Astronomie

Comment convertir ra&dec entre différentes époques ?

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Par exemple, comment convertir B1950.0 en J2000.0 ?

Avons-nous besoin de connaître le mouvement propre de l'étoile et l'heure à laquelle elle a été observée ?


La différence entre B1950.0 ET J2000.0 ne concerne pas vraiment le mouvement propre., ils se réfèrent à la définition du système de coordonnées. Ainsi, une étoile avec un mouvement propre nul aurait toujours des coordonnées B1950 et J2000 différentes.

Habituellement (mais pas toujours), si vous citez une position comme équinoxe 1950, vous supposez implicitement qu'il s'agit époque 1950 (sauf indication contraire). Et de même pour J2000, l'hypothèse implicite est que les coordonnées se réfèrent à l'époque 2000, sauf indication contraire.

Il y a donc deux choses à faire. L'une consiste à appliquer une correction pour (environ $^{*}$) 50 ans de mouvement propre (si en effet vous n'avez que la position de l'époque 1950 ; ou peut-être 66 ans si vous voulez les coordonnées de l'étoile à présent). Deuxièmement, appliquer (environ) 50 ans de précession aux coordonnées pour les mettre dans le système J2000.

Cette description semble raisonnable.

$^{*}$ Il y a quelques détails sur B= années besseliennes et J = années juliennes que vous pouvez lire ici.


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Paramètres p pour les commandes I et O :

  • COCO est destiné à être utilisé uniquement avec des sources bien en dehors du système solaire.
  • Trois résolutions de rapport sont fournies : L (faible), M (moyenne) et H (élevée). Les calculs sont les mêmes quelle que soit la résolution de rapport sélectionnée. La précision est plus que suffisante pour la résolution de rapport « M » et est suffisante pour toutes les fins pratiques à l'heure actuelle. La résolution « H » est fournie principalement pour permettre la comparaison avec d'autres prédictions et pour réduire les erreurs d'arrondi lorsque des différences sont prises en compte.
  • Le fichier de sortie brut se compose uniquement de positions exprimées à une résolution fixe mais élevée. Il est exempt d'invites, de journalisation et de messages d'erreur superflus afin de faciliter le traitement ultérieur par d'autres programmes.
  • COCO n'est pas destiné à la conversion de données de catalogue et ne rapporte que les positions - les mouvements appropriés mis à jour, etc. La conversion complète des données du catalogue est possible en utilisant certains des sous-programmes de composants de COCO.


Donnez un RA et un Dec comme demandé et le programme renverra une valeur pour le NH galactique. Notez que les données du sondage Bell Lab 21 cm ne couvrent que les régions du ciel au nord de la déclinaison -40 degrés.


Comment convertir ra&dec entre différentes époques ? - Astronomie

Pourriez-vous m'indiquer comment trouver des informations sur les limites de chaque constellation.

Les limites sont-elles répertoriées en RA / DEC ? Comment se sont formulées les limites ? Si oui, alors quels sont-ils.

Si vous pouviez m'orienter dans la recherche de ces informations, ce serait grandement apprécié.

Les limites des constellations sont fixées par convention et sont en effet définies dans RA et DEC, époque 1875. D'abord proposées par Eugène Delporte en 1930, les limites ont rapidement été adoptées par l'Union astronomique internationale à des fins de dénomination. Vous pouvez voir les limites exactes dans les cartes stellaires d'astronomie amateur les plus sérieuses, telles que le Sky Atlas de W. Tirion.

Cette page a été mise à jour le 27 juin 2015

A propos de l'auteur

Dave Kornreich

Dave était le fondateur de Ask an Astronomer. Il a obtenu son doctorat à Cornell en 2001 et est maintenant professeur adjoint au Département de physique et de sciences physiques de l'Université d'État de Humboldt en Californie. Là, il dirige sa propre version de Ask the Astronomer. Il nous aide également avec l'étrange question de cosmologie.


Astronomie positionnelle : Temps sidéral

Quelles étoiles se trouvent sur votre méridien local ?
Cela dépend du moment où vous observez.
En fait, cela dépend à la fois de la date et de l'heure (horloge),
car la Terre est en orbite autour du Soleil.

Considérons la Terre à la position E 1 sur le diagramme.
L'étoile représentée est sur le méridien à minuit près de l'horloge.
Mais trois mois plus tard, lorsque la Terre atteint la position E 2 ,
la même étoile est au méridien à 18h. par l'horloge.

Nos horloges sont réglées pour fonctionner (environ) à l'heure solaire (heure du soleil).
Mais pour les observations astronomiques, nous devons utiliser le temps sidéral (temps des étoiles).

Considérons la rotation de la Terre par rapport aux étoiles.
Nous définissons une rotation de la Terre comme un jour sidéral ,
mesuré comme le temps entre deux passages méridiens successifs de la même étoile.
En raison du mouvement orbital de la Terre, c'est un peu plus court qu'un jour solaire.
(En un an, la Terre tourne 365 fois par rapport au Soleil,
mais 366 fois par rapport aux étoiles.
Ainsi, le jour sidéral est environ 4 minutes plus court que le jour solaire.)

Nous définissons l'heure sidérale locale (LST) à 0 heures
lorsque l'équinoxe de printemps est sur le méridien local de l'observateur.
Une heure plus tard,
l'Angle Horaire local (LHA) de l'équinoxe est de +1h (par définition de l'Angle Horaire),
et l'heure sidérale locale est de 1h.
Donc à tout instant, Temps sidéral local = Angle horaire local de l'équinoxe de printemps.

