากการกระเจิงของฝน ในการติดตามพื้นหลังของเสียงจักรวาลจะต้องหลีกเลี่ยงความถี่และขอบเขตความถี่บางอย่างด้วย

ระบบเรดาร์และวิทยุอาจถูกจำแนกเพิ่มเติมเป็นระบบแอกทีฟและพาสซีฟ ซึ่งระบบแรกที่ต้องใช้อุปกรณ์ส่งสัญญาณในรถยนต์ โดยทั่วไปจะเรียกว่าบีคอนหรือทรานสปอนเดอร์ ระบบ Passive ขึ้นอยู่กับคุณสมบัติการสะท้อนแสงของรถในการสะท้อนคลื่นวิทยุที่ตกกระทบ คุณสมบัติเหล่านี้อาจได้รับการปรับปรุงโดยการใช้แผ่นสะท้อนแสงแบบพิเศษ หรืออาจเสื่อมคุณภาพโดยการปรับพื้นผิวแบบพิเศษ ระบบแอคทีฟโดยทั่วไปจะเหนือกว่าระบบพาสซีฟในแง่ของความสามารถในระยะไกลและความแม่นยำในการติดตาม แต่ต้องใช้อุปกรณ์พิเศษในรถยนต์ ดังนั้น โดยทั่วไป ระบบที่ใช้งานสามารถใช้ได้เฉพาะกับยานพาหนะที่เป็นมิตรในสภาพการทำงานเท่านั้น

ระบบติดตามคลื่นวิทยุยังถูกจัดประเภทเป็นระบบ "คลื่นต่อเนื่อง" และ "ชีพจร" ขึ้นอยู่กับรูปแบบที่ใช้สำหรับการวัดช่วง การวัดมุมบางครั้งทำได้โดยเทคนิคการสแกนซึ่งรูปแบบเสาอากาศถูกย้ายโดยวิธีการทางกลหรือทางอิเล็กทรอนิกส์เกี่ยวกับทิศทางของการส่งคืนสัญญาณสูงสุด วิธีนี้ใช้โดยเรดาร์ประเภททั่วไปและกล้องโทรทรรศน์วิทยุบางรุ่นที่ใช้ในดาราศาสตร์วิทยุ อีกวิธีหนึ่งใช้หลักการของอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์เพื่อเปรียบเทียบเฟสของสัญญาณที่ได้รับในเสาอากาศที่แยกจากกันบนเส้นฐานที่มั่นคง วิธีนี้ใช้โดย Minitrack 5 ที่ใช้สำหรับ Vanguard และ Microlock 6 7 สำหรับ Explorer ความถี่ของสัญญาณขากลับจากรถที่กำลังติดตามนั้นไม่ได้ขึ้นอยู่กับความถี่ที่ส่งเท่านั้น แต่ยังขึ้นกับการเคลื่อนที่สัมพัทธ์ของรถและตัวติดตามด้วย เอฟเฟกต์ดอปเปลอร์นี้ทำให้จำเป็นต้องออกแบบตัวติดตามให้ติดตามความถี่ที่เปลี่ยนแปลงโดยอัตโนมัติ ในทำนองเดียวกัน คุณสามารถใช้การเปลี่ยนแปลงความถี่นี้เพื่อวัดความเร็วสัมพัทธ์ของรถและตัวติดตาม

ระบบติดตามด้วยแสง ระบบออปติคัลใช้ประโยชน์จากส่วนแสงที่มองเห็นได้ของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า พวกเขาทั้งหมดประกอบด้วยกล้องโทรทรรศน์ที่ติดตั้งบน gimbals เพื่อให้สามารถหมุนได้ประมาณสองแกน ประเภทหนึ่ง ซีนีธีโอโดไลต์สร้างบันทึกการถ่ายภาพตำแหน่งของภาพเป้าหมายที่สัมพันธ์กับเส้นขนในกล้องโทรทรรศน์ พร้อมกับการอ่านค่ามุมราบและแป้นหมุนระดับความสูง และตัวระบุเวลา ด้วยเครื่องมือดังกล่าวตั้งแต่สองเครื่องขึ้นไปบนเส้นฐานที่สำรวจอย่างถูกต้อง ตำแหน่งของ a

5 Mengel, John T., การติดตามดาวเทียม Earth และการส่งข้อมูลทางวิทยุ, การดำเนินการของสถาบันวิศวกรวิทยุ, เล่มที่. 44 ฉบับที่ 6 มิถุนายน 2499 น. 755.

