Astronomi

Beregning af RA / dec fra JPL ephemeris-data

Beregning af RA / dec fra JPL ephemeris-data


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Jeg bruger JPL planetariske efemerider til at beregne planetenes position. Brug af DE405-efemeris (ved hjælp af en parser leveret af Project Pluto med alle test bestået). Jeg henter Mars 'position med observatøren indstillet som Jorden (geocentrisk).

Min første antagelse er, at resultatet er et sæt geocentriske ækvatoriale koordinater i rektangulær form (x, y, z). Dette kan være forkert.

Mit mål er at beregne RA / Dec. Min anden antagelse er, at jeg skal bruge en formel, der konverterer fra kartesisk til sfærisk:

$ r = sqrt (x ^ 2 + y ^ 2 + z ^ 2) $ $ ra = arctan (y / x) $ $ dec = pi / 2 - arccos (z / r) $

Brug af juliansk dag 2457134 (21. april 2015, middag UTC) og krydskontrol af resultatet med NASAs Horizons-tjeneste, der tilsyneladende bruger den samme kortvarige (DE405) får mig næsten der, men mine resultater er lidt ude:

x 1.721427968227801 y 1.5802812301744067 z 0.6897426775298559

RA 02h50m12.51s Dec +16°26'41.37"

Horisonter:

RA 02h50m11.52s Dec +16°26'36.5"

Jeg er ikke sikker på, hvad jeg mangler. Skal jeg faktorere afstanden fra planeten på grund af den tid, det tager for lys at nå os? Bruger jeg ikke den rigtige tid? Er mine antagelser forkerte?


Læs det med småt under Horizons-output, når du vælger en OBSERVER-tabel. Det siger (vægt min)

R.A ._ (ICRF / J2000.0) _DEC =
J2000.0 astrometrisk højre opstigning og deklination af målcenter. Justeret til lystid. Enheder: HMS (HH MM SS.ff) og DMS (DD MM SS.f)

Du kunne gøre det samme, men det vil kræve noget ekstra arbejde. Mars du ser på et tidspunkt $ t $ blev udsendt fra Mars flere minutter tidligere end det. Du skal finde $ Delta t $ sådan, at afstanden mellem Mars på tidspunktet $ t- Delta t $ og Jorden på tidspunktet $ t $ er lig med lysets hastighed $ Delta t $. Én korrektion vil bringe dig meget tæt på, et andet vil bringe dig endnu tættere på.

Et andet spørgsmål er tiden. JPL bruger sin egen tidsskala, JPL ephemeris time (Tef). Dette er en relativistisk tidsskala. Det adskiller sig fra Terrestrial Time (TT) med højst et par millisekunder, så til de fleste formål kan du bruge TT i stedet for Tef i din homebrew ephemeris-regnemaskine. TT adskiller sig i øjeblikket fra UTC med 67.184 sekunder, og begyndende i juli (der er et spring sekund i slutningen af ​​juni) vil det afvige fra UTC med 68.184 sekunder.

Eller du kan bare leve med det. Hvis du bruger dine beregninger til dit baghaveteleskop, er den håndfulde buesekunder med fejl, der skyldes ikke at tage højde for den endelige lyshastighed, lille.


Plot JPL Ephemeris

Du kan plotte en output af online-JPL Ephemeris Generator-værktøjet på Radio Eyes-skykortet. Dette værktøj beregner placeringen af ​​større og mindre solsystemlegemer og nogle rumfartøjer med stor præcision (større end den, der tilbydes af Radio Eyes positionsberegninger). Outputtet er en tabel over positioner over en bestemt tidsperiode ved hjælp af en specificeret tidsforøgelse.


Ovenstående billede er et år langt plot af Radio Eyes of Mars position over radiohimlen. Den tynde grå linje er ekliptikken. Positionsoplysninger blev afledt af JPL Ephemeris Generator ved hjælp af metoden beskrevet her.

Radio Eyes kræver, at du gemmer onlineoutput fra JPL Ephemeris Generator til en fil. Dette gøres let ved hjælp af en webbrowsergrænseflade til JPL Ephemeris Generator og en simpel teksteditor som f.eks. Notesblok.

  1. Åbn din browser, og naviger til webstedet JPL Ephemeris Generator. (En praktisk knap til dette kan findes på Radio Eyes Plot JPL Horizon Ephemeris-panelet).
  2. Udfyld de krævede parametre for at generere efemeren ved hjælp af knapperne til Target Body, Observer Location, Time Span og Output Quantities and Format. Radio Eyes kræver, at du under outputmængder og format har nummer 1. Astrometrisk RA og DECvalgt som en af ​​posterne.
  3. Når du har fået alle dine indstillinger indstillet, skal du trykke på Generer Ephemeris-knappen. Efemeris udgangsside vises.
  4. Nu er din opgave at få efemeren til en fil. En måde er at penne en kopi af notepad.exe eller en anden teksteditor. På siden med webbrowseren Højreklik og vælg Vælg alle fra rullemenuen. Højreklik igen og vælg Kopi. Nu Højreklik musen på det tomme teksteditorvindue, og vælg sæt ind. Teksten fra kortvarigt output skal vises i teksteditoren. Alternativt, hvis din browser tillader det, kan du bruge browserens Arkiver / Gem som og gem filen med teksttypen (.txt).
  5. Gem teksten ved hjælp af teksteditorens Gem fil eller direkte fra browseren som beskrevet ovenfor i Ephemeris-mappen under din vigtigste Radio Eyes-programmappe. Dette vil sandsynligvis være på C: Program Files Radio Eyes Ephemeris. Du kan bruge ethvert navn, du kan lide, til at gemme efemererfilen, men det giver mening at bruge et navn, der angiver målet for efemeren.

