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aa - Online in der Cloud

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Dies ist der Befehl aa, der im kostenlosen OnWorks-Hosting-Provider über eine unserer zahlreichen kostenlosen Online-Workstations wie Ubuntu Online, Fedora Online, Windows-Online-Emulator oder MAC OS-Online-Emulator ausgeführt werden kann

PROGRAMM:

NAME


aa - astronomischer Almanach - Planeten- und Sternpositionen berechnen

ZUSAMMENFASSUNG


aa

BESCHREIBUNG


Die aa Programm berechnet die Orbitalpositionen von Planetenkörpern und führt rigorose
Koordinatenreduktionen auf scheinbar geozentrische und topozentrische Orte (lokale Höhe und
Azimut). Es reduziert auch die im FK4- oder FK5-System angegebenen Sternkatalogpositionen.
Daten für die 57 Navigationssterne sind enthalten. Die meisten der verwendeten Algorithmen stammen von
Der Astronomical Almanac (AA), herausgegeben von der US Government Printing Office.

Die aa Programm folgt den strengen Algorithmen zur Reduktion von Himmelskoordinaten
genau wie in den aktuellen Ausgaben des Astronomischen Almanachs dargestellt. Die Reduzierung auf
scheinbarer geozentrischer Ort wurde durch eine spezielle Version des Programms (aa200) überprüft
die Planetenpositionen direkt vom Jet Propulsion Laboratory DE200 numerisch übernimmt
Integration der Solaranlage. Die Ergebnisse stimmen genau mit dem Astronomical Almanac . überein
Tabellen ab 1987 (frühere Almanache verwendeten leicht andere Reduktionsmethoden).

Initialisierung


Die folgenden Elemente werden automatisch aus der ersten dieser Dateien eingelesen
gefunden: ./aa.ini, ~/.aa.ini, /etc/aa.ini. Die Datei enthält eine ASCII-String-Nummer pro
Zeile so leicht bearbeitet werden. Eine Beispiel-Initialisierungsdatei wird mitgeliefert. Die Einträge sind:

lon Terrestrische Länge des Beobachters, Grad östlich von Greenwich

lat Geodätische Breite des Beobachters (Programm berechnet geozentrische Breite)

Höhe Höhe über dem Meeresspiegel, Meter

temp Atmosphärische Temperatur, Grad Celsius

Druck
Atmosphärendruck, Millibar

tflag Eingabezeittyp: 1 = TDT, 2 = UT, 0 = TDT gleich UT

deltaT Für deltaT zu verwendender Wert, Sekunden; wenn 0, dann wird das Programm es berechnen.

Orbit Berechnungen


Mehrere Methoden zur Berechnung der Positionen der Planeten sind für in . vorgesehen
den Programmquellcode. Diese reichen in der Genauigkeit von einer integrierten Berechnung mit
Störungsformeln zu einer Lösung aus präzisen Orbitalelementen, die Sie von einem
Almanach.
Das Programm verwendet als Vorgabe einen Satz trigonometrischer Erweiterungen für die Position des
Erde und Planeten. Diese wurden an die des Jet Propulsion Laboratory angepasst
DE404 Lange Ephemeriden (1995) mit einer Genauigkeit von etwa 0.1" für die Erde bis 1"
für Pluto. Die Anpassung erfolgte im Intervall von 3000 v. Chr. bis 3000 n. Chr. für
die äußeren Planeten. Die Anpassung für die inneren Planeten gilt grundsätzlich erst ab 1350
BC bis 3000 n. Chr., kann aber mit etwas Genauigkeitsverlust bis 3000 v. Chr. verwendet werden. Sehen
/usr/share/doc/aa/readme.404 für weitere Informationen. Die wahre Genauigkeit der Positionen
für prähistorische oder zukünftige Daten berechnet wird, ist natürlich unbekannt.
Die Mondposition wird durch eine modifizierte Version der Mondtheorie von berechnet
Chapront-Touze' und Chapront. Dies hat eine Genauigkeit von 0.5 Bogensekunden relativ zu DE404
für alle Daten zwischen 1369 v. Chr. und 3000 n. Chr. Die wahre Position des Mondes in der Antike
Zeiten ist aufgrund der Unsicherheit in der Gezeitenbeschleunigung nicht so genau bekannt
der Mondbahn.

