Redigerer Rektascensjon

[[Fil:Ekvatorialkoordinater.svg|thumb|Rektascensjon og [[deklinasjon (astronomi)|deklinasjon]] for en stjerne tegnet inn på [[himmelhvelving]]en. ]]
'''Rektascensjon''' (forkortet RA eller ''α'') for et objekt på [[himmelhvelving]]en betegner vinkelavstanden mellom [[vårjevndøgnspunktet]] ♈︎ og det punkt på [[himmelekvator]] der [[meridian]]en gjennom objektet skjærer denne. Sammen med [[deklinasjon (astronomi)|deklinasjonen]] (forkortet DEC eller ''δ'') utgjør den de to  [[Ekvatorialkoordinater|ekvatorialkoordinatene]] til objektet.

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

Økes rektascensjonen til et objekt med 360&deg;, kommer man frem til koordinaten for samme objekt. Men i stedet for å angi den i slike [[grad (vinkel)|grader]], er det mer vanlig å oppgi den i tidsenheter hvor 1 time (t) = 60&thinsp;minutt = 60&times;60&thinsp;sekund. Dette er nå [[siderisk tid|sideriske tidsenheter]] hvor 360&deg; tilsvarer 24<sup>t</sup>. 

På grunn av [[Presesjon#Astronomi|presesjon]] av jevndøgnspunktet, vil rektascensjonen til en stjerne langsomt forandre seg med tiden. Oppgitte verdier må derfor refereres til en bestemt astronomisk [[epoke (astronomi)|epoke]]. I dag befinner vi oss i [[J2000.0]] hvor for eksempel stjernen [[Sirius]] har rektascensjonen ''α'' = 06<sup>t</sup> 45<sup>m</sup> 09<sup>s</sup>.

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 betydning==
Ved bruk av rektascensjonen ''&alpha;'' og [[deklinasjon (astronomi)|deklinasjonen]] ''&delta;'' kan posisjonen til hvert punkt på [[himmelhvelving]]en entydig bestemmes uavhengig av hvor observatøren befinner seg. Det skyldes at disse to de ekvatorielle koordinatene (''&alpha;'',''&delta;'') er uavhengig av Jordens rotasjon om sin egen akse.<ref name = MD> L. Motz and A. Duveen, ''Essentials of Astronomy'', Columbia University Press, New York (1971).</ref>

Men samtidig er rektascensjonen definert på en slik måte at hver observatør med letthet kan lokalisere objektet på himmelhvelvingen ved å kjenne sin egen, [[siderisk tid|sideriske tid]]. Denne er definert å være null når [[vårjevndøgnspunktet]] ♈︎ passerer observatørens [[meridian (astronomi)|meridianen]]. Punktet sies da å [[kulminasjon|kulminere]]. Da dette beveger seg 360&deg; i løpet av 24<sup>t</sup>, vil det bevege seg 15&deg; 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 {{nowrap|RA {{=}} 3<sup>t</sup>}}. 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.<ref name = Smart> W.M. Smart, ''Textbook on Spherical Astronomy'', Cambridge University Press, England (1986). ISBN 0-521-29180-1.</ref>

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 {{nowrap|RA {{=}}12<sup>t</sup>}} vil være godt synlige. Omvendt vil stjerner med rektascensjon i nærheten av 0<sup>t</sup> 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 (''&alpha;'',''&delta;'') og teleskopet vil dermed forbli orientert mot det samme objektet mens tiden går.

===Presesjon===
På grunn av [[Presesjon#Astronomi|presesjon]] av jevndøgnspunktene, vil rektascensjonen til alle stjerner forandres litt med tiden. Oppgitte verdier må derfor refereres til en astronomisk [[epoke (astronomi)|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 [[ekliptikk]]en. Da 1&deg; tilsvarer 4 minutt i tid, vil dette resultere i en økning på 3.1 sekund per år for stjerner nær dette punktet.<ref name = Smart/>

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.

==Historie==
I de første katalogene over stjerner som ble nedskrevet av [[Hipparkhos]] og [[Klaudius Ptolemaios|Ptolemaios]] for omtrent to tusen år siden, ble det benyttet [[ekliptiske koordinater]] (''&lambda;'',''&beta;''). 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.<ref name = Evans> J. Evans, ''The History and Practice of Ancient Astronomy'', Oxford University Press, New York (1998). ISBN 0-19-509539-1.</ref>

==Referanser==
<references/>

==Eksterne lenker==
* University of St. Andrews, [http://star-www.st-and.ac.uk/~fv/webnotes/chapt16.htm Presesjon] og forandring av rektascensjon.

{{Autoritetsdata}}

[[Kategori:Astronomiske koordinatsystemer]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]