Astronomía

¿A qué dirección apunta 0 ° en la época J2000 el 1 de enero de 2000?

¿A qué dirección apunta 0 ° en la época J2000 el 1 de enero de 2000?


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¿Hay 0 grados en la época J2000? ¿La 'ascensión recta' es una línea de la Tierra al sol el 1 de enero de 2000? ¿O es 0 grados la dirección hacia el nodo ascendente 'equinoccio'? Que NO está hacia el sol el primero de enero ...


¿O es 0 grados la dirección hacia el nodo ascendente 'equinoccio'? Que NO está hacia el sol el primero de enero ...

La respuesta es sí, más o menos. Desde HORIZONTES del JPL, la ubicación del Sol al mediodía (hora terrestre) del 1 de enero de 2000 es, ignorando los efectos atmosféricos, una ascensión recta de 18 horas, 45 minutos y 9,36 segundos. Esto no está ni cerca de una ascensión recta de cero horas (o 24 horas, lo mismo).

La ascensión recta del Sol con respecto al centro de la Tierra es cero en el equinoccio de marzo.


¿A qué dirección apunta 0 ° en la época J2000 el 1 de enero de 2000? - Astronomía

1. GEI: Sistema geocéntrico ecuatorial inercial. Este sistema tiene un eje X que apunta desde la Tierra hacia el primer punto de Aries (la posición del Sol en el equinoccio de primavera). Esta dirección es la intersección del plano ecuatorial de la Tierra y el plano de la eclíptica y, por lo tanto, el eje X se encuentra en ambos planos. El eje Z es paralelo al eje de rotación de la Tierra e y completa el conjunto ortogonal de la mano derecha (Y = Z * X). La inercia geocéntrica (GCI) y la inercial centrada en la tierra (ECI) son lo mismo que GEI.

2. GEO: Sistema de coordenadas geográficas. Este sistema se define para que su eje X esté en el plano ecuatorial de la Tierra pero se fija con la rotación de la Tierra para que pase por el meridiano de Greenwich (longitud 0). Su eje Z es paralelo al eje de rotación de la Tierra, y su eje Y completa un conjunto ortogonal a la derecha (Y = Z * X).

3. GM: Sistema de coordenadas geomagnéticas. El eje Z apunta al polo norte geomagnético (en Groenlandia). El eje X positivo apunta hacia el gran círculo que abarca los polos geomagnéticos norte y sur y se encuentra en el plano ecuatorial geomagnético en el segmento que se encuentra en el hemisferio occidental. (El polo sur de GM es la antípoda del polo norte de GM). Se invoca el dipolo centrado en la Tierra. Y completa la tríada.

4. GSE: Sistema geocéntrico de la eclíptica solar. Este tiene su eje X apuntando desde la Tierra hacia el Sol y su eje Y se elige para estar en el plano de la eclíptica apuntando hacia el crepúsculo (oponiéndose así al movimiento planetario). Su eje Z es paralelo al polo de la eclíptica. En relación con un sistema inercial, este sistema tiene una rotación anual.

5. GSM: Sistema Magnetosférico Solar Geocéntrico. Este tiene su eje X desde la Tierra hasta el Sol. El eje Y se define como perpendicular al dipolo magnético de la Tierra, de modo que el plano X-Z contiene el eje del dipolo. El eje Z positivo se elige en el mismo sentido que el polo norte magnético. La diferencia entre los sistemas GSM y GSE es simplemente una rotación sobre el eje X.

6. SM: Coordenadas magnéticas solares. En este sistema, el eje Z se elige paralelo al polo norte magnético y el eje Y perpendicular a la línea Tierra-Sol hacia el anochecer. La diferencia entre este sistema y el sistema GSM es una rotación sobre el eje Y. La cantidad de rotación es simplemente el ángulo de inclinación del dipolo. Observamos que en este sistema el eje X no apunta directamente al Sol. Al igual que con el sistema GSM, el sistema SM gira con un período anual y diario con respecto a las coordenadas inerciales.

7. Latitud invariante: Para cualquier punto en el espacio, se puede trazar una línea de campo B hasta la superficie de la Tierra, asumiendo que es un campo dipolar centrado. La latitud GM de este punto de pie se etiqueta como latitud invariante a lo largo de toda la línea del campo. El valor L del dipolo está estrechamente relacionado con esta latitud invariante L = 1 / (Cos (Lat)) ^ 2, y connota físicamente la distancia (en radios terrestres) de la "línea superior de la línea de campo" desde el centro de la Tierra.

8. J2000: Inercia ecuatorial geocéntrica para la época J2000.0 (GEI2000), también conocida como Ecuador medio y Equinoccio medio de J2000.0 (fecha juliana 2451545.0 TT (tiempo terrestre), o 2000 1 de enero al mediodía TT, o 2000 1 de enero 11:59: 27.816 TAI o 2000 1 de enero 11: 58: 55.816 UTC.) Este sistema tiene el eje X alineado con el equinoccio medio para la época J2000 El eje Z es paralelo al eje de rotación de la Tierra, e Y completa el conjunto ortogonal a la derecha .


Equinoccio y época

La palabra época denota un punto particular en el tiempo. En este sentido, la palabra tiene el mismo significado en astronomía que en la vida cotidiana. Por ejemplo, época J2000 significa la hora correspondiente a la fecha juliana 2451545.0 en el sistema de tiempo en cuestión. En el calendario gregoriano esto es 2000/1/1 12:00:00.

Si registramos las coordenadas de un cometa en 2011/11/11 11:11:11 UTC en el calendario gregoriano, entonces la época de las coordenadas es 2011/11/11 11:11:11 UTC, o equivalentemente la fecha juliana 2455876.966099537 UTC. En un momento diferente, es decir, una época, digamos 2011/11/11 22:22:22, el cometa se habría movido una cierta distancia y tendrá un conjunto diferente de coordenadas.

