자오선 원

Meridian circle
1806년 그룸브리지 트랜싯 서클

자오선 원은 별들이 지역 자오선을 가로지르는 타이밍을 측정하는 기구로, 절정이라고 알려진 사건이며, 동시에 별들의 바닥으로부터의 각거리도 측정합니다.이것은 자오선, 지평선의 북쪽 점, 북극, 천정, 지평선의 남쪽 점, 남극, 바닥만을 가리키도록 설치된 특수 목적 망원경입니다.자오선 망원경은 천체의 회전에 의존하여 물체를 시야에 들어오게 하고 고정된 수평의 동서 축에 장착합니다.

이와 유사한 통과 기구, 통과원 또는 통과 망원경도 마찬가지로 수평 축에 장착되지만, 축을 동서 방향으로 고정할 필요는 없습니다.예를 들어, 망원경이 수평 축을 중심으로 완전히 회전할 수 있는 경우 측량자의 테오돌라이트는 통과 기구의 기능을 할 수 있습니다.Meridian sircle은 종종 이러한 이름으로 불리지만 구체적이지는 않습니다.

오랜 세월 동안, 통과 시간은 천체의 위치를 측정하는 가장 정확한 방법이었고, 이 힘든 작업을 수행하기 위해 경락 기구가 사용되었습니다.분광학, 사진, 그리고 반사 망원경의 완성도 이전에,[1][2][3] 위치 측정(그리고 궤도와 천문 상수의 도출)은 관측소의 주요 작업이었다.

중요성

1828년 독일 T.L. 에르텔에 의해 건설된 상트페테르부르크 쿤스트카메라의 자오선 원

자오선에서만 움직이도록 망원경을 고정하면 다음과 같은 계측기가 사용되는 고정밀 작업에 이점이 있습니다.

  • 매우 심플한 마운트는 높은 정밀도로 제조 및 유지보수가 용이합니다.
  • 지구의 대부분의 위치에서, 자오선은 이러한 간단한 장착으로 천체 좌표를 직접 인덱싱할 수 있는 유일한 평면입니다. 적도 좌표계는 항상 자오선과 자연스럽게 정렬됩니다.망원경의 축을 중심으로 회전시키면 망원경은 기울어져서 바로 움직이게 되고, 물체들은 망원경의 시야를 통해 적경으로 이동하게 됩니다.
  • 하늘에 있는 모든 물체는 대기 굴절의 영향을 받기 때문에 실제보다 약간 높게 보이는 경향이 있습니다.자오선에서는 이러한 왜곡은 편각 상태일 뿐이며 쉽게 설명됩니다. 하늘의 다른 곳에서는 굴절이 좌표의 복잡한 왜곡을 일으키기 때문에 감소하기가 더 어렵습니다.이러한 복잡한 분석은 고정밀화에 도움이 되지 않는다.

기본 악기

1886년 함부르크의 렙세드앤손스에 의해 건설된 오스트리아 비엔나 쿠프너 천문대의 자오선 서클.평형추, 메커니즘의 바깥쪽 상단에 있는 짧고 녹색 원통형 물체 및 원을 읽기 위한 길고 얇은 4개의 현미경을 주목하십시오.

여기에 19세기 후반과 20세기 초반의 경락 기구의 예술 상태가 묘사되어 있으며,[4][5] 사용된 정확한 제작, 작동 및 조정 방법을 알 수 있다.