Selvom ovenstående procedure kan synes at være lidt besværlig, er det let, når du har gjort det et par gange.

For at få vist kortvarige data i Radio Eyes skal du vælge Værktøjer / JPL Ephemeris fra menuerne øverst i hovedvinduet. Panelet vist ovenfor vises. Brug knappen Gennemse for at vælge den efemere-fil, du lige har gemt. Programmet indlæser tiden og RADEC-data fra filen, hvis filen er korrekt formateret. Du skal derefter vælge visningsindstillingerne for efemeren.

Punktstørrelse i pixel - Der kræves et minimum på 1 for at plotte efemerispunkterne på himmelkortet.

Punktfarve - Vælg den farve, du ønsker, at flygtningepunkterne skal tegnes på himmelkortet.

Udfyld punkt - Medmindre det er valgt, tegnes punkterne som åbne cirkler.

Tidsetiketter kan fås til at vises til dine afbildede kortvarige point. Disse er normalt blot punktet måned og dag. Vælg enhederne for Dage eller Protokoller og en passende Interval til mærkning. Hvis du vælger et for kort interval, vil output sandsynligvis blive fyldt med overlappende etiketter, især når himmelkortet er zoomet ud.

Format - er en rullebar liste over etiketformater, der kan bruges til at vise klokkeslæt / dato i kortvarige spor. Sørg for faktisk at klikke på det format, du vil bruge, når du har det vist korrekt på den rullbare liste. Det skal blive fremhævet.

Gem som standardindstillinger hvis du vil have, at disse værdier skal være vedvarende mellem programmets indlæsninger.

Vælg Okay for at aktivere visningen af ​​kortvarige kort.

Du kan skjule det indlæste efemerspor ved at vælge Udsigt og fravælgelse Vis JPL Ephemeris. Ephemeris-spor vises ikke som standard, når Radio Eyes indlæses.


Beregning af RA / dec fra JPL ephemeris-data - Astronomi

JPL Planetary og LunarEphemerides på CD-ROM, Standish et al.
CD-ROM, 1 lb skib wt.
$24.95

Denne cd indeholder tre Jet Propulsion Laboratory Planetary og Lunar Ephemerides sammen med tilhørende læse- og interpoleringsrutiner. Disse giver en kompetent programmør mulighed for at opnå de rektangulære koordinater for solen, månen og ni store planeter ved hjælp af en subrutine skrevet i standard Fortran. DE200: (inkluderer mutationer men ikke librationer) JED 2305424.5 (1599 DEC 09) til JED 2513360.5 (2169 MAR 31). Denne flygtning har været grundlaget for den astronomiske almanak siden 1984. Den er baseret på den dynamiske ækvator og equinox i J2000. DE405: (inkluderer både mutationer og librationer) JED 2305424,50 (1599 DEC 09) til JED 2525008,50 (2201 FEB 20). JPLs nyeste flygtning, oprettet i maj-juni 1997. DE405 er baseret på den internationale himmelske referenceramme (ICRF), den nyligt vedtagne referenceramme for Den Internationale Astronomiske Union (IAU). Rammerne på DE200 og DE405 adskiller sig ikke med mere end ca. 0,01 buesekunder. DE406: den nye JPL Long Ephemeris (inkluderer hverken mutationer eller librationer) JED 0625360.50 (3000 FEB 23) til 2816912.50 (+3000 MAI 06). DE406 er den samme kortvarige som DE405, selvom nøjagtigheden af ​​de interpolerende polynomer er blevet mindsket (interpolation på de 64 dages maskepunkter forbliver dog nøjagtig). For DE406 / LE406 er interpoleringsnøjagtigheden ikke værre end 25 meter for enhver planet og ikke værre end 1 meter for månen.