Voici une définition alternative :
supposons que LST = 1h.
Cela signifie que l'équinoxe de printemps s'est déplacé de 15° (1h) à l'ouest du méridien,
et maintenant une autre étoile X est sur le méridien.
Mais l'Ascension Droite de l'étoile X est la distance angulaire de l'équinoxe de printemps à X = 1h = LST.
Ainsi, à tout instant, Temps sidéral local = Ascension droite des étoiles situées sur le méridien .

Et en général, l'angle horaire local d'une étoile = temps sidéral local - RA de l'étoile.

Cependant, à tout instant,
différents observateurs, à l'est ou à l'ouest, auront des étoiles différentes sur leurs méridiens locaux.
Nous devons choisir un méridien particulier pour servir de point de référence, nous choisissons Greenwich.

Nous définissons l'angle horaire de Greenwich de X
comme l'angle horaire de X par rapport au méridien céleste à Greenwich.
Ensuite, nous pouvons définir le temps sidéral de Greenwich (GST)
comme l'angle horaire de Greenwich de l'équinoxe de printemps.
Cela donne la relation importante
LST = GST - longitude ouest .

Rappelons que l'angle horaire local (LHA) d'une étoile = temps sidéral local - RA de l'étoile.
En particulier, l'angle horaire de Greenwich (GHA) d'une étoile = temps sidéral de Greenwich - RA de l'étoile.
En les combinant, on trouve
LHA(étoile) = GHA(étoile) - longitude ouest .

A minuit le 4 février 1998,
L'heure sidérale locale à St.Andrews était de 8h45.
St.Andrews a la longitude 2°48'W.
Quel était l'Angle Horaire Local de Bételgeuse (A.R. = 5h55m) à minuit ?

À quelle heure était Bételgeuse sur le méridien de St.Andrews ?

A quelle heure était Bételgeuse sur le méridien de Greenwich ?

Pour une discussion plus détaillée du temps sidéral et des sujets connexes, voir le chapitre 2 de la circulaire USNO n°179.


Menu principal

Il y a une calculatrice sur le site de la section informatique de BAA ici http://britastro.org/computing/applets_dt.html

Il existe de nombreux exemples de code qui convertissent entre différentes échelles de temps. Les meilleurs exemples sont probablement le code source IDL ici. Notez que BJD est un JD barycentrique qui, pour la plupart des objectifs de VS, est le même que HJD. Je pense que la différence n'a d'importance que si vous essayez de détecter des planètes qui tournent autour de pulsars.

J'ai maintenant comparé 3 ressources différentes pour le calcul et elles sont toutes différentes ! J'ai essayé l'applet BAA, une feuille de calcul que j'ai trouvée sur le Web (HeliocentricJulianDay.xls) et sur le site Web ohio-state.edu. Pour un test, j'ai utilisé une observation de NR Cam à JD 2457388.40539.

Application BAA -> 4,609 min (276,54 s)
Feuille de calcul -> 281,3 s
ohio-state.edu -> 344,98 s

Les deux premiers sont différents de moins de 5 secondes, mais le site de l'Ohio est à plus d'une minute des autres. Il semblerait qu'ils utilisent tous des méthodes de calcul différentes qui ne sont pas cohérentes ! Je me demande s'il y a des problèmes avec l'arrondi à virgule flottante en raison du nombre de chiffres significatifs requis.


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Opérations sur les systèmes de coordonnées
A besoin:

Un outil Coordsys   est utilisé pour stocker et manipuler un système de coordonnées (nous utiliserons le terme ‘Coordinate System’ indifféremment avec ‘Coordsys tool ’). Un système de coordonnées est une collection de coordonnées, telles qu'une coordonnée de direction (par exemple RA/DEC) ou une coordonnée spectrale (par exemple une fréquence LSRK).

Le travail principal de l'outil Coordsys ਎st de convertir entre les coordonnées absolues des pixels et les coordonnées mondiales (physiques). Il prend également en charge les coordonnées relatives des pixels et du monde (par rapport à l'emplacement de référence).

Un Système de Coordonnées est généralement associé à une image (manipulée via un outil Image ) mais peut également exister à part entière. Une image est fondamentalement juste un réseau régulier de pixels plus un système de coordonnées décrivant le mappage des coordonnées des pixels aux coordonnées mondiales (ou physiques).

Chaque coordonnée est associée à un certain nombre d'axes. Par exemple, une coordonnée de direction a deux axes couplés une longitude et une latitude. Une coordonnée spectrale a un axe. Une coordonnée linéaire peut avoir un nombre arbitraire d'axes, mais ils sont tous découplés. Le système de coordonnées maintient en fait deux types d'axes de pixels et d'axes universels.

En plus des coordonnées, des informations supplémentaires sont stockées dans le système de coordonnées. Cela comprend le télescope, l'époque (date d'observation) et le nom de l'observateur très influent. Le télescope (c'est-à-dire la position sur terre) et l'époque sont importants si vous voulez, par exemple, changer une coordonnée spectrale de LSRK à TOPO.

Pour une discussion générale sur les systèmes de coordonnées célestes, voir les articles de Mark Calabretta et Eric Greisen. Contexte du système WCS et articles pertinents (y compris les articles publiés dans

peut être trouvé ici. Notez que le système actuel mis en œuvre à l'origine dans CASA  était basé sur une ébauche de 1996 de ces documents. Les documents finaux sont mis en œuvre tandis que la nouvelle version de la bibliothèque de définition est disponible.

