aa - En ligne dans le Cloud

PROGRAMME:

Nom

aa - almanach astronomique - calcule les positions des planètes et des étoiles

SYNOPSIS

aa

DESCRIPTION

La aa programme calcule les positions orbitales des corps planétaires et effectue des
coordonner les réductions aux emplacements géocentriques et topocentriques apparents (altitude locale et
azimut). Il réduit également les positions de catalogue d'étoiles données dans le système FK4 ou FK5.
Les données pour les 57 étoiles de navigation sont incluses. La plupart des algorithmes utilisés proviennent de
L'Almanach astronomique (AA) publié par l'Imprimerie du gouvernement américain.

La aa le programme suit les algorithmes rigoureux de réduction des coordonnées célestes
exactement comme indiqué dans les éditions actuelles de l'Almanach astronomique. La réduction à
le lieu géocentrique apparent a été vérifié par une version spéciale du programme (aa200)
qui prend les positions planétaires directement à partir du Jet Propulsion Laboratory DE200 numérique
Intégration du système solaire. Les résultats concordent exactement avec l'Almanach astronomique
tableaux à partir de 1987 (les almanachs antérieurs utilisaient des méthodes de réduction légèrement différentes).

Initialisation

Les éléments suivants seront automatiquement lus à partir du premier de ces fichiers à être
a trouvé: ./aa.ini, ~/.aa.ini, /etc/aa.ini. Le fichier contient un numéro de chaîne ASCII par
la ligne est donc facilement modifiable. Un exemple de fichier d'initialisation est fourni. Les entrées sont :

Longitude terrestre de l'observateur, degrés Est de Greenwich

lat Latitude géodésique de l'observateur (le programme calcule la latitude géocentrique)

hauteur Hauteur au-dessus du niveau de la mer, mètres

temp Température atmosphérique, degrés Celsius

la parfaite pression
Pression atmosphérique, millibars

tflag Type de temps d'entrée : 1 = TDT, 2 = UT, 0 = TDT réglé égal à UT

deltaT Valeur à utiliser pour deltaT, secondes ; si 0, le programme le calculera.

Orbite Calculs

Plusieurs méthodes de calcul des positions des planètes ont été prévues dans
le code source du programme. Celles-ci varient en précision à partir d'un calcul intégré utilisant
formules de perturbation à une solution à partir d'éléments orbitaux précis que vous fournissez à partir d'un
almanach.
Le programme utilise par défaut un ensemble de développements trigonométriques pour la position du
Terre et planètes. Ceux-ci ont été ajustés pour correspondre à ceux du Jet Propulsion Laboratory
DE404 Long Ephemeris (1995) avec une précision allant d'environ 0.1" pour la Terre à 1"
pour Pluton. L'ajustement a été effectué sur l'intervalle de 3000 avant JC à 3000 après JC pour
les planètes extérieures. Le réglage pour les planètes intérieures n'est strictement valable qu'à partir de 1350
BC à 3000 AD, mais peut être utilisé à 3000 BC avec une certaine perte de précision. Voir
/usr/share/doc/aa/readme.404 pour plus d'informations. La vraie précision des positions
calculée pour des dates préhistoriques ou futures est bien sûr inconnue.
La position de la Lune est calculée par une version modifiée de la théorie lunaire de
Chapront-Touze' et Chapront. Cela a une précision de 0.5 seconde d'arc par rapport au DE404
pour toutes les dates entre 1369 avant JC et 3000 après JC La position réelle de la Lune dans l'antiquité
temps n'est pas réellement connu avec précision, en raison de l'incertitude dans l'accélération de la marée
de l'orbite de la Lune.

En l'absence d'éphémérides polynomiales interpolées comme le DE200, la plus haute
la précision des positions planétaires actuelles est obtenue en utilisant l'orbitale héliocentrique
éléments publiés dans l'Almanach astronomique. Si des éléments orbitaux précis sont
prévu pour l'époque désirée, alors le lieu apparent doit être trouvé pour s'accorder très
étroitement avec les tabulations de l'almanach.
La saisie de 99 pour le numéro de planète génère une invite pour le nom d'un fichier contenant
chaînes ASCII lisibles par l'homme spécifiant les éléments des orbites. Les articles dans le
les spécifications sont (voir aussi l'exemple de fichier orbit.cat) :

Première ligne de saisie :
époque des éléments orbitaux (date julien)
inclination
longitude du nœud ascendant
argument du périhélie
distance moyenne (demi-grand axe) en au
mouvement quotidien

Deuxième ligne de saisie :
excentricité
signifie anomalie
époque d'équinoxe et d'écliptique, date julienne
magnitude visuelle B(1,0) à 1au de la terre et du soleil
demi-diamètre équatorial à 1au, secondes d'arc
nom de l'objet, jusqu'à 15 caractères