Med grader i både astronomi og fysik underviser Joe Heafner disse emner på Catawba Valley Community College i Hickory, North Carolina og lejlighedsvis underviser i indledende astronomi ved UNC-Charlotte. Et aktivt medlem af Catawba Valley Astronomy Club, Joe nyder stjernekigger af alle slags, giver børn deres første udsigt over Saturns ringe gennem et teleskop og samler sjældne matematiske astronomi og himmelske mekaniske bøger. Joe er medlem af American Astronomical Society og American Association of Physics Teachers. Dette er hans første bog.

af Paul J. Heafner, 332 sider,
Indbundet, 6 x 9 tommer
Inkluderer kilde på CDROM
(Power BASIC & amp C)
$29.95

Se kapitel 1
Kræver Adobe Acrobat | 96k-fil

Om denne bog:
I løbet af det sidste årti har der været mange bøger, der beskæftiger sig med anvendelsen af ​​personlige computere til generelle problemer inden for himmelmekanikken. Så læseren kan spørge, hvorfor en mere? Den mest tydelige årsag er brugen af ​​tilnærmelser. Normalt gives en fuldstændig verbal forklaring på en procedure, men når algoritmen er programmeret, foretages der ofte tilnærmelser, der i sidste ende besejrer en computers kraft. Moderne mikrocomputere er vidunderlige maskiner, der aldrig træt af at udføre de samme beregninger igen og igen, før brugeren er tilfreds med resultatet. Selvom det er rigtigt, at effektiv kodning ofte reducerer udførelsestiden, er pointen, at der ikke er behov for at foretage nogen store tilnærmelser indtil slutningen af ​​beregningen. For eksempel er det generelt accepteret, at det er nytteløst at beregne solopgang og solnedgang med en nøjagtighed, der er større end et minuts tid på grund af den usikre natur af atmosfærisk brydning nær horisonten og de konstant skiftende lokale meteorologiske forhold. Men hvorfor ikke lade computeren udføre beregningen med maskinens fulde præcision og derefter lade brugeren afrunde resultatet til nærmeste minut?

Et andet stort problem med eksisterende computerorienterede astronomiske bøger er, at der har været ringe eller ingen indsats for at vedtage de beregningsalgoritmer, der blev brugt til udarbejdelse af data i de nationale almanakker, især US Naval Observatorys Astronomical Almanac. Så det primære mål med denne bog er at præsentere et bibliotek med nyttige PowerBASIC- og C-underprogrammer og -funktioner, der kan kombineres til at fremstille kraftfulde applikationsprogrammer. Disse rutiner dækker både elementære og avancerede emner inden for beregningsmæssig himmelmekanik og sfærisk astronomi såsom tidssystemer, presession, nutation, koordinattransformationer, orbitalelementer og efemerider, reduktion til tilsyneladende sted, stigning / transit / indstillet tid for himmellegemer og brug af JPL-flygtningene. Der er udvist forsigtighed med at præsentere beregningsresultaterne i samme form som de tilsvarende data i den astronomiske almanak og i det mindste med samme præcision. Denne bog er den eneste, der beskriver, hvordan man skaffer, behandler og bruger de officielle Jet Propulsion Laboratory ephemeris-datafiler. JPL-efemeriderne danner grundlaget for praktisk talt alle de nationale astronomiske almanakker, inklusive den astronomiske almanak. Mange læsere vil blive overraskede over at høre, at disse datafiler er tilgængelige gratis fra JPL via Internettet eller via en CD-ROM udarbejdet af JPL og udgivet af Willmann-Bell ($ 24,95 plus $ 1,00 forsendelse). Se sidebjælke for detaljer om JPL CD-ROM. I denne bog giver forfatteren eksplicitte instruktioner om, hvordan man henter dem fra JPL og sætter dem i en brugbar form. Derudover følger med denne bog en disk, der inkluderer forbedrede PowerBASIC- og C-versioner af den originale JPL FORTRAN-behandlingssoftware, der manipulerer datafilerne. I dag betragtes disse efemerer som det sidste ord om planetariske efemerer, og nu kan den seriøse ikke-professionelle, der ønsker at gøre brug af dem, gøre det.

Indholdsfortegnelse
Forord iii
1 Introduktion 1
1.1 Hvad er en grundlæggende efemerer?
1.2 Softwarekildekoden
1.2.1 Programkrav
BASIC-koden
C-koden
1.2.2 Ændring af kildekoden
1.2.3 Programmeringskonventioner
2 Astronomiske tidssystemer
2.1 Introduktion
2.2 De forskellige tidsskalaer
2.2.1 Dynamisk tid
2.2.2 Barycentrisk dynamisk tid
2.2.3 Atomtid
2.2.4 Terrestrisk dynamisk tid
2.2.5 Sidereal tid
2.2.6 Universel tid
2.2.7 Flygtningstid
2.2.8 Barycentrisk koordinatid
2.3 Forholdet mellem tidsskalaerne
2.4 Julianske dagnumre og kalenderdatoer
2.5 Mere om sidetid
3 Precession og ernæring
3.1 Introduktion
3.2 Ecliptic's skråstilling
3.3 Pression
3.4 Ernæring
4 Koordinatsystemer og transformationer
4.1 Introduktion
4.2 Indledende forklaringer
4.3 De astronomiske koordinatsystemer
4.3.1 Horizon-systemet
4.3.2 Ækvatorialsystemet
4.3.3 Ecliptic-systemet
4.3.4 Observatørernes geocentriske system
4.4 Transformation fra et koordinatsystem til et andet
5 Orbital Elements and Ephemerides
5.1 Introduktion
5.2 Generelle orbitalelementer
5.3 Elliptiske baner
5.4 Hyperbolske baner
5.5 Parabolske baner
5.6 Behandling med universelle variabler
5.7 Konvertering fra statsvektor til orbitalelementer
5.8 Precession og orbitalelementer
6 Positionsreduktioner for himmellegeme
6.1 Introduktion
6.2 Indledende forklaringer
6.2.1 Gennemsnitligt sted
6.2.2 Tilsyneladende sted
6.2.3 Topocentrisk sted
6.2.4 Virtuelt sted
6.2.5 Lokalt sted
6.2.6 Astrometrisk sted
6.3 Tilsyneladende sted for større planeter
6.4 Tilsyneladende sted for stjernernes genstande
6.5 Atmosfærisk brydning
7 Stigning, transit og indstillede tider
7.1 Introduktion
7.2 Forklarende bemærkninger
7.3 Underprogram til beregning af stigning / transit / indstillet tid
8 Kilder til grundlæggende efemerer
8.1 Introduktion
8.2 Datafilernes oprindelse
8.3 Hentning af Ephemeris-datafiler
8.4 Behandling af ASCII-datafiler
8.5 Identifikation af en binær datafil
8.6 Brug af binære datafiler
8.6.1 EPHOPN
8.6.2 KONST
8.6.3 PLEPH
8.6.4 STAT
8.7 Hovedfilformat
9 Numeriske metoder
9.1 Introduktion
9.2 Funktionsfunktioner
9.3 Interpolation
9.4 Trigonometriutiner
9.5 Matrix- og vektormetoder
9.6 Generelle matrixmetoder
10 Et Ephemeris-program for kommandolinjen
10.1 Introduktion
10.2 At bringe det hele sammen
10.3 Forbedring af SEPHEM
Tillæg A C Kildekode
Bibliografi
Indeks


