Astronomie

Heliozentrischer Abstand von den galaktischen x-y- und z-Koordinaten

Heliozentrischer Abstand von den galaktischen x-y- und z-Koordinaten


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Wie kann ich die heliozentrische Entfernung zu einem Stern bestimmen, wenn ich die galaktischen xy- und z-Koordinaten habe?


Das galaktische Koordinatensystem ist auf die Sonne zentriert, wobei die xy-Ebene in der Ebene der Galaxie liegt und die x-Koordinate auf das Zentrum der Galaxie zeigt.

Da es sich um ein heliozentrisches System handelt, beträgt der euklidische Abstand $sqrt{x^2+y^2+z^2}$.


Webseite von Tobias Westmeier

Dabei ist $lambda = <-180^> ldots <+180^>$ der Längengrad und $varphi = <-90^> ldots <+90^ >$ der Breitengrad im ursprünglichen Koordinatensystem. Die resultierenden Koordinaten $x$ und $y$ liegen im Bereich von $pm sqrt<8>$ bzw. $pm sqrt<2>$.

Galaktische Koordinaten

Äquatoriale Koordinaten ($alpha$, $delta$) können in galaktische Koordinaten ($l$, $b$) umgewandelt werden über

Start sin(b) = sin(delta) sin(delta_<0>) + cos(delta) cos(delta_<0>) cos(alpha - alpha_<0>) Ende

Hier sind $alpha_<0>$ und $delta_<0>$ die äquatorialen Koordinaten des galaktischen Nordpols, während $l_<0>$ die galaktische Länge des äquatorialen Nordpols ist. Im Fall von J2000.0-Koordinaten erhalten wir

Start alpha_ <0>& approx & 192.8595^ delta_ <0>& approx & phantom<0>27.1284^ l_ <0>& approx & 122.9320^ < circ>end

Bei B1950.0-Koordinaten sind die zu verwendenden Konstanten constant

Im letzteren Fall sind die Konstanten exakt, da die Definition des galaktischen Koordinatensystems ursprünglich auf dem B1950-Koordinatensystem beruhte.

Beachten Sie, dass die obigen Transformationsgleichungen allgemein für die Umrechnung zwischen zwei beliebigen Himmelskoordinatensystemen gelten. Nur die Konstanten müssen angepasst werden, um die gewünschten Quell- und Zielkoordinatensysteme widerzuspiegeln.

Magellansche Koordinaten

Ein geeignetes Magellansches Koordinatensystem wurde offiziell von Nidever, Majewski & Burton (2008) eingeführt. Sie definierten den Magellanschen Nordpol mit den galaktischen Koordinaten $(l, b) = (188.5^, <-7.5^>)$ und den LMC mit einer magellanschen Länge von ^$. Nach ihrer Definition ist die Umrechnung zwischen den galaktischen Koordinaten $(l, b)$ und den magellanschen Koordinaten $(lambda, eta)$ gegeben durch

Start sin(eta) = sin(b) cos(varepsilon) - cos(b) sin(varepsilon) sin(l - l_<0>) end

wobei $l_<0>$ und $lambda_<0>$ die jeweiligen Längengrade des Schnittpunkts der galaktischen und magellanschen Äquatoren sind und $varepsilon$ die Neigung zwischen den beiden Äquatoren ist. Die Wahl der Koordinaten von Nidever, Majewski & Burton (2008) impliziert die folgenden Konstanten:

ext<(exact)> lambda_ <0>& approx & phantom<0>32.8610^ varepsilon & = & phantom<0>97.5000^

Im resultierenden Koordinatensystem befindet sich die LMC bei $lambda = 0^$, der führende Arm hat positive Magellan-Längen und der nachlaufende Magellan-Strom deckt den Bereich negativer Längen ab. Der Strom ist im Allgemeinen auf die äquatoriale Region von $|eta| . beschränkt lesssim 10^$, mit einer etwas größeren Streuung von $<-30^> lesssim eta lesssim <+10>^$ für den führenden Arm.

