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天の北極と南極は、地球の自転軸が無限に伸びて天球と交差する天空の 2 つの点です。北極と南極は、それぞれ地球の北極と南極にいる観測者には、常に真上にあるように見えます。地球が自転しているため、2 つの天極は天空で固定されたままで、他のすべての天点はそれらの周りを 1 日 (厳密には、恒星日)に 1 周して回転しているように見えます。
天の極は天の赤道座標系の極でもあり、つまり、北天極は +90 度、南天極は -90 度の赤緯を持ちます。 天の極は、一見固定された位置にありますが、長期的には星を背景にして実際には永久に固定されているわけではありません。春分点歳差運動と呼ばれる現象により、極は天球上で約 25,700 年の周期で円を描きます。 地球の軸は他の複雑な動きも受け、これにより天の極は様々な長さの周期でわずかにシフトします (章動、極運動、軸の傾斜を参照)。 最後に、非常に長い期間にわたって、星の固有運動により星自体の位置が変化します。 このような動きを考慮に入れるため、天の極の定義には、自転軸の日付を指定する紀元が付属しています。 J2000.0 が現在の標準です。
類似の概念は他の惑星にも当てはまります。惑星の天の極は、惑星の自転軸の投影が天球と交差する空の点です。これらの点は、惑星の軸の向きが異なるため異なります（視差効果により、星の見かけの位置もわずかに変化します）。[1]
北天の極を見つける
北天の極は現在、明るい星であるポラリス（ラテン語の「 北極星」を意味するstella polarisに由来）から 1 度以内の距離にあります。このため、口語で「北極星」として知られるポラリスは、北半球での航海に役立ちます。常に地平線の北の点より上にあるだけでなく、その高度角は常に（ほぼ）観測者の地理的な緯度に等しくなります（もちろん、北半球の場所からしか見ることができませんが）。
北極星が天の北極に近づくのは、25,700 年の歳差運動周期のうちほんのわずかな期間だけです。約 1,000 年間は良好な近似値を保ちますが、その頃には北極はアルライ (ケフェウス座ガンマ星) に近づいています。約 5,500 年後には、北極はアルデラミン(ケフェウス座アルファ星) の位置近くに移動し、12,000 年後には、ベガ(こと座アルファ星) が「北極星」になりますが、真の天の北極からは約 6 度離れています。
北極星を見つけるには、北半球のどこかから北を向いて、北斗七星と小北斗七星の星座を探します。北斗七星の「カップ」部分を見て、カップの外側の縁にある 2 つの星がカップから上向きの線を形成していると想像してください。この線は小北斗七星の柄の先端にある星を直接指しています。その星が北極星です。[2]
南天の極を見つける
南天の極は南半球からのみ見ることができます。それは薄暗い星座 、八分儀座にあります。シグマ・オクタンティスは南極星として識別され、極から 1 度以上離れていますが、明るさは 5.5 で、晴れた夜にはほとんど見えません。
方法1: 南十字星
天の南極は、南十字星とその 2 つの「指針」星であるケンタウルス座α星とケンタウルス座β星から見つけることができます。γ十字星からα 十字星 (十字の長軸の両端にある 2 つの星)まで想像上の線を引き、この線に沿って空を進みます。十字の狭い端が指している方向に長軸の距離の 4.5 倍進むか、2 つの指針星を線で結び、この線を半分に分け、次に直角に空を通り、南十字星からの線と交わるまで別の想像上の線を引きます。この点は、天の南極から 5 度または 6 度のところにあります。南十字星と極の間には、重要な明るい星はほとんどありませんが、南十字星のすぐ下にあるは虫座は比較的簡単に認識できます。
方法2: カノープスとアケルナル
2 番目の方法では、カノープス(全天で 2 番目に明るい星) とアケルナル を使います。これらの星を 2 つの角にして、大きな正三角形を作ります。しかし、3 番目の角はどこにすればいいのでしょうか。アケルナルとカノープスを結ぶ線のどちら側にあってもかまいませんし、間違った側では極にたどり着きません。正しい側を見つけるには、アケルナルとカノープスがどちらも円周上の点であると想像してください。正三角形の 3 番目の角もこの円上にあります。角は、アケルナルから時計回り、カノープスから反時計回りに配置します。3 番目の想像上の角は南天の極になります。反対にすると、点はエリダヌス座の真ん中になりますが、極にはありません。カノープスがまだ昇っていない場合は、2 等星のくぼみ座アルファ星を使って、アケルナルと極で三角形を作ることもできます。この場合、アケルナルから時計回りではなく反時計回りに進み、カノープスと三角形を形成すると、3 番目の点である極が現れます。間違った方向に進むと、天の極から非常に離れた水瓶座に到達します。
方法3：マゼラン雲
3 番目の方法は、月のない晴れた夜に最適です。南天の2 つのかすかな「雲」を使用するためです。天文学の本では、これらは大マゼラン雲と小マゼラン雲(LMC と SMC) として示されています。これらの「雲」は、実際には天の川の近くにある矮小銀河です。正三角形を作り、その 3 番目の点を南天の極にします。前と同様に、SMC、LMC、および極はすべて、仮想円上の正三角形の点になります。極は、SMC から時計回り、LMC から反時計回りに配置する必要があります。方向を間違えると、代わりにHorologium星座に着いてしまいます。
方法4: シリウスとカノープス
全天で最も明るい星であるシリウスから、2番目に明るい星であるカノープスまで同じ距離を引いた線は、極から数度以内の地点にあたります。言い換えると、カノープスはシリウスと極の中間に位置します。
参照
参考文献
- ^ ジム・ケーラー、イリノイ大学天文学名誉教授。「天空の測定 天球クイックガイド」。2014年3月10日閲覧。
- ^ ロヨラ大学シカゴ校。「地球と天空の関係と天球」(PDF) 。 2014年1月10日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) 。 2014年3月10日閲覧。
- ^ 「イェプン上空の渦巻く星の軌跡」。今週の写真。ESO 。 2013年1月11日閲覧。
外部リンク
- 北斗七星を使って北極星を見つける様子を視覚的に表現したもの