Beregning af RA / dec fra JPL ephemeris-data - Astronomi

Parse JPL DE planetariske efemerer og beregne planetenes (og månens) position på et givet tidspunkt.

Dette modul er baseret på Project Plutos kode til beregning af planetpositioner fra JPL-efemerider.

Dette modul bruger offentligt tilgængelige planeterede flygtige filer, som kan downloades fra NASAs Jet Propulsion Laboratory FTP-server. Flere oplysninger om hvilken fil du skal vælge findes her.

Indlæs efemerer, som du downloadede, ved at angive en sti til det:

Find Mars i forhold til solen på dette øjeblik:

Find RA / Dec of Neptune i dette øjeblik, justeret til lystid:

Fungere Parametre Beskrivelse
belastning sti Indlæs en planetarisk efemeridefil, returnerer kortvarigt objekt
julian dato konvertere dato til juliansk dag (J2000-epoke, TT)
ækvatorial position Cartesian til Equatorial

Fungere Parametre Beskrivelse
finde krop, observatør, tid Find kropspositionen set fra observatøren på det tidspunkt
observere krop, observatør, tid Find kropsposition justeret til lystid
status Returnerer konstanter fra indlæst epehmeris-fil og status

node-ephem giver et praktisk navn til kodekortlægning via eksporterede konstanter

Planet Kode
ephem.bodies.MERCURY 1
ephem.bodies.VENUS 2
ephem.bodies.JORD 3
ephem.bodies.MARS 4
ephem.bodies.JUPITER 5
ephem.bodies.SATURN 6
ephem.bodies.URANUS 7
ephem.bodies.NEPTUNE 8
ephem.bodies.PLUTO 9
ephem.bodies.MOON 10
ephem.bodies.SUN 11

En testrunner er inkluderet, som udfører de tilgængelige testfiler til DE-filer. Download testpo-filen, og placer den i samme mappe som ephemeris-filen, og kør derefter:


CRABTIME - Crab Pulsar Timing

pulsar / crab.html, University of Manchester, Jodrell Bank Observatory, Macclesfield, Cheshire, SK11 9DL, UK.

Herkomst

Reduktionsbeskrivelse

Impulser blev observeret følgende steder, frekvenser og tider (UTC):

Teleskopets koordinater er:

De anvendte rettelser er som følger:

Parametre

RA
Den rigtige opstigning af Krabbe Pulsar. Den antagne pulsarposition, der anvendes i reduktionerne, er som følger:

Dec
Krabbepulsarens deklination. Den antagne pulsarposition, der anvendes i reduktionerne, er som følger:

LII
Krabbe Pulsars galaktiske længde.

BII
Krabbe Pulsars galaktiske bredde.

Dag
Dagen for flygtningens indrejse.

Måned
Måneden for flygtningens indgang.

År
Året for flygtningens indrejse.

MJD
Den ændrede Julian-dato for flygtningeindgangen. Den modificerede julianske dato (MJD) er den julianske dato (JD) - 2400000,5 dage.

MIT_Time
'MIT Time' er ankomsttiden ved hjælp af M.I.T. (PEP311) ephemeris (Ash, M.E., Shapiro, I.I., & amp Smith, W.B. 1967, AJ, 72, 338). De angivne ankomsttider er midtpunktet for den første hovedpuls efter midnat med uendelig frekvens i solsystemets barycentre på få sekunder. Tidsskalaen er nu citeret i form af T.D.B. For at konvertere til T.A.I. skal 32.184 sekunder trækkes fra. MIT-efemeren dækker kun datoerne frem til februar 1990. Denne parameter blev givet til en præcision på 10-6 sekunder i den oprindelige tabel.

