Astronomie

Darstellung / Druck von Rektaszensions- und Deklinationswerten

Darstellung / Druck von Rektaszensions- und Deklinationswerten

Gibt es Standards oder etablierte Praktiken zum Schreiben / Darstellen von Rektaszensions- (RA) und Deklinationswerten (DEC) im sexagesimalen Format? Ich habe alles folgende gesehen. Z.B. für RA:

  • 02 03 04(angenommen, 2 Stunden, 3 Stundenminuten und 4 Stundensekunden zu bedeuten)
  • 2 3 4(das gleiche wie oben)
  • 2h 3m 4s(das gleiche wie oben)
  • 2d 3' 6"(angenommen 2 Grad, 3 Grad Minuten und 4 Grad Sekunden)
  • 2d 3m 6s(das gleiche wie oben)
  • 15.33(angenommen 15,33 Grad)
  • 9,5 H(angenommen 9 Stunden, 30 Stundenminuten und null Stundensekunden)
  • 8d 3.5(angenommen 8 Grad, 3 Grad Minuten und 30 Grad Sekunden)

Ebenso für DEC (obwohl für DEC, wenn die erste Komponente kein Suffix hat, standardmäßig in Grad und nicht in Stunden angenommen wird). Veröffentlicht irgendein astronomischer Verband Richtlinien für den Ausdruck / die Präsentation solcher Werte oder wie Software die Eingabe solcher Werte durch den Benutzer akzeptieren sollte?


Abgesehen von den Abkürzungen RA und Dec und den Symbolen $alpha$ und $delta$ gibt es keine Standards für die Darstellung von Rektaszension und Deklination.

Die Verwendung von Dezimalgrad, dms, °'", Stunden und Dezimalzahlen, hms usw. hängt vom Stil und der Absicht des [Autors] ab. Zum Beispiel ist die Bestimmung von Laufzeiten aus der lokalen Sternzeit und Rektaszension einfacher, wenn RA in Stunden ausgedrückt wird , während Berechnungen des Winkelabstands in Software einfacher zu berechnen sind, wenn Dezimalgrad verwendet wird.


'nh' gibt für eine bestimmte Rektaszension und Deklination einen Wert für die Wasserstoffsäulendichte N . zurückH. Dieser Wert wird aus der 2D-HI4PI-Karte abgeleitet, einer Full-Sky-HI-Vermessung der HI4PI-Kollaboration 2016, Astronomie und Astrophysik, 594, A116. Die HI4PI-Umfrage basiert auf Daten aus der kürzlich abgeschlossenen ersten Erfassung des Effelsberg-Bonn HI Survey (EBHIS) und aus der dritten Revision des Galactic All-Sky Survey (GASS). Die Pixelgröße der HI4PI-Karte beträgt 0,0833 Grad x 0,0833 Grad und es gibt ungefähr 15 Pixel um die galaktische Mittelposition, die mit negativen Werten eingestellt ist. Siehe auch die HI4PI-Site für weitere Details.

Frühere 'nh'-Versionen verwendeten verschiedene Karten, um N . abzuleitenH Werte. Sie sind die (a) HI-Karte von Kalberla et al. 2005, Astronomie und Astrophysik, 440, 775, bekannt als Leiden/Argentine/Bonn (LAB) Survey und (b) die HI-Karte von Dickey & Lockman (DL), 1990, Ann. Pfr. Ast. Astr. 28, 215. Sie werden immer noch mit der Software für die Rückkompatibilität veröffentlicht, jedoch übertrifft die HI4PI-Karte die LAB- und DL-Karten.

Die LAB-Karte wurde durch Zusammenführen von zwei Vermessungen mit HI-Radialgeschwindigkeiten von -400 km/s bis +400 km/s und dem Leiden/Dwingeloo Survey (Hartmann & Burton 1997) und dem Instituto Argentino de Radioastronomía Survey (Arnal et al. 2000 und Bajaja et al. 2005). Die resultierende geschwindigkeitsintegrierte Kombination hatte eine Auflösung von ungefähr 0,5° und wurde auf 0.675° & mal 0.675° Bins in L und B neu abgetastet. Die DL-Karte wurde durch Zusammenführen mehrerer Vermessungen (siehe Dickey & Lockman 1990) erhalten und zu 1° & mal 1° gemittelt Bins in L und B. Diese Karten wurden von K. Kuntz bzw. S. Snowden bereitgestellt und aus Gründen der Abwärtskompatibilität noch mit der Software veröffentlicht.

Weitere Informationen zu den verschiedenen Karten finden Sie im HI-Kartenvergleich.

DannH Werte sind in Einheiten von Wasserstoffatomen × cm –2 angegeben. Die Software berechnet ein durchschnittliches NH unter Verwendung von Werten innerhalb von N° von der Anforderungsposition (N ist der Kegelradius-Parameter). Zwei NH Für die angeforderte Karte werden Durchschnittswerte ausgegeben (siehe Kartenparameter): ein einfacher Durchschnitt und ein mit dem Kehrwert der Entfernung von der angeforderten Position gewichteter Durchschnitt. Wenn innerhalb von N°. des Parameters Kegelradius keine Pixel gefunden werden, wird der nähere Wert gemeldet.

