Μελέτη και ανάπτυξη λογισμικού εφαρμογής των διεθνών συμβάσεων IAU 2000/2006 για τα χωρο-χρονικά συστήματα αναφοράς

Κατσικάρης, Δημήτριος; Katsikaris, Dimitrios

dc.contributor.author	Κατσικάρης, Δημήτριος	el
dc.contributor.author	Katsikaris, Dimitrios	en
dc.date.accessioned	2018-09-20T11:13:37Z
dc.date.available	2018-09-20T11:13:37Z
dc.date.issued	2018-09-20
dc.identifier.uri	https://dspace.lib.ntua.gr/xmlui/handle/123456789/47635
dc.identifier.uri	http://dx.doi.org/10.26240/heal.ntua.15674
dc.rights	Αναφορά Δημιουργού 3.0 Ελλάδα	*
dc.rights.uri	http://creativecommons.org/licenses/by/3.0/gr/	*
dc.subject	Χωρο-χρονικά συστήματα αναφοράς	el
dc.subject	Φαινόμενες συντεταγμένες	el
dc.subject	Γεωδαιτική αστρονομία	el
dc.subject	Διεθνείς συμβάσεις	el
dc.subject	Ουρανογραφικά συστήματα	el
dc.subject	IAU 2000/2006 Conventions	en
dc.subject	Reference systems	en
dc.subject	Apparent coordinates	en
dc.subject	Celestial reference systems	en
dc.subject	Time scales	en
dc.subject	Geodetic astronomy	en
dc.subject	Κλίμακες χρόνου	el
dc.title	Μελέτη και ανάπτυξη λογισμικού εφαρμογής των διεθνών συμβάσεων IAU 2000/2006 για τα χωρο-χρονικά συστήματα αναφοράς	el
heal.type	bachelorThesis
heal.secondaryTitle	Study and software implementation of the IAU 2000/2006 Conventions on reference systems	en
heal.classification	Γεωδαισία	el
heal.classification	Αστρονομία θέσης	el
heal.classification	Geodesy	en
heal.classification	Positional astronomy	en
heal.language	el
heal.access	free
heal.recordProvider	ntua	el
heal.publicationDate	2018-07-16
heal.abstract	Τα συστήματα αναφοράς ορίζουν σταθερές, συμβάσεις, μοντέλα και παραμέτρους, που χρησιμοποιούνται ως η αναγκαία βάση για τη μαθηματική αναπαράσταση γεωμετρικών και φυσικών μεγεθών. Τα πλαίσια αναφοράς υλοποιούν πρακτικά τα συστήματα, δηλαδή μέσω της υλοποίησης σταθερών σημείων, αλλά και μαθηματικά, μέσω από τον προσδιορισμό των παραμέτρων (π.χ. γεωμετρικών συντεταγμένων). Δύο βασικές κατηγορίες συστημάτων αναφοράς είναι τα ουρανογραφικά και τα γήινα συστήματα αναφοράς. Στο παρελθόν, τα ουρανογραφικά συστήματα αναφοράς βασίζονταν σε επίπεδα αναφοράς που σχετίζονταν με το τροχιακό επίπεδο της Γης – την εκλειπτική – και το ισημερινό επίπεδο της Γης, αμφότερα σε διαρκή κίνηση. Η τομή αυτών των επιπέδων, το εαρινό ισημερινό σημείο, ήταν η αφετηρία μέτρησης μίας εκ των ουρανογραφικών συντεταγμένων, της ορθής αναφοράς (α), και το ισημερινό επίπεδο η αφετηρία της δεύτερης, της απόκλισης (δ). Το ουρανογραφικό σύστημα αναφοράς βασιζόταν στη Νευτώνεια δυναμική του ηλιακού συστήματος, οι κατάλογοι των άστρων στις παρατηρήσεις κοντινών άστρων και στις κινήσεις αυτών, καθώς και στο δυναμικό μέσο ισημερινό και μέσο εαρινό ισημερινό σημείο της Ιουλιανής ημερομηνίας J2000.0. Ωστόσο, οι κινήσεις της Γης έχουν ως αποτέλεσμα τη μετακίνηση του ισημερινού και του εαρινού ισημερινού σημείου, μεταβολές στη θέση του πόλου και μεταβολές στο ρυθμό περιστροφής της Γης. Το εαρινό ισημερινό σημείο μετακινείται με το χρόνο, λόγω των φαινομένων μετάπτωσης και κλόνησης. Οι αστρικοί κατάλογοι χρησιμοποιούσαν αυτό το σημείο ως αφετηρία μέτρησης της ορθής αναφοράς, όμως το εαρινό ισημερινό σημείο των καταλόγων δεν ήταν απαραίτητα σύμφωνο με το δυναμικό εαρινό ισημερινό σημείο και μπορεί