JPL_Time
'JPL Time' er ankomsttiden opnået ved brug af JPL (DE200) ephemeris (Standish, M. 1982, A & ampA, 114, 297). De angivne ankomsttider er midtpunktet for den første hovedpuls efter midnat med uendelig frekvens i solsystemets barycentre på få sekunder. Tidsskalaen er citeret i form af T.D.B. For at konvertere til T.A.I. skal 32.184 sekunder trækkes fra. Denne parameter blev givet til en præcision på 10-6 sekunder i den oprindelige tabel.

T_Acc
Nøjagtigheden i mikrosekunder, som efemeren defineret ud fra disse tal, menes at beskrive de observerede ankomsttider i hele kalendermåneden ved hjælp af DE200-efemeren. Hvis PEP311-efemeren bruges, er forskellen i 'Nu' cirka 1 del i 1E-10, svarende til en maksimal forskel i ankomsttid over en måned på mindre end 250 mikrosekunder.

Nu
Den observerede barycentriske frekvens 'Nu' i Hertz (Hz) og dens første derivat 'Nu Dot' er angivet ved den anførte ankomsttid ved hjælp af DE200-efemeren. Denne parameter blev givet til en præcision på 10 -10 Hz i den originale tabel.

Nu_Error
Usikkerheden i den observerede barycentriske frekvens 'Nu' i Hertz (Hz).

Nu_Dot
Det første afledte 'Nu Dot' af den observerede barycentriske frekvens 'Nu', i enheder af s -2, og angivet ved den citerede ankomsttid ved hjælp af DE200-efemeren. Denne parameter blev givet til en præcision på 10-17 s -2 i den oprindelige tabel.

Nu_Dot_Error
Usikkerheden i det første derivat 'Nu Dot' af den observerede barycentriske frekvens 'Nu' i enheder på s -2.

Periode
Den observerede periode, i sekunder, beregnet af HEASARC ud fra den gensidige af den observerede barycentriske frekvens 'Nu'.

Period_Dot
Periodens første afledte periode i enheder af s / s beregnet af HEASARC ud fra standardrelationen P_dot = - Nu_dot / Nu 2.

DM
Dispersionsmål, som observeret, gives normalt, idet fejlen typisk er 0,005 pc cm -3. Hvis værdien af ​​parameteren dm_flag er 'Y', indikerer dette, at det citerede dispersionsmål er en antaget værdi ekstrapoleret fra tilstødende data.

DM_Flag
Denne parameter er indstillet til 'Y' for at indikere, at det særlige dispersionsmål er en antaget værdi ekstrapoleret fra tilstødende data.

DM_Dot
'DM Dot' er det første derivat af dispersionsmål 'DM' i enheder pc cm -3 s -1. Denne parameter blev givet til en præcision på 10 -5 i den oprindelige tabel.

Forsinke
Den antagne forsinkelse i mikrosekunder på grund af interstellar spredning for 408 MHz. Hvor det måles ved andre frekvenser, antages mængden af ​​spredning at skalere som radiofrekvens til den inverse 4. effekt.

Note_Nummer
Et kodenummer, der angiver, at der er en note til den bestemte post. Betydningen af ​​de numeriske koder er som følger:


Et par tip, der kan være nyttige:

& bull Først skal du fodre alle observationer til formularen og klik på "beregn kredsløb". Dette fungerer næsten altid. Hvis det gør det, er det din bane, medmindre nogle observationer har usædvanligt store rester, er der ingen reel mening i at køre en løsning ved hjælp af en delmængde af dine observationsdata. (Hvis du får en mærkelig bane, måske ikke inklusive alle observationer, kan du prøve en delmængde af dine data. Men det er meget sjældent nødvendigt.)

& bull Denne side fungerer i næsten alle almindelige situationer. Men hvis noget af din astrometri er lidt dårlig, eller hvis observationslængden er mere end omkring et årti, får programmet muligvis ikke en bane. (Det vil bruge cirka 15 sekunders behandlingstid og derefter give op.) Nogle situationer kræver stadig en vis menneskelig interaktion for at få programmet til at se på det rigtige sted for en bane. Hvis det sker for dig, vil jeg foreslå, at du bruger Find_Orb-softwaren (som denne service er baseret på). Det tilbyder mange flere muligheder, såsom evnen til at begrænse kredsløbet (sig, fortæl det, at banen er parabolsk), håndtere ikke-tyngdekraftsparametre, få kredsløbselementer til objekter, der ikke kredser om solen osv. Osv. Osv. Eller du kan kontakte mig, sende mig astrometrien, så giver jeg en mening.


Beregning af RA / dec fra JPL ephemeris-data - Astronomi

Parse JPL DE planetariske efemerer og beregne planetenes (og månens) position på et givet tidspunkt.

Dette modul er baseret på Project Plutos kode til beregning af planetpositioner fra JPL-efemerider.