ANMERKUNGEN:
1) Frühere Versionen dieses Programms verwendeten die LAB- und/oder DL-Karten zur Berechnung von NH.
2) Das maximale NH Wert aus der DL-Karte ist 2,58 × 10 22 cm –2 bei RA (2000) = 15 h 59 m 29,383 s Dez (2000) = – 53 d 04 m 40,04 s entsprechend (l, b) = (329,0, 0,0). In Dickey & Lockman (1990) wird dies stattdessen als (l, b) = (339.0, 0.0) gedruckt, was als Tippfehler angenommen wird.


Positionsastronomie: Präzession

Bisher hat diese Seitenreihe berücksichtigt
wie wir jedem Punkt am Himmel Koordinaten zuweisen,
und die verschiedenen physikalischen Effekte, die seine scheinbare Position verändern können.
Aber es gibt ein tiefgreifenderes Problem mit der Art und Weise, wie wir Koordinaten bestimmen,
relativ zum Himmelsäquator und zur Ekliptik,
da diese nicht dauerhaft fixiert sind

D ie Erdachse ist zu ihrer Bahnebene geneigt.
Die Anziehungskraft von Sonne und Mond auf die äquatoriale Ausbuchtung der Erde
neigen dazu, sie in Richtung der Ekliptik zurückzuziehen.
Da sich die Erde dreht, ist ihre Achse Prozesse.
Der Himmelsnordpol zeichnet a Präzessionskreis
um den Pol der Ekliptik,
und das bedeutet, dass die Tagundnachtgleiche präzess rückwärts um die Ekliptik,
mit einer Rate von 50,35 Bogensekunden pro Jahr
(ca. 26.000 Jahre für einen vollständigen Zyklus).

Vor rund 2000 Jahren,
die Sonne stand zur Frühlings-Tagundnachtgleiche im Sternbild Widder,
im Krebs zur Sommersonnenwende,
in Waage zur Herbst-Tagundnachtgleiche,
und im Steinbock zur Wintersonnenwende.
Präzession bedeutet, dass sich all dies verändert hat,
aber wir verwenden immer noch die alten namen
(z.B. der erste Punkt des Widders für die Frühlings-Tagundnachtgleiche),
und die Symbole für die Frühlings- und Herbst-Tagundnachtgleiche
sind die astrologischen Symbole für Widder und Waage.

Die Präzession wird durch Sonne und Mond verursacht.
Der Mond kreist jedoch nicht genau in der Ekliptikebene,
aber mit einer Neigung von etwa 5° dazu.
Die Umlaufbahn des Mondes präzediert schnell,
wobei die Knoten 18,6 Jahre brauchen, um eine Schaltung abzuschließen.
Der Mondbeitrag zu Mond-Solar-Präzession
fügt ein Wobble mit kurzer Periode und kleiner Amplitude hinzu
zur Präzessionsbewegung des nördlichen Himmelspols,
dieses wackeln heißt Nutation.

Nutation ignorieren,
Mond-Solar-Präzession fügt einfach 50,35 Bogensekunden pro Jahr hinzu
zum ekliptikale Länge von jedem Stern,
Die ekliptische Breite bleibt unverändert.

Diese Definition geht davon aus, dass die Ekliptik selbst unveränderlich ist.
Tatsächlich stört die Anziehungskraft der anderen Planeten die Umlaufbahn der Erde
und so ändert es allmählich die Ebene der Ekliptik.
Wenn der Äquator fest gehalten wurde,
die Bewegung der Ekliptik würde die Tagundnachtgleichen entlang des Äquators nach vorne verschieben
um etwa 0,13 Bogensekunden pro Jahr.
Das ist planetarische Präzession,
was die verringert Rektaszension jedes Sterns um 0,13 Bogensekunden pro Jahr,
die Deklination unverändert lassen.

Die Kombination von luni-solaren und planetarischen Präzessionen ergibt allgemeine Präzession.
(Mondnutation und planetarische Präzession führen auch zu leichten Veränderungen in der Schiefe der Ekliptik)

Wegen der Präzession,
unser Rahmen von Aufstieg und Deklination ändert sich ständig.
Folglich ist es notwendig, die Äquator und Tagundnachtgleiche
des Koordinatensystems, auf das sich eine beliebige Position bezieht.
Bestimmte Termine (z.B. 1950,0, 2000,0) gelten als Standardepochen,
und verwendet für Sternkataloge etc.

Ein Teleskop auf ein Objekt richten
an einem anderen Datum als seiner Katalogepoche,
es ist notwendig, für die Präzession zu korrigieren.

Erinnern Sie sich an die Formeln für äquatoriale und ekliptische Koordinaten:
sin(δ) = sin(β) cos(ε) + cos(β) sin(ε) sin(λ)
sin(β) = sin(δ) cos(ε) - cos(δ) sin(ε) sin(α)
cos(λ) cos(β) = cos(α) cos(δ)

Luni-solare Präzession beeinflusst den ekliptikalen Längengrad λ.
Die resultierenden Korrekturen von Rektaszension und Deklination
kann durch sphärische Trigonometrie berechnet werden.
Aber hier verwenden wir eine andere Technik.

Betrachten Sie zuerst die Mond-Solar-Präzession,
daran erinnernd, dass dadurch λ mit einer bekannten, stetigen Rate dλ/dt ansteigt,
während β und ε konstant bleiben.