Umrechnung vom heliozentrischen in den galaktozentrischen Abstand

Entfernungen zu astronomischen Objekten außerhalb des Sonnensystems sind in der Regel heliozentrisch, also in Bezug auf die Sonne. Manchmal sind jedoch galaktozentrische Abstände erforderlich. Heliozentrische Distanzen können leicht in galaktozentrische Distanzen umgewandelt werden, indem man den heliozentrischen Raumvektor des galaktischen Zentrums, $vec ., subtrahiert_<0>$, aus dem heliozentrischen Raumvektor des untersuchten Objekts, $vec_< m hel>$, also

Start vec_ < m hel>= egin d cos(b) cos(l) d cos(b) sin(l) d sin(b) end , qquad<> vec_ <0>= egin R_ <0> 0 0 end Ende

wobei $R_<0>$ die Entfernung der Sonne vom galaktischen Zentrum und $l$, $b$ und $d$ die galaktische Länge, die galaktische Breite bzw. die heliozentrische Entfernung des untersuchten Objekts ist. Daher ist die Entfernung des Objekts vom galaktischen Zentrum gegeben als

Dieses Ergebnis gilt allgemein für alle möglichen Objektpositionen, unabhängig davon, ob sie sich innerhalb oder außerhalb des Sonnenkreises befinden.


Positionsastronomie: Galaktische Koordinaten

Das äquatoriale Koordinatensystem (Rektaszension und Deklination) wird am häufigsten verwendet.
Aber das galaktische System ist manchmal nützlicher,
z.B. um zu sehen, wie Objekte in Bezug auf die galaktische Ebene verteilt sind.

In diesem System ist der fundamentale Großkreis der galaktische Äquator.
das ist der Schnittpunkt der galaktischen Ebene mit der Himmelssphäre,
mit entsprechenden galaktischen Polen.
Wir definieren den Nordgalaktischen Pol als den Pol auf derselben Hemisphäre wie der Himmelsnordpol.
Die Positionen der Pole wurden bestimmt
von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) im Jahr 1959.

Um die galaktischen Koordinaten von Objekt X zu fixieren,
Zeichne einen Großkreis zwischen den beiden galaktischen Polen, der durch X geht.

Die galaktische Breite (b) von Objekt X ist der Winkelabstand auf diesem Kreis vom galaktischen Äquator zu X,
von -90° am galaktischen Südpol bis +90° am galaktischen Nordpol.

Der Nullpunkt für den Längengrad ist das Zentrum der Galaxie
Auch hier wurde die Position von der IAU festgelegt.
Der galaktische Längengrad (l) von Objekt X ist der Winkelabstand
um den galaktischen Äquator vom Zentrum der Galaxie zum Großkreis durch X,
gemessen nach Osten 0-360°.

Obwohl spätere Untersuchungen zu besseren Werten führen können
für die Positionen der galaktischen Pole und des Zentrums der Galaxie,
die IAU-Werte werden weiterhin verwendet, um dieses Koordinatensystem zu bestimmen.

Um zwischen galaktischen und äquatorialen Koordinaten umzurechnen,
Zeichne das kugelförmige Dreieck mit den Punkten P (Nordhimmelspol), G (Galaktischer Nordpol) und X,
und wende die Sinus- und Kosinusregeln an.

Der Nordgalaktische Pol befindet sich bei Rektaszension 12h49m, Deklination +27°24'.
Wie groß ist die Neigung der galaktischen Ebene zum Himmelsäquator?


Inhalt

Geozentrische Koordinaten können verwendet werden, um astronomische Objekte im Sonnensystem in drei Dimensionen entlang der kartesischen X-, Y- und Z-Achsen zu orten. Sie unterscheiden sich von topozentrischen Koordinaten, die den Standort des Beobachters als Bezugspunkt für Peilungen in Höhe und Azimut verwenden.