In Abwesenheit einer interpolierten polynomischen Ephemeride wie dem DE200 ist die höchste
Genauigkeit für aktuelle Planetenpositionen wird durch die Verwendung des heliozentrischen Orbitals erreicht
Elemente, die im Astronomical Almanac veröffentlicht werden. Wenn präzise Orbitalelemente
für die gewünschte Epoche vorgesehen, dann sollte der scheinbare Ort sehr übereinstimmend gefunden werden
eng mit Almanach-Tabellen.
Die Eingabe von 99 als Planetennummer erzeugt eine Eingabeaufforderung für den Namen einer Datei mit
menschenlesbare ASCII-Zeichenfolgen, die die Elemente von Umlaufbahnen angeben. Die Artikel in der
Spezifikation sind (siehe auch Beispieldatei orbit.cat):

Erste Eingabezeile:
Epoche der Orbitalelemente (Julianisches Datum)
Neigung
Längengrad des aufsteigenden Knotens
Argument des Perihels
mittlere Distanz (große Halbachse) in au
tägliche Bewegung

Zweite Eingabezeile:
Exzentrizität
bedeuten Anomalie
Epoche der Tagundnachtgleiche und Ekliptik, Julianisches Datum
visuelle Helligkeit B(1,0) bei 1au von Erde und Sonne
äquatorialer Halbdurchmesser bei 1au, Bogensekunden
Name des Objekts, bis zu 15 Zeichen

Die Winkel oben sind in Grad angegeben, sofern nicht anders angegeben. Mehrere Probenorbits werden geliefert in
die Datei orbit.cat. Wenn Sie in einer Umlaufbahn namens "Erde" lesen, installiert das Programm die
Erdumlaufbahn, dann zurückschleifen und erneut nach einer Umlaufbahnnummer fragen.
Der Eintrag für die tägliche Bewegung ist optional. Es wird vom Programm berechnet, wenn es
gleich 0.0 in Ihrem Katalog setzen. Almanachwerte der täglichen Bewegung erkennen den Wert ungleich Null
Masse des umkreisenden Planeten; die Berechnung des Programms geht davon aus, dass die Masse Null ist.
Der mittlere Abstand für eine elliptische Bahn ist die Länge der großen Halbachse des
Ellipse. Bei einer Exzentrizität von 1.0 ist die Umlaufbahn parabolisch und der "Mittelwert"
Distanz" wird als Periheldistanz angenommen. Ähnlich hat eine hyperbolische Bahn
Exzentrizität > 1.0 und "mittlerer Abstand" wird wiederum als mittlerer Perihelabstand interpretiert.
In beiden Fällen ist die "Epoche" das Perihel-Datum und die mittlere Anomalie wird auf gesetzt
0.0 in Ihrem Katalog.
Elliptische Kometenbahnen werden normalerweise auch in Bezug auf den Perihelabstand katalogisiert,
Sie müssen dies jedoch in den mittleren Abstand umrechnen, um vom Programm verstanden zu werden. Verwenden Sie die
Formel

mittlere Distanz = Periheldistanz / (1 - Exzentrizität)

um den in Ihren Katalog einzugebenden Wert für eine elliptische Umlaufbahn zu berechnen.
Die Epoche der Orbitalelemente bezieht sich insbesondere auf das Datum, zu dem die angegebenen
mittlere Anomalie gilt. Veröffentlichte Daten für Kometen geben oft den Zeitpunkt des Periheldurchgangs an
als Kalenderdatum und als Bruchteil eines Tages in der Ephemeridenzeit. Um dies in a . zu übersetzen
Julianischer Termin für deinen Katalogeintrag, lauf aa, geben Sie das veröffentlichte Datum und die Dezimalzahl ein
Bruchteil eines Tages und notieren Sie das angezeigte Julianische Datum. Das ist der richtige Julian
Ephemeriden Datum der Epoche für Ihren Katalogeintrag. Beispiel (Sky & Telescope, März
1991, Seite 297): Komet Levy 1990c hatte ein Perihel-Datum, das als 1990 Okt 24.68664 ET angegeben wurde. Wie
Sie werden separat nach Jahr, Monat und Tag gefragt, geben Sie 1990, 10, 24.68664 ein
das Programm. Dieses Datum und dieser Bruch werden in JED 2448189.18664 übersetzt. Zum Vergleich
Beachten Sie, dass veröffentlichte Ephemeriden für Kometen normalerweise astrometrische Positionen angeben,
nicht erkennbare Positionen.