Debido a la precesión, el punto de referencia para las coordenadas celestes, el equinoccio de primavera, está cambiando continuamente. Entonces, al especificar las coordenadas de un cuerpo, necesitamos especificar la ubicación del equinoccio de primavera, que luego fija la orientación del sistema de coordenadas. Hacemos esto mencionando que el sistema de coordenadas está definido por la ubicación del equinoccio vernal en un momento particular. Esta vez, es decir, la época se conoce como equinoccio de las coordenadas.

En los catálogos solemos encontrar entradas como (RA, DE) equinoccio J2000 época J2000. Esto significa que el dado (RA, DE) es la coordenada de la estrella en el momento J2000 (época J2000), en el sistema de coordenadas definido por el equinoccio de primavera en el momento J2000 (equinoccio J2000).

Si la estrella tiene el movimiento adecuado, entonces debemos aplicar el movimiento adecuado desde J2000 a la época de interés para obtener la posición de la estrella en este momento. Si la época de interés es 2010/10/10, entonces la época de las coordenadas después de aplicar el movimiento adecuado desde J2000 hasta 2010/10/10, es 2010/10/10, pero su equinoccio permanece en J2000.

Volviendo al ejemplo del cometa, suponga que las coordenadas se midieron utilizando las posiciones conocidas del equinoccio J2000 de las estrellas en una imagen. En esta situación, el equinoccio del cometa & # 8217s coordenadas es J2000, pero su época es el tiempo de observación, es decir, 2011/11/11 11:11:11.

Supongamos que queremos apuntar con un telescopio al cometa, en el momento 2011/11/11 12:00:00. Luego necesitamos tomar las coordenadas en el equinoccio J2000 época 2011/11/11 11:11:11, aplicar el movimiento adecuado para encontrar las coordenadas en el equinoccio J2000 época 2011: 11: 11 12:00:00, luego precesar el equinoccio desde J2000 a 2011: 11: 11 12:00:00 para obtener la posición en el equinoccio 2011/11/11 12:00:00 época 2011/11/11 12:00:00, y luego convertir (RA, DE) a (Azimut , Elevación).

Para azotar un caballo muerto, avanzamos de un equinoccio al siguiente, pero aplicamos el movimiento adecuado de una época a la siguiente.

El moderno sistema de coordenadas celestes, ICRS, no se refiere al equinoccio de primavera y sus ejes de referencia están fijos en el espacio. Debido a esto, las coordenadas en el sistema ICRS no tienen un equinoccio asociado. Solo tienen una época.


Época estándar

Época estándar: una fecha y hora que especifica el sistema de referencia al que se refieren las coordenadas celestes. Antes de 1984, las coordenadas de los catálogos de estrellas se denominaban comúnmente el ecuador y el equinoccio medios del comienzo de un año besseliano (ver año, besseliano).

época estándar Fecha y hora concretas elegidas como punto de referencia para medir los datos astronómicos para eliminar los efectos de la precesión, el movimiento propio y la perturbación gravitacional. La época estándar actualmente en uso se llama 2000.

La época estándar en uso hoy en día es la época juliana J2000.0. Son exactamente las 12:00 TT (cerca del mediodía de Greenwich, pero no exactamente) del 1 de enero de 2000 en el calendario gregoriano (no juliano). Julian dentro de su nombre indica que otras épocas julianas pueden ser un número de años julianos de 365,25 días antes o después de J2000.0.

La raíz cuadrada de la desviación de la media aritmética. [H76]

de observación para el catálogo. Los datos del catálogo son más precisos para esta fecha y gradualmente se vuelven menos precisos para fechas pasadas y futuras. Tenga en cuenta que TODAS LAS POSICIONES ESTÁN AÚN EN EL SISTEMA DE COORDENADAS J2000.

Debido a la precesión, este punto se mueve con el tiempo, por lo que las posiciones de las estrellas en los catálogos y en los atlas generalmente se refieren a un "ecuador y equinoccio medios" de un determinado

La Ascensión Recta (RA) en horas y minutos, y la Declinación (DEC) en grados y minutos, se dan para la corriente

J2000.0, ahora utilizado para nuevos catálogos de posición de estrellas y en cálculos orbitales del sistema solar, significa 2000 Enero 1.5 Tiempo dinámico baricéntrico (TDB) = Fecha juliana 2451545.0 TDB. Cuando se emplea este "año juliano" dinámico y artificial, una letra "J" antepone el año.

La declinación de cada estrella cambia gradualmente, a medida que gira todo el sistema de referencia. Por ello, al citar las coordenadas de una estrella, es fundamental especificar el instante en el tiempo para el que son válidas. Esto se conoce como la época de las coordenadas. Los catálogos de estrellas generalmente se compilan para un

base "un ángulo pequeño, pero que, sin embargo, debe tenerse en cuenta en las mediciones astronómicas de alta precisión. En lugar de ocuparse de las coordenadas que cambian lentamente para cada objeto en el cielo, los astrónomos corrigen convencionalmente sus observaciones a la ubicación del equinoccio de primavera en algunos


Sistemas geocéntricos

Los siguientes sistemas de coordenadas en el centro de la Tierra.

1. Sistemas basados ​​en el eje de rotación de la Tierra

1.1 Geográfico (GEO)

Este sistema tiene su eje Z paralelo al eje de rotación de la Tierra (positivo al Norte) y su eje X hacia la intersección del Ecuador y el Meridiano de Greenwich. Por lo tanto, es conveniente especificar la ubicación de las estaciones terrestres y los experimentos terrestres, ya que se trata de cantidades fijas en el sistema GEO.