Für nahe Sterne verwenden Astronomen heliozentrische Koordinaten mit dem Mittelpunkt der Sonne als Ursprung. Die Bezugsebene kann auf den Himmelsäquator der Erde, die Ekliptik oder den galaktischen Äquator der Milchstraße ausgerichtet werden. Diese 3D-Himmelskoordinatensysteme fügen den äquatorialen, ekliptischen und galaktischen Koordinatensystemen, die in der sphärischen Astronomie verwendet werden, die tatsächliche Entfernung als Z-Achse hinzu.


HimmelKoord¶

High-Level-Objekt, das eine flexible Schnittstelle für die Darstellung, Manipulation und Transformation von Himmelskoordinaten zwischen Systemen bietet.

Das SkyCoord -Klasse akzeptiert eine Vielzahl von Eingaben für die Initialisierung. Diese müssen mindestens einen oder mehrere Himmelskoordinatenwerte mit eindeutigen Einheiten liefern. Eingaben können Skalare oder Listen/Tupel/Arrays sein, die Skalar- oder Array-Koordinaten ergeben (überprüfbar über SkyCoord.isscalar ). Normalerweise gibt man auch den Koordinatenrahmen an, obwohl dies nicht erforderlich ist. Das allgemeine Muster für sphärische Darstellungen ist:

Es ist auch möglich, Koordinatenwerte in anderen Darstellungen wie kartesisch oder zylindrisch einzugeben. In diesem Fall schließt man das Schlüsselwortargument ein Darstellung='kartesisch' (zum Beispiel) zusammen mit Daten in x , ja , und z .

Rahmen : BaseCoordinateFrame Klasse oder Zeichenfolge, optional

Art des Koordinatenrahmens this SkyCoord darstellen soll. Standardmäßig ist ICRS, wenn nicht angegeben oder als Keine angegeben.

Einheit : Einheit , String oder Tupel von Einheit oder str, optional

Einheiten für gelieferte LON und LAT Werte bzw. Wird nur eine Einheit geliefert, gilt dies für beide LON und LAT .

obstime : gültig Zeit Initialisierer, optional

Tagundnachtgleiche : gültig Zeit Initialisierer, optional

Darstellung : str oder Repräsentationsklasse

Gibt die Darstellung an, z.B. ‘sphärisch’, ‘kartesisch’ oder ‘zylindrisch’. Dies betrifft die Positionsargumente und andere Schlüsselwortargumente, die der gegebenen Darstellung entsprechen müssen.

**keyword_args

Andere Schlüsselwortargumente, falls zutreffend für benutzerdefinierte Koordinatenrahmen. Zu den gängigen Optionen gehören:

ra, dez : gültig Winkel Initialisierer, optional

RA und Dec für Rahmen, bei denen ra und dez sind Schlüssel im Rahmen’s Darstellung_Komponenten_Namen , einschließlich ICRS , FK5 , FK4 , und FK4NoETerms .

l, b : gültig Winkel Initialisierer, optional

Galaktisch l und b für für Rahmen wo l und b sind Schlüssel im Rahmen’s Darstellung_Komponenten_Namen , einschließlich der Galaktisch Rahmen.

x, y, z : Float oder Menge , Optional

Kartesische Koordinatenwerte

w, u, v : Float oder Menge , Optional

Kartesische Koordinatenwerte für den galaktischen Rahmen.

Die folgenden Beispiele veranschaulichen gängige Methoden zum Initialisieren von a SkyCoord Objekt. Eine vollständige Beschreibung der zulässigen Syntax finden Sie in der vollständigen Koordinatendokumentation. Zuerst einige Importe:

Die Koordinatenwerte und die Rahmenspezifikation können jetzt mit Positions- und Schlüsselwortargumenten bereitgestellt werden:

Wie gezeigt, kann der Rahmen a BaseCoordinateFrame class oder den entsprechenden String-Alias. Die in Astropie eingebauten Rahmenklassen sind ICRS , FK5 , FK4 , FK4NoETerms , und Galaktisch . Die String-Aliasnamen sind einfach Kleinbuchstabenversionen des Klassennamens und ermöglichen die Erstellung eines SkyCoord -Objekt und transformieren von Frames, ohne die Frame-Klassen explizit zu importieren.