건설

가장 초기의 통과 망원경은 망원경의 무게로 축이 휘어지는 것을 방지하기 위해 축의 가운데가 아니라 한쪽 끝에 가깝게 배치되었다.나중에, 그것은 보통 축의 중앙에 놓였는데, 그것은 양 끝에 회전된 원통형 강철 피벗이 있는 황동 또는 건 금속 조각으로 구성되었다.몇몇 악기들은 전체가 강철로 만들어졌는데, 그것은 놋쇠보다 훨씬 더 단단했다.피벗은 기구를 지탱하는 거대한 돌이나 벽돌 교각으로 설정되거나 교각 [6]상단의 금속 골조에 부착된 V자형 베어링 위에 놓였다.계측기의 온도와 현지 대기는 [7]온도계로 모니터링되었습니다.교각은 보통 건물에서 망원경으로 진동이 전달되는 것을 방지하기 위해 건물의 기초와 분리되어 있었다.피벗의 형상이 일그러져 급격한 마모를 일으킬 수 있는 기기의 무게에서 벗어나기 위해 축의 각 끝을 마찰 롤러가 달린 후크 또는 요크로 지지하고 교각 지지 레버에 매달린 균형을 유지하여 정밀 V자형 [6]베어링에 무게의 극히 일부만 남도록 하였다.경우에 따라서는 밸런스 웨이트가 롤러 베어링을 [8]아래에서 밀어 올렸습니다.베어링은 거의 동-서 방향으로 설치되었지만 수평 및 수직 나사로 미세 조정이 가능했습니다.지평선에 대한 축의 기울기를 감시하기 위해 스피릿 레벨이 사용되었습니다.어떤 경우에는 축 자체를 통해 다른 망원경을 제공함으로써 망원경 축의 이심률(중심에서 벗어난 상태) 또는 기타 불규칙성을 설명하였다.주 망원경의 중심에서 동서로 위치하여 이 축 망원경과 작은 콜리메이션 망원경을 통해 본 인공별의 움직임을 관찰함으로써 주 망원경이 회전할 때 축의 모양과 축의 흔들림을 [9]결정할 수 있었다.

Norton(1867)에서 본 원판 현미경 윗면.

축의 각 끝 근처에는, 축에 부착되어 있고, 축과 함께 회전하는, 망원경의 천정이나 수평선에 대한 각도를 측정하기 위한 원이나 바퀴가 있었다.일반적으로 지름이 1~3피트 이상이고, 원주 근처의 원면에 박힌 은박지에 2, 5분 단위로 나뉘었다.이러한 눈금은 일반적으로 각 원마다 4개씩 현미경으로 판독되었으며, 교각이나 축을 둘러싼 틀에 원 둘레에 90° 간격으로 설치되었다.4개의 판독치를 평균화함으로써 편심률(원 중심부의 부정확함)과 눈금의 오차를 크게 줄일 수 있었다.각 현미경에는 마이크로미터 나사가 제공되었으며, 십자형 나사는 시야 중심에서 원의 눈금 거리를 측정할 수 있습니다.나사의 드럼을 분할하여 1초의 아크(0.1인치 추정)를 측정했으며, 회전수는 시야에서 빗과 같은 눈금으로 계산했습니다.현미경을 확대하여 원에서 떨어진 거리에 배치하여 마이크로미터 나사의 1바퀴 회전은 원에서 1분(1')에 해당합니다.오차는 원의 표준 간격인 2' 또는 5'를 측정하여 가끔 확인되었습니다.나사의 주기적인 오류가 [10]설명되었습니다.어떤 악기에서는, 원들 중 하나가 눈금이 매겨지고 다른 원들보다 더 거칠게 읽혔으며, 목표별을 찾는 데만 사용되었다.

그 망원경은 축의 중앙 입방체에 나사로 고정된 두 개의 튜브로 구성되어 있었다.튜브는 대개 원추형으로 되어 있었고 굴곡을 방지하기 위해 최대한 단단했습니다.관의 굴곡은 관측에서 추론된 편차에 영향을 미치기 때문에 축과의 연결도 가능한 한 단단했다.튜브의 수평 위치에서의 굴곡은 두 개의 콜리메이터, 즉 통과원의 북쪽과 남쪽에 수평으로 배치된 망원경에 의해 측정되었으며, 그 렌즈는 튜브를 향해 있었다.이것들은 (망원경의 튜브에 있는 구멍을 통해서 또는 망원경을 마운트로부터 떼어냄으로써) 서로 겨누어 포시의 십자형 [11]포인터가 일치하도록 했다.콜리메이터는 종종 이러한 위치에 영구적으로 장착되었고, 목적과 접안경은 별도의 [12]교각에 고정되었다.자오선 망원경은 정확히 180°를 이동하면서 하나의 콜리메이터를 가리켰고, 원을 읽음으로써 굴곡의 양(판독치는 180°와 달랐다)을 가리켰다.를 찾았습니다.접안렌즈와 대물렌즈를 교환할 수 있도록 배치함으로써 튜브의 절대 굽힘, 즉 고정 굽힘이 검출되었으며, 같은 별에 대한 두 관측치의 평균은 이 오차로부터 자유로웠다.