Una nota de advertencia. Cuando las coordenadas GEO se expresan en forma esférica, el componente de latitud es idéntico a lo que los astrónomos y geógrafos denominan latitud geocéntrica. Sin embargo, tenga en cuenta que esto es diferente al sistema de latitud geodésica utilizado en la elaboración de mapas normal. La latitud geodésica en cualquier ubicación es el ángulo entre el plano ecuatorial y la normal local a la superficie de la Tierra. En general, esa normal NO es paralela a un vector de radio porque la forma de la Tierra es un esferoide achatado y no una esfera.

1.2 Inercia ecuatorial geocéntrica (GEI)

Este sistema tiene su eje Z paralelo al eje de rotación de la Tierra (positivo al Norte) y su eje X hacia el Primer Punto de Aries (la dirección en el espacio definida por la intersección entre el plano ecuatorial de la Tierra y el plano de su órbita alrededor del Sol (el plano de la eclíptica). Este sistema es (de primer orden) fijo con respecto a las estrellas distantes. Es conveniente para especificar las órbitas (y por lo tanto la ubicación) de las naves espaciales que orbitan la Tierra, ya que se puede especificar una órbita kepleriana en este cuadro.

Sin embargo, tenga en cuenta que el sistema GEI está sujeto a cambios de segundo orden con el tiempo debido a los diversos movimientos lentos del eje de rotación de la Tierra con respecto a las estrellas fijas. Por lo tanto, para las coordenadas GEI se debe especificar la fecha (normalmente denominada época) a la que se aplica el sistema de coordenadas. Para el trabajo de física espacial, se debe utilizar el sistema GEI de la época de la fecha, es decir, el sistema que se aplica al mismo tiempo que se tomaron los datos. (Por lo tanto, el eje de rotación en GEI es idéntico al eje de rotación GEO). En estas páginas, el acrónimo no calificado GEI se refiere al sistema de época de la fecha. Ver Hapgood (1995) para una discusión más detallada de este tema.

1.3 Inercia ecuatorial geocéntrica para la época J2000.0 (GEI 2000)

Las órbitas y ubicaciones de las naves espaciales a menudo están disponibles en coordenadas inerciales ecuatoriales geocéntricas para una época fija, p. la época astronómica estándar conocida como J2000.0, que es las 12:00 UT del 1 de enero de 2000. Tratamos esto como un sistema de coordenadas separado (con el acrónimo calificado GEI 2000) y especificamos cómo transformar de este a otros sistemas.

2. Sistemas basados ​​en la línea Tierra-Sol

2.1 Eclíptica solar geocéntrica (GSE)

Este sistema tiene su eje X hacia el Sol y su eje Z perpendicular al plano de la órbita de la Tierra alrededor del Sol (Norte positivo). Este sistema está fijo con respecto a la línea Tierra-Sol. Es conveniente para especificar límites magnetosféricos. También se ha adoptado ampliamente como sistema para representar cantidades vectoriales en bases de datos de física espacial.

2.2 Magnetosférico solar geocéntrico (GSM)

Este sistema tiene su eje X hacia el Sol y su eje Z es la proyección del eje dipolo magnético de la Tierra (Norte positivo) sobre el plano perpendicular al eje X. La dirección del campo geomagnético cerca de la punta de la magnetosfera está bien ordenada por este sistema. Por lo tanto, se considera el mejor sistema para usar cuando se estudian los efectos de los componentes del campo magnético interplanetario (por ejemplo, B z) en los fenómenos magnetosféricos e ionosféricos.

3. Sistemas basados ​​en el eje dipolar del campo magnético terrestre

3.1 Solar magnético (SM)

Este sistema tiene su eje Z paralelo al eje del dipolo magnético de la Tierra (norte positivo) y su eje Y perpendicular al plano que contiene el eje del dipolo y la línea Tierra-Sol (positivo en dirección opuesta al movimiento orbital de la Tierra). La dirección del campo geomagnético en la magnetosfera exterior está bien ordenada por este sistema. Es el sistema preferido para definir la hora local magnética en la magnetosfera exterior.

3.2 Geomagnético (MAG)

Este sistema tiene su eje Z paralelo al eje del dipolo magnético de la Tierra (norte positivo) y su eje Y es la intersección entre el ecuador de la Tierra y el meridiano geográfico 90 grados al este del meridan que contiene el eje del dipolo.


Sistemas solares adicionales

J2000_Eclíptica. El sistema eclíptico medio evaluado en la época J2000. El plano eclíptico medio se define como la rotación del plano J2000 XY sobre el eje X J2000 por la oblicuidad media definida utilizando la teoría FK5 IAU76. En la herramienta de geometría vectorial, este sistema aparece como SunMeanEclpJ200.

TrueEclipticOfDate. El verdadero sistema de la eclíptica, evaluado en cada momento. El verdadero plano de la eclíptica se define como la rotación del plano J2000 XY sobre el eje J2000 X por la oblicuidad verdadera definida usando la teoría FK5 IAU76.


Apéndice A. Material de antecedentes


El kit de herramientas admite directamente tres sistemas de tiempo. Ellos son

    1. Hora universal coordinada (UTC)

    2. Tiempo dinámico baricéntrico (TDB), también llamado tiempo de efemérides (ET)

    3. Hora del reloj de la nave espacial (SCLK --- pronunciado `` reloj ess '')

Hora universal coordinada (UTC)

Hora Atómica Internacional (TAI)

Antes de hablar sobre el tiempo universal coordinado, creemos que es útil hablar sobre el tiempo atómico internacional (TAI o tiempo atómico). El tiempo atómico se basa en el segundo atómico definido por la `` oscilación del átomo de cesio no perturbado ''. El tiempo atómico es simplemente un recuento de segundos atómicos que han ocurrido desde el instante determinado astronómicamente de la medianoche del 1 de enero de 1958 a las 00:00: 00 en el Real Observatorio de Greenwich, Inglaterra. El tiempo atómico es mantenido por el Servicio Internacional de Rotación de la Tierra (IERS, formalmente el Bureau International L'Heure --- BIH) en París, Francia. La Oficina Nacional de Normas y el Observatorio Naval de los EE. UU. Ajustan sus relojes según el reloj mantenido por el IERS.