να διέφερε κατά απόκλιση. Τα παραπάνω προβλήματα αντιμετωπίστηκαν με τη χρήση των σύγχρονων συστημάτων αναφοράς, που βασίστηκαν σε εξελιγμένες τεχνικές αστρονομικών παρατηρήσεων. Σήμερα, το Διεθνές Ουρανογραφικό Σύστημα Αναφοράς (ICRS) βασίζεται στη θεωρία της σχετικότητας, σε παρατηρήσεις μακρινών εξωγαλαξιακών ραδιοπηγών και σε μία σταθερή αφετηρία. Το ICRS είναι κατ’ ορισμό ακίνητο στο διάστημα, προσδιορίζεται βάσει πολύ μακρινών ουράνιων σωμάτων που δεν εμφανίζουν φαινόμενη κίνηση και συνεπώς δεν εξαρτάται από καμία εποχή αναφοράς. Επιπλέον, ορίζεται ένα Βαρυκεντρικό Ουρανογραφικό Σύστημα Αναφοράς (BCRS), του οποίου κέντρο θεωρείται το βαρύκεντρο του ηλιακού συστήματος και ένα Γεωκεντρικό Ουρανογραφικό Σύστημα Αναφοράς (GCRS), του οποίου κέντρο θεωρείται το γεώκεντρο και ορίζεται ως κινηματικά μη περιστρεφόμενο ως προς το BCRS. Τα δύο αυτά συστήματα έχουν καθοριστεί με αποφάσεις της Διεθνούς Αστρονομικής Ένωσης (IAU). Δύο βασικές κατηγορίες κλιμάκων χρόνου χρησιμοποιούνται στην Αστρονομία. Η πρώτη βασίζεται στο ατομικό δευτερόλεπτο SI και η δεύτερη στην περιστροφή της Γης. Το δευτερόλεπτο SI έχει έναν απλό ορισμό που επιτρέπει τη χρήση του εντός οποιουδήποτε συστήματος αναφοράς. Οι κλίμακες χρόνου που βασίζονται στο δευτερόλεπτο SI περιλαμβάνουν τις κλίμακες TAI και TT για τις πρακτικές εφαρμογές, και τις κλίμακες TCG και TCB για το θεωρητικό υπόβαθρο. Οι δύο τελευταίες χρησιμοποιούνται στη ανάπτυξη δυναμικών θεωριών, στο πλαίσιο της θεωρίας της σχετικότητας, στο γεωκεντρικό και στο βαρυκεντρικό σύστημα αναφοράς. Στενά συνδεδεμένη με αυτές είναι η παρόμοια κλίμακα TDB, που χρησιμοποιείται στη δημιουργία των εφημερίδων των ουράνιων σωμάτων. Οι κλίμακες χρόνου που βασίζονται στην περιστροφή της Γης περιλαμβάνουν το μέσο και φαινόμενο αστρικό χρόνο και την κλίμακα UT1. Εξαιτίας των ανωμαλιών του ρυθμού περιστροφής της Γης και της επιβράδυνσή της λόγω παλιρροϊκών δυνάμεων, οι κλίμακες χρόνου που βασίζονται στην περιστροφή της δεν έχουν σταθερό ρυθμό και υπολείπονται, όλο και περισσότερο, των κλιμάκων χρόνου SI. Η κλίμακα UT1 ορίζεται πλέον ως μία γραμμική συνάρτηση ενός μεγέθους που ονομάζεται Γωνία Περιστροφής της Γης, θ. Η ευρέως χρησιμοποιούμενη κλίμακα χρόνου UTC είναι μία υβριδική κλίμακα που χρησιμοποιεί το δευτερόλεπτο SI, αλλά υπόκειται σε προσαρμογές ενός δευτερολέπτου (εμβόλιμα δευτερόλεπτα) ώστε να διατηρείται σε μέγιστη απόκλιση 0.9s από το χρόνο UT1. Ο ορισμός των συστημάτων αναφοράς επηρεάζεται από τις κινήσεις που εκτελεί η Γη, αφού, λόγω αυτών, μεταβάλλονται οι θέσεις των βασικών τους διευθύνσεων. Η μετάπτωση και η κλόνηση είναι δύο, ιδιαίτερης σημασίας, κινήσεις του άξονα περιστροφής της Γης. Η μετάπτωση είναι αποτέλεσμα τον ροπών που ασκούνται από τη Σελήνη, τον Ήλιο και τους πλανήτες στο ισημερινό εξόγκωμα της Γης και έχει περίοδο περίπου 25780 έτη. Η κλόνηση συντίθεται από μεταβολές, μικρότερων περιόδων, της θέσης του άξονα περιστροφής, που οφείλονται κυρίως στην εκκεντρότητα της γήινης τροχιάς και στην κλίση της σεληνιακής τροχιάς ως προς την εκλειπτική. Εξαιτίας της κλόνησης, ο αληθής ουράνιος πόλος κινείται περίπου κατά μήκος μία μικρής έλλειψης γύρω από τον κινούμενο μέσο ουράνιο πόλο, η θέση του οποίου προκύπτει λαμβάνοντας υπόψιν μόνο την μεταπτωτική