동그라미, 피벗, 베어링을 포함한 기기의 부품은 먼지로부터 보호하기 위해 유리 케이스에 둘러싸이기도 했습니다.이 사건들은 접근할 수 있는 여지가 있었다.그리고 나서 판독 현미경은 유리 케이스 안으로 확장되었고, 접안 렌즈 끝과 마이크로미터는 분리 가능한 실크 [13]커버로 먼지로부터 보호되었습니다.

장착 시 망원경을 반전시킴으로써 특정 기기 오류를 평균화할 수 있습니다.교각 사이의 레일 위를 달리는 마차가 제공되었고, 그 위에서 축, 원, 망원경을 나사 잭으로 들어 올리고 교각 사이에서 바퀴를 돌려 180° 회전하고 뒤로 바퀴를 돌렸다가 다시 [11]내릴 수 있었다.

자오선을 수용하는 관측 건물에는 관측소에서 흔히 볼 수 있는 회전 돔이 없었다.망원경이 자오선에서만 관측되었기 때문에, 북쪽과 남쪽 벽과 지붕을 가로지르는 수직 슬롯이 필요한 전부였다.건물은 난방이 되지 않았고 망원경을 방해할 수 있는 기류를 피하기 위해 가능한 한 외부 공기의 온도로 유지되었다.이 건물에는 시계, 녹음기, 그리고 관측을 위한 다른 장비들도 있었다.

작동

초점 평면에서 망원경의 눈 끝에는 여러 개의 수직 와이어와 하나 또는 두 개의 수평 와이어(크로스 포인터)가 있었습니다.별을 관찰할 때, 망원경은 먼저 완벽한 수평 거울을 형성하고 망원경 튜브 위로 십자형 이미지를 반사하는 수은[14] 대야를 아래로 향했습니다.십자형 포인트는 반사와 일치할 때까지 조정되었고, 그 후 시선은 완벽하게 수직이 되었습니다. 이 위치에서 원은 바닥점을 판독했습니다.

그 다음 망원경은 파인더 원을 관찰함으로써 목표별의 대략적인 편각까지 올라갔다.이 계측기에는 클램핑 장치가 제공되었으며, 이를 통해 관찰자는 대략적인 편향을 설정한 후 매우 느린 나사로 망원경을 편위하여 움직이지 않도록 축을 클램핑할 수 있었습니다.이 느린 동작에 의해 망원경은 별이 시야의 동쪽에서 서쪽으로 수평선을 따라(또는 중간에 두 개가 있는 경우) 이동할 때까지 조정되었다.그 후, 그 원들은 별의 겉보기 고도를 측정하기 위해 현미경으로 판독되었다.이 측정값과 최저점 사이의 차이는 별의 최저 거리였다.가동식 수평선 또는 편각 마이크로미터도 [11]사용되었습니다.

별의 겉보기 고도를 관측하는 또 다른 방법은 직접적으로 관측된 별과 수은의 분지에서 관측된 반사 사이의 각 거리의 절반을 가져가는 것이었다.이 두 판독치의 평균은 시선이 원의 수평점인 수평일 때의 판독치였다.망원경과 수은 분지 사이의 작은 위도 차이가 설명되었다.

