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天文学において、赤緯（略称dec、記号δ ）は、赤道座標系で天球上の点の位置を決める 2 つの角度のうちの 1 つであり、もう 1 つは時角である。赤緯角は、問題の点を通る時円に沿って、天の赤道の北（正）または南（負）に測定される。[1]
declination（ラテン語、declinatio ）の語源は「遠ざかる」または「下向きに曲がる」という意味です。incline （「前かがみになる」）やrecline （ 「後ろ向きに曲がる」）と同じ語源です。[2]
18 世紀および 19 世紀の天文学のテキストの中には、赤緯は北極距離(NPD) として記載されているものがあり、これは 90 - (赤緯) に相当します。たとえば、赤緯 -5 と記されている天体の NPD は 95 となり、赤緯 -90 (南天の極) の NPD は 180 となります。
説明
天文学における赤緯は、天球に投影された地理的な緯度に相当し、赤経は同様に経度に相当します。[3] 天の赤道の北側の点は正の赤緯になり、南側の点は負の赤緯になります。赤緯には任意の角度測定単位を使用できますが、通常は60進法の度(°)、分(′)、秒(″)で測定され、90° は四分の一円に相当します。極は天球の最北端と最南端であるため、90° を超える大きさの赤緯は発生しません。
オブジェクト
正負にかかわらず、通常は符号が含まれます。
歳差運動の影響
地球の軸は黄道の両極の周りを西にゆっくりと回転し、約 26,000 年で 1 周します。歳差運動と呼ばれるこの効果により、静止した天体の座標は、かなりゆっくりではありますが、継続的に変化します。したがって、赤道座標(赤緯を含む) は本質的に観測年を基準としており、天文学者は特定の年 (紀元)を参照して赤道座標を指定します。異なる紀元の座標は、互いに一致するように、または標準の紀元と一致するように数学的に回転する必要があります。[4]
現在使用されている標準紀元はJ2000.0で、2000 年 1 月 1 日 12:00 TTです。接頭辞「J」は、ユリウス紀であることを示します。J2000.0 より前は、天文学者は連続するベッセル紀元B1875.0、B1900.0、B1950.0 を使用していました。[5]
星
恒星の方向は、その遠距離のためほぼ一定ですが、赤経と赤緯は、春分点歳差運動と固有運動により徐々に変化し、年周視差により周期的に変化します。太陽系の天体の赤緯は、軌道運動と近距離 のため、恒星の赤緯に比べて非常に急速に変化します。
地球の北半球から見ると、赤緯が 90° − φ（φ = 観測者の緯度）より大きい天体は、 地平線の下に沈むことなく天の極の周りを毎日回っているように見えるため、周極星と呼ばれます。これは、南半球でも同様に、赤緯が −90° − φ（φは南半球の緯度では常に負の数）より小さい（つまり、より 負の値である）天体で起こります。極端な例は、赤緯が +90° に近い北極星で、赤道に非常に近い場所を除いて北半球のどこから見ても周極星です。
周極星は決して地平線より下に沈むことはありません。逆に、地球表面の任意の地点から見て、地平線より上に昇ることのない星もあります（赤道に非常に近い場合を除きます。平らな地形では、距離は約 2 km 以内である必要がありますが、これは観測者の高度と周囲の地形によって異なります）。一般に、赤緯がδである星が、ある観測者にとって周極星である場合（δは正または負）、同じ観測者から見て、赤緯が − δである星は決して地平線より上に昇ることはありません。（これは大気の屈折の影響を無視しています。）同様に、緯度φの観測者にとって星が周極星である場合、緯度 − φの観測者から見て、その星が地平線より上に昇ることはありません。
大気の屈折を無視すると、赤道上の観測者にとって、地平線の東西の点における赤緯は常に 0° です。北の点では 90° − | φ |、南の点では −90° + | φ | です。極からは、地平線全体にわたって赤緯は均一で、およそ 0° です。
非周極星は、一年のうちの 特定の日または季節にのみ見えます。
太陽
太陽の赤緯は季節によって変化します。北極や南極の緯度から見ると、夏至付近では太陽は周極となり、真夜中に太陽が地平線の上にある現象が発生します。これを白夜と呼びます。同様に、冬至付近では太陽は一日中地平線の下にある状態となり、これを極夜と呼びます。
緯度との関係
物体が真上にある場合、その赤緯は観測者の緯度からほぼ常に0.01度以内であり、2つの複雑な点を除けば正確に等しくなります。[6] [7]
最初の複雑さはすべての天体に当てはまります。天体の赤緯は観測者の天文緯度に等しいのですが、「緯度」という用語は通常、地図や GPS デバイス上の緯度である測地緯度を意味します。米国本土とその周辺地域では、その差 (垂直偏角) は通常数秒角です(1 秒角 = 1/3600 1度ですが、41秒角ほど大きくなることもあります。[8]
2 つ目の複雑な点は、鉛直の偏向がないと仮定すると、「頭上」は観測者の位置で楕円体に垂直であることを意味しますが、その垂直線は地球の中心を通過しません。暦は地球の中心で測定された偏角を提供します。(楕円体は数学的に扱える海面の近似値です)。[9]
参照
注釈と参考文献
- ^ 米国海軍天文台、航海年鑑局 (1992)。P. ケネス サイデルマン (編)。天文年鑑補足。University Science Books、ミルバレー、カリフォルニア州。p. 724。ISBN 0-935702-68-7。
- ^ バークレー、ジェームズ (1799)。完全かつ普遍的な英語辞典。
- ^ モールトン、フォレスト・レイ（1918年）。『天文学入門』ニューヨーク：マクミラン社、125ページ、66ページ。
- ^ モールトン（1918年）、92-95頁。
- ^ たとえば、 米国海軍天文台航海年鑑事務局、航海年鑑事務局、英国水路局、HM 航海年鑑事務局 (2008) を参照。「時間スケールと座標系、2010 年」。2010 年の天文年鑑。米国政府印刷局。p. B2。
- ^ 「天体座標」www.austincc.edu . 2017年3月24日閲覧。
- ^ "baylor.edu" (PDF) .
- ^ "USDOV2009". メリーランド州シルバースプリング：米国国立測地測量局。2011年。
- ^ P. Kenneth Seidelmann編 (1992)。天文年鑑補足書。カリフォルニア州サウサリート：University Science Books。pp. 200–5。