von Namen (Name[, Rahmen]) Wenn Sie einen Namen erhalten, fragen Sie den CDS-Namensauflöser ab, um zu versuchen, Koordinateninformationen für dieses Objekt abzurufen.
from_pixel (xp, yp, wcs[, Ursprung, Modus]) Erstelle eine neue SkyCoord aus Pixelkoordinaten mit an WCS Objekt.
rate_from_table (Tabelle, **coord_kwargs) Eine bequeme Methode zum Erstellen und Zurückgeben eines neuen SkyCoord aus den Daten in einer Astropietabelle.
is_equivalent_frame (andere) Überprüft, ob der Frame dieses Objekts mit dem des identisch ist andere Objekt.
match_to_catalog_3d (Katalogkoord[, nachbar]) Findet die nächsten dreidimensionalen Übereinstimmungen dieser Koordinate mit einem Katalogkoordinatensatz.
match_to_catalog_sky (Katalogkoord[, nachbar]) Findet die nächstgelegenen Himmelsübereinstimmungen dieser Koordinate in einem Katalogkoordinatensatz.
position_winkel (andere) Berechnet den Positionswinkel am Himmel (östlich von Norden) zwischen diesen SkyCoord und ein anderer.
search_around_3d (Suche in Koordinaten, Distlimit) Sucht nach allen Koordinaten in diesem Objekt um einen angegebenen Satz von Punkten innerhalb eines gegebenen 3D-Radius.
search_around_sky (searcharoundcoords, seplimit) Sucht nach allen Koordinaten in diesem Objekt um einen angegebenen Satz von Punkten innerhalb eines bestimmten Abstands am Himmel.
Trennung (andere) Berechnet den Abstand zwischen dieser Koordinate und einer anderen am Himmel.
Trennung_3d (andere) Berechnet die dreidimensionale Trennung zwischen dieser Koordinate und einer anderen.
to_pixel (wcs[, Ursprung, Modus]) Wandeln Sie diese Koordinate mit a . in Pixelkoordinaten um WCS Objekt.
to_string ([Stil]) Eine Zeichenfolgendarstellung der Koordinaten.
transform_to (Rahmen) Wandeln Sie diese Koordinate in einen neuen Rahmen um.

Wenn Sie einen Namen erhalten, fragen Sie den CDS-Namensauflöser ab, um zu versuchen, Koordinateninformationen für dieses Objekt abzurufen. Die Suchdatenbank, die Sesam-URL und das Abfrage-Timeout können über Konfigurationselemente in . eingestellt werden astropy.coordinates.name_resolve – siehe docstring für get_icrs_coordinates für mehr Informationen.

Der Name des Objekts, für das Koordinaten abgerufen werden sollen, z. 'M42' .

Rahmen : str oder BaseCoordinateFrame Klasse oder Instanz

Der Frame, in den das Objekt umgewandelt werden soll.

koordinieren : SkyCoord

Instanz der SkyCoord-Klasse.

Erstelle eine neue SkyCoord aus Pixelkoordinaten mit an WCS Objekt.

xp, yp : schweben oder numpy.ndarray

Die zu konvertierenden Koordinaten.

Das für die Konvertierung zu verwendende WCS

Ursprung : int

Ob 0- oder 1-basierte Pixelkoordinaten zurückgegeben werden sollen.

Ob die Transformation einschließlich Verzerrungen ( 'alle' ) oder nur die Kern-WCS-Transformation ( 'WC' ).

koordinieren : eine Instanz dieser Klasse

Ein neues Objekt mit Himmelskoordinaten entsprechend der Eingabe xp und yp .

to_pixel die umgekehrte Operation ausführen astropy.wcs.utils.pixel_to_skycoord die Umsetzung dieser Methode

Eine bequeme Methode zum Erstellen und Zurückgeben eines neuen SkyCoord aus den Daten in einer Astropietabelle.