De nombreuses fonctions de l'outil Coordsys   utilisent une valeur de coordonnée universelle comme argument. Cette valeur mondiale peut être formatée de plusieurs manières.

Certaines fonctions (par exemple toworld) ont un argument de fonction appelé format qui prend une chaîne. Cela contrôle le format dans lequel la coordonnée est sortie et donc éventuellement entrée dans une autre fonction.

  • ’n’ - signifie que la coordonnée mondiale est donnée sous forme de vecteur numérique (elle double en fait). Les unités sont implicitement celles renvoyées par les unités fonctionnelles.
  • ’q’ - signifie que la coordonnée mondiale est donnée sous forme de vecteur de quantités (valeur et unité) - voir le module quanta. S'il n'y a qu'un seul axe (par exemple une coordonnée spectrale), vous n'obtiendrez qu'un seul quantum.
  • ’m’ - signifie que la coordonnée mondiale est donnée comme un enregistrement de mesures - voir le module de mesures.

L'enregistrement se compose de champs nommés direction , spectral , stokes , linear et tabular , selon les types de coordonnées présents dans le système de coordonnées.

Le champ direction contient une mesure de direction.

Le champ spectral contient d' autres sous - champs fréquence , radiovitesse , vitesse optique , vitesse bêta . Le sous-champ de fréquence contient une mesure de fréquence. Le sous-champ radiovitesse contient une mesure Doppler utilisant la définition de la vitesse radio. Le sous-champ de vitesse optique contient une mesure Doppler utilisant la définition de vitesse optique. Le sous-champ de vitesse bêta contient une mesure Doppler utilisant la définition de vitesse vraie ou bêta.

Le champ stokes contient juste une chaîne donnant le type de Stokes (pas une vraie mesure).

Vous pouvez donner une combinaison d'une ou plusieurs des lettres autorisées lors de l'utilisation de l'argument format. La coordonnée est donnée sous forme d'enregistrement, avec des champs possibles ’numeric’, ’quantity’, ’measure’ et ’string’ où chacun de ces champs est indiqué comme décrit ci-dessus.

Il existe des fonctions torel et toabs utilisées pour l'inter-conversion entre les coordonnées absolues et relatives du monde et des pixels. Ces fonctions ont un argument isworld grâce auquel vous pouvez spécifier si la coordonnée est une coordonnée pixel ou une coordonnée universelle. En général, vous ne devriez pas avoir besoin d'utiliser cet argument car toute variable de coordonnées générée par l'outil Coordsys ਏunctions ’s’ sait si elle est absolue ou relative, mondiale ou pixel. . Cependant, vous pouvez entrer une variable de coordonnées que vous avez générée d'une autre manière, et vous en aurez peut-être besoin.

Les axes de Stokes ne s'intègrent pas très bien dans notre modèle de coordonnées car ils ne sont pas interpolables. L'alternative à une coordonnée de Stokes est d'avoir un type de pixel de Stokes (comme double, complexe). Les deux ont leurs bons et leurs mauvais côtés. Nous avons choisi d'utiliser une coordonnée de Stokes.

Avec la coordonnée de Stokes, toute valeur de coordonnée de pixel absolue doit être comprise entre 1 et nStokes , où nStokes est le nombre de types de Stokes dans la coordonnée.

Nous définissons les coordonnées mondiales relatives pour un axe de Stokes comme étant les mêmes que les coordonnées mondiales absolues (cela n'a aucun sens de penser à une valeur relative XY - XX disons).

Vous pouvez utiliser les fonctions spécialisées stokes et setstokes pour récupérer et définir de nouvelles valeurs de Stokes dans la coordonnée de Stokes.

Le système de coordonnées maintient ce qu'il appelle les axes des pixels et du monde. L'axe des pixels est associé, par exemple, aux axes d'un réseau de pixels. Les axes d'univers décrivent des axes d'univers notionnels, généralement dans le même ordre que les axes de pixels. Cependant, ils peuvent être différents. Imaginez qu'une image 3D soit réduite le long d'un axe. L'image résultante a 2 axes de pixels. Cependant, nous pouvons conserver la coordonnée mondiale pour l'axe réduit (donc nous connaissons toujours la valeur de la coordonnée). Ainsi, nous avons trois axes du monde et deux axes des pixels. Il est également possible pour le programmeur C++ de réorganiser ces axes de pixels et d'univers. Cependant, cela est fortement déconseillé et vous ne devriez jamais rencontrer une situation où les axes des pixels et du monde sont dans des ordres différents, mais vous pouvez rencontrer des cas où le nombre d'axes du monde et de pixela est différent.

Pour ceux d'entre nous (programmeurs CASA) qui écrivent des scripts robustes, nous devons tenir compte de ces possibilités, bien que l'utilisateur ne devrait vraiment pas s'en soucier. Ainsi, les vecteurs pixel et monde renvoient les axes pixel et monde de la coordonnée trouvée.

Les fonctions referencevalue, increment, units et names renvoient leurs vecteurs dans l'ordre des axes universels. Cependant, la fonction referencepixel renvoie dans l'ordre de l'axe des pixels (et les vecteurs universels peuvent avoir plus de valeurs que le vecteur referencepixel).


Descriptions détaillées des paramètres

Paramètre=infile (fichier requis filetype=input)

Spécification de l'ensemble de données/bloc d'entrée

dmcoords utilise l'en-tête du fichier pour initialiser la configuration. Vous pouvez saisir « aucun » et configurer la configuration à partir des paramètres.