수직선은 별들의 통과를 관찰하는 데 사용되었고, 각각의 와이어는 별도의 결과를 제공한다.중간 와이어를 통한 전송 시간은 데이터의 후속 분석에서 중간 와이어와 해당 와이어 사이의 알려진 간격을 더하거나 빼서 각 와이어에 대해 추정되었습니다.이러한 알려진 간격은 한 와이어에서 다른 와이어로 이동하는 것으로 알려진 편각별의 타이밍을 측정하여 미리 결정되었으며, 북극성은 느린 [11]운동 때문에 가장 적합합니다.\ 타이밍은 원래 "눈과 귀" 방식으로 만들어졌으며, 시계의 두 비트 사이의 간격을 추정합니다.나중에, 전기 신호가 스트립 레코더에 표시를 하는 키를 눌러 타이밍을 등록했다.나중에 망원경의 눈 끝에는 보통 비인칭 마이크로미터가 설치되었는데, 이 장치는 수직 십자선의 움직임을 별의 움직임과 일치시킬 수 있게 해 주었다.움직이는 별에 정확히 맞춰지면 십자선이 자오선 교차점의 전기 타이밍을 트리거하여 관측자의 개인 방정식을 [15]측정에서 제거합니다.

와이어의 필드를 밝힐 수 있었다. 램프는 기기를 가열하지 않기 위해 교각에서 일정 거리만큼 떨어져 있었으며, 빛이 교각의 구멍과 중공 축을 통해 중앙으로 전달되었다. 이때 [11]프리즘 시스템에 의해 빛이 눈 끝으로 향하게 되었다.

절대 편각이나 극지거리를 결정하기 위해서는 다수의 극성들의 상단과 하단의 정점을 관찰하여 천문대의 결속도, 즉 천정으로부터의 천극의 거리를 측정해야 했다.별을 관찰한 후의 원 판독치와 천정에 해당하는 판독치의 차이는 별의 천정 거리였고, 여기에 결속도를 더한 것이 북극 거리였다.원의 천정점을 결정하기 위해, 망원경은 수은의 분지에서 수직으로 아래쪽으로 향했고, 수은의 표면은 절대적으로 수평인 거울을 형성했다.관찰자는 수평선과 반사상을 보고 망원경을 움직여서 수평면에 대해 광축을 수직으로 하고 원의 판독값은 180°[14] + 천정점이었다.

별의 관측에서는 굴절과 굴절의 오차뿐만 아니라 눈금 및 굴곡의 오차도 고려되었다.수평선의 별이 필드 중심에서 분할되지 않은 경우, 곡률이나 큰 원으로부터의 별 경로의 편차와 수평선의 기울기를 허용했다.이러한 기울기의 양은 한 번의 통과 동안 별의 천정 거리를 반복적으로 관측함으로써 밝혀졌으며, 북극성은 느린 [16]운동 때문에 가장 적합하다.

별의 통과를 사진으로 기록하려는 시도가 있었다.사진판은 트랜짓 기구의 초점에 배치되어 짧은 노출이 여러 번 이루어졌으며, 길이와 시간은 시계에 의해 자동으로 등록되었습니다.노출 셔터는 얇은 강철 조각으로, 전자석의 전기자에 고정되었습니다.따라서 판은 일련의 점이나 짧은 선을 기록했고 수직선은 대물렌즈를 통해 1, 2초간 [16]빛을 투사하여 판 위에 촬영되었다.

조정

1885년 Fauth가 캘리포니아 오클랜드에 있는 Chabot Space & Science Center의 자오선 통과 망원경.교각 사이에 있는 관찰자의 의자와 하늘에 접근할 수 있는 벽과 지붕의 좁은 개구부에 주목하십시오.망원경은 자오선에서만 관측하기 때문에 회전 돔이 필요하지 않습니다.

Meridian [17]circle은 정확한 작업을 하기 위해 정밀한 조정이 필요했다.

주 망원경의 회전축은 정확히 수평이 되어야 했다.축의 축에 안착하도록 설계된 민감한 정신 레벨이 이 기능을 수행했습니다.V자형 베어링 중 하나를 조정하여 버블의 중심을 잡았습니다.