Diese Methode gleicht Tabellenspalten ab, die mit den Namen der Komponenten der angeforderten Frames beginnen, bei denen die Groß-/Kleinschreibung nicht beachtet wird, wenn ihnen auch ein nicht alphanumerisches Zeichen folgt. Es wird auch mit Spalten übereinstimmen, die Ende mit dem Komponentennamen, wenn ein nicht-alphanumerisches Zeichen ist Vor es.

Die erste Regel bedeutet beispielsweise Spalten mit Namen wie 'RA[J2000]' oder 'ra' wird interpretiert als ra Attribute für ICRS Rahmen, aber 'RAJ2000' oder 'Radius' sind nicht. In ähnlicher Weise gilt die zweite Regel für die Galaktisch frame bedeutet, dass eine Spalte namens 'Galle' wird als die l Komponente, aber Galle oder 'füllen' wird nicht.

Die Definition von alphanumerisch hier basiert auf Unicodes Definition von alphanumerisch, außer ohne _ (was normalerweise als alphanumerisch angesehen wird). Für ASCII bedeutet dies, dass die nicht alphanumerischen Zeichen <space>_!"#$%&'()*+,-./:<=>?@[]^`

Tabelle : astropie.Tabelle

Die Tabelle, aus der Daten geladen werden sollen.

coord_kwargs

Alle zusätzlichen Schlüsselwortargumente werden direkt an den Konstruktor dieser Klasse übergeben.

Nachrichten : wie diese Klasse

Das neue SkyCoord (oder Unterklasse) Objekt.

Überprüft, ob der Frame dieses Objekts mit dem des identisch ist andere Objekt.

Um derselbe Frame zu sein, müssen zwei Objekte derselben Frameklasse angehören und dieselben Frameattribute aufweisen. Für zwei SkyCoord Gegenstände, alle der Rahmenattribute müssen übereinstimmen, nicht nur diejenigen, die für den Rahmen des Objekts relevant sind.

andere : SkyCoord oder BaseCoordinateFrame

Das andere zu überprüfende Objekt.

isequiv : bool

True, wenn die Frames gleich sind, False, wenn nicht.

Findet die nächsten dreidimensionalen Übereinstimmungen dieser Koordinate mit einem Katalogkoordinatensatz.

Dies findet den dreidimensionalen nächsten Nachbarn, der sich nur von der Entfernung am Himmel unterscheidet, wenn Entfernung in diesem Objekt gesetzt wird oder die Katalogkoord Objekt.

Weitere Informationen zur Verwendung dieser (und verwandter) Funktionalität finden Sie in den Beispielen in Trennungen, Katalogabgleich und zugehörige Funktionen.

Der Basiskatalog, in dem nach Übereinstimmungen gesucht werden soll. Normalerweise ist dies ein Koordinatenobjekt, das ein Array ist (d. h. catalogcoord.isscalar == Falsch )

nachbar : int, optional

Welcher nächste Nachbar soll gesucht werden. Normalerweise 1 ist hier erwünscht, da dies zum Abgleichen eines Koordinatensatzes mit einem anderen richtig ist. Der nächste wahrscheinliche Anwendungsfall ist 2 , zum Abgleichen eines Koordinatenkatalogs mit selbst ( 1 ist unangemessen, da sich jeder Punkt als die beste Übereinstimmung herausstellt).

idx : Integer-Array

Indizes in Katalogkoord um die übereinstimmenden Punkte für jede dieser Objektkoordinaten zu erhalten. Form entspricht diesem Objekt.

Der Abstand am Himmel zwischen der engsten Übereinstimmung für jedes Element in diesem Objekt in Katalogkoord . Form entspricht diesem Objekt.

Der 3D-Abstand zwischen der engsten Übereinstimmung für jedes Element in diesem Objekt in Katalogkoord . Form entspricht diesem Objekt.

Diese Methode erfordert die Installation von SciPy, oder sie schlägt fehl.

Findet die nächstgelegenen Himmelsübereinstimmungen dieser Koordinate in einem Katalogkoordinatensatz.