Nombrando los segundos de TAI --- UTC

El Tiempo Universal Coordinado es un sistema de cronometraje que le da un nombre a cada instante de tiempo del sistema TAI. Estos nombres se forman a partir de la fecha del calendario y la hora del día que usamos en nuestros asuntos diarios. Están formados por 6 componentes: año, mes, día, hora, minutos y segundos. Los componentes de año, mes y día son el mes y día del año calendario normal que aparecen en los calendarios de pared. El componente de horas puede asumir cualquier valor de 0 a 23. El componente de minutos puede asumir cualquier valor de 0 a 59. Los segundos normalmente (pero no siempre) oscilarán entre 0 y 59,999. . La cadena hora-minuto-segundo

es la medianoche y es el primer instante del día calendario especificado por los tres primeros componentes de la hora UTC.

En el sistema SPICE, las horas UTC se representan mediante cadenas de caracteres. Estas cadenas contienen: año, mes, día, hora, minuto y segundo separados por delimitadores (espacios o signos de puntuación). Los diversos delimitadores y subcadenas entre los delimitadores se denominan tokens de la cadena. Una cadena de tiempo típica se parece a

Los tokens de la cadena y los componentes de hora UTC asociados son

El vínculo entre cualquier token y su componente UTC correspondiente se determina examinando los valores de los tokens y comparándolos con los otros tokens. Las reglas precisas utilizadas se detallan en gran detalle en el Apéndice B. Por ahora, simplemente tenga la seguridad de que las siguientes cinco cadenas significan lo mismo y son interpretadas de la misma manera por el software SPICE Toolkit.

Vincular UTC a la rotación de la Tierra

Los nombres dados a los instantes TAI por el sistema UTC se rigen por la rotación de la Tierra. Idealmente, las cadenas de UTC que tienen componentes de horas, minutos y segundos todos en cero deberían corresponder a la medianoche de Greenwich según lo determinado por las observaciones de los tránsitos de las estrellas (el sistema de tiempo conocido como UT1). Sin embargo, dado que la rotación de la tierra no es uniforme, este ideal no se puede realizar. La diferencia entre la medianoche de Greenwich observada astronómicamente y la medianoche UTC casi nunca es cero. Sin embargo, para evitar que la diferencia sea demasiado grande, el UTC se ajusta ocasionalmente para que la diferencia entre las dos medianoche nunca supere los 0,9 segundos. Por lo tanto, a partir del conocimiento de UTC, siempre se puede calcular UT1 con una precisión superior a 1 segundo.

Leapseconds

Cuando la medianoche de Greenwich UT1 se retrase con respecto a la medianoche de UTC en más de 0,9 segundos, el IERS anunciará que se agregará un segundo intercalar a la colección de nombres UTC. Este segundo intercalar se ha agregado tradicionalmente después del último nombre UTC `` normal '' del 31 de diciembre o 30 de junio. Por lo tanto, cuando se agrega un segundo UTC, la parte de horas-minutos-segundos del nombre UTC progresa como se muestra aquí

en lugar de la progresión habitual

Si la medianoche de Greenwich UT1 se adelanta a la medianoche UTC en más de 0,9 segundos, el IERS anunciará un segundo intercalar negativo. En este caso, faltará uno de los triples habituales de horas-minutos-segundos UTC en la lista de nombres UTC. En este caso la progresión será:

Desde 1972, cuando se introdujeron los segundos intercalares y el sistema UTC, no se ha producido un segundo intercalar negativo.

El núcleo de Leapseconds (LSK)

La principal dificultad con las cadenas UTC es que no es posible predecir qué tiempos atómicos corresponderán a los tiempos durante un segundo intercalar UTC. Por lo tanto, los algoritmos para convertir entre UTC y sistemas de tiempo que simplemente usan un conjunto continuo de marcadores numéricos requieren conocimiento de la ubicación de los segundos intercalares en la lista de nombres. Este es el propósito del kernel LEAPSECONDS suministrado con el Toolkit. Para convertir entre horas UTC y cualquier otro sistema, primero debe cargar el kernel leapseconds mediante una llamada a la rutina FURNSH.

Los archivos LSK se ajustan a un formato flexible llamado formato `` kernel de texto NAIF ''. La palabra de identificación del archivo SPICE proporcionada por sí misma en la primera línea de un archivo LSK es `` KPL / LSK ''. Tanto el formato del kernel de texto NAIF como la palabra de identificación del archivo SPICE se describen en detalle en el documento de lectura requerida del kernel, kernel.req.

Tiempo de efemérides (ET)

El tiempo de efemérides es la escala de tiempo uniforme representada por la variable independiente en las ecuaciones diferenciales que describen los movimientos de los planetas, el sol y la luna. Hay dos formas de tiempo de efemérides: tiempo dinámico baricéntrico (TDB) y tiempo dinámico terrestre (TDT). Aunque representan diferentes sistemas de tiempo, estos sistemas de tiempo están estrechamente relacionados.

Tiempo dinámico baricéntrico (TDB)

El tiempo dinámico baricéntrico se utiliza para describir el movimiento de los cuerpos con respecto al baricentro del sistema solar.

Tiempo dinámico terrestre (TDT)

El tiempo dinámico terrestre se utiliza para describir los movimientos de los objetos cercanos a la tierra. Hasta donde las mediciones han podido detectar, TDT y TAI cambian al mismo ritmo. Por tanto, la diferencia entre TDT y TAI es una constante. Se define en 32,184 segundos. En el punto cero de TAI, TDT tiene un valor de 32,184.