Paramètre=asolfile (fichier non requis filetype=input default=none stacks=yes)

Fichier de solution d'aspect d'entrée

dmcoords utilise le ou les fichiers de solution d'aspect pour obtenir les décalages d'aspect et de sim en calculant la moyenne de la colonne dy, de la colonne dz et de la colonne dtheta. Le paramètre asolfile est ignoré si le fichier d'entrée contient les mots clés DY_AVG, DZ_AVG et DTH_AVG.

La solution d'aspect est stockée dans les fichiers pcad*asol1.fits pour l'observation. S'il existe plusieurs fichiers de solution d'aspect, entrez tous les fichiers sous forme de liste ou de pile séparée par des virgules.

Paramètre=option (chaîne)

Définit le système de coordonnées de départ et peut avoir l'une des valeurs suivantes :

Option La description
cel Les valeurs des paramètres ra et dec sont converties dans les autres systèmes. Le format supposé pour ra et dec est spécifié par le paramètre celfmt.
ciel Les valeurs x et y et les valeurs des paramètres sont converties à partir des valeurs des coordonnées des pixels du ciel (coordonnées `physiques' dans le langage de ds9 si vous avez fait une image du ciel) vers les autres systèmes.
dét Les paramètres d'entrée sont detx et dety, les valeurs des coordonnées des pixels du plan focal.
ébrécher Les paramètres d'entrée sont chip_id, chipx et chipy (notez que contrairement aux autres systèmes, trois paramètres sont requis).
logique Les paramètres d'entrée - logicalx et logicaly - sont les coordonnées logiques de l'image, c'est-à-dire les coordonnées des pixels du ciel regroupés. Ceci n'est pertinent que si le fichier d'entrée est une image plutôt qu'une liste d'événements.
msc Les paramètres d'entrée sont les coordonnées sphériques du miroir. theta est l'angle hors axe en minutes d'arc et phi est l'angle d'azimut en degrés.

Paramètre=chip_id (entier min=0 max=9)

Le numéro d'identification de la puce pour ACIS, il se situe entre 0 et 9, pour HRC entre 0 et 3. Peut être entré ou sorti.

Paramètre=chipx (unités réelles=pixels)

La coordonnée en pixels X de la puce. Voir les documents CXC Coordinates pour les définitions. Peut être entrée ou sortie.

Paramètre=chipy (unités réelles=pixels)

La coordonnée de pixel Y de la puce. Voir les documents CXC Coordinates pour les définitions. Peut être entrée ou sortie.

Paramètre=tdetx (unités réelles=pixels)

La coordonnée de pixel X du détecteur en mosaïque. Voir les documents CXC Coordinates pour les définitions. Donne la position sur un plan fictif sur lequel chaque puce de l'instrument est aplatie. Sortie uniquement.

Paramètre=tdety (unités réelles=pixels)

La coordonnée de pixel Y du détecteur en mosaïque. Voir les documents CXC Coordinates pour les définitions. Donne la position sur un plan fictif sur lequel chaque puce de l'instrument est aplatie. Sortie uniquement.

Paramètre=detx (unités réelles=pixels)

La coordonnée de pixel du plan focal X. Voir les documents CXC Coordinates pour les définitions. Donne la position sur le plan tangent à l'axe optique du miroir. La taille des pixels est fixée en taille angulaire. Le centre du plan image est l'axe du miroir. Peut être entrée ou sortie.

Paramètre=dety (unités réelles=pixels)

La coordonnée du pixel du plan focal Y. Voir les documents CXC Coordinates pour les définitions. Donne la position sur le plan tangent à l'axe optique du miroir. La taille des pixels est fixée en taille angulaire. Le centre du plan image est l'axe du miroir. Peut être entrée ou sortie.

Paramètre=x (unités réelles=pixels)

La coordonnée en pixels X du plan du ciel. Voir les documents CXC Coordinates pour les définitions. Donne la position sur le plan tangent à la direction de pointage céleste nominale. La taille des pixels est fixée en taille angulaire. Le centre du plan image est RA_NOM, DEC_NOM. Peut être entrée ou sortie.

Paramètre=y (unités réelles=pixels)

La coordonnée du pixel Y du plan du ciel. Voir les documents CXC Coordinates pour les définitions. Donne la position sur le plan tangent à la direction de pointage céleste nominale. La taille des pixels est fixée en taille angulaire. Le centre du plan image est RA_NOM, DEC_NOM. Peut être entrée ou sortie.

Paramètre=logicalx (unités réelles=pixels)

Coordonnée X dans l'image groupée [pixel]

La coordonnée X logique du pixel du plan du ciel, pour une image groupée. Si vous avez pris la liste d'événements et divisé par un facteur de 32, disons, alors les pixels du ciel d'origine 1 à 8192 correspondent aux pixels logiques de 1 à 256. Peut être entré ou sorti.

Paramètre=logiquement (unités réelles=pixels)

Coordonnée Y dans l'image groupée [pixel]

Coordonnée logique du pixel Y du plan du ciel, pour une image en compartiments. Si vous avez pris la liste d'événements et divisé par un facteur de 32, disons, alors les pixels du ciel d'origine 1 à 8192 correspondent aux pixels logiques de 1 à 256. Peut être entré ou sorti.

Paramètre=ra (chaîne)

RA et Dec sont l'ascension droite et la déclinaison correspondant aux pixels X,Y du ciel. C'est ra au format sexagésimal (si celfmt=hms) ou en degrés (si celfmt=deg). Peut être entrée ou sortie.