Weitere Informationen zur Verwendung dieser (und verwandter) Funktionalität finden Sie in den Beispielen in Trennungen, Katalogabgleich und zugehörige Funktionen.

Der Basiskatalog, in dem nach Übereinstimmungen gesucht werden soll. Normalerweise ist dies ein Koordinatenobjekt, das ein Array ist (d. h. catalogcoord.isscalar == Falsch )

nachbar : int, optional

Welcher nächste Nachbar soll gesucht werden. Normalerweise 1 ist hier erwünscht, da dies zum Abgleichen eines Koordinatensatzes mit einem anderen richtig ist. Der nächste wahrscheinliche Anwendungsfall ist 2 , zum Abgleichen eines Koordinatenkatalogs mit selbst ( 1 ist unangemessen, da sich jeder Punkt als die beste Übereinstimmung herausstellt).

idx : Integer-Array

Indizes in Katalogkoord um die übereinstimmenden Punkte für jede dieser Objektkoordinaten zu erhalten. Form entspricht diesem Objekt.

Der Abstand am Himmel zwischen der engsten Übereinstimmung für jedes Element in diesem Objekt in Katalogkoord . Form entspricht diesem Objekt.

Der 3D-Abstand zwischen der engsten Übereinstimmung für jedes Element in diesem Objekt in Katalogkoord . Form entspricht diesem Objekt.

Diese Methode erfordert die Installation von SciPy, oder sie schlägt fehl.

Berechnet den Positionswinkel am Himmel (östlich von Norden) zwischen diesen SkyCoord und ein anderer.

Die andere Koordinate, zu der der Positionswinkel berechnet werden soll. Er wird als “Kopf” des Vektors des Positionswinkels behandelt.

Der (positive) Positionswinkel des Vektors zeigt von selbst zu andere . Wenn entweder selbst oder andere enthalten Arrays, ist dies ein Array nach dem entsprechenden numpy Regeln für den Rundfunk.

Sucht nach allen Koordinaten in diesem Objekt um einen angegebenen Satz von Punkten innerhalb eines gegebenen 3D-Radius.

Dies ist für die Verwendung auf SkyCoord Objekte mit Koordinaten-Arrays anstelle einer Skalarkoordinate. Für eine Skalarkoordinate ist es besser, . zu verwenden Trennung_3d .

Weitere Informationen zur Verwendung dieser (und verwandter) Funktionalität finden Sie in den Beispielen in Trennungen, Katalogabgleich und zugehörige Funktionen.

Die Koordinaten, um zu suchen, um übereinstimmende Punkte in diesem zu finden SkyCoord . Dies sollte ein Objekt mit Array-Koordinaten sein, kein skalares Koordinatenobjekt.

verteilen : Menge mit Distanzeinheiten

Der physische Radius, in dem gesucht werden soll.

idxsearcharound : Integer-Array

Indizes in selbst das mit dem entsprechenden Element von übereinstimmt idxselbst . Formübereinstimmungen idxselbst .

idxselbst : Integer-Array

Indizes in Suche in Koordinaten das mit dem entsprechenden Element von übereinstimmt idxsearcharound . Formübereinstimmungen idxsearcharound .

Der Abstand zwischen den Koordinaten am Himmel. Formübereinstimmungen idxsearcharound und idxselbst .

Der 3D-Abstand zwischen den Koordinaten. Formübereinstimmungen idxsearcharound und idxselbst .

Diese Methode erfordert die Installation von SciPy (>=0.12.0) oder sie schlägt fehl.

In der aktuellen Implementierung werden die Rückgabewerte immer in der gleichen Reihenfolge sortiert wie die Suche in Koordinaten (so idxsearcharound ist in aufsteigender Reihenfolge). Dies wird jedoch als Implementierungsdetail betrachtet und könnte sich in einer zukünftigen Version ändern.

Sucht nach allen Koordinaten in diesem Objekt um einen angegebenen Satz von Punkten innerhalb eines bestimmten Abstands am Himmel.