망원경의 시선은 회전축에 정확히 수직이 되어야 했다.이것은 멀리 있는 정지된 물체를 보고, 망원경을 베어링에 올려서 뒤집고, 그 물체를 다시 보는 것으로 이루어질 수 있다.십자선이 물체와 교차하지 않는 경우, 시선은 십자선의 새 위치와 멀리 있는 물체의 중간 지점에 있었다. 십자선은 그에 따라 조정되었고 필요에 따라 과정을 반복했다.또한 회전축이 완전히 수평인 것으로 알려지면 망원경은 수은의 분지에서 아래쪽으로 향할 수 있고 십자형 포인터가 켜집니다.수은은 완벽하게 수평 거울 역할을 했고, 망원경 튜브 뒤에 있는 십자형 이미지를 반사했습니다.그런 다음 반사와 일치할 때까지 십자형 포인터를 조정할 수 있었고, 그 후 시선은 축에 수직이 되었다.

망원경의 조준선은 정확히 자오선 안에 있어야 했다.이것은 대략적으로 축의 교각과 베어링을 동서 선상에 건설함으로써 이루어졌습니다.그런 다음, 원극성 별의 (외관상, 부정확한) 상부 및 하부 자오선 통과 시간을 반복하고 통과 간격이 같아질 때까지 베어링 중 하나를 수평으로 조정하여 자오선으로 가져왔습니다.또 다른 방법은 다른 관측소에서 설정한 특정 별에 대해 계산된 자오선 교차 시간을 사용했다.이것은 중요한 조정이었고, 그것을 완성하기 위해 많은 노력을 기울였다.

실제로, 이러한 조정 중 어느 것도 완벽하지 않다.결함으로 인한 작은 오류는 데이터 분석 중에 수학적으로 수정되었다.

천정 망원경

주요 기사 : 제니스 망원경

별의 통과를 측정하기 위해 고안된 몇몇 망원경은 별의 위치를 매우 정밀하게 측정하기 위해 천정 근처 또는 천정 근처를 똑바로 가리키도록 설계된 천정 망원경입니다.이들은 자오선 원 대신 레벨링 나사가 장착된 Altazimuth 마운트를 사용합니다.극도로 민감한 레벨이 망원경 마운트에 부착되어 각도를 측정하고 망원경에는 마이크로미터가 [18]장착된 접안렌즈가 있습니다.

역사

개요

자오선 평면에 기구(사분원)를 고정한다는 생각은 고대 천문학자들도 떠올랐고 프톨레마이오스에 의해 언급되었지만, 티코 브라헤가 큰 자오선 [6]사분원을 건설할 때까지 실천되지 않았다.

자오선은 18세기부터 별들의 위치를 정확하게 측정하기 위해 사용되어 왔다.이것은 별이 지역 자오선을 통과하는 순간을 측정함으로써 이루어집니다.지평선 위의 고도도 주목할 만하다.한 사람의 지리적 위도와 경도를 알면 이 측정치를 사용하여 항성의 적경과 적경을 도출할 수 있습니다.

일단 좋은 별 카탈로그를 구할 수 있게 되면, 통과 망원경은 카탈로그별의 지역 자오선 통과 시간을 관측함으로써 지역 경도와 시간을 정확하게 측정할 수 있습니다.원자시계가 발명되기 전에는 이것이 가장 신뢰할 수 있는 정확한 시간의 원천이었다.

고대

알마게스트에서 프톨레마이오스는 태양의 위치를 설정하기 위해 그림자를 사용하는 탭이 있는 고정된 눈금의 바깥쪽 고리와 움직이는 안쪽 고리로 구성된 자오선을 묘사한다.그것은 수직으로 설치되어 있고 자오선에 맞춰져 있었다.이 기구는 [19]황도의 경로를 결정하기 위해 정오에 태양의 고도를 측정하는 데 사용되었다.