Dette modul bruger offentligt tilgængelige planeterede flygtige filer, som kan downloades fra NASAs Jet Propulsion Laboratory FTP-server. Flere oplysninger om hvilken fil du skal vælge findes her.

Indlæs efemerer, som du downloadede, ved at angive en sti til det:

Find Mars i forhold til solen på dette øjeblik:

Find RA / Dec of Neptune i dette øjeblik, justeret til lystid:

Fungere Parametre Beskrivelse
belastning sti Indlæs en planetarisk efemeridefil, returnerer kortvarigt objekt
julian dato konvertere dato til juliansk dag (J2000-epoke, TT)
ækvatorial position Cartesian til Equatorial

Fungere Parametre Beskrivelse
finde krop, observatør, tid Find kropspositionen set fra observatøren på det tidspunkt
observere krop, observatør, tid Find kropsposition justeret til lystid
status Returnerer konstanter fra indlæst epehmeris-fil og status

node-ephem giver et praktisk navn til kodekortlægning via eksporterede konstanter

Planet Kode
ephem.bodies.MERCURY 1
ephem.bodies.VENUS 2
ephem.bodies.JORD 3
ephem.bodies.MARS 4
ephem.bodies.JUPITER 5
ephem.bodies.SATURN 6
ephem.bodies.URANUS 7
ephem.bodies.NEPTUNE 8
ephem.bodies.PLUTO 9
ephem.bodies.MOON 10
ephem.bodies.SUN 11

En testrunner er inkluderet, som udfører de tilgængelige testfiler til DE-filer. Download testpo-filen, og placer den i samme mappe som ephemeris-filen, og kør derefter:


MISSIONSSPECIFIKE NOTER

RXTE: Barycorr-værktøjet anvender en RXTE-urkompenseringskorrektion, som normalt er gemt i filen med navnet $ LHEA_DATA / tdc.dat. RXTE-missionen er nu afsluttet, og der forventes ingen yderligere uretkorrektionskorrigeringer.

NuSTAR: Barycorr-værktøjet anvender en NuSTAR-urkompenseringskorrektion, hvis parameteren clockfile leveres. Hvis parameteren ikke leveres (clockfile = 'INGEN'), kan brugeren forvente nøjagtigheder i størrelsesorden +/- 100 msek. Fra begyndelsen af ​​2019 er en ny type finurskorrektion, der er i stand til at nå 20-30 usec-præcision, tilgængelig barycorr v2.2 eller senere vil først forsøge at bruge finkorrektionen, og hvis den ikke er tilgængelig, falde tilbage til den grovere korrektion (med fejl i msec-området).

NICER: Barycorr-værktøjet behøver ikke at anvende nogen specielle korrektioner, da det indbyggede ur er synkroniseret med GPS.


Sammenligninger og evalueringer af JPL Ephemerides ☆, ☆☆

I lyset af de brede anvendelser af en række efemerer, der er udviklet af Jet Propulsion Laboratory (JPL) fra National Aeronautics and Space Administration (NASA) i USA til mange aspekter som dybrumsnavigation og interplanetarisk efterforskning, er det nødvendigt at sammenligne deres indhold, anvendelige intervaller, realiseringer og vedligeholdelse. I lyset af det faktum, at udforskningen af ​​Venus og Mars forventes udført i Kina, er deres dynamiske modeller og de vedtagne observationsdata analyseret ved at tage eksemplerne DE405, DE421 og DE423. Fra evalueringerne af nøjagtigheden og forestillingen af ​​de ovennævnte efemerider i forskellige udgaver, diskuteres deres virkning på sonderne, der kredser omkring Venus eller Mars, og der gives et forslag til deres anvendelse, så vidt Venus-missionerne vedrører , anbefales brugen af ​​DE423, og at brugen af ​​DE421 eller DE423 anbefales til Mars-missionerne.


Beregning af RA / dec fra JPL ephemeris-data - Astronomi

JPLEPHEM - Læs og interpolere JPL Planetary Ephemeris

Denne pakke giver rutiner til at åbne, læse og interpolere JPL Planetary Ephemeris i FITS-format. JPL-efemerer giver positioner og bevægelser for de største planetariske kroppe i solsystemet, inklusive jorden, månen og solen, med meget høj præcision. JPL-efemeriderne tilvejebringes som blokke af Chebyshev-koefficienter, som, når de interpoleres, gengiver de originale JPL-numeriske integrationer inden for 1,5 cm.

Denne pakke er blevet testet og verificeret ved hjælp af JPL planetariske efemerider DE200 og DE405. De rå filer, der leveres af JPL, skal konverteres til FITS-format ved hjælp af BINEPH2FITS-værktøjet, der findes i AXBARY-pakken. For nemheds skyld leveres FITS-format efemerider for årene 1950-2050 af FTP. Brugere skal også have IDL Astronomy Library installeret for at få adgang til FITS-filerne.