Um herauszufinden, wie sich die Deklination δ mit der Zeit t ändert,
nimm die erste Gleichung und unterscheiden es:
cos(δ) dδ/dt = cos(β) sin(ε) cos(λ) dλ/dt
Um β und λ aus dieser Gleichung zu eliminieren,
Verwenden Sie die dritte Gleichung:
cos(δ) dδ/dt = cos(α) sin(ε) cos(δ) dλ/dt
d.h. dδ/dt = cos(α) sin(ε) dλ/dt

Um herauszufinden, wie sich die Rektaszension α mit der Zeit ändert,
Nimm die zweite Gleichung und differenziere sie:
0 = cos(ε) cos(δ) dδ/dt + sin(ε) sin(δ) dδ/dt sin(α) - sin(ε) cos(δ) cos(α) dα/dt
d.h. sin(ε) cos(δ) cos(α) dα/dt = dδ/dt [ cos(ε) cos(δ) + sin(ε) sin(δ) sin(α) ]
= cos(α) sin(ε) dλ/dt [cos(ε) cos(δ) + sin(ε) sin(δ) sin(α) ]
Das Auslöschen von sin(ε) und cos(α) von beiden Seiten ergibt:
cos(δ) dα/dt = dλ/dt [ cos(ε) cos(δ) + sin(ε) sin(δ) sin(α) ]
Dividieren durch cos( gives) ergibt:
dα/dt = [ cos(ε) + sin(ε) sin(α) tan(δ) ] dλ/dt

Wenn also Δλ die Änderung von λ in einem gegebenen Zeitintervall Δt ist,
die entsprechenden Änderungen in α und δ sind
Δα = Δλ [ cos(ε) + sin(ε) sin(α) tan(δ) ]
Δδ = Δλ cos(α) sin(ε)

Dies ist der Effekt der Mond-Solar-Präzession.
Wir müssen auch die planetarische Präzession hinzufügen,
was die RA um einen Betrag verringert ein, im gleichen Zeitintervall.

Die Kombination ist allgemeine Präzession:
Δα = δλ [ cos(ε) + sin(ε) sin(α) tan(δ) ] - ein
Δδ = Δλ cos(α) sin(ε)

Um dies in der Praxis leichter kalkulieren zu können,
wir führen zwei neue Variablen ein, m und n:
m = Δλ cos(ε) - ein
n = Δλ sin(ε)

Diese Größen m und n sind nahezu konstant
sie werden jedes Jahr in der Astronomischer Almanach.
Die Werte für 2000 sind ungefähr:
m = 3,075 Sekunden Zeit pro Jahr
n = 1,336 Sekunden Zeit pro Jahr
= 20,043 Bogensekunden pro Jahr

Wir können jetzt schreiben:
Δα = m + n sin(α) tan(δ)
Δδ = n cos(α)

was bedeutet, dass,
Wenn Sie die äquatorialen Koordinaten eines Objekts zu einem bestimmten Datum kennen,
Sie können berechnen, was sie zu einem anderen Zeitpunkt sein sollen,
solange das Intervall nicht zu groß ist (20 Jahre oder so).
Wenn das Objekt ein Stern ist, dessen Eigenbewegung bekannt ist,
dann sollte das auch korrigiert werden.

Alternativ kann die Astronomischer Almanach Listen Besselsche Tageszahlen während des ganzen Jahres.
Nehmen Sie die äquatorialen Koordinaten eines Sterns aus einem Katalog,
und berechne daraus verschiedene Konstanten,
wie in der Anleitung beschrieben Astronomischer Almanach.
Kombinieren Sie diese mit den Tageszahlen für ein bestimmtes Datum,
um die scheinbare Position des Sterns zu ermitteln,
Präzession, Nutation und Aberration korrigiert.


HDBprec

Die Anwendung HDBprec führt eine Präzession von äquatorialen Koordinaten durch. Es überprüft 4 Befehlszeilenargumente: Quell-Tagundnachtgleiche-Jahr, Ziel-Tagundnachtgleiche, Rektaszension und Deklination ruft die slaPreces SLA-Routine auf, um die Koordinaten zu verarbeiten und schreibt die Ergebnisse in Grad in die Standardausgabe. Die Überprüfung der Werte für Rektaszension und Deklination erfolgt über Aufrufe der RA_str2deg bzw. dec_str2deg AUTIL-Funktionen.

  • eq0 Tagundnachtgleiche Jahr der Koordinaten (von).
  • eq1 Tagundnachtgleiche Jahr der Koordinaten (bis).
  • ra Rektaszension in Grad.
  • dec Deklination in Grad.

HDBprec 1950 2000 18,94 -73,70

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Rektaszension und Deklination in astronomischen Funktionen

Bei der Beantwortung dieser Frage war ich gezwungen, mich mit den verschiedenen astronomischen Koordinatensystemen von Mathematica auseinanderzusetzen.

In der Astronomie werden die Positionen von Himmelsobjekten (Sterne, Planeten, Nebel usw.) üblicherweise als eine Familie von angegeben Himmelsäquatorkoordinaten, das sind Koordinatensysteme, die entweder auf der Erde (geozentrisch) oder im Schwerpunkt des Sonnensystems (baryzentrisch) zentriert und relativ zu den sehr weit entfernten Sternen fixiert sind (vgl. Wikipedia). Sie können ungenau so definiert werden, dass sie den Äquator und den Nullmeridian (mittags zur Frühlings-Tagundnachtgleiche) in den Himmel projizieren und als Koordinatenachsen verwenden. Rektaszension (RA) ist die Koordinate, die den Winkel links vom Meridian misst und Deklination (Dec) misst den Winkel vom Äquator nach oben Es ist jedoch eine etwas knifflige Definition, da die Rotationsachse der Erde präzediert und nutatiert und wackelt und sich in Bezug auf die Hintergrundsterne bewegt (Präzession ist der dominierende Effekt und der langsamste der andere Effekte sind viel kleiner, haben aber auch eine viel höhere Frequenz), so dass sich auf diese Weise definierte Koordinaten langsam ändern.