Les angles ci-dessus sont en degrés, sauf indication contraire. Plusieurs échantillons d'orbites sont fournis dans
le fichier orbit.cat. Si vous lisez sur une orbite nommée "Terre", le programme installera le
Orbite terrestre, puis revenez en arrière et demandez à nouveau un numéro d'orbite.
L'entrée pour le mouvement quotidien est facultative. Il sera calculé par le programme s'il est
mis égal à 0.0 dans votre catalogue. Les valeurs d'almanach du mouvement quotidien reconnaissent le non-zéro
masse de la planète en orbite; le calcul du programme supposera que la masse est nulle.
La distance moyenne, pour une orbite elliptique, est la longueur du demi-grand axe du
ellipse. Si l'excentricité est donnée à 1.0, l'orbite est parabolique et la "moyenne
distance" est considéré comme la distance au périhélie. De même, une orbite hyperbolique a
excentricité > 1.0 et la « distance moyenne » est à nouveau interprétée comme la distance périhélie moyenne.
Dans ces deux cas, "l'époque" est la date du périhélie, et l'anomalie moyenne est fixée à
0.0 dans votre catalogue.
Les orbites cométaires elliptiques sont généralement cataloguées en termes de distance périhélie également,
mais vous devez convertir cela en distance moyenne pour être compris par le programme. Utilisez le
formule

distance moyenne = distance périhélie / (1 - excentricité)

pour calculer la valeur à saisir dans votre catalogue pour une orbite elliptique.
L'époque des éléments orbitaux se réfère notamment à la date à laquelle le
moyenne anomalie s'applique. Les données publiées pour les comètes donnent souvent l'heure de passage au périhélie
comme date calendaire et fraction de jour dans le temps des éphémérides. Pour traduire cela en un
Date julienne pour votre entrée de catalogue, exécutez aa, saisissez la date de publication et la décimale
fraction de jour, et notez la date julienne affichée. C'est le bon Julien
Ephémérides Date de l'époque de votre entrée de catalogue. Exemple (Ciel et télescope, mars
1991, page 297) : La comète Levy 1990c avait une date de périhélie donnée comme étant le 1990 HE de 24.68664. Comme
vous êtes invité séparément pour l'année, le mois et le jour, entrez 1990, 10, 24.68664 dans
le programme. Cette date et cette fraction se traduisent par JED 2448189.18664. En comparaison
fins, notez que les éphémérides publiées pour les comètes donnent généralement des positions astrométriques,
positions non apparentes.

Éphémérides Temps et Autre Temps Balance

Faites attention aux échelles de temps lorsque vous comparez les résultats avec un almanach. L'orbite
le programme suppose que la date d'entrée est l'heure des éphémérides (ET ou TDT). Altitude topocentrique et
les azimuts sont calculés à partir du temps universel (TU). Le programme convertit entre les deux comme
requis, mais vous devez indiquer si votre entrée d'entrée est TDT ou UT. Ceci est fait par
l'entrée pour le type de temps d'entrée dans aa.ini. Si vous comparez les positions avec l'almanach
valeurs, vous voulez probablement TDT. Si vous regardez le ciel, vous voulez probablement UT.
Les temps de transit des éphémérides peuvent être obtenus en déclarant TDT = UT. L'ajustement pour deltaT
= ET moins UT est exact pour les années 1620 à 2011, car la totalisation complète de
l'Almanach astronomique est inclus dans le programme. En dehors de cette plage d'années,
des formules approximatives sont utilisées pour estimer deltaT. Ces formules sont basées sur des analyses de
enregistrements d'éclipses remontant aux temps anciens (Stephenson et Houlden, 1986; Borkowski,
1988) mais ils ne prédisent pas très précisément les valeurs futures. Pour des calculs précis,
vous devez mettre à jour le tableau dans deltat.c à partir de l'almanach de l'année en cours. Notez le civil
l'heure de la journée est UTC, qui est ajustée par secondes intercalaires intégrales pour être à moins de 0.9 seconde de
UTAH.

Les valeurs et prévisions deltaT mises à jour peuvent être obtenues à partir de cette archive réseau :
http://maia.usno.navy.mil . Voir le fichier deltat.c pour plus d'informations. Dans
De plus, l'AIU a adopté plusieurs autres définitions du temps, mais ce programme ne
distinguer entre eux. Le Service International de la Rotation Terrestre est en charge de l'UT.
Des données précises sur la rotation et l'orientation de la Terre sont publiées dans les bulletins IERS,
disponible sur le site informatique de l'IERS www.iers.org ainsi que sur le site usno.

