Rektascensjon

Rektascensjon (forkortet RA eller α) for et objekt på himmelhvelvingen betegner vinkelavstanden mellom vårjevndøgnspunktet ♈︎ og det punkt på himmelekvator der meridianen gjennom objektet skjærer denne. Sammen med deklinasjonen (forkortet DEC eller δ) utgjør den de to ekvatorialkoordinatene til objektet.

Rektascensjon og deklinasjon for en stjerne tegnet inn på himmelhvelvingen.

Rektascensjonen regnes positiv i østlig retning. Den tilsvarer geografisk lengde for et sted på Jorden. Denne øker også mot øst og måles fra Greenwich-meridianen.

Økes rektascensjonen til et objekt med 360°, kommer man frem til koordinaten for samme objekt. Men i stedet for å angi den i slike grader, er det mer vanlig å oppgi den i tidsenheter hvor 1 time (t) = 60 minutt = 60×60 sekund. Dette er nå sideriske tidsenheter hvor 360° tilsvarer 24^t.

På grunn av presesjon av jevndøgnspunktet, vil rektascensjonen til en stjerne langsomt forandre seg med tiden. Oppgitte verdier må derfor refereres til en bestemt astronomisk epoke. I dag befinner vi oss i J2000.0 hvor for eksempel stjernen Sirius har rektascensjonen α = 06^t 45^m 09^s.

Ordet kommer fra latin recta ascension som viser til at objekter på himmelhvelvingen stiger vinkelrett opp over horisonten når de observeres ved Jordens ekvator.

Astronomisk betydningRediger

Ved bruk av rektascensjonen α og deklinasjonen δ kan posisjonen til hvert punkt på himmelhvelvingen entydig bestemmes uavhengig av hvor observatøren befinner seg. Det skyldes at disse to de ekvatorielle koordinatene (α,δ) er uavhengig av Jordens rotasjon om sin egen akse.^[1]

Men samtidig er rektascensjonen definert på en slik måte at hver observatør med letthet kan lokalisere objektet på himmelhvelvingen ved å kjenne sin egen, sideriske tid. Denne er definert å være null når vårjevndøgnspunktet ♈︎ passerer observatørens meridianen. Punktet sies da å kulminere. Da dette beveger seg 360° i løpet av 24^t, vil det bevege seg 15° i løpet av en siderisk time. Siden vårjevndøgnspunktet kulminerer når den sideriske tiden er null, vil en stjerne som kulminerer for eksempel tre sideriske timer senere, ha rektascensjon RA = 3^t. Det betyr også at observatøren alltid kan bestemme sin egen sideriske tid som vil være lik med rektascensjonen til den eller de stjernene som akkurat da passerer hans lokale meridian.^[2]

Stjerner som skal være synlige om natten, må være lengst mulig borte fra Solen. Rundt den 21. mars vil den være i nærheten av vårjevndøgnspunktet slik at stjerner med rektascensjon omkring RA =12^t vil være godt synlige. Omvendt vil stjerner med rektascensjon i nærheten av 0^t være lengst synlige om natten omkring høstjevndøgn den 21. september.

Observasjon av stjerner gjøres vanligvis ved bruk av teleskop som er konstruert med ekvatorialmontering. Det har da en av sine to rotasjonsakser parallell med Jordens rotasjonsakse. Hvis teleskopet da blir urverksdreiet om denne aksen med samme hastighet som Jordens omdreining om sin akse, kan man stille det inn på en stjerne med ekvatorielle koordinater (α,δ) og teleskopet vil dermed forbli orientert mot det samme objektet mens tiden går.

PresesjonRediger

På grunn av presesjon av jevndøgnspunktene, vil rektascensjonen til alle stjerner forandres litt med tiden. Oppgitte verdier må derfor refereres til en astronomisk epoke. I dag benyttes standarden J2000.0 som kom i bruk rundt år 2000, mens den tidligere kalles B1950.0.

Størrelsen av denne effekten varierer med posisjonen på himmelhvelvingen. Vårjevndøgnspunktet ♈︎ flytter seg med 50 buesekund i vestlig retning hvert år langs ekliptikken. Da 1° tilsvarer 4 minutt i tid, vil dette resultere i en økning på 3.1 sekund per år for stjerner nær dette punktet.^[2]

For andre stjerner må effekten beregnes ved bruk av transformasjonen mellom ekliptiske og ekvatorielle koordinater. Den øker for stjerner som ligger lenger unna himmelekvator i deklinasjon.

HistorieRediger

I de første katalogene over stjerner som ble nedskrevet av Hipparkhos og Ptolemaios for omtrent to tusen år siden, ble det benyttet ekliptiske koordinater (λ,β). Dette forble vanlig helt frem til Tycho Brahe på slutten av 1500-tallet. Han gjorde sine observasjoner ved bruk av ekvatorielle koordinater, men regnet dem om til ekliptiske koordinater i sine publiserte tabeller. Men da hans assistent Johannes Kepler publiserte de såkalte Rudolfinske tabeller i 1627 basert på Brahes observasjoner, ble stjernenes posisjoner angitt i ekvatorielle koordinater. Siden har dette stort sett vært standard praksis.^[3]

ReferanserRediger

^ L. Motz and A. Duveen, Essentials of Astronomy, Columbia University Press, New York (1971).
^ ^a ^b W.M. Smart, Textbook on Spherical Astronomy, Cambridge University Press, England (1986). ISBN 0-521-29180-1.
^ J. Evans, The History and Practice of Ancient Astronomy, Oxford University Press, New York (1998). ISBN 0-19-509539-1.

Eksterne lenkerRediger

University of St. Andrews, Presesjon og forandring av rektascensjon .

[MD-1] L. Motz and A. Duveen, Essentials of Astronomy, Columbia University Press, New York (1971).

[Smart-2] W.M. Smart, Textbook on Spherical Astronomy, Cambridge University Press, England (1986). ISBN 0-521-29180-1.

[Evans-3] J. Evans, The History and Practice of Ancient Astronomy, Oxford University Press, New York (1998). ISBN 0-19-509539-1.

[1]

[2]

[3]