In dieser späten Zeit hat die Internationale Astronomische Union ein festes Koordinatensystem namens International Celestial Reference System (ICRS oder ICRF für den Referenzrahmen) definiert, das in Bezug auf die Hintergrundsterne so fest wie möglich ist und im Schwerpunkt des Schwerpunkts von . zentriert ist das Sonnensystem und sein Cousin, das GCRS ("geozentrische ICRS"), das mit der Erde kozentriert ist. Obwohl, wie in allen Dingen in der Astronomie, noch ältere Systeme verwendet werden, werden RA und Dec für astronomische Objekte heute allgemein als ICRS-Koordinaten angegeben und ändern sich nicht mit der Bewegung der Erde. Beobachter auf der Erde möchten jedoch immer noch wissen, wohin sie ihre Teleskope richten sollen, daher gibt es in einem ziemlich komplizierten Satz von Transformationen, die für die Umrechnung von ICRS RA und Dec in einen Längen- und Breitengrad auf der Erde definiert wurden (Koordinaten, die auf den Himmel projiziert, aber präzedieren und nutieren und wackeln usw.). Für Mutige finden Sie hier die technischen Definitionen aller IAU-Konventionen.

Rektaszension und Deklination in Mathematica

Die richtige Aszension und Deklination für ein astronomisches Objekt können wir mit den Funktionen PlanetData , PlanetaryMoonData und StarData usw. finden. Sonne und Mond haben die zusätzlichen Positionsfunktionen SunPosition und MoonPosition, mit denen Positionen im Sinne von "Äquatorial" angegeben werden können. koordiniert, dass die Dokumentationsansprüche die Rektaszension und Deklination sind.

Meine Frage ist: Welche Art von RA und Dec werden in all diesen Funktionen verwendet, der ICRS-Standard oder Koordinaten, die mit der Erdachse präzedieren, oder etwas dazwischen (GCRS vielleicht)? Die Dokumentation ist leider (und bizarrerweise, da die Leute, die diese Funktionen machen, entscheiden mussten, welche Konvention verwendet wird) stumm.


Himmelslänge

Himmelslänge (Symbol X, Länge der Ekliptik) Winkelabstand entlang der Ekliptik vom ERSTEN PUNKT DES WIDDERS und einer Koordinate des ekliptikalen Koordinatensystems. Bezeichnet mit dem griechischen Buchstaben X, Himmelslänge wird von 0 bis 360 gemessen, östlich des ersten Punktes des Widders. Siehe auch HIMMLISCHE BREITEN .

Himmelslänge Winkelabstand östlich der Frühlings-Tagundnachtgleiche, entlang der Ekliptik der Bogen der Ekliptik oder der Winkel am Ekliptikpol zwischen dem Breitenkreis der Frühlings-Tagundnachtgleiche und dem Breitenkreis eines Punktes auf der Himmelskugel, .

Himmelslänge, gemessen um die Himmelsgleichung, wird als Rektaszension bezeichnet (siehe Abbildung 2). Die Deklination wird in Grad, Bogenminuten und Bogensekunden gemessen.

Projektion des Erdäquators als Linie über den Himmel (so dass für einen Beobachter, der sich tatsächlich auf dem Äquator befindet, eine solche Linie durch den Zenit verlaufen würde). Die Richtungsrichtung eines Sterns wird durch seine Rektaszension um den Himmelsäquator angegeben. [A84]

Kugelkoordinaten, bekannt als ekliptische Länge und Breite oder

und Breite, werden verwendet, um Positionen von Körpern auf der Himmelskugel in Bezug auf die Ekliptik anzugeben.

Heute markieren wir normalerweise den Beginn der Jahreszeiten, wenn die Sonne

Wie beim Breitengrad wird die Deklination vom Himmelsäquator entfernt gemessen. Aber auch hier gibt es keine offensichtliche Wahl für den Startpunkt des anderen Koordinatensatzes. Wo sollen wir anfangen, Rektaszension zu zählen?

Das Zeichen Fische umfasst 330 bis 360 von

und wird von The Fish vertreten.

s unterschiedlich waren und dass dieser Unterschied eine Größenordnung überstieg, die auf Beobachtungsfehler zurückzuführen ist. Er schlug daher eine Präzession vor, um die Größe der Differenz zu berücksichtigen, und gab einen Wert von 45" oder 46" (Bogensekunden) für die jährlichen Änderungen an.

Konjunktion: das Phänomen, bei dem zwei Körper den gleichen Schein haben

(siehe Längengrad, Himmelsrichtung) oder Rektaszension von einem dritten Körper aus gesehen. Konjunktionen werden normalerweise als geozentrische Phänomene tabellarisch dargestellt.

Das Wort "Tierkreis" stammt aus dem Griechischen und bedeutet "Kreis der Tiere" und beschreibt die kreisförmige Anordnung von 12 Unterteilungen von

die 30 voneinander entfernt sind und auf der Bahn zentriert ist, der die Sonne durch den Himmel folgt, die als Ekliptik bekannt ist.