Dies ist für die Verwendung auf SkyCoord Objekte mit Koordinaten-Arrays anstelle einer Skalarkoordinate. Für eine Skalarkoordinate ist es besser, . zu verwenden Trennung .

Weitere Informationen zur Verwendung dieser (und verwandter) Funktionalität finden Sie in den Beispielen in Trennungen, Katalogabgleich und zugehörige Funktionen.

Die Koordinaten, um zu suchen, um übereinstimmende Punkte in diesem zu finden SkyCoord . Dies sollte ein Objekt mit Array-Koordinaten sein, kein skalares Koordinatenobjekt.

seplimit : Menge mit Winkeleinheiten

Die Trennung am Himmel, in der Sie suchen können.

idxsearcharound : Integer-Array

Indizes in selbst das mit dem entsprechenden Element von übereinstimmt idxselbst . Formübereinstimmungen idxselbst .

idxselbst : Integer-Array

Indizes in Suche in Koordinaten das mit dem entsprechenden Element von übereinstimmt idxsearcharound . Formübereinstimmungen idxsearcharound .

Der Abstand zwischen den Koordinaten am Himmel. Formübereinstimmungen idxsearcharound und idxselbst .

Der 3D-Abstand zwischen den Koordinaten. Formübereinstimmungen idxsearcharound und idxselbst .

Diese Methode erfordert die Installation von SciPy (>=0.12.0) oder sie schlägt fehl.

In der aktuellen Implementierung werden die Rückgabewerte immer in der gleichen Reihenfolge sortiert wie die Suche in Koordinaten (so idxsearcharound ist in aufsteigender Reihenfolge). Dies wird jedoch als Implementierungsdetail betrachtet und könnte sich in einer zukünftigen Version ändern.

Berechnet den Abstand zwischen dieser Koordinate und einer anderen am Himmel.

Weitere Informationen zur Verwendung dieser (und verwandter) Funktionalität finden Sie in den Beispielen in Trennungen, Katalogabgleich und zugehörige Funktionen.

Die Koordinate, zu der die Trennung erfolgen soll.

Die On-Sky-Trennung zwischen diesem und dem andere Koordinate.

Der Abstand wird mit der Vincenty-Formel berechnet, die an allen Orten stabil ist, einschließlich Pole und Antipoden [Beleg4].

Berechnet die dreidimensionale Trennung zwischen dieser Koordinate und einer anderen.

Weitere Informationen zur Verwendung dieser (und verwandter) Funktionalität finden Sie in den Beispielen in Trennungen, Katalogabgleich und zugehörige Funktionen.

Die Koordinate, zu der die Trennung erfolgen soll.

Der Realraumabstand zwischen diesen beiden Koordinaten.

Wenn diese oder die andere Koordinate keine Abstände hat.

Wandeln Sie diese Koordinate mit a . in Pixelkoordinaten um WCS Objekt.

Das für die Konvertierung zu verwendende WCS

Ursprung : int

Ob 0- oder 1-basierte Pixelkoordinaten zurückgegeben werden sollen.

Ob die Transformation einschließlich Verzerrungen ( 'alle' ) oder nur die Kern-WCS-Transformation ( 'WC' ).

from_pixel die umgekehrte Operation ausführen astropy.wcs.utils.skycoord_to_pixel die Umsetzung dieser Methode

Eine Zeichenfolgendarstellung der Koordinaten.

Die Standardstildefinitionen sind:

Sehen to_string() für Details und Schlüsselwortargumente (die beiden Winkel, die die Koordinaten bilden, sind beide Winkel Instanzen). Schlüsselwortargumente haben Vorrang vor den Stilvorgaben und werden an . übergeben to_string() .

Die zu verwendende Formatierungsspezifikation. Diese kodieren die drei gebräuchlichsten Arten, Koordinaten darzustellen. Die Standardeinstellung ist Dezimal .

Wandeln Sie diese Koordinate in einen neuen Rahmen um.