6 Sampson, Willlam F. , Henry L. Richter, Stevens, Robertson, Microlock: ระบบการวัดน้ำหนักทางวิทยุขั้นต่ำสำหรับดาวเทียม, ตัวแทนความคืบหน้า สัญญาโครงการ ORDCIT เลขที่ 20-308 เลขที่ DA-04-495-ORD 18 กรมทหารบก กองพลอาวุธยุทโธปกรณ์ Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, 14 พฤศจิกายน พ.ศ. 2499

7 Sampson, William F., Microlock: Capabilities and Limitations, Technical Note No. HTR 58-009, Hallamore Electronics Co., 4 พฤศจิกายน 1958

82 ดาราศาสตร์และการประยุกต์

เป้าหมายในอวกาศได้มาจากรูปสามเหลี่ยม การติดตามมักจะดำเนินการด้วยตนเองหรือดำเนินการเองบางส่วน

เครื่องมือติดตามด้วยแสงอีกประเภทหนึ่งคือกล้องขีปนาวุธซึ่งกำหนดตำแหน่งเชิงมุมโดยการถ่ายภาพยานพาหนะกับพื้นหลังของดาว เครื่องมือนี้มีความแม่นยำสูงมาก แต่ข้อมูลต้องการการประมวลผลพิเศษโดยบุคลากรที่มีทักษะ และบางครั้งการหน่วงเวลาที่เกี่ยวข้องก็เป็นข้อเสียในบางครั้ง แบบแผนสำหรับการทำขั้นตอนบางส่วนหรือทั้งหมดโดยอัตโนมัติกำลังได้รับการพิจารณา เครื่องมือประเภทกล้องขีปนาวุธที่ออกแบบมาโดยเฉพาะสำหรับการติดตามด้วยแสงของดาวเทียม Earth คือกล้องติดตามดาวเทียม Baker-Nunn 8

การติดตามมุมด้วยอุปกรณ์ออปติคัลสามารถทำได้ด้วยความแม่นยำมากกว่าอุปกรณ์วิทยุ แต่สำหรับตัวติดตามบนโลก ความมืด เมฆ และหมอกควันจะจำกัดประโยชน์ของอุปกรณ์ออปติคัล ข้อจำกัดอีกประการหนึ่งของตัวติดตามออปติคัลคือความจริงที่ว่าบางครั้งการลดข้อมูลทำให้เอาต์พุตล่าช้าเกินกว่าระยะเวลาที่มีประโยชน์ ทางออกสุดท้ายคือทำให้ขั้นตอนเหล่านี้เป็นไปโดยอัตโนมัติ

สำหรับการติดตามวัตถุบางอย่างได้ประโยชน์จากการใช้ส่วนอินฟราเรดของสเปกตรัม การแผ่รังสีอินฟราเรดจากวัตถุที่กำลังติดตามอาจให้ความคมชัดที่ดีกว่ากับการแผ่รังสีพื้นหลัง และสภาพหมอกและหมอกควันบางอย่างสามารถทะลุผ่านได้ง่ายกว่า อย่างไรก็ตาม โดยทั่วไปแล้ว รังสีอินฟราเรดจะถูกดูดกลืนโดยชั้นบรรยากาศด้านล่างด้วย และระยะและประโยชน์ทั่วไปของการติดตามด้วยอินฟราเรดจะเพิ่มขึ้นอย่างมากโดยการบรรทุกอุปกรณ์ในยานพาหนะบนระดับความสูงที่อยู่เหนือชั้นบรรยากาศของโลก การใช้เทคนิคการตรวจจับและการสแกนด้วยตาแมวช่วยให้สามารถอ่านข้อมูลตำแหน่งเชิงมุมได้โดยอัตโนมัติ

การพัฒนาที่ค่อนข้างใหม่ในการติดตามด้วยแสงและอินฟราเรดคือการใช้เทคนิคทางโทรทัศน์เพื่อปรับปรุงความไว การเลือกสรร และคุณลักษณะการอ่านข้อมูลอย่างรวดเร็วของตัวติดตาม งานด้านนี้กำลังดำเนินการทั้งในประเทศ 9 และต่างประเทศ โดยพื้นฐานแล้ว กล้องโทรทรรศน์ติดตามจะติดตั้งส่วนหน้าของออร์ติคอนของรูปภาพ ตามด้วยตัวเพิ่มความเข้มของภาพเพื่อขยายโฟโตอิเล็กตรอน ผลลัพธ์ให้ความสามารถในการ "ตัด" พื้นหลังท้องฟ้าและอนุญาตให้ติดตามในเวลากลางวันเช่นเดียวกับการติดตามวัตถุที่จางกว่าในเวลากลางคืน