Konjunktion: die Ausrichtung zweier Himmelsobjekte gleichzeitig

. Die Konjunktion von Mond und Planeten wird oft in Bezug auf die Sonne bestimmt. Saturn steht beispielsweise in Verbindung mit der Sonne, wenn Saturn und Erde auf gegenüberliegenden Seiten der Sonne ausgerichtet sind.

Tropischer Monat " Die Zeitspanne (27.321582 Tage ), die der Mond braucht, um zu einem bestimmten

(seine Position in Bezug auf die Sterne).
U
Umbra " Die Bezeichnung für den Schatten eines Himmelskörpers, der die Beleuchtung vollständig blockiert.

Tierkreis bezeichnet einen Jahreszyklus von zwölf Stationen entlang der Ekliptik, dem scheinbaren Weg der Sonne über den Himmel durch die Konstellationen, die die Ekliptik in zwölf gleiche Zonen von unterteilen

.
al Band bis zu einer vereinbarten Grenze der Ohnmacht.

Monat, Tropisch. Die Zeit, die der Mond braucht, um zum selben zurückzukehren

(7 Sekunden kürzer als der siderische Monat).
Mond. Ein kleinerer Körper, der einen größeren Körper umkreist, bezieht sich oft auf den Erdmond.

Ephemeriden - Eine Wertetabelle, die die Positionen astronomischer Objekte am Himmel über einen Zeitraum angibt, in dem die Positionen von Himmelsobjekten (Sonne, Mond, Planeten usw.) in Rektaszension (

) und Deklination (Himmelsbreite) ist der Plural Ephemeriden.

(das heißt für Rektaszension) ist die Frühlings-Tagundnachtgleiche, die der Schnittpunkt der Ekliptik und des Himmelsäquators in der Nähe des Sonnenstandes im nördlichen Hemisphären-Frühling ist.

EDT (1311 GMT) am 17. März, wenn sich der Mond auf der gleichen Seite der Erde wie die Sonne befindet und die erdseitige Seite des Mondes völlig dunkel bleibt. Bei Neumond bilden Sonne und Mond eine Nord-Süd-Linie, die auf Polaris, den Nordstern, zeigt. (Oder technisch gesehen ist der Mond gleichzeitig is

Ekliptik-Koordinaten Ein System von Himmelskoordinaten, das die Ekliptik als Bezugsebene und den ersten Widderpunkt als Bezugsrichtung verwendet. Die Koordinaten werden als ekliptische Breite (b) und ekliptische Länge (l) angegeben. (Diese werden auch als himmlische Breite bezeichnet und

(Plutos Bahn ist um 17 17 zur Ekliptik geneigt.)
Koordinaten eines Objekts sind gegeben als

, entlang der Ekliptik nach Osten gemessen measured
von der Frühlings-Tagundnachtgleiche und die himmlische Breite, gemessen nördlich (+) oder südlich (-) von der Ekliptik.
Dieses System ist praktisch, um das Sonnensystem zu studieren.


PPM - Katalog für Positionen und Eigenbewegungen

In den PPM- und PPM-Südstern-Katalogen fehlen einige helle Sterne. Das hier enthaltene Bright Stars Supplement vervollständigt die PPM-Kataloge bis auf V=7.5 mag. Dazu werden alle fehlenden Sterne heller als V=7.6 mag hinzugefügt, die in veröffentlichten Sternlisten zu finden waren. Ihre Gesamtzahl beträgt 321. Nur 5 von ihnen sind heller als V=3.5

Seit seinem Erscheinen im Jahr 1966 ist der SAO-Katalog die wichtigste Quelle für Sternpositionen und Eigenbewegungen. Typische Werte für die RMS-Fehler sind 1 Bogensekunde in den Positionen der Epoche 1990 und 1,5 Bogensekunden/Jahrhundert in den Eigenbewegungen. Die entsprechenden Zahlen für den AGK3-Katalog auf der Nordhalbkugel sind 0,45 Bogensekunden und 0,9 Bogensekunden/Jahrhundert. Beiden Katalogen gemeinsam ist die Tatsache, dass Eigenbewegungen nur aus zwei Beobachtungsepochen abgeleitet werden und die Positionen nominell im Koordinatensystem B1950/FK4 liegen.

Der PPM-Sternkatalog (Roeser und Bastian, 1991, Bastian et al., 1993 für eine kurze Beschreibung siehe Roeser und Bastian, 1993) ersetzte diese Kataloge effektiv, indem er genauere astrometrische Daten für mehr Sterne im J2000/FK5-Koordinatensystem bereitstellte. Im Vergleich zum SAO-Katalog beträgt die Genauigkeitsverbesserung auf der Nordhalbkugel etwa den Faktor 3 und auf der Südhalbkugel einen Faktor von 6 bis 10. Außerdem wird die Anzahl der Sterne um etwa 50 Prozent erhöht. Typische Werte für die RMS-Fehler auf der Nordhalbkugel sind 0,27 Bogensekunden in den Positionen der Epoche 1990 und 0,42 Bogensekunden/Jahrhundert in den Eigenbewegungen. Auf der Südhalbkugel ist PPM viel besser, die entsprechenden Werte sind 0,11 Bogensekunden und 0,30 Bogensekunden/Jahrhundert. Die Verbesserung gegenüber dem SAO-Katalog wurde durch das Aufkommen neuer großer Kataloge von Positionsmessungen und durch die Einbeziehung des jahrhundertealten Astrographischen Katalogs (AC) in die Ableitung der Eigenbewegungen ermöglicht. Das AC enthält etwa vier Millionen Sterne, die nicht in PPM enthalten sind. Für die meisten von ihnen existieren keine präzisen Positionsmessungen der Neuzeit. Somit ist es noch nicht möglich, für alle AC-Sterne Eigenbewegungen mit PPM-Qualität abzuleiten. Aber unter den 4 Millionen gibt es eine Untermenge von etwa 100.000 CPC-2-Sternen, die nicht in PPM enthalten sind. Diese Sterne bilden die 90.000-Sterne-Ergänzung zu PPM und können anhand ihrer PPM-Nummer mit einem Wert zwischen 700001 und 789676 identifiziert werden.