Paramètre=dec (chaîne)

RA et Dec sont l'ascension droite et la déclinaison correspondant aux pixels X,Y du ciel. Si le paramètre celfmt est "hms", utilisez le format sexagésimal, par exemple "06:23:11.21" si le paramètre celfmt est "deg", utilisez des degrés décimaux, par exemple "95,79671". Peut être entrée ou sortie.

Paramètre=thêta (réel min=0 max=10800 unités=arcmin)

La coordonnée d'angle hors axe en arcmin. Voir les documents CXC Coordinates pour les définitions. Peut être entrée ou sortie.

Paramètre=phi (réel min=0 max=360 unités=degrés)

L'azimut des coordonnées sphériques du miroir en degrés. Voir les documents CXC Coordinates pour les définitions. Theta et phi sont des coordonnées polaires dont le plan tangent est donné par detx et dety. Peut être entrée ou sortie.

Paramètre=ordre (entier par défaut=0)

L'ordre du réseau, qui est zéro ou un entier positif ou négatif.

Paramètre=énergie (réel par défaut=1.0 unités=keV)

L'énergie en keV. Il n'est pertinent que pour les observations de réseau.

Paramètre=longueur d'onde (réel par défaut=0 unités=Angstrom)

La longueur d'onde en Angströms. Il n'est pertinent que pour les observations de réseau.

Paramètre=ra_zo (chaîne)

Le RA de l'image d'ordre zéro, pour les observations de réseau.

Paramètre=dec_zo (chaîne)

Le Dec de l'image d'ordre zéro, pour les observations de réseau.

Paramètre=celfmt (chaîne par défaut=hms)

Format RA et Dec [deg ou hms] (xx.xx ou xx:xx:xx.x)

Les positions célestes sont-elles formatées en degrés sexagésimaux (hms) ou décimaux (deg).

Paramètre=détecteur (chaîne)

Détecteur (ACIS ou HRC-I ou HRC-S)

S'il est présent, remplace le mot clé INSTRUME dans le fichier d'entrée.

Paramètre=réseau (chaîne)

Le nom du réseau : les options autorisées sont NONE, LEG, HEG et MEG. LETG peut être utilisé comme alias pour LEG et HETG est un alias pour HEG. S'il est présent, remplace le mot-clé GRATING dans le fichier d'entrée.

Paramètre=fpsys (chaîne)

Système de coordonnées du plan focal : ASC-FP-1.1 pour ACIS ASC-FP-2.1 pour HRC. Par défaut, le système de plan focal ACIS sera utilisé. Le système de plan focal HRC doit être spécifié si le fichier d'entrée est omis. Les utilisateurs peuvent également utiliser les noms des points de visée : "AI1", "AI2" et "AS1" pour ACIS, et "HI1", "HS1" et "HS2" pour HRC.

Voir les documents sur les coordonnées CIAO/CXC pour plus de détails.

Paramètre=sim (chaîne)

Position SIM (par exemple 0,0 0,0 -190,6)

La position du banc optique (SIM) (en X,Y,Z), trois valeurs réelles séparées par des espaces. par exemple. "0,0 0,0 -190,1". Remplace les valeurs d'en-tête SIM_X SIM_Y SIM_Z dans le fichier d'entrée.

Si un fichier de solution d'aspect est fourni, les valeurs "sim" et "displace" sont ajoutées aux valeurs obtenues à partir du fichier de solution d'aspect.

Paramètre=displace (chaîne)

Déplacement STF (X,Y,Z,AX,AY,AZ)

Désalignement du banc optique, six valeurs réelles séparées par des espaces correspondant à une translation et une rotation de l'origine STF par rapport à l'origine FC. Pour les utilisateurs experts uniquement.

Si un fichier de solution d'aspect est fourni, les valeurs "sim" et "displace" sont ajoutées aux valeurs obtenues à partir du fichier de solution d'aspect.

Paramètre=ra_nom (chaîne)

Pointage nominal RA [deg ou hh:mm:ss]

Direction de pointage nominale, au format spécifié par celfmt. Cela remplace le mot-clé RA_NOM du fichier d'entrée.

Paramètre=dec_nom (chaîne)

Déc. nominale [deg ou jj:mm:ss]

Direction de pointage nominale, au format spécifié par celfmt. Cela remplace le mot-clé DEC_NOM du fichier d'entrée.

Paramètre=roll_nom (unités de chaîne=degrés)

Angle de roulis nominal, en degrés. Cela remplace le mot-clé ROLL_NOM du fichier d'entrée.

Paramètre=ra_asp (chaîne)

Pointage instantané RA [deg]

Direction de pointage instantanée, au format spécifié par celfmt. S'il n'est pas défini, le mot-clé d'en-tête RA_PNT est utilisé, RA_NOM étant utilisé si le premier n'existe pas.

Paramètre=dec_asp (chaîne)

Pointage instantané Dec [deg]

Direction de pointage instantanée, au format spécifié par celfmt. S'il n'est pas défini, le mot-clé d'en-tête DEC_PNT est utilisé, DEC_NOM étant utilisé si le premier n'existe pas.

Paramètre=roll_asp (unités de chaîne=degrés)

Rouleau d'aspect instantané [deg]

Angle de roulis instantané, en degrés. S'il n'est pas défini, le mot-clé d'en-tête ROLL_PNT est utilisé, ROLL_NOM étant utilisé si le premier n'existe pas.