La relación entre TDT y TDB

Se cree que TDB está de acuerdo con el tiempo que mantendría un reloj atómico ubicado en el baricentro del sistema solar. Una comparación de los tiempos registrados por un reloj en el baricentro del sistema solar con un reloj TDB en la Tierra revelaría que los dos relojes están muy de acuerdo pero que funcionan a diferentes velocidades en diferentes épocas del año. Esto se debe a efectos relativistas.

En algunas épocas del año, el reloj TDT parece correr más rápido en comparación con el reloj TDB, en otras épocas del año parece ir lento. Deje que TDB0 sea una época fija en el reloj TDB y TDT0 sea una época fija en el reloj TDT (TDB0 y TDT0 no necesariamente tienen que ser la misma época). Cualquier época, EPOCH, se puede representar de las siguientes maneras: como el número de segundos TDB (EPOCH), que han transcurrido desde TDB0 en el reloj TDB o como el número de segundos, TDT (EPOCH), que han transcurrido desde TDT0 en el reloj TDT. Si graficamos las diferencias TDB (EPOCH) - TDT (EPOCH) contra TDB (EPOCH) en todas las épocas, encontraremos que la gráfica está muy cerca de una función periódica.

En SPICE, la diferencia entre TDT y TDB se calcula de la siguiente manera:

donde K es una constante y E es la anomalía excéntrica de la órbita heliocéntrica del baricentro Tierra-Luna. Esta diferencia, que ignora las fluctuaciones de períodos pequeños, tiene una precisión de aproximadamente 0,000030 segundos. Por lo tanto, con cinco decimales, la diferencia entre TDT y TDB es una función periódica con una magnitud de aproximadamente 0,001658 segundos y un período igual a un año sidéreo.

La anomalía excéntrica E está dada por

donde EB y M son la excentricidad y anomalía media de la órbita heliocéntrica del baricentro Tierra-Luna. La anomalía media a su vez está dada por

donde t es la época TDB expresada en segundos dinámicos baricéntricos después de la época de J2000.

Los valores K, EB, M0 y M1 se recuperan del grupo de kernel. Estos son parte del kernel de leapseconds. Corresponden a las `` variables del grupo de kernel '' DELTET / K, DELTET / EB y DELTET / M. Los valores nominales son:

En el kit de herramientas ET significa TDB

Cuando las rutinas de Toolkit exigen tiempo de efemérides, TDB es el sistema de tiempo implícito. El software que convierte entre los diversos sistemas de tiempo descritos aquí utiliza TDB siempre que se requiera tiempo de efemérides. A este tiempo lo llamamos ET. (Puede convertir una cadena de tiempo UTC a tiempos TDT, pero debe realizar dos llamadas de subrutina en lugar de una).

El tiempo de efemérides se da en términos de segundos después de una época de referencia. La época de referencia utilizada en todo el Kit de herramientas es la época J2000 (aproximadamente al mediodía del 1 de enero de 2000). Con el software Toolkit, puede averiguar cuántos segundos es la época J2000 desde este momento.

Nombrando los segundos del tiempo de las efemérides

Aunque el tiempo de efemérides es un tiempo formal, dentro de los límites de las mediciones coincide con el tiempo atómico. Como tal, deberíamos poder relacionarlo con las expresiones del tiempo que usamos todos los días.

Sin embargo, el tiempo de efemérides se describe como un recuento de segundos de efemérides después de la época de referencia de efemérides (J2000). Para la mayoría de nosotros, la expresión

tiene poca relación con el sistema de tiempo que usamos para organizar nuestras vidas. Por esta razón, es común dar nombres a los diversos segundos de efemérides de una manera análoga a la denominación UTC de los segundos de TAI --- como fecha y hora del calendario. La cadena anterior corresponde a

Existe una distinción importante entre los nombres dados a los segundos de efemérides y los nombres utilizados por el sistema UTC. Los nombres asignados a los tiempos de efemérides nunca tienen segundos intercalares. El componente 'segundos' del nombre está restringido e incluye todos los valores de 0 a 59,999. . Por lo tanto, la cadena de tiempo anterior no representa el mismo momento en el tiempo que `` 1990 FEB 1 21:44:11 (UTC) ''. Hay dos razones. En primer lugar, el tiempo de efemérides se adelanta al tiempo atómico en 32,184 segundos. En segundo lugar, cuando ocurre un segundo intercalar, las cadenas UTC encajan un nombre adicional en la secuencia de nombres UTC válidos. Por lo tanto, parece que los nombres UTC quedan detrás de los ET en un segundo después de cada segundo intercalado. En la actualidad, las cadenas de tiempo UTC parecen estar 62,184 segundos por detrás de las cadenas de tiempo ET. Esta apariencia se debe al hecho de que las dos convenciones de nomenclatura no son iguales. Simplemente tienen muchos nombres en común.

Es tan afortunado como desafortunado que haya un gran conjunto de nombres comunes entre las fechas del calendario ET y las fechas del calendario UTC. Dado que hay relativamente pocos segundos intercalados, una hora dada por un nombre de ET siempre está cerca de la hora en el sistema UTC que tiene el mismo nombre. Por lo tanto, para planificar las observaciones, puede saber qué día tendrá lugar la observación, si es probable que necesite o no un abrigo y cómo organizar sus actividades diarias en torno a la observación. Pero para un trabajo preciso, debe prestar atención a la diferencia entre los dos sistemas de tiempos. Si al planificar la observación de una ocultación estelar por un asteroide se descuida la diferencia entre los dos sistemas de nombres, es probable que se pierda la observación.

La rutina STR2ET convertirá una fecha de calendario de efemérides en segundos después de la época de efemérides J2000.