Katalog Bibcode

Verweise

Herkunft

Parameter

Name
Die Katalognummer des Sterns in PPM. Die PPM-Zahl der Supplement-Sterne ist eine laufende Zahl, die mit 400 001 beginnt und mit 400 321 endet.

DM_Nummer
Bezeichnung des Sterns in den Durchmusterung-Katalogen: in der Bonner Durchmusterung (BD) für Zonen von +89 bis -22 Grad und in der Cordoba Durchmusterung (CoD) für Zonen von -23 bis -89 Grad). Zweifelhafte Identifikationen werden weggelassen (leer). Das Zeichen 'x' steht für besondere DM-Suffixe, die in der von HEASARC erhältlichen Liste der Anmerkungen zu einzelnen Sternen angegeben sind. In der Bright Stars-Ergänzung ist dies immer leer.

Vmag
Fotografische Größe.

Spect_Type
Spektraler Typ. In der Bright Stars-Ergänzung ist dies immer leer.

RA
Die Rektaszension des Objekts in der angegebenen Tagundnachtgleiche. Beachten Sie, dass die Tagundnachtgleiche (und Epoche) des RA im Ursprungskatalog J2000 war und dass der Parameter HEASARC RA, falls erforderlich, vom J2000-Wert präzediert wird, ohne dass Eigenbewegungen berücksichtigt werden. Die Rektaszension in einem Formular genau so, wie es im Ursprungskatalog erscheint, wird im Parameter RA_Cat angegeben.

Dezember
Die Deklination des Objekts in der angegebenen Tagundnachtgleiche. Beachten Sie, dass die Tagundnachtgleiche (und Epoche) des Dec im Ursprungskatalog J2000 war und dass der HEASARC Dec-Parameter, falls erforderlich, vom J2000-Wert präzediert wird, ohne dass Eigenbewegungen berücksichtigt werden. Die Deklination in einem Formular genau so, wie es im Ursprungskatalog erscheint, wird im Parameter Dec_Cat angegeben.

LII
Der galaktische Längengrad des Objekts.

BII
Die galaktische Breite des Objekts.

RA_Kat
Die Rektaszension des Objekts in Tagundnachtgleiche und Äquator J2000 in Stunden, Minuten und Sekunden, genau wie im ursprünglichen Katalog.

Dec_Cat
Die Deklination des Objekts in Tagundnachtgleiche und Äquator J2000 in Grad, Bogenminuten und Bogensekunden, genau wie im ursprünglichen Katalog.

RA_Prop
Richtige Bewegung in Rektaszension für Epoche und Tagundnachtgleiche J2000.0, auf dem System von FK5, angegeben in Zeitsekunden pro Julianischem Jahr. Für FK5-Sterne werden gerundete FK5-Daten angegeben.

Dec_Prop
Richtige Bewegung in Deklination für Epoche und Tagundnachtgleiche J2000.0, auf dem System von FK5, angegeben in Bogensekunden pro Julianisches Jahr. Für FK5-Sterne werden gerundete FK5-Daten angegeben.

N_Pub
Anzahl der einzelnen veröffentlichten Positionen, die zur Ableitung der Positions- und Eigenbewegungsangaben herangezogen wurden (Sp. 5 bis 8). Bei FK5-Sternen wird N auf Null gesetzt. Im Bright Stars Supplement ist dieser Wert immer 0.

RA_Mean_Err
Mittlerer Fehler der Rektaszension in der mittleren Epoche der Rektaszension, multipliziert mit dem Kosinus der Deklination, angegeben in Bogensekunden. Für FK5-Sterne werden gerundete FK5-Daten angegeben.

Dec_Mean_Err
Mittlerer Deklinationsfehler in der mittleren Deklinationsepoche, angegeben in Bogensekunden. Für FK5-Sterne werden gerundete FK5-Daten angegeben.

PM_RA_Mean_Err
Mittlerer Fehler der Eigenbewegung bei Rektaszension, multipliziert mit dem Kosinus der Deklination, angegeben in Bogen-Millisekunden pro julianischen Jahr. Für FK5-Sterne werden gerundete FK5-Daten angegeben.

PM_Dec_Mean_Err
Mittlerer Fehler der Eigenbewegung in Deklination, angegeben in Bogenmillisekunden pro Julianisches Jahr. Für FK5-Sterne werden gerundete FK5-Daten angegeben.

Epa
Gewichtete mittlere Epoche der einzelnen veröffentlichten Positionen, die für die Ableitung von Rektaszension und Eigenbewegung verwendet wurden, angegeben in Jahren seit 1900.0. Für FK5-Sterne werden Original-FK5-Daten angegeben.