Paramètre=geompar (fichier par défaut=geom)

Fichier de paramètres pour les fichiers de géométrie Pixlib

Paramètre=verbose (entier par défaut=0 min=0 max=5)

Verbose peut être compris entre 0 et 5, générant différentes quantités de sortie de débogage. N'oubliez pas de définir verbose=1 si vous voulez voir les informations standard. Un paramètre de verbose=0 peut être utile pour les scripts, lorsque le fichier de paramètres est utilisé pour accéder aux valeurs calculées, à l'aide de pget.

Notez que la valeur par défaut pour verbose est 0, plutôt que la valeur habituelle de 1 utilisée pour la plupart des outils CIAO.

Formats pris en charge pour la notation sexagésimale

Les tableaux suivants présentent les différents formats pris en charge par dmcoords pour les arguments RA et Declination, soit lorsqu'ils sont fournis en tant que paramètres, soit à partir du programme lors de l'utilisation du mode interactif. Lors de l'écriture des valeurs, la forme séparée par des deux-points est utilisée.

Formats RA pris en charge lorsque celfmt=hms

Contribution Converti en
23 59 59.9999 23 59 59.9999
23:59:59.9999 23 59 59.9999
09h 16m 54.28s 09 16 54.2800
10.9876h 10 59 15.3600
23.7654 01 35 03.6960
0 00 00 00.0000
14 12 14 12 00.0000

Formats de déclinaison pris en charge lorsque celfmt=hms

Contribution Converti en
-89 59 59.999 -89 59 59.999
-89:59:59.999 -89 59 59.999
32j 15' 6.1" +32 15 06.100
+14 +14 00 00.000
+0.6857 +00 41 08.520
0 +00 00 00.000
16 10 +16 10 00.000
16j 10 +16 10 00.000

Réglage de la configuration de l'instrument

La conversion des coordonnées dépend de la configuration de l'instrument de Chandra (par exemple, quel instrument est dans le plan focal). Si vous avez déjà des données pour une observation, ces informations sont disponibles dans l'en-tête du fichier d'événements (et des fichiers créés à partir de celui-ci, comme des images) et vous pouvez utiliser le paramètre infile pour pointer vers un tel fichier.

Cependant, si vous ne disposez pas d'un tel fichier (par exemple vous planifiez une observation et souhaitez savoir si une source particulière va tomber sur une puce) alors vous pouvez définir les différentes valeurs en utilisant soit les paramètres de configuration (détecteur, réseau, fpsys , sim, displace, ra_nom, dec_nom, roll_nom, ra_asp, dec_asp et roll_asp) ou la commande SET si en mode interactif. Notez que la définition des valeurs de cette manière remplace les valeurs lues à partir du fichier de configuration (c'est-à-dire le paramètre infile). Une fois que cela s'avère utile, c'est lorsque vous souhaitez utiliser une solution d'aspect différente, comme décrit dans la section "Conversions de coordonnées et solution d'aspect" ci-dessous.

Coordonner les conversions et la solution d'aspect

La plupart des conversions de coordonnées (par exemple SKY en CHIP) dépendent de la solution d'aspect, c'est-à-dire que la conversion dépend du temps en raison du tramage effectué par Chandra lors d'une observation. L'outil dmcoords effectuera la conversion en utilisant une solution d'aspect unique (c'est-à-dire instantanée). Sauf indication contraire (c'est-à-dire en utilisant les paramètres ra_asp, dec_asp et roll_asp ou la commande SET ASPECT) la solution d'aspect nominal du fichier de configuration est utilisée, telle qu'elle est donnée par les mots clés RA_PNT, DEC_PNT et ROLL_PNT (la version *_NOM est utilisée si la version *_PNT n'est pas définie).

Prise en compte de la dérive du télescope

La conversion entre les coordonnées CHIP et SKY nécessite une connaissance précise des dérives de la structure support du télescope par rapport au détecteur. Ces dérives étaient négligeables au début de la mission mais sont maintenant suffisamment importantes - de l'ordre de 10 secondes d'arc - pour qu'elles doivent être prises en compte. Si le fichier d'entrée contient les mots-clés DY_AVG, DZ_AVG et DTH_AVG, alors l'outil dmcoords les utilisera et la solution d'aspect n'a pas besoin d'être fournie (la valeur par défaut de none peut être utilisée pour le paramètre asolfile). Cela peut être vu en utilisant la commande STATUS et en voyant si les valeurs de décalage et de rotation SIM incluent des valeurs non nulles - comme illustré ci-dessous :

Pour les données traitées avant l'exécution de Repro 4 dans Chandra Data Archive, ces valeurs seront rapportées comme

et la solution d'aspect doit être spécifiée à l'aide du paramètre asolfile.

Les valeurs de tramage par défaut

Notez que les amplitudes par défaut du mouvement de tremblement de Chandra sont respectivement de 16 et 40 secondes d'arc pour les observations ACIS et HRC. Les informations de solution d'aspect réelles pour une observation donnée sont stockées dans l'ensemble de fichiers pcad*asol1.fits.

Combinant la solution de déplacement et d'aspect SIM

Lors de l'exécution de dmcoords en mode paramètre, les valeurs "sim" et "displace" sont ajoutées aux valeurs obtenues à partir du fichier de solution d'aspect. Si

est utilisé en mode interactif, cependant, ces valeurs sont considérées comme absolues, même si un fichier de solution d'aspect a été spécifié.

