Resultats de la cerca

És relacionat amb la distància d a l’astre per l’expressió m - M = 5 log d -5

És igual a l’altura meridiana, en cas que la declinació de l’astre i la latitud de l’observador romanguin constants

En el moment de l’altura meridiana de pas superior el triangle de posició es converteix en un arc de meridià, car l’angle al pol val 0°, la qual cosa simplifica extraordinàriament el càlcul de la latitud En el moment de l’altura meridiana de pas superior l’azimut de l’astre és sempre nord o sud

En el cas que un astre només tingui arc diürn rep el nom de circumpolar

En representar-lo a l’esfera terrestre hom obté una circumferència menor que té per centre la projecció geomètrica de l’astre és a dir, el pol d’illuminació o punt astral i per radi la distància zenital La latitud i la longitud del centre seran iguals, respectivament, a la declinació i a l’horari a Greenwich de l’astre En la pràctica, en navegació astronòmica cal evitar d’observar astres que puguin donar-nos una distància zenital i, per tant, un radi del cercle d’altures massa petit recta daltura El cercle d’altures té, des del punt de vista nàutic, una gran…

Abans de l’establiment del sistema UBV , hom emprava l’anomenat índex de color internacional , igual a la diferència entre les magnituds aparents fotogràfica i fotovisual, m f g - m f v En el sistema UBV , l’índex de color és donat, generalment, per la diferència B-V entre les magnituds aparents mesurades en el blau de longitud d’ona 440 nm i en el verd groguenc o visible, de longitud d’ona 550 nm Hom empra també els índexs de color U-B U és la magnitud aparent mesurada en l’ultraviolat de longitud d’ona 365 nm L’índex de color dóna una idea de la temperatura superficial de l’astre…

El més primitiu consistia en un quart de cercle graduat proveït de pínnules en un dels costats de l’angle recte, per tal de visar l’astre, i d’una plomada, fixada al centre de l’angle per l’extrem lliure del cordill, que servia d’índex

En el cas dels astres que pertanyen al sistema solar, hom pren com a línia de base el radi equatorial de la Terra, i la parallaxi és anomenada parallaxi diürna o geocèntrica En el cas d’astres no pertanyents al sistema solar, hom pren com a línia de base el semieix de l’òrbita de la Terra, i la parallaxi és anomenada parallaxi anual A partir de la parallaxi d’un astre i només amb procediments trigonomètrics, hom pot determinar la distància de l’astre a la línia de base Aquest procediment trigonomètric per a mesurar distàncies estellars no pot ésser…

En el cas que l’astre principal sigui el Sol, rep el nom de periheli en el cas que sigui la Terra, el de perigeu en el cas que sigui Júpiter, perijove , etc

La magnitud absoluta M és relacionada amb la magnitud aparent m per la fórmula M = m + 5 log 1 0 D, D essent la distància de l’astre a la Terra mesurada en parsecs Pel fet de suposar tots els estels a una mateixa distància, el coneixement de la magnitud absoluta de dos estels permet de conèixer la relació entre llurs lluminositats reals