EPD
Gewichtete mittlere Epoche der einzelnen veröffentlichten Positionen zur Ableitung von Deklination und Eigenbewegung, angegeben in Jahren seit 1900.0. Für FK5-Sterne werden Original-FK5-Daten angegeben.

SAO
Bezeichnung des Sterns im SAO-Katalog. Auf zweifelhafte Identifizierungen wird verzichtet. In der Bright Stars-Ergänzung ist dies immer leer.

HD
Bezeichnung des Sterns im Henry Draper Catalogue. Auf zweifelhafte Identifizierungen wird verzichtet. In der Bright Stars-Ergänzung ist dies immer leer.

Agk3
Bezeichnung des Sterns in AGK3. Auf zweifelhafte Identifizierungen wird verzichtet. Dieser Parameter ist für PPM South-Quellen nicht verfügbar. In der Bright Stars-Ergänzung ist dies immer leer.

Cpd
Bezeichnung des Sterns in Cape Photographic Duchmusterung. Dieser Parameter ist für PPM-Nord-Quellen nicht verfügbar. Für die Bright Stars-Ergänzung ist dies immer leer.

Anmerkungen
In diesen Spalten sind Hinweise zu den einzelnen Sternen angegeben. Hinweise B, P, C und D markieren Objekte, die vorzugsweise nicht als astrometrische Referenzsterne verwendet werden sollten.

Klasse
Klassifikationstyp durchsuchen. Die Klassifizierung basiert auf dem Parameter `Spect_Type`, falls ein Wert vorhanden ist. Andernfalls bleibt die Klassifizierung leer.


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PPM - Katalog für Positionen und Eigenbewegungen

In den PPM- und PPM-Südstern-Katalogen fehlen einige helle Sterne. Das hier enthaltene Bright Stars Supplement vervollständigt die PPM-Kataloge bis auf V=7.5 mag. Dazu fügt es alle fehlenden Sterne heller als V=7.6 mag hinzu, die in veröffentlichten Sternlisten gefunden werden konnten. Ihre Gesamtzahl beträgt 321. Nur 5 von ihnen sind heller als V=3.5

Seit seinem Erscheinen im Jahr 1966 ist der SAO-Katalog die wichtigste Quelle für Sternpositionen und Eigenbewegungen. Typische Werte für die RMS-Fehler sind 1 Bogensekunde in den Positionen der Epoche 1990 und 1,5 Bogensekunden/Jahrhundert in den Eigenbewegungen. Die entsprechenden Zahlen für den AGK3-Katalog auf der Nordhalbkugel sind 0,45 Bogensekunden und 0,9 Bogensekunden/Jahrhundert. Beiden Katalogen gemeinsam ist die Tatsache, dass Eigenbewegungen nur aus zwei Beobachtungsepochen abgeleitet werden und die Positionen nominell im Koordinatensystem B1950/FK4 liegen.

Der PPM-Sternkatalog (Roeser und Bastian, 1991, Bastian et al., 1993 für eine kurze Beschreibung siehe Roeser und Bastian, 1993) ersetzte diese Kataloge effektiv, indem er genauere astrometrische Daten für mehr Sterne im J2000/FK5-Koordinatensystem lieferte. Im Vergleich zum SAO-Katalog beträgt die Genauigkeitsverbesserung auf der Nordhalbkugel etwa den Faktor 3 und auf der Südhalbkugel einen Faktor von 6 bis 10. Außerdem wird die Anzahl der Sterne um etwa 50 Prozent erhöht. Typische Werte für die RMS-Fehler auf der Nordhalbkugel sind 0,27 Bogensekunden in den Positionen der Epoche 1990 und 0,42 Bogensekunden/Jahrhundert in den Eigenbewegungen. Auf der Südhalbkugel ist PPM viel besser, die entsprechenden Werte sind 0,11 Bogensekunden und 0,30 Bogensekunden/Jahrhundert. Die Verbesserung gegenüber dem SAO-Katalog wurde durch das Aufkommen neuer großer Kataloge von Positionsmessungen und durch die Einbeziehung des jahrhundertealten Astrographischen Katalogs (AC) in die Ableitung der Eigenbewegungen ermöglicht. Das AC enthält etwa vier Millionen Sterne, die nicht in PPM enthalten sind. Für die meisten von ihnen existieren keine präzisen Positionsmessungen der Neuzeit. Somit ist es noch nicht möglich, für alle AC-Sterne Eigenbewegungen mit PPM-Qualität abzuleiten. Aber unter den 4 Millionen gibt es eine Untermenge von etwa 100.000 CPC-2-Sternen, die nicht in PPM enthalten sind. Diese Sterne bilden die 90.000-Sterne-Ergänzung zu PPM und können anhand ihrer PPM-Nummer mit einem Wert zwischen 700001 und 789676 identifiziert werden.

Katalog Bibcode

Verweise

Herkunft

Parameter

Name
Die Katalognummer des Sterns in PPM. Die PPM-Zahl der Supplement-Sterne ist eine laufende Zahl, die mit 400 001 beginnt und mit 400 321 endet.

DM_Nummer
Bezeichnung des Sterns in den Durchmusterung-Katalogen: in der Bonner Durchmusterung (BD) für Zonen von +89 bis -22 Grad und in der Cordoba Durchmusterung (CoD) für Zonen von -23 bis -89 Grad). Zweifelhafte Identifikationen werden weggelassen (leer). Das Zeichen 'x' steht für besondere DM-Suffixe, die in der von HEASARC erhältlichen Liste der Anmerkungen zu einzelnen Sternen angegeben sind. In der Bright Stars-Beilage ist dies immer leer.