κίνηση. Οι μετασχηματισμοί ανάμεσα στα γήινα και ουρανογραφικά συστήματα αναφοράς είναι ένα αναγκαίο μέρος των μεθόδων που χρησιμοποιούνται όταν αντιμετωπίζεται το ζήτημα της περιστροφής της Γης ή όταν υπολογίζονται οι συντεταγμένες ουράνιων σωμάτων σε διάφορα συστήματα. Οι αποφάσεις IAU 2000 και IAU 2006 σχετικά με τα συστήματα αναφοράς έχουν αλλάξει τον τρόπο που εκφράζεται ο προσανατολισμός της Γης και έχουν υιοθετήσει μοντέλα υψηλής ακρίβειας για την έκφραση των μεγεθών που σχετίζονται με τους μετασχηματισμούς ανάμεσα σε γήινα και ουρανογραφικά συστήματα. Αρχικά, οι αποφάσεις IAU 2000 βελτίωσαν τους ορισμούς των αστρονομικών συστημάτων αναφοράς και των μεταξύ τους μετασχηματισμών και υιοθέτησαν το μοντέλο μετάπτωσης-κλόνησης IAU 2000. Ακολούθως, οι αποφάσεις IAU 2006 υιοθέτησαν ένα νέο μοντέλο μετάπτωσης που είναι συμβατό με τις δυναμικές θεωρίες και έθεσαν ορισμούς, ορολογία και ζητήματα προσανατολισμού σχετικά με συστήματα αναφοράς, καθώς και κλίμακες χρόνου, που έπρεπε να καθοριστούν λεπτομερώς μετά την υιοθέτηση των αποφάσεων IAU 2000. Συγκεκριμένα, οι νέες αποφάσεις παρέχουν ένα βελτιωμένο ορισμό του πόλου (Ενδιάμεσος Ουράνιος Πόλος, CIP) και της αφετηρίας (Ουράνια Ενδιάμεση Αφετηρία, CIO) του αντίστοιχου ισημερινού, καθώς και ένα αυστηρό ορισμό της ημερήσιας περιστροφής της Γης. Τα παραπάνω επιτρέπουν μία ακριβή υλοποίηση του ενδιάμεσου ουρανογραφικού συστήματος αναφοράς που συνδέεται με τον CIP και την CIO και αντικαθιστά το κλασσικό ουρανογραφικό σύστημα που βασίζεται στον αληθή ισημερινό και στο αληθές εαρινό ισημερινό σημείο της ημερομηνίας. Κατά σύμβαση, ως φαινόμενη θέση (apparent position) ενός άστρου αναφέρεται η ορθή θέση του (proper place), η οποία έχει μετασχηματιστεί και αναφέρεται στο ενδιάμεσο ουρανογραφικό σύστημα αναφοράς. Ο υπολογισμός της ορθής θέσης ενός άστρου γίνεται με βάση την πληροφορία που περιέχεται σε έναν αστρικό κατάλογο. Ένας αστρικός κατάλογος παρέχει τη θέση (ορθή αναφορά και απόκλιση) του άστρου σε ένα σαφώς ορισμένο σύστημα αναφοράς και για μία συγκεκριμένη εποχή αναφοράς, την παράλλαξή του, αν είναι μετρήσιμη, φωτομετρική πληροφορία και σε περίπτωση που ο κατάλογος βασίζεται σε παρατηρήσεις αρκετών ετών, περιέχει την ιδία κίνηση του άστρου. Ανάλογα με τη μέθοδο που χρησιμοποιείται για τη σύνθεσή τους, οι αστρικοί κατάλογοι χωρίζονται σε καταλόγους παρατήρησης, θεμελιώδεις καταλόγους και καταλόγους αναφοράς. Έως πρόσφατα, σημείο αναφοράς ήταν η αποστολή Hipparcos, από την οποία προέκυψε ο αντίστοιχος κατάλογος που αποτέλεσε βάση για υλοποίηση του πλαισίου αναφοράς του ICRS στο οπτικό φάσμα. Σήμερα, ο κατάλογος Gaia DR2, της διαστημικής αποστολής Gaia, είναι ο μεγαλύτερος και πιο ακριβής αστρικός κατάλογος που έχει δημιουργηθεί ποτέ, παρέχοντας αστρομετρική πληροφορία για δισεκατομμύρια άστρα. Ο υπολογισμός της ορθής θέσης ενός άστρου περιλαμβάνει την προσαρμογή της θέσης καταλόγου (catalog place) ενός άστρου για ιδία κίνηση, παράλλαξη, βαρυτική απόκλιση του φωτός εντός του ηλιακού συστήματος και αποπλάνηση λόγω κίνησης της Γης. Η παράλλαξη και η αποπλάνηση απαιτούν την επιλογή ενός σημείου αναφοράς, συνήθως το βαρύκεντρο του ηλιακού συστήματος. Για αυτό το λόγο, για τον υπολογισμό της παράλλαξης και της αποπλάνησης χρειάζεται