Ephemeride Zeit und Andere Zeit Waage


Achten Sie beim Vergleich der Ergebnisse mit einem Almanach auf Zeitskalen. Die Umlaufbahn
Programm geht davon aus, dass das Eingabedatum die Ephemeridenzeit (ET oder TDT) ist. Topozentrische Höhe und
Azimut werden aus der Weltzeit (UT) berechnet. Das Programm konvertiert zwischen den beiden als
erforderlich, aber Sie müssen angeben, ob Ihr Eingabeeintrag TDT oder UT ist. Dies geschieht durch
der Eintrag für den Eingabezeittyp in aa.ini. Wenn Sie Positionen mit Almanach vergleichen
Werte, möchten Sie wahrscheinlich TDT. Wenn Sie in den Himmel schauen, möchten Sie wahrscheinlich UT.
Ephemeriden-Transitzeiten können durch Deklaration von TDT = UT erhalten werden. Die Anpassung für deltaT
= ET minus UT ist für die Jahre 1620 bis 2011 genau, da die vollständige Tabelle von
der astronomische Almanach ist im Programm enthalten. Außerhalb dieser Jahre,
Näherungsformeln werden verwendet, um deltaT zu schätzen. Diese Formeln basieren auf Analysen von
Aufzeichnungen der Sonnenfinsternis, die bis in die Antike zurückreichen (Stephenson und Houlden, 1986; Borkowski,
1988), aber sie sagen zukünftige Werte nicht sehr genau voraus. Für genaue Berechnungen,
Sie sollten die Tabelle in deltat.c aus dem Almanach des aktuellen Jahres aktualisieren. Beachten Sie die Zivil
Tageszeit ist UTC, die durch ganzzahlige Schaltsekunden so angepasst wird, dass sie innerhalb von 0.9 Sekunden von liegen
UT.

Aktualisierte deltaT-Werte und Vorhersagen können diesem Netzwerkarchiv entnommen werden:
http://maia.usno.navy.mil . Weitere Informationen finden Sie in der Datei deltat.c. In
Darüber hinaus hat die IAU mehrere andere Zeitdefinitionen übernommen, dieses Programm jedoch nicht
unter ihnen unterscheiden. Der International Earth Rotation Service ist für UT zuständig.
Genaue Daten zur Erdrotation und -orientierung werden in den IERS-Bulletins veröffentlicht.
verfügbar auf der IERS-Computer-Site www.iers.org sowie auf der usno-Site.

Steigen und Kleidungsset Schadenkalkulation


Jede Berechnung der Zeit des lokalen Anstiegs, des Meridiandurchgangs und der Einstellung beinhaltet a
Korrektur erster Ordnung für die Bewegung bei Rektaszension und Deklination des Objekts
zwischen der eingegebenen Eingabezeit und dem Zeitpunkt des Ereignisses. Trotzdem muss die Berechnung
iteriert oder mit sukzessive genaueren Schätzungen der Ereigniszeit wiederholt werden. In Anbetracht
die Korrektur erster Ordnung die Iteration eine Konvergenzcharakteristik zweiter Ordnung hat und
kommt in nur zwei bis drei Schritten zu einem präzisen Ergebnis. Auf der anderen Seite ist die Technik
verwendet wird, ist instabil für nahezu zirkumpolare Objekte, wie den Mond, der in der Höhe beobachtet wird
Breitengrade. Das Versäumnis, Anstiegs- und Setzzeiten zu melden, bedeutet also nicht unbedingt, dass
es gab kein Aufstiegs- oder Untergangsereignis.

Das Programm meldet den Transit, der der Eingabezeit am nächsten ist. Auf- und Untergangszeiten
gehen normalerweise dem Transit voraus und folgen ihm. Überprüfen Sie das neben dem Anstieg angezeigte Datum,
eingestellt, oder die Laufzeit, um sicherzustellen, dass die Ergebnisse für das gewünschte Datum und nicht für die
vorherigen oder nächsten Kalendertag. Für Sonne und Mond gelten die Auf- und Untergangszeiten für die oberen
Schenkel der Scheibe; aber die angegebene topozentrische Höhe bezieht sich immer auf das Zentrum von
die Scheibe. Die berechneten Ereigniszeiten beinhalten die Auswirkungen der Tagesaberration und
Parallaxe.