ข้อมูลการติดตามยานพาหนะเป็นวัตถุดิบที่ต้องประมวลผลทางคณิตศาสตร์เพื่อให้ข้อมูลวงโคจร ทั้งนี้ขึ้นอยู่กับการใช้งาน ข้อมูลวงโคจรนี้อาจจำเป็นในการสร้างพฤติกรรมในอดีตของยานพาหนะและตำแหน่งปัจจุบันอย่างแม่นยำ เพื่อทำนายตำแหน่งของยานพาหนะในอนาคตอันไกลโพ้น

ข้อมูลโคจรเบื้องต้นมีให้สำหรับฝ่ายที่ปล่อยยานอวกาศจากการปรับก่อนปล่อยและจากการวัดที่ทำขึ้นระหว่างการดำเนินการปล่อยและพารามิเตอร์วงโคจรสามารถ

8 Henize, Earl G., กล้องติดตามดาวเทียม Baker-Nunn, ท้องฟ้าและกล้องโทรทรรศน์, เล่มที่. XVI ครั้งที่ 3 มกราคม 2500

9 Gebel, Radames K. H. , การตรวจจับวัตถุท้องฟ้าในเวลากลางวันโดยใช้ Orthicon Image Intensifier หมายเหตุทางเทคนิคของ WADC 58-324 ตุลาคม 2501

10 รายงานการประชุมสหพันธ์ดาราศาสตร์นานาชาติ สิงหาคม 2501 มอสโก (จะตีพิมพ์)

ดาราศาสตร์และการใช้งาน 83

ได้รับการแก้ไขและปรับปรุงเมื่อมีการทำการวัดเพิ่มเติม อย่างไรก็ตาม บุคคลที่ไม่มีองคมนตรีในการดำเนินการเปิดตัวต้องมีความสามารถในการตรวจจับยานพาหนะและกำหนดวงโคจรของมันจากข้อมูลการสังเกตการณ์

ปัจจุบันมีศูนย์คำนวณวงโคจรหลักสองแห่งในสหรัฐอเมริกา: Smithsonian Astrophysical Observatory ในเคมบริดจ์ รัฐแมสซาชูเซตส์ และ Vanguard Computing Center ในวอชิงตัน ดีซี ศูนย์เหล่านี้รับข้อมูลจากสถานีติดตามต่างๆ ทั่วโลก ข้อมูลออปติคัลไปที่ Smithsonian และข้อมูลวิทยุไปยัง Vanguard Computing Center เทคนิคที่ตามมาคือขั้นแรกเพื่อให้ได้ค่าประมาณเบื้องต้นของการกำหนดค่าวงโคจร จากนั้นจึงปรับปรุงและแก้ไขเมื่อมีข้อมูลเพิ่มเติม อันที่จริง มีงานสองงานสำหรับศูนย์ที่รับผิดชอบการคำนวณวงโคจร One is to learn enough about the orbit quickly to be able to predict the future positions for useful periods into the future, and the other is to derive in a more leisurely manner a precision "definitive orbit" giving the satellite's past history.

Prediction of satellite positions for days or weeks into the future is limited primarily by lack of knowledge of air-drag forces. For satellites with orbits which stay sufficiently high-e. g., the Vanguard satellite, 1958 Beta-predictions can be made several weeks in advance with errors of the order of a mile while for a lower satellite -e. g., Explorer III-predictions of such accuracy can be made for only a day or so in the future. This situation should improve as information is gathered about the upper atmosphere, but there will always be uncertainty in predicting the drag force which will act on low satellites, particularly nonspherical satellites. If the position of a satellite is to be known to a fraction of a mile, then it will be necessary to continually revise the orbit elements to take care of unpredictable changes in the upper atmosphere.

If it is ever to be possible to predict satellite positions to within one-tenth of a mile or better, it will be necessary to improve the present knowledge of the distribution of mass in the Earth, and the density of air in the upper atmosphere. Satellites represent the best way of studying both but provision must be made for numerous precise observations around the orbits and use must be made of satellites with known geometry, preferably spherical.