Algunas Consecuencias de los Leapseconds

No hay forma de predecir cuándo ocurrirán los saltos de segundo en el futuro. Normalmente, puede predecir si habrá un salto de segundo en los próximos meses, pero más allá de esto, las predicciones de salto de segundo no son fiables. Como resultado, no podemos decir con certeza cuándo ocurrirá una época UTC futura en particular. Por ejemplo, suponga que tiene un temporizador que puede configurar para que emita un pitido después de que hayan pasado algunos segundos. Si este temporizador cuenta los segundos perfectamente sin perder o ganar tiempo durante décadas, no puede configurarlo hoy para que emita un pitido a la medianoche (00:00:00) del 1 de enero (UTC) dentro de diez años, la cantidad de segundos intercalados que se producirán en los próximos diez años no se conocen. Por otro lado, es posible configurar el temporizador para que emita un pitido a la medianoche del 1 de enero (TDB). El sistema TDB no tiene intercalaciones. Solo es necesario conocer un algoritmo (como STR2ET) para convertir las épocas del calendario TDB en segundos después de alguna época de referencia para determinar cómo configurar el temporizador para que emita un pitido en la época correcta.

Cualquier Kernel de Leapseconds dado eventualmente se volverá obsoleto. En algún momento después de la creación de cualquier kernel de Leapseconds, habrá nuevos saltos de segundo. Cuando ocurran futuros intercalados, el antiguo núcleo de Leapseconds ya no describirá correctamente la relación entre UTC, TDT y TDB para las épocas que siguen al nuevo intercalado. Sin embargo, para épocas anteriores al nuevo intercalario, el núcleo antiguo siempre describirá correctamente la relación entre UTC, TDT y TDB.

Calcular UTC desde TDB (DELTET)

A continuación se muestran algunas épocas impresas en formato de calendario en los sistemas de tiempo TDT y UTC.

Al menos en octubre de 1996, está claro que si tiene TDT o UTC, puede construir la representación correspondiente para la misma época en el sistema UTC o TDT simplemente restando o sumando 62,184 segundos.

Si no se preocupa por lo que sucede durante un segundo intercalado, puede expresar la idea anterior como:

Para todas las épocas, excepto durante los segundos intercalados UTC, la expresión anterior tiene sentido. DeltaTDT es simplemente una función escalonada que se incrementa en uno después de cada segundo intercalado. Por tanto, DeltaTDT puede verse como una función escalonada de UTC o TDT.

Si reorganiza esta expresión, puede obtener

Dado que TDT se puede expresar como segundos después de J2000 (TDT), la expresión anterior indica que la UTC se puede expresar como una cuenta de segundos. Esta representación se conoce con el nombre dudoso de `` segundos UTC después de J2000 ''. Si escribe la cadena de tiempo del calendario UTC correspondiente a una época y cuenta el número de segundos entre esa expresión del calendario y la expresión del calendario UTC `` Enero 1, 2000 12:00:00 '' e ignora los segundos intercalados, obtiene el valor de UTC en la expresión anterior.

En la práctica, esta expresión se desglosa de la siguiente manera:

El valor DeltaTA es una constante, su valor es nominalmente 32,184 segundos. DeltaTA es una función escalonada. Estas dos variables aparecen en el kernel de leapseconds.

Si combinamos la ecuación [6] anterior con la ecuación [1] de la sección `` La relación entre TDT y TDB '' obtenemos la siguiente expresión

Este último valor se llama DeltaET y es calculado por la rutina SPICE DELTET. Los diversos valores que se utilizan en el cálculo de DeltaET están contenidos en el núcleo de Leapseconds. De hecho, un núcleo de Leapseconds consiste precisamente en la información necesaria para calcular DeltaET. A continuación se muestra un ejemplo de kernel de Leapseconds.

Aunque NAIF lo desaconseja, puede modificar este archivo para alterar la conversión. Por ejemplo, hasta 1985, el conjunto del Programa de determinación de órbita (ODP) de JPL usaba un valor de 32.1843817 para DeltaTA, y algunas cintas CRS más antiguas se crearon usando este valor en la conversión de TAI a TDT. El valor devuelto por DELTET se puede hacer compatible con estas cintas reemplazando el valor actual (32.184, exactamente) con el valor anterior. Además, el conjunto del Programa de navegación óptica (ONP) de JPL no utiliza el término periódico (K sen E) de la diferencia TDB-TDT. Establecer el valor de K en cero elimina este término.

Problemas con la formulación de DeltaET

Como señalamos anteriormente, la expresión (TDT - UTC) es significativa siempre que se mantenga alejado de los segundos intercalados. Si escribe las representaciones de TDT y UTC para una época que ocurre durante un segundo intercalar, tendrá algo como esto:

Dadas estas dos épocas, ya no está claro qué debemos asignar al valor TDT - UTC. Por lo tanto, aunque la ecuación [7] anterior proporciona una expresión simple para calcular la `` diferencia entre UTC y TDB '', la expresión no nos dice cómo convertir TDB (o TDT) y UTC durante los intercalados. Por esta razón, el sistema SPICE no usa DeltaET al convertir entre TDB (o TDT) y UTC. En cambio, la tabla de compensaciones correspondiente a DeltaAT en el kernel intercalado se convierte en una tabla equivalente como se muestra a continuación.

donde el número de día asociado con una fecha de calendario en particular es el número entero de días que han pasado desde el 1 de enero de 0001 d.C. (en el calendario gregoriano extendido).

Dada una época a convertir entre UTC y algún otro sistema de tiempo (llame a este otro sistema 'S'), descomponemos el problema de conversión en dos partes:

    1. conversión entre UTC y TAI,

    2. conversión entre TAI y el sistema S.