Changements dans CIAO 4.13

Un bogue a été corrigé qui empêchait l'outil de calculer correctement les coordonnées du réseau Chandra. Plus précisément, les utilisateurs peuvent désormais fournir l'emplacement d'ordre zéro (ra_zo, dec_zo), le bras et l'ordre du réseau, ainsi qu'un emplacement (par exemple, dans les coordonnées du ciel ou de la puce), et l'outil signalera désormais la bonne coordonnée angulaire du réseau (GAC : tg_r, tg_d ), ainsi que l'énergie attendue.

L'outil affichera désormais une erreur si le CALDB n'est pas installé.

La bibliothèque WCS que le DM utilise a un problème de calcul des transformations de coordonnées qui impliquent la transformation CAR.


Menu principal

Il y a une calculatrice sur le site de la section informatique de BAA ici http://britastro.org/computing/applets_dt.html

Il existe de nombreux exemples de code qui convertissent entre différentes échelles de temps. Les meilleurs exemples sont probablement le code source IDL ici. Notez que BJD est un JD barycentrique qui, pour la plupart des objectifs de VS, est le même que HJD. Je pense que la différence n'a d'importance que si vous essayez de détecter des planètes qui tournent autour de pulsars.

J'ai maintenant comparé 3 ressources différentes pour le calcul et elles sont toutes différentes ! J'ai essayé l'applet BAA, une feuille de calcul que j'ai trouvée sur le Web (HeliocentricJulianDay.xls) et sur le site Web ohio-state.edu. Pour un test, j'ai utilisé une observation de NR Cam à JD 2457388.40539.

Application BAA -> 4,609 min (276,54 s)
Feuille de calcul -> 281,3 s
ohio-state.edu -> 344,98 s

Les deux premiers sont différents de moins de 5 secondes, mais le site de l'Ohio est à plus d'une minute des autres. Il semblerait qu'ils utilisent tous des méthodes de calcul différentes qui ne sont pas cohérentes ! Je me demande s'il y a des problèmes avec l'arrondi à virgule flottante en raison du nombre de chiffres significatifs requis.


Comment les astronomes du SDSS cartographient-ils le ciel et comment gardent-ils une trace de toutes les données des millions d'objets qu'ils détectent et étudient ? Les rubriques de cette section fournissent une introduction essentielle à la localisation d'objets dans le ciel, et comment naviguer et interroger la base de données SDSS et SkyServer. Cette section fournit également des informations sur la façon de reconnaître les caractéristiques intéressantes communes que vous pourriez rencontrer dans les images, telles que les astéroïdes, les satellites et les étoiles brillantes.

RA & Déc

Ce contrôle en amont fournit une introduction aux coordonnées célestes de l'Ascension Droite (RA) et de la Déclinaison (Dec), comment elles sont mesurées et comment convertir entre les unités sexigesimales d'heures, les minutes et secondes d'arc et les degrés décimaux.

La base de données SDSS peut être consultée et interrogée à l'aide d'un langage de codage appelé SQL (langage de requête structuré). Le contrôle en amont fournit une introduction à la création d'une requête SQL pour récupérer des informations spécifiques sur les objets de la vaste base de données SDSS.

Astéroïdes

Les astéroïdes ne sont pas des cibles intentionnelles du SDSS, mais pendant les longues expositions nécessaires pour capturer les galaxies et les quasars faibles, les astéroïdes et autres objets en mouvement rapide laissent des traînées colorées ou une série de points colorés dans les images SDSS. Ce contrôle en amont montre comment identifier les astéroïdes dans les images SDSS. Ce sujet est également utile pour susciter des discussions sur la conception technique du levé SDSS, qui est optimisé pour détecter les objets faibles et couvrir une large zone du ciel.

Artefacts

Cette activité fournit d'autres exemples d'objets capturés par le télescope et la caméra SDSS qui n'étaient pas les cibles prévues de l'enquête : astéroïdes, satellites et étoiles brillantes.


Comment convertir ra&dec entre différentes époques ? - Astronomie

Karma est une boîte à outils de programmeur à usage général et contient KarmaLib (la bibliothèque structurée et l'API) et un grand nombre de modules (applications) pour effectuer de nombreuses tâches standard. Ce manuel décrit les nombreux outils de visualisation qui sont distribués avec la bibliothèque Karma.

Ce document est écrit pour Karma version 1.7.25 , qui est probablement ma version ``expérimentale''. La majeure partie de ce manuel sera toujours pertinente pour la version binaire uniquement (ou ``beta'') précédemment publiée, puisque les versions binaires arrivent toutes les quelques semaines environ. Les versions publiques complètes arrivent une ou deux fois par an, ce document peut donc parler de plusieurs nouveautés non disponibles dans la dernière version publique de Karma.

Cliquez ici pour obtenir une version PostScript compressée de ce document. Cliquez ici pour obtenir une couverture de couleur fantaisie pour ce document en PostScript compressé.

Separate on-line documents (the Karma Reference and Programming Manuals) are available from the Karma Home Page. Most of the visualisation tools are available via the Karma home page or you can go directly to the Karma ftp site .