Augmenter et Ensemble Horaires

Chaque calcul de l'heure du lever local, du transit méridien et du réglage comprend un
correction du premier ordre pour le mouvement en ascension droite et en déclinaison de l'objet
entre l'heure d'entrée saisie et l'heure de l'événement. Même ainsi, le calcul doit
être itéré ou répété avec des estimations de plus en plus proches de l'heure de l'événement. En vue de
la correction du premier ordre, l'itération a une caractéristique de convergence du second ordre et
arrive à un résultat précis en seulement deux ou trois étapes. D'autre part, la technique
utilisé est instable pour les objets presque circumpolaires, comme la Lune observée à haute
latitudes. Ainsi, le fait de ne pas déclarer les heures de lever et de coucher ne signifie pas nécessairement que
il n'y a eu aucun événement de montée ou de fin.

Le programme signale le transit le plus proche de l'heure d'entrée. Heures de lever et de coucher
précèdent et suivent habituellement le transit. Vérifiez la date affichée à côté de la montée,
ensemble, ou le temps de transit pour être sûr que les résultats sont pour la date souhaitée et non pour le
jour calendaire précédent ou suivant. Pour le Soleil et la Lune, les heures de lever et de coucher sont pour la partie supérieure
membre du disque; mais l'altitude topocentrique indiquée se réfère toujours au centre de
le disque. Les temps d'événement calculés incluent les effets de l'aberration diurne et
parallaxe.

L'âge de la Lune, en jours à partir du quartier le plus proche, a également une correction pour l'orbite
mouvement, mais ne bénéficie pas d'une amélioration itérative et peut être désactivé de 0.1 jour
(le Trimestre indiqué est cependant toujours correct). Le temps estimé peut être beaucoup plus
précis en entrant la date et l'heure d'entrée pour être proche de l'heure de l'événement. Dans
autrement dit, le calcul rigoureux nécessite d'itérer sur le temps ; dans ce cas le
le programme ne le fait pas automatiquement, donc si vous voulez une précision maximale, vous devez faire le
itération à la main.

Étoiles

Les positions et les mouvements propres des 57 étoiles de navigation ont été tirés de la Cinquième
Catalogue fondamental (FK5). ils sont dans le fichier /usr/share/aa/star.cat. Pour tous
ceux-ci, la sortie du programme de la position astrométrique convenue avec l'AA de 1986 au
précision de la tabulation AA (une seconde d'arc). Il en est de même pour les postes 1950 FK4
extrait du catalogue SAO. Le programme s'accorde à 0.01" avec des exemples travaillés présentés
dans l'AA. Des contrôles ponctuels contre les places apparentes des étoiles fondamentales confirment la place moyenne
accord à <0.1". L'APFS utilise une série de nutation plus ancienne, donc une comparaison directe de
endroit apparent est difficile. Le programme intègre la théorie complète de la nutation de l'AIU
(1980). Articles pour le catalogue Messier, /usr/share/aa/messier.cat, proviennent soit du
AA ou Sky Catalogue 2000.
Pour calculer la position apparente d'une étoile, son mouvement depuis l'époque du catalogue est pris
en compte ainsi que les changements dus à la précession du système de coordonnées équatoriales.
Les fichiers de catalogue Star ont la structure de données suivante. Chaque entrée étoile occupe une ligne
de caractères ASCII. Les nombres peuvent être dans n'importe quel format informatique décimal habituel et sont
séparés les uns des autres par un ou plusieurs espaces. Dès le début de la ligne, le
les paramètres sont

Epoque de coordonnées catalogue et équinoxe
Ascension droite, heures
Ascension droite, minutes
Ascension droite, secondes
Déclinaison, degrés
Déclinaison, minutes
Déclinaison, secondes
Mouvement propre en RA, s/siècle
Mouvement propre en décembre, "/siècle
Vitesse radiale, km/s
Distance, parsecs
Magnitude visuelle
Nom de l'objet
Par exemple, la ligne

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

a l'interprétation suivante :

J2000.0 ;Epoque de coordonnées, équateur et équinoxe
2h 31m 48.704s ; Ascension à droite
89deg 15' 50.72" ;Déclinaison
19.877 ; mouvement correct en RA, s/siècle
-1.52 ;mouvement correct en décembre, "/siècle
-17.0 ; vitesse radiale, km/s
0.007 ;parallaxe, "
2.02 ;ampleur
alUMi(Polaris) ;nom abrégé pour alpha Ursae Minoris (Polaris)

Les abréviations standard pour 88 noms de constellation sont développées sous forme épelée
(voir constel.c). Le programme accepte deux types de coordonnées de catalogue. Si l'époque est
donné comme 1950, l'entrée entière est interprétée comme un élément FK4. Le programme alors
convertit automatiquement les données dans le système FK5. Toutes les autres époques sont interprétées comme
étant dans le système FK5.
Notez que les coordonnées des étoiles du catalogue (et AA) se réfèrent au centre du soleil
système, tandis que le programme affiche la direction géocentrique correcte de l'objet. Les
la différence maximale est de 0.8" dans le cas d'alpha Centauri.

OPTIONS

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