Astronoomiline kaart - tähtede, galaktikate või planeetide ja Kuu pindade kartograafiline kujutis. Seda tüüpi kaasaegsed kaardid põhinevad geograafilise laius- ja pikkuskraadiga analoogsel koordinaatsüsteemil. Enamasti koostatakse tänapäevased kaardid fotovaatluste põhjal, mis on tehtud kas maapealsete seadmete või kosmoselaevade pardal olevate instrumentidega.
Loodus ja olulisus
Heledamad tähed ja tähtede rühmitused on harjutatud vaatleja poolt hõlpsasti äratuntavad. Palju arvukamaid taevakehi saab leida ja tuvastada ainult astronoomiliste kaartide, kataloogide ja mõnel juhul ka almanahhide abil.
Esimestel astronoomilistel graafikutel, gloobustel ja joonistel, mis olid sageli kaunistatud fantastiliste figuuridega, olid kujutatud kujutluslikult valitud nimedega tuntud tähtkujud, äratuntavad eredate tähtede rühmitused, mis on sajandeid olnud nii meelt rõõmustav kui ka usaldusväärne navigeerimise abivahend. Mitmes II sajandi millenniumi kuninglikus Egiptuse hauas on tähtkujude maalid, kuid neid ei saa pidada täpseks kaardiks. Klassikalised Kreeka astronoomid kasutasid kaarte ja gloobuseid; ühtegi näidet kahjuks ei säilitata. Alles on jäänud arvukalt 11. sajandi islamitegijate väikeseid metalltaevakerameid. Esimesed trükitud planisfäärid (taevasfääri kujutised tasasel pinnal) valmistati 1515. aastal ja umbes samal ajal ilmusid trükitud taevakehased.
Teleskoopiline astronoomia algas 1609. aastal ja 17. sajandi lõpuks rakendati tähtede kaardistamiseks teleskoopi. 19. sajandi teisel poolel andis fotograafia võimsa tõuke täpse diagrammi tegemisele, kulmineerudes 1950ndatel National Geographic Society - Palomari observatooriumi Sky Survey väljaandes - portreega Californias Palomari observatooriumist nähtava taevaosaga..
Paljudel tänapäevastel taevamatööride ja professionaalsete vaatlejate poolt kasutatavatel tänapäevastel kaartidel on tähed, varjava tolmu tumedad udud ja eredad udud (õrna, hõõguva aine massid). Spetsiaalsed kaardid näitavad raadiokiirguse allikaid, infrapunakiirguse allikaid ja kvaasitähelisi objekte, millel on väga suured punanihked (spektraaljooned on nihutatud pikema lainepikkuse poole) ja väga väikesed pildid. 20. sajandi astronoomid jagasid kogu taeva 88 alaks ehk tähtkujudeks; see rahvusvaheline süsteem kodifitseerib muinasajast alguse saanud tähtede ja tähemustrite nimetamise. Algselt anti nimedele ainult kõige heledamad tähed ja silmapaistvamad mustrid, mis põhinesid tõenäoliselt koosseisude tegelikul väljanägemisel. Alates 16. sajandist on navigaatorid ja astronoomid järk-järgult täitnud kõik alad, mis on jäänud iidsete määramata.
Taevasfäär
Kõigile iidsetele või kaasaegsetele vaatlejatele paistab öine taevas silmapiiril toetuva poolkerana. Järelikult on tähemustrite ja taevakehade liikumiste kõige lihtsamad kirjeldused sfääri pinnal.
Maa igapäevane pöörlemine ida suunas selle teljel põhjustab tähistaevastiku nähtava ööpäevase pöörlemise lääne suunas. Nii näivad tähed pöörlevat põhja- või lõunaosa taevapooluse ümber, mis on Maa enda pooluste kosmosesse projektsioon. Kahest poolusest võrdsel kaugusel on taevaekvaator; see suur ring on Maa ekvaatori kosmoseprojektsioon.
Siin on illustreeritud taevasfääri, vaadatuna mingist põhjapoolsest laiuskraadist. Osa taevapoolusega külgnevat taevast on alati nähtav (diagrammil varjutatud ala) ja horisondi all on alati nähtamatu vastaspooluse ümber asuv võrdne ala; näib, et ülejäänud taevasfäär tõuseb ja paistab iga päev. Muude laiuskraadide korral on nähtav või nähtamatu taeva konkreetne osa erinev ja diagramm tuleb uuesti joonistada. Maa põhjapoolusel asuv vaatleja võis jälgida ainult põhjaosa taevapoolkera tähti. Vaatleja ekvaatoril näeks aga kogu taevasfääri, kuna Maa igapäevane liikumine kandis teda ümber.
Lisaks Päikese, Kuu ja Päikesesüsteemi planeetide nähtavale igapäevasele liikumisele Maa ümber on oma tähekera suhtes ka oma liikumised. Kuna Päikese sära varjab taustatähed vaate alt, kulus mitu sajandit, enne kui vaatlejad avastasid Päikese täpse tee tähtkujude kaudu, mida nüüd nimetatakse sodiaagimärkideks. Tähtkuju suur ring, mille Päike on oma aastaringil jälitanud, on ekliptika (nn. Seetõttu, et Kuud võivad selle ületades tekkida varjutusi).