Das Mondalter in Tagen vom nächsten Viertel hat auch eine Korrektur für das Orbital
Bewegung, profitiert jedoch nicht von einer iterativen Verbesserung und kann um 0.1 Tage ausfallen
(das angegebene Quartal ist jedoch immer richtig). Die geschätzte Zeit kann viel mehr gemacht werden
durch Eingabe des Eingabedatums und der Tageszeit, um in der Nähe des Zeitpunkts des Ereignisses zu liegen. In
mit anderen Worten, die rigorose Berechnung erfordert eine Iteration der Zeit; in diesem Fall die
Programm tut dies nicht automatisch, wenn Sie also maximale Genauigkeit wünschen, müssen Sie dies tun
Iteration von Hand.

Sterne


Positionen und Eigenbewegungen der 57 Navigationssterne wurden vom Fünften
Grundlagenkatalog (FK5). Sie sind in der Datei /usr/share/aa/star.cat. Für alle
diese, die Ausgabe der astrometrischen Position des Programms, die mit dem AA von 1986 an die
Genauigkeit der AA-Tabelle (eine Bogensekunde). Das gleiche gilt für 1950 FK4-Positionen
aus dem SAO-Katalog entnommen. Das Programm stimmt mit 0.01" mit vorgestellten Arbeitsbeispielen überein
im AA. Stichprobenkontrollen gegen scheinbare Orte von Fundamentalsternen bestätigen den mittleren Ort
Übereinstimmung mit <0.1". Das APFS verwendet eine ältere Nutationsreihe, daher direkter Vergleich von
scheinbarer Ort ist schwierig. Das Programm beinhaltet die vollständige Nutationstheorie der IAU
(1980). Artikel für den Messier-Katalog, /usr/share/aa/messier.cat, sind entweder von den
AA- oder Sky-Katalog 2000.
Um die scheinbare Position eines Sterns zu berechnen, wird seine Bewegung seit der Katalogepoche genommen
sowie die Veränderungen durch die Präzession des äquatorialen Koordinatensystems berücksichtigt.
Sternkatalogdateien haben die folgende Datenstruktur. Jeder Sterneintrag belegt eine Zeile
von ASCII-Zeichen. Zahlen können in jedem üblichen dezimalen Computerformat vorliegen und sind
durch ein oder mehrere Leerzeichen voneinander getrennt. Vom Anfang der Zeile, die
Parameter sind

Epoche der Katalogkoordinaten und Tagundnachtgleiche
Rektaszension, Stunden
Rektaszension, Minuten
Rektaszension, Sekunden
Deklination, Grad
Deklination, Minuten
Deklination, Sekunden
Richtige Bewegung in RA, s/Jahrhundert
Richtige Bewegung im Dez., "/Jahrhundert
Radialgeschwindigkeit, km/s
Entfernung, Parsec
Visuelle Größe
Objektname
Zum Beispiel die Zeile

2000 02 31 48.704 89 15 50.72 19.877 -1.52 -17.0 0.0070 2.02 Alumi(Polaris)

hat folgende Auslegung:

J2000.0 ;Epoche der Koordinaten, Äquator und Tagundnachtgleiche
2h 31m 48.704s ;Rektaszension
89deg 15' 50.72" ;Deklination
19.877 ;richtige Bewegung in RA, s/Jahrhundert
-1.52 ;richtige Bewegung im Dez., "/Jahrhundert
-17.0 ;Radialgeschwindigkeit, km/s
0.007 ;Parallaxe, "
2.02 ;Größenordnung
alUMi (Polaris) ; abgekürzter Name für Alpha Ursae Minoris (Polaris)

Standardabkürzungen für 88 Konstellationsnamen werden in buchstabierte Form erweitert
(siehe constel.c). Das Programm akzeptiert zwei Arten von Katalogkoordinaten. Wenn die Epoche ist
mit 1950 angegeben, wird der gesamte Eintrag als FK4-Item interpretiert. Das Programm dann
konvertiert die Daten automatisch in das FK5-System. Alle anderen Epochen werden interpretiert als
im FK5-System sein.
Beachten Sie, dass sich die Katalog- (und AA-) Sternkoordinaten auf das Zentrum der Sonne beziehen
System, während das Programm die korrekte geozentrische Richtung des Objekts anzeigt. Die
Die maximale Differenz beträgt 0.8" beim alpha Centauri.

OPTIONAL


aa akzeptiert keine Optionen.

Verwenden Sie aa online mit den onworks.net-Diensten


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