The programmes available at the moment are:

  • volume rendering of data cubes <xray>
  • play movies of data cubes <kvis>
  • inspecting multiple images and cubes at the same time <kvis>
  • slice a cube <kslice_3d>
  • superimposing images <kvis> and <kvis>
  • interactive position-velocity slices <kpvslice>
  • look for expanding shells <kshell>
  • interactive co-ordinate placement <koords>
  • rectangular to polar gridding of images <kpolar>

All the visualisation tools support a variety of data formats, including:

      AIPS this is the format used by the AIPS package (Astronomical Image Processing System), sometimes called ``Classic AIPS'' or ``AIPS1'', not to be confused with ``AIPS++'' (which is sometimes called ``AIPS2''). This data format uses a catalogue file which is automatically scanned by the file browser and each available dataset is given an entry in the browser, with the string ``AIPS'' shown in the left-hand column. By default, all map files in the catalogue are shown. You may set the AIPS_ID environment variable to your AIPS user ID to avoid seeing files belonging to other users. To see AIPS files on an AIPS disc, you will need to change directory to the AIPS data area (i.e. where all those odd-looking `` CBD. '' files are kept). You can use the file browser to change directories. Byte-swapped data are automatically detected and corrected

In addition, the automatic decompression of gzipped and bzip2'ed Karma and FITS files is also supported by the file browser Filepopup widget (section 2.1).

If your data are not in one of the supported formats, you will need to convert it to a supported format like FITS .

A number of command-line utilities are provided to convert between other data formats and Karma . These are described below:

    FITS requires the <fits2karma> programme, which is used: 

fits2karma <fits file> <karma file>

<fits2karma> will attempt to trap most deviations from standard FITS and continue gracefully. However, a truly bizzare FITS file may cause <fits2karma> to reject the conversion. In this rare case, please notify rgooch/">Richard Gooch, who will attempt to add a trap so that the data can be converted.

Also note that <fits2karma> will by default truncate axes so that they are divisible by 4 or larger. The reason for this is that this then allows the programme to tile the data (tiling is a way of organising data so that most ways of accessing it are faster). If you really don't want to loose up to 3 co-ordinate points along an axis, you can run <fits2karma> as follows:

fits2karma -allow_truncation off <fits file> <karma file>

miriad2karma <miriad file> <karma file>

gipsy2karma <gipsy file> <karma file>

This programme also tries to tile data like <fits2karma> does

There are also command-line utilities which allow you to convert between other data formats, which are provided as a convenience. These are described below:

    <miriad2gipsy> will convert from Miriad format to GIPSY format, which is used thus:    

miriad2gipsy <miriad file> <GIPSY file>

ktranslate <input file> <output file>

The input and output formats are guessed by the programme, based on the filename extensions. You can force the format if you wish. An example of this is:

ktranslate -intype fits -outtype miriad - <input file> <output file>

The choice of supported output formats is limited to Karma , PPM , FITS , Sun Rasterfile , Miriad and GIPSY . If possible, the conversion process is ``streamed'', to avoid the need to allocate large amounts of virtual memory.

Some data formats support loading of partial datasets. With these formats, if part of the data are missing, the part of the dataset that is available can be loaded (if desired). This is useful if you want to see a preview of a dataset that is currently being written by another process.

The visualisation tools also provide a mechanism for you to add support for other data formats not already supported by the Karma library. You will need a programme that converts from your data format to either Karma , FITS or PNM format, and for some data formats (in particular directory-based formats) you will need to provide a tester programme which determines if a dataset is of a particular type.

To set this up, you need to have a file /.karma/data-filters which contains rules on how to convert data formats. A system-wide file maintained by your local Karma installer is also searched, and is called
$KARMABASE/site/share/data-filters . Finally, the file
$KARMABASE/share/data-filters is scanned to load any filters which come with the Karma distribution. Your own data filters override the system data filters, which in turn override the Karma distribution filters.

A typical file would contain:

This would use the <iraf2fits> programme to convert files with .imh extensions to FITS . The FITS data would then be read in with the standard FITS reader in Karma . Similarly, files with .sdf extensions would be converted to Karma format using the <sdf2karma> programme, which would write out Karma data. Note that it is much more efficient to have a filter which generates Karma than FITS .

Note the <giftopnm> and <tgatoppm> filters are both registered as producing PNM files, whereas <tgatoppm> appears to produce PPM files. This is not a problem, since PNM (Portable aNy Map) is the generic format and PPM (Portable Pixel Map) is a specific subset of PNM .

The converter programmes are called with a single argument, that being the name of the input file. The output Karma , FITS or PNM data must be written to the standard output.

You will note that the tester programme supplied for the .imh and .sdf formats is - which means no tester is needed for these formats.

The special extension name DIRECTORY signifies that this data format is a directory-based one (examples of such formats are Miriad and AIPS++ images). Directory-based formats require a tester programme in order to determine if the directory contains a dataset (in which case it should be loaded) or just a plain directory which should be entered. The tester programme must exit with status 0 if it recognises the dataset, otherwise it should exit with some other value. If it returns the value 16 no warning will be given. It is given the name of the dataset directory as a single argument.

The file browser described in section 2.1 will show all files which are supported by data filters, making the loading of extra data formats transparent to the user.

If you want to write your own data filters, see the section on datafilters in the Karma Programming Manual.

The converter and tester programmes may be specified with absolute pathnames or you may give a plain filename and the PATH is searched. As well as the normal absolute pathnames (i.e. those with a leading `` / '' character) you may also specify an expression, such as:
$KARMABASE/site/$MACHINE_OS/bin/sdf2karma
or, alteratively:
$/site/bin/sdf2karma
which is useful if you want to specify $KARMABASE/site/bin/sdf2karma if the KARMABASE environment variable is defined, otherwise use
/usr/local/karma/site/bin/sdf2karma
instead. This is a good way of providing a default location.

Karma follows the FITS conventions for units. In other words, SI units are used. Please see the FITS standard for more information.