Brug af denne pakke er ret ligetil. Der er i det væsentlige to trin involveret. Først åbnes efemeris-filen og læses med JPLEPHREAD for det andet. Tabellen interpoleres til den ønskede dato og det ønskede tidspunkt. Her er et eksempel på at finde jordens position på nytårsdag, 2000:

Her var den ønskede dato JD 2451544.5, julian datoen for det nye år. Planetens kartesiske position returneres i xearth, yearth og zearth, i astronomiske enheder. Brugere kan også anmode om andre enheder, og kropshastigheder er også tilgængelige. Som standard er koordinaternes oprindelse solsystemet barycenter, men ethvert organ kan vælges til oprindelsen.

Proceduren JPLEPHTEST leveres til at teste kortvarige interpolationsrutiner baseret på testdatasæt leveret af JPL. Den nye procedure JPLEPHMAKE kan bruges til at generere nye kortvarige tabeller, baseret på tabulerede positioner og hastigheder, til brug med JPLEPHINTERP.

21. december 201114 kb jplephread.pro
02 okt 201226 kb jplephinterp.pro
30. jan 20055 kb jplephtest.pro valgfri
03. juni 20028 kb jplephmake.pro Opret nye efemerider

Fuld pakke - Jeg stiller også en komplet pakke til rådighed, som indeholder programmer, FITS-format DE200 og DE405 efemerer fra 1950-2050 og testdata leveret af JPL. Pas på, disse filer er mere end 16 MB hver!

3. jan 201716504 kb cmephem.zip
3. jan 201716491 kb cmephem.tar.gz

GEOGRAV - Skøn gravitationspotentiale (geo)

Rutinerne GEOGREAD og GEOGRAV læser gravitationelle potentielle modelfiler og interpolerer dem til den ønskede position.

GEOGREAD bruges til at læse en geopotentialfil i hukommelsen. Brugeren skal have en beskrivelse fil som indeholder en beskrivelse af modellen i IDL-syntaks. Formatet for denne fil er beskrevet i dokumentationen til GEOGREAD. De faktiske modelkoefficienter skal være i en fil med samme rodnavn. Denne rutine er designet til at læse koefficienter fra standardmodelfiler, der er tilgængelige på Internettet. Beskrivelsesfilen indeholder poster, der beskriver, hvilke tegnkolonner fra inputfilen indeholder de relevante data.

Når dataene først er aflæst i hukommelsen, kan geopotentialet udvides til enhver position uden for kroppen ved hjælp af GEOGRAD. Både tyngdepotentialet og accelerationen beregnes til de ønskede positioner. Brugere kan begrænse beregningen til lavere grad eller ordre, end der er tilgængelig. Flere valg af enheder er også tilgængelige.

Nedenfor er rutinerne og beskrivelsesfilerne til flere populære tyngdekraftsmodeller. Inden for beskrivelsesfilen er den URL, hvor de originale data kan downloades (jeg kan også levere modellerne efter anmodning).

24. maj 201210 kb geograv.pro
26. sep 20048 kb geogread.pro
05. januar 20041 kb egm96.desc Modelbeskrivelser
05. januar 20041 kb gemt2.desc Modelbeskrivelser
05. januar 20041 kb jgm3.desc Modelbeskrivelser

NUTAT - Beregn jordpræcision med høj præcision, nutation og retning

Proceduren HPRNUTANG beregner værdierne for de jordorienteringsvinkler, herunder presession og nutation, som bruges til jordbaserede astronomi-applikationer med høj præcision.

Det er målet med denne procedure at tilvejebringe alle vinkler, der er relevante for bestemmelse af en jordstations position, målt i et jordfikseret koordinatsystem og konvertering til pladsfaste koordinater. Dette er nyttigt i applikationer, hvor observationer fra en station i den jordfaste ramme tages af et astrofysisk objekt, der er i den ikke-roterende rumfaste ramme.

Proceduren EOPDATA læser, interpolerer og returnerer jordorienteringsparametre, der bruges til præcise jordbaserede astronomiapplikationer. De returnerede værdier er PMX og PMY (serie til polar bevægelse) UT1-UTC (serie til jordrotation) og DEPS og DPSI (rettelser til standard IAU 1980 jordnødningsmodel). Disse mængder er tilgængelige fra den internationale Earth Rotation Service-webside.

Proceduren HPRSTATN beregner koordinaterne og hastighederne for en jordstation, hvis position er kendt i ITRF, i J2000 ækvatoriale jordcentrerede inertiale koordinater (ECI). Dette kan være nyttigt i enhver applikation, hvor et jordbundet observatorium bruges til at indsamle data om et ikke-jordbaseret fænomen.

Disse grænseflader er noget foreløbige. Se ÅBNE SPØRGSMÅL i dokumentationen. Kommentarer er inviteret.

19. maj 201632 kb hprnutang.pro
18. nov 20108 kb hprstatn.pro
19. maj 201613 kb eopdata.pro

SRVADD - Tilføj vektorhastigheder i henhold til speciel relativitet

Funktionen SRVADD udfører tilføjelse af hastigheds 3-vektorer i henhold til speciel relativitet. SRVADD opererer i to inerti-rammer, et "lab" eller en stationær ramme og en "raket" eller en bevægelsesramme (bevæger sig med vektorhastighed V i forhold til laboratoriet). En anden krop bevæger sig med vektorhastighed U1 målt fra raketrammen. Funktionen SRVADD beregner kroppens vektorhastighed set fra laboratorierammen.