Para convertir entre TAI y UTC, examinamos la tabla anterior para determinar si la época en cuestión cae o no en un día que contiene un segundo intercalado o durante un día que tiene una duración de 86400 segundos. Una vez que se ha determinado la duración del día asociado con la época, la conversión de UTC a TAI (o de TAI a UTC) es sencilla. (See the routine TTRANS for details.) Having settled the problem of converting between TAI and UTC, the conversion between TAI and system S is carried out using the analytic expressions (equations [1], [2] and [3]) given above.

Spacecraft Clock (SCLK)

Most spacecraft have an onboard clock. This clock controls the times at which various actions are performed by the spacecraft and its science instruments. Observations are usually tagged with the spacecraft clock time when the observations are taken.

Each spacecraft clock can be constructed differently. For Galileo the SPICE spacecraft clock times looks like

When asking for the matrix which describes the pointing for some structure or instrument used to perform an observation, you will usually request this information by supplying the spacecraft clock string that was used to tag the observation. This string must usually be related to UTC or ET. Consequently it is necessary to load a file of ``spacecraft clock coefficients'' that enables SPICE software to transform the spacecraft clock string into one of the other time systems. This file of spacecraft clock coefficients is loaded with the routine FURNSH.

A more detailed discussion of Spacecraft Clock is contained in the Required Reading file sclk.req that is included with the SPICE Toolkit.

Julian Date

The Julian date system is a numerical time system that allows you to easily compute the number of days between two epochs. NAIF recognizes two types of Julian dates. Julian Ephemeris Date (JED) and Julian Date UTC (JDUTC). As with calendar dates used for ephemeris time and calendar dates UTC, the distinction between the two systems is important. The names of the two systems overlap, but they correspond to different moments of time.

Julian Ephemeris Date is computed directly from ET via the formula

where J2000 is a constant function that returns the Julian Ephemeris Date of the reference epoch for ET, and SPD is a constant function that gives the number or seconds per day.

Julian Date UTC has an integer value whenever the corresponding UTC time is noon.

We recommend against using the JDUTC system as it provides no mechanism for talking about events that might occur during a leapsecond. All of the other time systems discussed can be used to refer to events occurring during a leap second.

The abbreviation JD

Julian date is often abbreviated as ``JD.'' Unfortunately, the meaning of this string depends upon context. For example, the SPICE routine UTC2ET treats the string ``2451821.1928 JD'' as Julian Date UTC. On the other hand, the SPICE routine TPARSE treats the same string as Julian Date TDB. Consequently, for high accuracy work, you must be sure of the context when using strings labeled in this way. Unless context is clear, it's usually safer to label Julian Date strings with one of the unambiguous labels: JDUTC, JDTDB, or JDTDT.


Data Provider Groups

Data can be requested in a variety of coordinate systems, where the origin of the coordinate system is the object's central body. The available coordinate systems depend on the object's central body. Nominally, the systems Fixed, Inertial, J2000, TrueOfDate, and MeanOfDate are supported, although some central bodies (notably the Earth and Sun) have more.

The following lists the systems available for Earth.

NombreDescripción
ICRFInternational Celestial Reference Frame. The ICRF axes are defined as the inertial (i.e., kinematically non-rotating) axes associated with a general relativity frame centered at the solar system barycenter (often called the BCRF).
MeanOfDateThe mean equator mean equinox coordinate system evaluated at the requested time.
MeanOfEpochThe mean equator mean equinox coordinate system evaluated at the epoch of the object.
TrueOfDateThe true equator true equinox coordinate system evaluated at the requested time.
TrueOfEpochThe true equator true equinox coordinate system evaluated at the epoch of the object.
B1950The mean equator mean equinox coordinate system evaluated at the beginning of the Besselian year 1950 (31 December 1949 22:09:46.866 = JD 2433282.4234591).
TEMEOfEpochThe true equator mean equinox coordinate system evaluated at the epoch of the object.
TEMEOfDateThe true equator mean equinox coordinate system evaluated at the requested time.
AlignmentAtEpochThe non-rotating coordinate system coincident with the Fixed system evaluated at the object's coordinate reference epoch.
J2000The mean equator mean equinox coordinate system evaluated at the J2000.0 epoch (2000 January 1.5 TDB = JD 2451545.0 TDB).


What direction does 0° in the J2000 epoch point towards on January 1, 2000? - Astronomía

The following conventions apply to facilitate the coordination of science planning, expedite the exchange of data between different instrument teams, and enhance the overall science activities.

The SOHO On Board Time (OBT) will use the CCSDS format, level 1 (TAI reference, 1958 January 1 epoch), as discussed in section 3.3.9 of the SOHO Experiment Interface Document Part A (Issue 1). The SOHO OBT is an unsegmented time code with a basic time equal to 1 second and a value representing the number of seconds from 1 January 1958 based on International Atomic Time. The OBT Pulse is adjusted to maintain the OBT within 20ms of the ground TAI.

The SOHO OBT is used to time tag the data packets sent to the EOF and to the Data Distribution Facility (DDF). The time tags for the spacecraft and instrument housekeeping packets are generated by the spacecraft on-board data handling system. The time tags for the instrument science data packets are inserted by the instruments generating the science data. The time tags will be provided in 6 bytes the first 4 bytes are TAI seconds (2 to 2 seconds) and the last 2 bytes are fractions of a second with the resolution of the On Board Time Pulse (2 seconds).

The SOHO Daily Pulse is generated every 86,400 seconds, and is synchronized to the TAI with an accuracy better than 100ms. The Daily Pulse will correspond to the beginning of a TAI ``day'', that is the Daily Pulse will occur at the zeros of TAI modulo 86,400. As of 1 January 1993, the difference between TAI midnight and 00:00 UTC was 27 seconds. Since July 1 1993 UTC-TAI = --28sec (TBC).

The helioseismology experiments plan to center one minute observations on the TAI minute, that is where TAI modulo 60 is zero.

Coordinated Universal Time (UTC) will be used as the operational time reference in the Experiment Operations Facility. The ``SOHO operations day'' is defined to begin at 00:00 UTC and the computer systems in the SMOCC and EOF will be synchronized to run on UTC.