Die Frame-Attribute (z. B. equinox oder obstime) für das zurückgegebene Objekt hängen von den entsprechenden Attributen des SkyCoord-Objekts und den gelieferten Rahmen , mit folgendem Vorrang:

  1. Nicht-Standardwert im mitgelieferten Rahmen
  2. Nicht standardmäßiger Wert in der SkyCoord-Instanz
  3. Standardwert im mitgelieferten Rahmen

Rahmen : str oder BaseCoordinateFrame Klasse / Instanz oder SkyCoord Beispiel

Der Rahmen, in den diese Koordinate umgewandelt werden soll.

Ein neues Objekt mit dieser Koordinate im Rahmen Rahmen.


A.3. Geschwindigkeiten in der Milchstraße¶

Beobachtete Geschwindigkeiten werden typischerweise als Eigenbewegungen am Himmel für den Teil der Bewegung, der sich in der Himmelsebene befindet, und die Sichtliniengeschwindigkeit, die Geschwindigkeit auf uns zu oder von uns weg, gemeldet. Richtige Bewegungen werden gemessen, indem man die Position eines Sterns am Himmel in zwei verschiedenen Epochen vergleicht, typischerweise im Abstand von mindestens einigen Jahren und bis zu Jahrzehnten (obwohl Astrometriesatelliten wie Gaia die Himmelspositionen von Himmelsquellen mit einer viel höheren Kadenz messen und damit eine bessere zeitliche Auflösung als diese haben). Die Geschwindigkeiten der Sichtlinie können gemessen werden, indem die Dopplerverschiebungen von Spektrallinien in einem Spektrum des Lichts der Quelle verwendet werden. Richtige Bewegungen sind daher Winkelgeschwindigkeiten, typischerweise in mas/yr angegeben, während Sichtliniengeschwindigkeiten als Doppler-Verschiebungen gemessen werden, die Bruchteile der Lichtgeschwindigkeit sind und daher die Geschwindigkeit in km/s bestimmt werden kann. Um die volle physikalische Geschwindigkeit zu bestimmen, müssen die Winkeleigenbewegungen mit dem Abstand multipliziert werden. Beachten Sie, dass wir zur Vermeidung von Verwechslungen mit der Radialgeschwindigkeit im zylindrischen galaktozentrischen System versuchen werden, die Doppler-verschobene Geschwindigkeit immer als zu bezeichnen Sichtliniengeschwindigkeit, wird in der Literatur aber auch allgemein als Radialgeschwindigkeit bezeichnet.

So wie die Positionen von Himmelsquellen im äquatorialen System typischerweise als RA und Dec angegeben werden, werden Eigenbewegungen typischerweise als Eigenbewegungen (mu_) und (mu_delta) in (alpha=) RA bzw. (delta=) Dez. Diese werden basierend auf der Verschiebung (Deltaalpha) und (Deltadelta) in RA bzw. Dec über einen Zeitraum (T) als

Wir haben ein Sternchen im Index für (mu_) hinzugefügt, da der Faktor (cos delta) vorhanden ist. Dieser Faktor ist notwendig, um die beobachtete Koordinatenverschiebung in RA in eine physikalische Verschiebung umzuwandeln. Praktisch alle Eigenbewegungskataloge melden (mu_), obwohl sie oft kein Sternchen enthalten. Vergewissern Sie sich, ob der (cosdelta)-Faktor enthalten ist, bevor Sie Eigenbewegungen verwenden! Wenn Sie Eigenbewegungen verwenden möchten, um die heutige Himmelskoordinatenposition in RA und Dec aus ihrer Position im Jahr 2000 zu berechnen, stellen Sie sicher, dass austeilen den (cosdelta)-Faktor, bevor Sie die Verschiebung anwenden, d. h. Sie möchten die Koordinatenverschiebung (Deltaalpha = mu_,T/cosdelta) .


Schau das Video: Wie misst man die Entfernung zu Sternen? Entfernungsmessung im UniversumKosmos (Februar 2023).