Satellites stay on orbit for long periods-virtually forever if high enough. Thus, an accumulation of hundreds of satellites may be on orbit by the early 1960's as a result of various launchings for scientific, military, and perhaps even commercial purposes. Present satellite data-handling and computing methods will be unable to cope with the problems presented in identifying, cataloging, and keeping track of large numbers of satellites, and it is important that new methods be devised and implemented without delay.

A number of factors-vehicle motion, Earth rotation, and the need for an unrestricted line of sight between the tracker and the vehicle-combine to dictate the number and location of Earth-based tracking stations for a particular application. Refraction of radio and optical rays makes it possible to "see" objects below the horizon, but uncertainty in the refraction correction makes it necessary to restrict

84 ASTRONAUTICS AND ITS APPLICATIONS

useful tracking data to elevation angles greater than zero. Refraction in the lower atmosphere is due to the presence of air molecules, water vapor, and other constituents, and the refraction of radio waves in the ionosphere is due to the induced motion of the electrons. The later effect is approximately inversely proportional to frequency of the radiation. Since water-vapor content, air densities, and electron densities are variable with time and place, refraction corrections can be made only approximately. 11 The refraction correction, as well as the uncertainty in the correction, is greater for low elevation angles. Therefore, useful tracking data can often be obtained only by avoiding low-elevation angles.

Another important factor affecting the selection of the number and location of Earth-based tracking sites is the effect of Earth rotation. For most applications, locations outside the United States are required to provide adequate coverage in longitude. 12 The choice of tracker locations also depends upon the particular application at hand, since this determinates the precision required. For a radio tracker, zenith passage yields the most accurate vehicle position and velocity information as well as the longest observation time. This is also true for optical trackers, although for existing optical tracking equipment the relative position of the Sun is a modifying factor.

For some vehicles, tracking is required merely to keep a record of their position, so that a vehicle may be acquired by a tracker when necessary for identification purposes. At the other extreme lie vehicles used for navigation purposes or for determining geophysical or astronomical constants. Here, the number of trackers, their accuracy, and their location are all of critical importance, and the tracking requirement for each application must be analyzed separately.

11 Crain, C. M., Survey of Airborne Refractometer Measurements, Proceedings of the Institute of Radio Engineers vol. 43, No. 10, October 10,1955.

12 Gabler, R. T., and H. R. O'Mara, Tracking and Communication for a Moon Rocket Vistas in Astronautics, Pergamon Press, Inc., 1958.


Materials and Methods

This study is about the structure of eclipse prediction on the Antikythera Mechanism. Much of the relevant data comes from highly fragmentary inscriptions on the back plate, which are often very hard to decipher. Two techniques were used in the 2005 investigations [1]. PTM [2] combines many digital images, lit from different directions, with computer software (Figure 5 (อา)–(จี)). This gives the facility to interactively re-light a surface as well as the ability to factor out confusions of colour and texture to reveal essential surface details. A range of filters, such as specular enhancement, diffuse gain และ unsharp masking, enable the data to be visualized for maximum character recognition. X-ray CT [3] projects images of the sample from many different angles onto an X-ray detector. These are then combined mathematically into a 3D X-ray volume. X-ray CT viewing software, for example, VGStudio Max (Volume Graphics), enables both 3D volumes as well as single “slices” at any angle through the volume to be isolated and analyzed.

(A) Fragment A, PTM of back plate with specular enhancement. (B) Fragment A, PTM of back plate with diffuse gain. (C) Fragment A, PTM of back plate with specular enhancement. (D) Fragment A, PTM of impression of back cover with luminance unsharp masking. (E) Fragment A, X-ray CT slice of back plate. (F) Fragment F, X-ray CT slice of back plate. (G) Fragment E, X-ray CT slice of back plate. (H) Fragment E, X-ray CT slice of accretion layer. (I) Fragment E, orthogonal X-ray CT slice of back plate and accretion layer.

To enable the reconstruction of the text shown in Figure 5, more than a hundred X-ray CT slices were exported as image stacks into Photoshop (Adobe) to enable the decipherment of the text. Together with PTMs, these enabled the surviving inscriptions to be traced using a digitizing tablet. The text characters are on average 1.6 mm high, with average line spacing of 2.5 mm. This is tiny text and the small size creates problems reading many of the characters, though it is remarkable how much has been preserved after 2,000 years under water. The quality of the X-ray CT data is variable between fragments. The X-ray technique involves projection of the sample from a microfocus X-ray source onto a 2D detector [3]. To fill the detector, the smaller fragments can be geometrically magnified to a greater degree than the larger fragments: so the resulting 3D X-ray volumes have inherently higher resolution. The resolution for Fragment E was 46 microns for Fragment F 64 microns and for Fragment A 101 microns (Scan 5). The highest resolution scan of Fragment A (Scan 6, 54 microns) was seriously compromised by a technical problem during data acquisition, whereby about 27 projections (out of 2,957) failed to record. There is also evidence that the fragment moved during the scan. Attempts to rectify these problems have only been partially successful. The difficulty with lack of resolution of the X-ray CT of Fragment A can be seen in Figure 5 (อี). There have been considerable advances in X-ray CT technology since 2005, so it would be of great advantage to gather new X-ray CT data on the Antikythera Mechanism: there is much that cannot be read from the current data and X-ray CT has been developing rapidly in recent years.