17세기

덴마크의 올레 뢰머 천문대 투스쿨라눔에서 세계 최초의 자오선 원

자오선은 관측자가 적경과 적위를 동시에 결정할 수 있게 해주었지만, 17세기에는 적경이나 휴대용 사분면에 의한 등고도의 방법이나 천문학적 육분점이 있는 별 사이의 각거리 측정이 선호된 것으로 보인다.이 방법들은 매우 불편했고, 1690년에 Ole Römer가 운송 [6]기구를 발명했다.

18세기

트랜짓 계측기는 단단히 고정된 지지대 위에 놓인 동서 방향의 수평 축으로 구성되어 있으며, 자오선 평면에서 자유롭게 회전하는 직각으로 고정된 망원경을 가지고 있습니다.이와 함께 뢰머는 수직각과 수평각을 측정하는 고도 및 방위각 계측기를 발명했으며 1704년에는 수직원과 통과기기를 조합해 양쪽 좌표를 동시에 [6]구했다.

그러나 이 후자의 생각은 다른 곳에서는 채택되지 않았지만, 비록 운송 기구가 곧 보편적으로 사용되었고(1721년 그리니치에 처음 설치됨) 벽화 사분면은 내리막길을 결정하기 위해 세기 말까지 계속 사용되었습니다.천정 북쪽의 별을 관측하기 위해 원 전체를 사용하는 것의 장점은 천정 북쪽의 별을 관측하기 위해 모양을 바꿀 가능성이 적고 반전이 필요하지 않다는 것을 Jesse Ramsden에 의해 다시 인정받았고,[6] 그는 또한 아래에 기술된 마이크로미터 현미경을 사용하여 각도를 읽는 방법을 개선했다.

19세기

1898년 워너와 스와시에 의해 건설된 미 해군 천문대의 6인치 트랜싯 서클

원을 만드는 것은 1806년 그룸브릿지 트랜싯 서클(자오선 트랜싯 서클) 블랙히스에 있는 그룸브릿지 천문대를 위해 최초의 현대 트랜싯 서클을 만든 에드워드 트라우튼에 의해 이루어졌다.트라우튼은 나중에 그 생각을 버리고 벽화 [6]사분면을 대신하기 위해 벽화 원을 디자인했다.

영국에서는 19세기 중반까지 트랜짓 기구와 벽화 원이 천문대의 주요 악기로 계속되었으며, 최초의 트랜짓 서클은 그리니치(1850년 설치)에 건설되었다.그러나 대륙에서는 요한 게오르크 렙솔드와 게오르크 프리드리히 폰 라이첸바흐가 괴팅겐에, 라이첸바흐가 쾨니히스베르크에 각각 두 개의 원을 설치한 1818년부터 1819년까지 교통계가 이들을 대체했다.리셀드 앤 선스의 회사는 베를린에 있는 피스토어와 마르틴스의 회사에 의해 몇 년 동안 빛을 보지 못했다. 그들은 다양한 천문대에 일급 악기를 제공했다.마틴의 죽음 이후, 렙셀즈는 다시 선두에 서서 많은 교통계를 만들었다.하버드 대학, 케임브리지 대학, 에든버러 대학의 천문대에는 트라우튼과 [6]심스가 큰 원을 이루고 있었다.

영국 왕립 그리니치 천문대의 에어리 트랜짓 서클(1851)과 영국 왕립 천문대의 희망봉(1855)은 랜섬스와 입스위치의 메이에 의해 만들어졌다.그리니치 악기는 조지 비델 에어리의 디자인에 대한 트라우튼과 심스의 광학 및 기악 작업을 거쳤다.

20세기 이후

1981년 Farrand Optical Company가 만든 미국 해군 관측소 Flagstaff Station의 Ron Stone/Flagstaff Astrometric Scaning Transit Telescope

이 망원경의 현대적 예는 USNO 플래그스태프 스테이션 [20]천문대에 있는 8인치(~0.2m) 플래그스태프 아스트로메트릭 스캔 트랜싯 망원경(FAST)이다.현대의 자오선은 보통 자동화되어 있다.옵서버는 CCD 카메라로 교체됩니다.하늘이 시야를 이동할 때 CCD에 축적된 이미지는 동일한 속도로 칩을 통과(및 제외)합니다.이를 통해 다음과 같은 [21]몇 가지 개선이 가능합니다.