Kosmosest vaadatuna pöörleb Maa aeglaselt ümber Päikese fikseeritud tasapinnal, ekliptikatasapinnal. Selle tasapinnaga risti olev joon määratleb ekliptika pooluse ja pole vahet, kas see joon projitseeritakse kosmosesse Maalt või Päikeselt. Oluline on ainult suund, sest taevas on nii kaugel, et ekliptika pole peab langema taevasfääri ainulaadsele punktile.
Päikesesüsteemi peamised planeedid keerlevad Päikese ümber Maa orbiidiga peaaegu samal tasapinnal ja seetõttu projitseeritakse nende liikumised taevasfääri peaaegu, kuid harva täpselt, ekliptika kohal. Kuu orbiit on sellest tasapinnast kallutatud umbes viis kraadi ja seetõttu kaldub tema asukoht taevas ekliptikast rohkem kõrvale kui teiste planeetide oma.
Kuna pimestav päikesevalgus blokeerib mõned tähed vaateväljast, sõltuvad konkreetsed tähtkujud, mida Maa näeb, selle orbiidil - st Päikese nähtavas kohas. Keskööl nähtavad tähed nihkuvad iga järjestikuse südaöö järel umbes ühe kraadi võrra Päikese edenedes nähtavas ida suunas. Septembri südaööl nähtavaid tähti varjab pimestav keskpäevane Päike 180 päeva hiljem märtsis.
Miks ekliptika ja taeva ekvaator kohtuvad 23,44 ° nurga all, on Maa mineviku ajaloost pärit seletamatu mõistatus. Nurk varieerub järk-järgult väikeste koguste kaupa Kuu ja planeedi põhjustatud gravitatsiooniliste häirete tagajärjel Maal. Ekliptikatasapind on suhteliselt stabiilne, kuid ekvaatoritasapind pidevalt nihkub, kui Maa pöörlemistelg muudab selle suunda ruumis. Taevapooluste järjestikused positsioonid jätavad taevale suured ringid, mille periood on umbes 26 000 aastat. See nähtus, mida nimetatakse pööripäevade pretsessiooniks, põhjustab erinevate tähtede seeriate kordamööda poolustähtedeks. Polaris, praegune poolustäht, saabub põhjataevapoolusele lähimalt umbes aastal 2100 ce. Püramiidide ehitamise ajal oli Tuban Draco tähtkujus poolatäht ja umbes 12 000 aasta pärast on esimese suurusjärgu täht Vega põhjataevapooluse lähedal. Pretsessioon muudab täpsete tähekaartide koordinaatsüsteemid kohaldatavaks ainult kindla ajastu jaoks.
Taevased koordinaatsüsteemid
Horisondi süsteem
Konkreetsest kohast sõltuv lihtne altasimuutide süsteem määratleb asukohad kõrguse (horisondi tasapinna nurgakõrgus) ja asimuudi järgi (horisondi ümber päripäeva kulgev nurk, mis algab tavaliselt põhjast). Taeva ümber asuvaid võrdse kõrgusega jooni nimetatakse almucanariteks. Horisondi süsteem on põhiline navigatsioonis, aga ka maapealses mõõdistamises. Tähtede kaardistamiseks sobivad palju paremini aga taevasfääri enda suhtes fikseeritud koordinaadid (näiteks ekliptika või ekvatoriaalsüsteem).
Ekliptika süsteem
Taeva pikkus ja laius on määratletud vastavalt ekliptika ja ekliptika poolustele. Taevapikkust mõõdetakse ekliptika tõusva ristumispunkti ekvaatori, ida poole, asukohta, mida tuntakse “Jääride esimese punktina”, ja Päikese asukohta kevadise pööripäeva ajal umbes 21. märtsil. Jääride esimene punkt sümboliseerivad rammi sarved (♈).
Erinevalt taeva ekvaatorist on ekliptika fikseeritud tähtede vahel; antud tähe ekliptika pikkus suureneb aga ekvaatori pretsessionaalse liikumise tõttu sarnaselt lapse ülaosa pretsessionaalse liikumisega - 1,396 ° sajandi kohta, mis nihutab Jäära esimest punkti. Esimesed 30 ° piki ekliptikat on nominaalselt tähis Jäär, ehkki see osa ekliptikast on nüüd liikunud edasi Kalade tähtkuju. Lääne astronoomias domineerisid ekliptikakoordinaadid kuni renessansini. (Seevastu Hiina astronoomid kasutasid alati ekvaatorilist süsteemi.) Riiklike merenduslike almanahhide tulekuga sai tõusuks ekvaatoriline süsteem, mis sobib paremini vaatlemiseks ja navigeerimiseks.
Ekvatoriaalsüsteem
Taeva ekvaatori ja pooluste põhjal on ekvatoriaalkoordinaadid, parempoolne tõus ja deklinatsioon, otse maapealse pikkus- ja laiuskraadiga analoogsed. Parempoolne tõus, mõõdetuna Jääride esimesest punktist itta (vt otse ülal), jaguneb tavaliselt mitte 24-tunniseks, vaid 24-tunniseks, rõhutades sellega kera kerelist käitumist. Täpsed ekvaatorilised positsioonid tuleb kindlaks määrata konkreetseks aastaks, kuna pretsessionaalne liikumine muudab pidevalt mõõdetud koordinaate.