The solar rotation axis will be calculated using the Carrington ephemeris elements. These elements define the inclination of the solar equator to the ecliptic as 7.25 degrees, and the longitude of the ascending node of the solar equator on the ecliptic as , where T is the time in years from J2000.0.

The solar rotation axis used for alignment of the SOHO spacecraft will be determined from the Carrington ephemeris elements. The Experiment Interface Document Part A (Issue 1, Rev 3) lists the longitude of the ascending node of the solar equator as 75.62 and the position of the pole of the solar equator in celestial coordinates as 286.11 right ascension and 63.85 declination. This definition is consistent with a solar rotation axis determined from the Carrington elements for a date of 1 January 1990. As mentioned in the EID Part A, this information must be updated for the actual launch date.

Heliographic longitudes on the surface of the Sun are measured from the ascending node of the solar equator on the ecliptic on 1 January 1854, Greenwich mean noon, and are reckoned from 0 to 360 in the direction of rotation. Carrington rotations are reckoned from 9 November 1853, 00:00 UT with a mean sidereal period of 25.38 days, and are designated as CR etc..

The spacecraft optical axes are defined with respect to the optical alignment cube of the Fine Pointing Sun Sensor, with the optical X axis (X ) nominally perpendicular to the spacecraft launcher separation plane and pointing from the separation ring through the spacecraft. The spacecraft optical Y axis (Y ) is along the direction of the solar panel extension with positive Y pointing from the interior of the spacecraft towards the UVCS instrument.

The orientation of the SOHO spacecraft is planned to have the spacecraft optical X axis (X ) pointing towards the photometric center of the Sun, and the spacecraft optical Z axis (Z ) oriented towards the north ecliptic hemisphere such that the (X ,Z ) plane contains the Sun axis of rotation. As such the Y axis will be parallel to the solar equatorial plane pointing towards the east (opposite to the solar rotation direction). ESA will be responsible for achieving this orientation with the misalignment margins defined in the EID-A.

A standard coordinate system is required for joint observations between instruments on the ground (for test purposes) and in space. This system, designated (X ,Y ), will be defined as follows: On the ground, the Y axis is parallel to the spacecraft Z axis and the X axis is anti-parallel to the spacecraft Y axis. In space, the (Y ,Z ) system is however no longer accessible. We will therefore define a virtual system (Y ,Z ), which is nominally coincident with (Y ,Z ) and where Y is perfectly aligned with the solar equator and its origin is at the Sun centre, and define (X ,Y ) in space as above using the virtual system (Y ,Z ).

The inter-instrument flag system (X ,Y ) thus has its origin at the Sun centre, its Y axis is in the plane containing the solar rotation axis pointing north, and its X axis positive towards the west limb. Each instrument participating in the flag exchange is reponsible for determining its orientation with respect to the (X ,Y ) system and report the coordinates of their observations in (X ,Y ) coordinates in units of 2 arcsec. Off-limb observations need special treatment if X , Y & gt1022''.

The Orbit data will describe the position and motion of the spacecraft, and it will be available in several coordinate systems including: geocentric inertial (GCI) coordinates for the J2000 system geocentric solar ecliptic (GSE) geocentric solar magnetospheric (GSM) coordinates and Heliocentric Ecliptic coordinate system.

The GSE coordinate system is defined as follows: The origin is Earth centered, with the X axis pointing from the center of the Earth to the center of the Sun the Y axis lies in the ecliptic plane and points in the opposite direction of the Earth's orbital motion the Z axis completes a right-handed orthogonal coordinate system and is parallel to the ecliptic pole. The Sun position is the true ``instantaneous'' position rather than the ``apparent'' (light-time delayed or aberrated) position. The ecliptic is the true ecliptic of date.

The Heliocentric Ecliptic coordinate system is defined as follows: the origin is Sun centered, with the Z axis parallel to the ecliptic pole with positive north of the ecliptic plane the X-Y plane lies in the ecliptic plane and the X axis points towards the first point of Aries the Y axis completes a right-handed orthogonal coordinate system.

The GCI coordinate system is defined as follows: Earth centered, where the X axis points from the Earth towards the first point of Aries (the position of the Sun at the vernal equinox). This direction is the intersection of the Earth's equatorial plane and the ecliptic plane --- thus the X axis lies in both planes. The Z axis is parallel to the rotation axis of the Earth and the Y axis completes a right-handed orthogonal coordinate system. As mentioned above, the X axis is the direction of the mean vernal equinox of J2000. The Z axis is also defined as being normal to the mean Earth equator of J2000.

The GSM coordinate system is defined as follows: again this system is Earth centered and has its X axis pointing from the Earth towards the Sun. The positive Z axis is perpendicular to the X axis and paralle to the projection of the negative dipole moment on a plane perpendicular to the X axis (the northern magnetic pole is in the same hemisphere as the tail of the magnetic moment vector). Again this is a right-handed orthogonal coordinate system.


Epoch & Unix Timestamp Conversion Tools

The unix time stamp is a way to track time as a running total of seconds. This count starts at the Unix Epoch on January 1st, 1970 at UTC. Therefore, the unix time stamp is merely the number of seconds between a particular date and the Unix Epoch. It should also be pointed out (thanks to the comments from visitors to this site) that this point in time technically does not change no matter where you are located on the globe. This is very useful to computer systems for tracking and sorting dated information in dynamic and distributed applications both online and client side.

Human Readable Time Seconds
1 Hour 3600 Seconds
1 Day 86400 Seconds
1 Week 604800 Seconds
1 Month (30.44 days) 2629743 Seconds
1 Year (365.24 days) 31556926 Seconds


Ver el vídeo: Sistemas de Coordenadas 33 (Octubre 2022).