  • CCD는 이미지가 교차하는 동안 빛을 모을 수 있기 때문에 조광 한계치에 도달할 수 있습니다.
  • 망원경이 작동하는 한 데이터를 수집할 수 있습니다. 밤새도록 데이터를 수집할 수 있으며, 여러 도 길이의 하늘을 스캔할 수 있습니다.
  • 데이터는 스캔 내에 있는 임의의 참조 오브젝트와 직접 비교할 수 있습니다.일반적으로 퀘이사처럼 정확하게 알려진 위치가 있는 밝은 은하외 오브젝트입니다.따라서 CCD 스캐너와 레이저 간섭계를 사용하여 편각, 방위각 및 레벨을 모니터링하는 작업은 계속 수행되지만, 일부 Meridian 계측기를 조정할 필요가 없습니다.
  • 대기 굴절은 공기의 온도, 압력 및 이슬점을 전자적으로 모니터링하여 자동으로 계산할 수 있습니다.
  • 데이터는 자유롭게 저장 및 분석할 수 있습니다.

최초의 자동화된 기구는 칼스버그 자동 자오선 서클이었는데,[22] 1984년에 온라인화 되었다.

예

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Chauvenet, William (1868). A Manual of Spherical and Practical Astronomy, II. Trubner & Co., London. pp. 131, 282.
  2. ^ Newcomb, Simon (1906). A Compendium of Spherical Astronomy. MacMillan Co., New York. p. 317ff, 331ff.
  3. ^ Norton, William A. (1867). A Treatise on Astronomy, Spherical and Physical. John Wiley & Son, New York. p. 24ff.
  4. ^ 쇼브네(1868), 132쪽, 119조; 283, 195조
  5. ^ Norton(1867), 페이지 39ff
  6. ^ a b c d e f g h 드레이어 1911 페이지 181
  7. ^ Bond, William C.; Bond, George P.; Winlock, Joseph (1876). Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College. Press of John Wilson and Son, Cambridge, Mass. p. 25.
  8. ^ 본드, 본드 및 윈록(1876), 페이지 25
  9. ^ 본드, 본드 및 윈록(1876), 페이지 27
  10. ^ Dreyer 1911, 페이지 181-182.
  11. ^ a b c d e 드레이어 1911년 페이지 182
  12. ^ 본드, 본드 및 윈록(1876), 페이지 25
  13. ^ 본드, 본드 및 윈록(1876), 페이지 26
  14. ^ a b Dreyer 1911, 페이지 182-183.
  15. ^ 쇼브네(1868), 138쪽, 제121조
  16. ^ a b 드레이어 1911 페이지 183
  17. ^ Norton(1867), 페이지 33ff
  18. ^ Clarke, Alexander Ross; Helmert, Friedrich Robert (1911). "Geodesy" . In Chisholm, Hugh (ed.). Encyclopædia Britannica. Vol. 11 (11th ed.). Cambridge University Press. pp. 607–615.
  19. ^ Ptolemy, Claudius; Toomer, G. J. (1998). Ptolemy's Almagest. Princeton University Press. p. 61. ISBN 0-691-00260-6.
  20. ^ "Archived copy". Archived from the original on 2008-11-01. Retrieved 2010-08-27.{{cite web}}: CS1 maint: 제목으로 아카이브된 복사(링크)
  21. ^ Stone, Ronald C.; Monet, David G. (1990). "The USNO (Flagstaff Station) CCD Transit Telescope and Star Positions Measured From Extragalactic Sources". Proceedings of IAU Symposium No. 141. 141: 369–370. Bibcode:1990IAUS..141..369S., SAO/NASA ADS에서
  22. ^ 칼스버그 Meridian 망원경 2010-05-28 웨이백 머신에 보관

속성:

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추가 정보

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