Vmag
Fotografische Größe.

Spect_Type
Spektraler Typ. In der Bright Stars-Ergänzung ist dies immer leer.

RA
Die Rektaszension des Objekts in der angegebenen Tagundnachtgleiche. Beachten Sie, dass die Tagundnachtgleiche (und Epoche) des RA im Ursprungskatalog J2000 war und dass der Parameter HEASARC RA, falls erforderlich, vom J2000-Wert präzediert wird, ohne dass Eigenbewegungen berücksichtigt werden. Die Rektaszension in einem Formular genau so, wie es im Ursprungskatalog erscheint, wird im Parameter RA_Cat angegeben.

Dezember
Die Deklination des Objekts in der angegebenen Tagundnachtgleiche. Beachten Sie, dass die Tagundnachtgleiche (und Epoche) des Dec im ursprünglichen Katalog J2000 war und dass der Parameter HEASARC Dec, falls erforderlich, vom J2000-Wert präzediert wird, ohne dass Eigenbewegungen berücksichtigt werden. Die Deklination in einem Formular genau so, wie es im Ursprungskatalog erscheint, wird im Parameter Dec_Cat angegeben.

LII
Der galaktische Längengrad des Objekts.

BII
Die galaktische Breite des Objekts.

RA_Kat
Die Rektaszension des Objekts in Tagundnachtgleiche und Äquator J2000 in Stunden, Minuten und Sekunden, genau wie im ursprünglichen Katalog.

Dec_Cat
Die Deklination des Objekts in Tagundnachtgleiche und Äquator J2000 in Grad, Bogenminuten und Bogensekunden, genau wie im ursprünglichen Katalog.

RA_Prop
Proper Motion in Right Ascension for epoch and equinox J2000.0, on the system of FK5, given in seconds of time per Julian year. For FK5 stars rounded FK5 data are given.

Dec_Prop
Proper Motion in Declination for epoch and equinox J2000.0, on the system of FK5, given in seconds of arc per Julian year. For FK5 stars rounded FK5 data are given.

N_Pub
Number of individual published positions used for the derivation of the position and proper motion given (cols. 5 to 8). For FK5 stars N is set to zero. In the Bright Stars Supplement, this value is always 0.

RA_Mean_Err
Mean error of Right Ascension at the mean epoch of Right Ascension, multiplied by the cosine of Declination, given in units of seconds of arc. For FK5 stars rounded FK5 data are given.

Dec_Mean_Err
Mean error of Declination at the mean epoch of Declination, given in units of seconds of arc. For FK5 stars rounded FK5 data are given.

PM_RA_Mean_Err
Mean error of proper motion in Right Ascension, multiplied by the cosine of Declination, given in milliseconds of arc per Julian year. For FK5 stars rounded FK5 data are given.

PM_Dec_Mean_Err
Mean error of proper motion in Declination, given in milliseconds of arc per Julian year. For FK5 stars rounded FK5 data are given.

Epa
Weighted mean epoch of the individual published positions used for the derivation of Right Ascension and proper motion, given in years since 1900.0. For FK5 stars original FK5 data are given.

Epd
Weighted mean epoch of the individual published positions used for the derivation of Declination and proper motion, given in years since 1900.0. For FK5 stars original FK5 data are given.

SAO
Designation of the star in the SAO Catalog. Doubtful identifications are omitted. In the Bright Stars Supplement, this is always blank.

HD
Designation of the star in the Henry Draper Catalogue. Doubtful identifications are omitted. In the Bright Stars Supplement, this is always blank.

Agk3
Designation of the star in AGK3. Doubtful identifications are omitted. This parameter not available for PPM South sources. In the Bright Stars Supplement, this is always blank.

Cpd
Designation of the star in Cape Photographic Duchmusterung. This parameter not available for PPM North sources. For the Bright Stars Supplement, this is always blank.

Anmerkungen
Notes on the individual stars are given in these columns. Notes B, P, C, and D mark objects that should preferably not be used as astrometric reference stars.

Class
BROWSE classification type. The classification is based on the `Spect_Type` parameter, if a value is available. Otherwise the classification is left blank.


Catalogs Supported by WCSTools

sub1, imub1 The USNO-B1.0 is a catalog of 1,042,618,261 objects sorted by right ascension in zone catalogs of one tenth of a degree of declination each. The data were obtained from scans of 7,435 Schmidt plates taken for the various sky surveys during the last 50 years by the Precision Measuring Machine (PMM) at the US Naval Observatory in Flagstaff, Arizona. The Tycho-2 Catalog is the astrometric reference. The USNO-B1.0 is believed to provide all-sky coverage, completeness down to V = 21, 0.2 arcsecond astrometric accuracy at J2000, 0.3 magnitude photometric accuracy in up to five colors, and 85% accuracy for distinguishing stars from non-stellar objects.

sucac3, imucac3The UCAC3 is a high density, highly accurate, astrometric catalog of 100,766,420 stars covering the sky completely from -90 to +90 degrees in declination some areas. Proper motions and photometry are provided for all stars. Positions are on the ICRS (International Celestial Reference System) and given for the epoch J2000.0. It is the third release of the ongoing UCAC project, designed to observe the entire sky from about R magnitude 8 to 16. The observed positional errors are 15-20 mas for stars in the 10 to 14 magnitude range.


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