να είναι γνωστές οι εφημερίδες σωμάτων του ηλιακού συστήματος. Πολλά άστρα φαίνεται να κινούνται αργά στην ουράνια σφαίρα, κατά μία διεύθυνση η οποία δε μεταβάλλεται με το χρόνο. Το φαινόμενο αυτό οφείλεται στην αυτόνομη κίνηση των άστρων εντός του σύμπαντος. Η ταχύτητα ενός άστρου ως προς το ηλιακό μας σύστημα μπορεί να διαχωριστεί σε δύο συνιστώσες, μία κατά μήκος της διεύθυνσης παρατήρησης, η οποία ονομάζεται ακτινική ταχύτητα, και μία κάθετη σε αυτή (η εφαπτομενική συνιστώσα) η οποία ονομάζεται ιδία κίνηση του άστρου. Η ιδία κίνηση ενός άστρου μπορεί να καταγραφεί με παρατηρήσεις της θέσης του σε διάστημα πολλών ετών. Οποιαδήποτε αντικείμενο σε πεπερασμένη απόσταση εμφανίζεται σε διαφορετικές διευθύνσεις, ανάλογα με το σημείο από το οποίο παρατηρείται. Το φαινόμενο αυτό ονομάζεται παράλλαξη. Η αστρονομική παράλλαξη αναφέρεται ως προς ένα συγκεκριμένο σημείο αναφοράς. Συνήθως, αυτό το σημείο είναι το βαρύκεντρο του ηλιακού συστήματος. Η αναγωγή από το γεώκεντρο στο βαρύκεντρο ονομάζεται ετήσια παράλλαξη, επειδή η περίοδος κατά την οποία εμφανίζονται φαινομενικές αλλαγές στη θέση του άστρου έχει διάρκεια ενός έτους. Η αποπλάνηση του φωτός είναι συνάρτηση της ταχύτητας του παρατηρητή ως προς κάποιο σημείο αναφοράς και της πεπερασμένης ταχύτητας του φωτός στο κενό. Η περιγραφή της αποπλάνησης απαιτεί ένα μη κινούμενο σημείο αναφοράς, συνήθως το βαρύκεντρο του ηλιακού συστήματος. Η ετήσια αποπλάνηση οφείλεται την τροχιακή κίνηση της Γης γύρω από τον Ήλιο. Το φως κάθε άστρου διασχίζει το χώρο ακολουθώντας μία γεωδαισιακή γραμμή, η οποία καθορίζεται από την κατανομή του βαρυτικού δυναμικού κατά μήκος της πορείας του φωτός, κυρίως εξαιτίας της παρουσίας του Ήλιου. Το αποτέλεσμα είναι το φαινόμενο της βαρυτικής απόκλισης του φωτός, καθώς η δέσμη φωτός αποκλίνει της αρχικής πορείας και απαιτείται η γνώση της θέσης και κίνησης των σωμάτων του ηλιακού συστήματος, για τον καθορισμό της ακριβούς διεύθυνσης του άστρου. Οι νέες συμβάσεις της IAU εφαρμόστηκαν για την ανάπτυξη ενός προγράμματος λογισμικού που μετασχηματίζει τις συντεταγμένες καταλόγου άστρων, που αναφέρονται στο Διεθνές Ουρανογραφικό Σύστημα Αναφοράς (ICRS), σε συντεταγμένες του Ενδιάμεσου Ουρανογραφικού Συστήματος Αναφοράς (CIRS), δηλαδή σε σφαιρικές συντεταγμένες ως προς τον αληθή ουράνιο πόλο και ισημερινό, επιθυμητής εποχής και για παρατηρητή που βρίσκεται στο γεώκεντρο. Για την αναγωγή, χρησιμοποιήθηκε το μοντέλο μετάπτωσης-κλόνησης IAU 2006/2000A αφού πραγματοποιήθηκαν όλες οι απαραίτητες αναγωγές για τον υπολογισμό της ορθής θέσης του άστρου.	el
heal.abstract	Geodesy is the science that aims at determining the shape and size of the Earth. To determine Earth’s positioning, information has to be obtained through observations at several points on Earth’s physical surface. Methods of Geodetic Astronomy are used, among others, for this purpose. Geodetic astronomy is concerned with the determination of the astronomical latitude Φ and longitude Λ, as well as the astronomical azimuth A, from observations of fixed stars. These measurements are related to quasi-inertial celestial reference systems and depend on the Earth’s rotation, hence time systems are required along with the observations. Reference systems define