Tabeller for rettvisende peiling (Azimut) av himmellegemer

Boken "Tabeller for rettvisende peiling (Azimut) av himmellegemer hvis deklinasjon - nord eller sør - er fra 0-23 garder og timevinkel fra 0-8T. Fra 82 grader N.br. til 82 garder S.br." Johan Griegs forlag, Bergen 1948. 330 sider.

Selges for 110,- kroner

Porto: 69,- kroner (Postnord)

----------------------------------------------------

Solas posisjon på himmelen er en funksjon av både tidspunktet og betrakterens posisjon på jordoverflaten. Når jorda kretser rundt sola gjennom et år, synes sola å flytte seg med hensyn til fiksstjernene på himmelkula, langs en sirkulær bane kalt ekliptikken.

Jordrotasjonen som sin egen akse skaper daglig bevegelse, slik at sola virker som om å flytte seg over himmelen i en dagbue som avhenger av observatørens gegrafiske bredde. Tiden når sola kulminerer på observatørens meridian avhenger den geografiske lengden.

For å finne solas posisjon for et gitt tidspunkt, kan man gå frem som følger:[1][2]

beregne solas posisjon i det ekliptiske koordinatsystemet,

konvertere til ekvatorialt koordinatsystem, og

konvertere til horisontalt koordinatsystem, for observatørens lokale tid og lokasjon. Dette er koordinatsystemet som normalt brukes til å beregne solas posisjon når det gjelder solas høyde og asimut, og de to parameterne kan brukes til å avbilde solas bane.[3]

Denne beregningen er nyttig i astronomi, navigasjon, landmåling, meteorologi, klimatologi, solenergi, og solurdesign.

- - -

Asimut er den vinkelavstanden et himmellegeme befinner seg i målt fra nord og østover langs en observatørs horisont, fram til himmellegemets vertikalsirkel.

Asimut kan være fra 0° til 360°. Den er 0° for et himmellegeme som ligger rett mot nord, 90° for et himmellegeme rett mot øst, 180° rett mot sør og 270° rett mot vest.

Asimut benyttes sammen med et himmellegemes høyde for å angi plasseringen til himmellegemet på himmelen. Samlet kalles disse horisontkoordinater.

- - -

Astronomiske koordinater er størrelser som angir et himmellegemes posisjon på himmelkulen, tilsvarende det koordinatsystem som benyttes for å angi et steds lengde og bredde på Jordens overflate.

Sentrum for et astronomisk koordinatsystem (referansepunktet) kan være:

observatørens øye (toposentriske koordinater)

Jordens sentrum (geosentriske koordinater)

Solens sentrum (heliosentriske koordinater)

Melkeveiens sentrum (galaktosentriske koordinater)

Hvilket referansepunkt astronomene velger å bruke til enhver tid, vil variere med problemene som skal løses. Forholdsvis enkle formler gjør det mulig å gå fra ett koordinatsystem til et annet.

Astronomiske koordinatsystemer er som regel sfæriske koordinatsystemer. Slike koordinatsystemer dannes av to sirkelsystemer.

Det ene sirkelsystemet består av storsirkler hvor sirklenes plan går gjennom referansepunktet i sentrum av kulen, og som alle har skjæringspunkt i himmelkulens poler.

Det andre sirkelsystemet består av parallelle småsirkler med plan som er vinkelrette på forbindelseslinjen mellom storsirklenes skjæringspunkter, og som ikke skjærer gjennom sentrum av kulen.

Astronomiske koordinater blir angitt ved skjæringspunktet mellom en storsirkel og en småsirkel.

Ved å ta som polakse den linjen som står vinkelrett på horisontens plan, himmelekvators plan, ekliptikkens plan eller Melkeveiens plan, får man henholdsvis følgende koordinatsystemer:

horisontkoordinater: høyde og asimut

ekvatorkoordinater: deklinasjon og rektascensjon (timevinkel)

ekliptiske koordinater: lengde og bredde

galaktiske koordinater: galaktisk lengde og bredde