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es:documentation:computation_method_and_precision

Métodos de cómputo y precisión

Aquí encontrarás información sobre los métodos de cómputo empleados por Cartes du Ciel - Skychart y la precisión que cabe esperar de sus resultados.

Ten presente que esta descripción es válida para la configuración estándar del programa, usando los catélogos predefinidos. Tienes muchas alternativas para modificar estos resultados, particularmente en la página de configuraciones de Carta,Coordenadas. ¡Modifícala solamente si sabes lo que haces!

Posiciones estelares (ecuatoriales)

La precisión depende básicamente del catálogo estelar usado, tanto para la precisión de las posiciones como de los movimientos propios. El catálogo predefinido es la Extended Hipparcos Compilation (XHIP, V/137). La ventaja de este catálogo radica en la disponibilidad del movimiento propio espacial completo para casi todas las estrellas.

Tras obtener los datos del catálogo el programa calcula la posición corregida por movimiento propio para la fecha y hora de la carta usando los valores pmRA y pmDEC, y el movimiento espacial completo si la paralaje y la velocidad radial están disponibles (u_projection.pas, ProperMotion). Ésto da posiciones ecuatoriales J2000.

Luego se computa la precesión para la fecha y hora de la carta usando el método expuesto por J. Vondrak, N. Capitaine, P. Wallace en “New precession expressions, valid for long time intervals A&A 2011” (u_projection.pas, PrecessionV). Ésto da posiciones ecuatoriales medias para la fecha.

Para encontrar la posición aparente computamos la nutación usando el valor de las efemérides del JPL, luego la aberración y la deflexión por el Sol (u_projection.pas, apparent_equatorialV). con esto tenemos la posición ecuatorial aparente.

Para la época actual la precisión esperada es de menos de 0,1 segundos de arco.

La precisión del cálculo del movimiento propio para un período de tiempo largo depende en parte de la disponibilidad de la paralaje y la velocidad radial, pero también del error estándar de estos valores. Es de esperar un error de aproximadamente 1 segundo de arco por milenio.

El cálculo de la precesión es válido para un período de +/- 200000 años. La precisión es mejor que un milisegundo de arco para la época actual, alcanza unos pocos arcosegundos para tiempos históricos, y unos pocos décimos de segundo hacia fines del período de validez.

Posiciones de nebulosas (ecuatoriales)

La principal dificultad con los objetos nebulosos es la de definir con precisión el centro del objeto. Debido a ésto la posición difiere al calcularla usando diferentes catálogos. Por otro lado, muchos catálogos históricos todavía en uso dan posiciones con una precisión de apenas un minuto de arco.

Tras obtener los datos del catálodo el programa calcula la precesión y la posición aparente tal como se describió para las estrellas.

Posiciones planetarias (ecuatoriales)

La posición de los planetas se computa usando las efemérides del JPL o, si no existe el archivo correspondiente a la fecha de la carta, usando la biblioteca plan404 de Steve Moshier, que permite el cálculo de -3000 a +3000 con precisión mejor que un segundo de arco.

De manera predefinida se suministra con el programa un extracto de DE405 válido entre 2000 y 2050. De manera que si deseas tener posiciones planetarias de precisión en un período extendido, lo primero que debes hacer el instalar un archivo DExxx completo. Recomendamos el DE431 si puedes permitirte una descarga de 2,5GB. Con este archivo puedes computar posiciones planetarias y nutación entre -13000 y +17000.

La función de cálculo da la posición J2000 del planeta, corregida para la velocidad de la luz, de manera que el programa usa la misma función para computar la precesión de la fecha de la carta. Ésto da la posición geocéntrica media de la fecha.

Luego corregimos esta posición según la paralaje de la ubicación del observador en la Tierra (u_projection.pas, Paralaxe). Así obtenemos la posición topocéntrica media de la fecha.

Finalmente calculamos la posición aparente aplicando la nutación y la aberración anual (excepto para la Luna). Ésto da la posición topocéntrica aparente.