Some characters are easy to read. For those that are not, many X-ray CT slices, just a few tens of microns apart, are often useful. A character sometimes appears to change as the slices are scrolled through–for example, from Λ to Δ to Α to part of Μ. It is often difficult to get a definitive interpretation, since many random marks often confuse the text.

Another aspect, which is sometimes helpful, is that much of the text is overlain with an accretion layer that also includes text information. The text was engraved into bronze: the accretion layer must have built up gradually on the surface, moulding itself to the form of the text letters and finally concreting into a hard deposit over time [1]. This has created a cast of the original engraved surface. The effect of the accretion layer on scrolling through X-ray CT slices is illustrated in Figure 5 (จี) and (โฮ). The text characters first appear as black on grey, Figure 5 (จี)–black showing where the engraving tool has removed the metal, so there is an absence of X-ray density then as white or light grey on dark grey, Figure 5 (โฮ), where the X-ray CT slice intersects the cast of the same text characters in the accretion layer. In places the accretion layer has survived better than the original engraving. The advantage can be seen in reading the third character in the top row of the text: in the direct engraving in Figure 5 (จี) this character is hard to read in the accretion layer image in Figure 5 (โฮ) it is evidently Β. In many cases the accretion layer has become detached and slightly displaced from its original position, as seen in Figure 5 (ผม). In the case of the back cover inscription, Figure 5 (ดี), most of the original text has been lost and all that is left is the accretion layer, which was deposited onto Fragments A and B and only survives as mirror text on their surfaces [1], [6].

The Antikythera Mechanism is conserved in the National Archaeological Museum in Athens, Greece (http://www.namuseum.gr/collections/bronze/ellinistiki/ellinistiki06-en.html Accession Number X 15087). Full data from the 2005 investigations can be accessed by application to the Antikythera Mechanism Research Project (http://www.antikythera-mechanism.gr/). All necessary permits for these investigations were obtained from the Central Archaeological Council in Greece.


Star finder for celestial navigation

an important manual tool for planning stars and Sun sights !

It allows to identify the brightest stars and to predict the position in the sky of the nautical stars not yet visible. It's fundamental to sight the celestial bodies with a clear horizon. At the beginning of the nautical twilight, the stars cannot be seen by the naked eye but only with the telescope of the sextant. To do that the altitude set on the sextant ( Dead Reckoning Altitude) must have a maximum approximation of one degree.

Seamen used various traditional star-finders and spheroscopes in the past nowadays few types of this tool are produced. Model 2102-D is the most important star-finder (two main plastic plates - eight plates for latitude North/South : 5°, 15°, 25°, 35°, 45°, 55°, 65°, 75°, 85° - size 12” diameter ). The number of the plates (8) is insufficient t he interval of latitude between two plates should be reduced from 10 degrees to 5 degrees. Now it can happen that the observer in latitude 40° North has to use the plate for 45° or 35°. T he approximation of the altitude to be set on the sextant can reach five degrees. Sometimes the stars are really hard to find !

It solves this problem ensuring precision of 0,1 arcminute. Using this tool (freeware) the observer is sure to quickly find the stars (weather permitting).

The stellar planisphere in an excel file was created for Office 97-2003 (.xls) and for Office 2007 in a "binary" format (.xlsb) so the program can only be used with Office 2007 (or later) installed It is essential to enable macros before using the program (calculations and animation are not performed without activating the macro, see the instructions sheet “ Caution ”).

File consists of four sheets :

In this sheet the user has to enter these data: year, month, day - hours, minutes and seconds in U.T. – (Greenwich Mean Time) – latitude and longitude. The sheet ( printable as a A4 format) portrays all astronomical/nautical events and the following data for sixty-six nautical stars (Sun included) : apparent magnitude, precise altitude above the horizon and azimuth.