Denne rutine håndterer vilkårlige 3-vektor hastigheder. Ingen af ​​hastighederne er begrænset til at ligge langs X-aksen.

SRVDOPP - Beregn relativistisk doppler-effekt

Funktionen SRVDOPP beregner det relativistiske dopplerskift mellem to inertiale referencerammer. SRVDOPP beregner dopplerforskydningen af ​​en foton som observeret i "raket" -rammen, hvis retning og frekvens er kendt i "lab" -rammen. Denne rutine håndterer vilkårlige 3-vektorhastigheder og fotonudbredelsesretninger og dermed pr. Definition den tværgående dopplereffekt.

TDB2TDT - Relativistiske urkorrektioner i solsystemet

Funktionen TDB2TDT beregner relativistiske korrektioner, der skal anvendes, når der udføres absolut præcisionstiming i solsystemet.

According to general relativity, moving clocks, and clocks at different gravitational potentials, will run at different rates with respect to each other. Thus, for the most demanding astrophysical timing applications, times in the accelerating earth observer's frame must be corrected to an inertial frame, such as the solar system barycenter. This function provides the most important correction term: from clocks at the geocenter (TT) to the solar system barycenter (TDB), hence the name TDB2TT. The user is responsible for the observatory-dependent components, described in the documentation.

The method of computation of TDB2TDT in this function is based on the analytical formulation by Fairhead, Bretagnon & Lestrade, 1988 (so-called FBL model) and Fairhead & Bretagnon 1990, in terms of sinusoids of various amplitudes. TDB2TDT has a dominant periodic component of period 1 year and amplitude 1.7 ms. The set of 791 coefficients used here were drawn from the Princeton pulsar timing program TEMPO version 11.005 (Taylor & Weisberg 1989).

TAI_UTC - Compute (TAI - UTC) time difference (Leap Seconds)

The function TAI_UTC computes the difference between International Atomic Time (TAI) and Universal Coordinated Time (UTC), in seconds.

After 01 Jan 1972, the two time systems are synchronized, except for a number of leap seconds added to account for the varying rate of rotation of the earth. While TAI is a continuous atomic time system, UTC is a civil time system which may have discontinuities where leap seconds are introduced. This function computes the differences between the two time systems.

NOTE - the leap second file must be kept up to date as new leap seconds are introduced. Download it from the US Naval Observatory at ftp://maia.usno.navy.mil/ser7/tai-utc.dat.

TZOFFSET - Compute timezone offset from GMT for any date

The function TZOFFSET computes the time zone offset between the local time zone and GMT for any date.

The time zone offset is defined here as the number of seconds of time West of the Greenwich Meridian. Equivalently, it is the number of seconds that must be *added* to local time in order to transform it to GMT.

The user may input the date, T, as either seconds elapsed since 1970-01-01T00:00:00, or in Julian days (if /JULIAN is set). The input time may be either expressed in the user's local time zone (if /LOCAL is set) or in UTC.

The results of TZOFFSET are only as good as your operating system's timezone information. If your system's timezone tables are incomplete or erroneous, then so will be TZOFFSET's output.

TZOFFSET computes the timezone offsets for your system's current time-zone. To compute the offset for another different time zone, you will need to reset your system's notion of the timezone. On Unix and Mac OS X systems, this can be done by setting the "TZ" environment variable with SETENV.

May 19 201614 kb tzoffset.pro

JBEPOCH - Compute Julian Day to/from Julian or Besselian Epoch

The function JBEPOCH computes the Julian or Besselian Epoch year number from a given Julian day number. Epochs of this form are often given in the astronomical literature as B1950.0 or J2000.0, but they can be different.

Besselian year numbers are measured in tropical years of about 365.2422 days. Julian year numbers are measured in years whose lengths are exactly 365.25 days of 86400 second lengths. The "/J" or "/B" keywords identify which year numbering system is being used.

JBEPOCH also computes the inverse transformation, from Julian or Besselian epoch to Julian Day, by specifying the /TO_DAY keyword.

LITMSOL - Solve light time equation for solar system bodies

The procedures LITMSOL and LITMSOL2 solve the light time equation between two moving bodies in the solar system. Given the time and position of reception or transmission of a photon, this equation determines the time of transmission or reception at the other solar system body. Since both bodies may be moving, the equation must be solved iteratively.

LITMSOL (OBSOLETE) requires the trajectories of solar system bodies to be described by either a JPL ephemeris, or by a JPL-like ephemeris generated by JPLEPHMAKE. This routine calls JPLEPHINTERP.

LITMSOL2 is more flexible and allows the trajectory of the body to be described by any IDL function. The user is required to define this function, which could, for example, perform a lookup of a JPL-like trajectory ephemeris. LITMSOL2 also allows user-defined "extra" delays, which might include Shapiro delay or spacecraft transponder delays.


Watch the video: How to use The Photographers Ephemeris to plan landscape photography (November 2022).