Para la época actual la precisión esperada es mejor que 0,1 segundo de arco. Para una fecha lejana del pasado o del futuro la principal fuente de error es la incerteza de la diferencia entre el tiempo universal y el tiempo terrestre deltaT. Puedes ver (y cambiar) el valor de deltaT en la ventana de ajustes de fecha y hora.

La precisión del cálculo mismo depende de las efemérides individuales, pero siempre es mucho mejor que la esperada por cualquier observador en la superficie de la Tierra. Revisa la documentación del JPL.

El error de la precesión es el mismo que el discutido para las estrellas.

Posiciones de cometas y asteroides (ecuatoriales)

El cálculo de cometas y asteroides se basa en elementos orbitales en formato MPCORB. Necesitas descargar primero los elementos requeridos.

Los elementos se cargan en una base de datos que permite mantener conjuntos válidos a diferentes épocas. El programa siempre usa el conjunto cuya época sea más cercana a la de la carta.

Para asteroides también se computa un valor mensual de la magnitud, que se usa para filtrar objetos que sean demasiado tenues para ser visibles. Ésto ayuda a acelerar el resto de los cálculos.

Cuando cambia el día de la carta, el programa calcula la posición de cada objeto. Ésta luego se usa para saber si es necesario calcular una posición más precisa para el campo visual actual. Los objetos cercanos a la Tierra (NEOs) se excluyen de este proceso porque su posición cambia demasiado rápidamente. El procedimiento descripto es necesario para evitar calcular demasiadas posiciones cada vez que se refesca la carta.

Tras seleccionar los elementos para un objeto, el programa calcula sus coordenadas rectangulares heliocéntricas y a continuación su posición geocéntrica J2000 corregida para la velocidad de la luz.

La precesión, paralaje y posición aparente se calculan luego como en el caso de los planetas.

Cuando se usan elementos orbitales actualizados se puede esperar una precisión de aproximadamente 0,1 segundo de arco. Puedes calcular posiciones confiables de asteroides y cometas sólo por unos pocos meses alrededor de la fecha de los elementos. De manera que no tiene sentido hacerlo para una fecha del pasado o el futuro lejanos.

Posiciones alt-acimutales

El programa convierte las posiciones aparentes ecuatoriales en acimut y elevación para la ubicación del observador.

En primer lugar se obtienen el acimut y la elevación geométricos mediante una rotación del sistema de coordenadas usando las coordenadas ecuatoriales, la hora sideral y la latitud del observador. Si se dan las coordenadas correctas del actual polo terrestre en ajustes del observatorio, la posición se corrige además con este pequeño desvío.

Luego se correige la posición para la aberración diurna y la refracción.

La refracción se calcula usando dos métodos distintos, uno para mostrar en el mapa, y otro que da un valor más exacto para mostrar en la ventana de información detallada.

El primer método satisface el requisito de ser completamente invertible sin mucho cálculo. Actualmente se basa en la fórmula de Bennett.

El segundo método se basa en la biblioteca SLALIB (REFCO,REFZ,REFRO) y toma en cuenta más parámetros atmosféricos. Para sacar provecho de la mejor precisión de este método es necesario indicar cuidadosamente la presión atmosférica, la temperatura, la humedad relativa y si es posible la tasa troposférica (de una medición cercana o de un modelo meteorológico). La longitud de onda usada para el cálculo es de 550 nm.

Si todos los parámetros del observatorio se dan con la máxima precisión, la precisión del acimut y de la elevación geométrica debería ser mejor que 0,5 segundos de arco. La precisión de la elevación refractada dependerá de la diferencia entre el modelo y la verdadera atmósfera.

De todos modos, recuerda que 0,1 segundos representan 3 metros en la superficie terrestre, y que un estrella en el ecuador se mueve esta distancia en 0,007 segundos. Necesitas establecer la ubicación del observatorio y medir el tiempo con esta precisión para que todo este cálculo dé un resultado sensato.

es/documentation/computation_method_and_precision.txt · Última modificación: 2015/11/06 20:44 (editor externo)