The sky map (an indispensable tool) allows the user to plan the star sight: fast choosing and optimizing.

The software shows the animation of the stars in the sky - day and night during the animation times are expressed in the time of the Time Zone.

Instructions are provided to enable the macros activation and resize the maps.

Endless thanks and gratitude to the creativeness of Mr. Jelle Schaap ( author of the sky-maps )


Solar Walk 2

Rather than a virtual planetarium, Solar Walk 2 is a pocket orrery, modeling the position of the sun, planets, moons and other assorted celestial objects in our solar system.

Lavishly animated and illustrated, the $2.99 app lets users zoom in on each of the planets, moons and even a number of space craft and satellites to view stunning images, infographics, and detailed writeups of each object. You can also zoom out and view the entire solar system in motion, the app modeling each celestial body's movements over time.


Historic Women in Astronomy

Become a transcriber for Project PHaEDRA and help researchers at the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics preserve the work of Harvard’s women “computers” who revolutionized astronomy in the 20th century. These women contributed more than 130 years of work documenting the night sky, cataloging stars, interpreting stellar spectra, counting galaxies, and measuring distances in space, according to the project description.

More than 2,500 notebooks need transcription on Project PhaEDRA - Star Notes. You could start with Annie Jump Cannon, for example. In 1901, Cannon designed a stellar classification system that astronomers still use today. Cecilia Payne discovered that stars are made primarily of hydrogen and helium and can be categorized by temperature. Two notebooks from Henrietta Swan Leavitt are currently in need of transcription. Leavitt, who was deaf, discovered the link between period and luminosity in Cepheid variables, or pulsating stars, which “led directly to the discovery that the Universe is expanding,” according to her bio on Star Notes.

Volunteers are also needed to transcribe some of these women computers’ notebooks that contain references to photographic glass plates. These plates were used to study space from the 1880s to the 1990s. For example, in 1890, Williamina Flemming discovered the Horsehead Nebula on one of these plates. With Star Notes, you can help bridge the gap between “modern scientific literature and 100 years of astronomical observations,” according to the project description. Star Notes also features the work of Cannon, Leavitt and Dorrit Hoffleit, who authored the fifth edition of the Bright Star Catalog, which features 9,110 of the brightest stars in the sky.


The Sloan Digital Sky Survey

The SDSS 2.5m telescope

Today, modern electronic detectors (like the CCD chips in digital cameras) provide much greater sensitivity than photographic plates. Fast computers and large data storage systems allow astronomers to take digital pictures of the sky, as well as to process and store the data they collect. These technological advances led to the creation of the Sloan Digital Sky Survey, which will map one-quarter of the entire sky in detail, determining the positions and brightnesses of hundreds of millions of celestial objects. It will also measure the distance to a million of the nearest galaxies, giving us a three-dimensional picture of the universe through a volume one hundred times larger than those we have now. The SDSS will also record the distances to 100,000 quasars, the most distant objects known, giving us an unprecedented view of the distribution of matter to the edge of the visible universe.

The portion of the universe that the survey will observe is represented by our vaguely parachute-shaped logo. We are at the center of the logo, at the vertex of the parachute strings. The elliptical background evokes the shape of a galaxy, the celestial object of greatest interest to the SDSS.

SDSS Filters
ชื่อColorWavelength
u'Ultraviolet3540Å
g'Blue/green4760Å
r'Red6280Å
i'Infrared7690Å
z'Infrared9250Å

The SDSS uses a specially built 2.5-meter (8 feet) telescope at Apache Point Observatory in New Mexico. The telescope is fixed to point directly up at the sky. As the Earth rotates, more of the sky becomes visible above the telescope. Over the course of a night, the telescope images a "stripe" of sky. The telescope will operate on clear nights from now until 2005, and will image stripes over one-quarter of the night sky. The telescope will image the sky in five different wavelengths of light simultaneously the five wavelengths are shown in the table at right.

In addition to imaging the sky, the SDSS will also collect spectra, which measure how much light an object emits at different electromagnetic wavelengths. The SDSS will measure spectra for more than one million galaxies. In the Northern Galactic Cap region, the SDSS will observe about 10,000 square degrees. In the Southern Galactic Cap, the SDSS will image the same strips of sky repeatedly, allowing us to see much fainter sources, and to search for variable and transient objects.


ดูวิดีโอ: โลก ดาราศาสตรและอวกาศ เลม 6 บทท 17 ทรงกลมฟา part13 (กันยายน 2022).