constants, conventions, models, and parameters, which serve as the necessary basis for the mathematical representation of geometric and physical quantities. Reference frames realize the reference systems physically, i.e., by a clear materialization of points, and mathematically, i.e., by the determination of parameters (e.g., geometric coordinates). There are celestial and terrestrial reference systems. In the past, the celestial reference system was based on reference planes aligned with the orbital plane of the Earth – the ecliptic – and the Earth's equatorial plane, both of which are in motion. An intersection of these planes, the vernal equinox, was the origin of one of the celestial coordinates, the right ascension, and the equatorial plane the origin for the other, the declination. The celestial reference system used to be based on the Newtonian dynamics of the solar system, star catalogs based on observations of nearby stars with proper motions, and the dynamical mean equator and equinox of the Julian date J2000.0. The kinematics of the Earth result in motions of the equator and equinox, variations in the pole of rotation and variations in the rotation rate of the Earth. The equinox moves with time, due to precession and nutation. Star catalogs used the equinox as the origin of right ascensions, but the catalog equinox did not necessarily agree with the dynamical equinox and could also differ in declination. Now, the International Celestial Reference System (ICRS) is based on the theory of relativity, observations of distant extragalactic radio sources and a fixed origin. The ICRS is basically fixed in space, determined from very distant sources, which do not have apparent motion, and, thus, it is not epoch dependent. There are a Barycentric Celestial Reference System (BCRS), centered at the barycenter of the solar system, and a Geocentric Celestial Reference System (GCRS), centered at the geocenter, both defined by the International Astronomical Union (IAU) 2000 resolutions. The GCRS is defined such that its spatial coordinates are not kinematically rotating with respect to the BCRS. Time measurement is essential for astrometry and geodesy. There are two classes of time scales used in astronomy, one based on the SI (atomic) second, the other based on the rotation of the Earth. The SI second has a simple definition that allows it to be used in any reference system. Time Scales based on the SI second include TAI and TT for practical applications, and TCG and TCB for theoretical developments. The latter are to be used for relativistically correct dynamical theories in the geocentric and barycentric reference systems, respectively. Closely related to these is the similar scale TDB, used in the generation of celestial bodies' ephemerides. Time scales based on the rotation of the Earth include mean and apparent sidereal time and UT1. Because of irregularities in the Earth’s rotation, and its secular deceleration, Earth-rotation-based time scales do not advance at a uniform rate, and they increasingly lag behind the SI-second-based time scales. UT1 is now defined to be a linear function of a quantity called the Earth Rotation Angle, θ. The widely used time scale UTC is a hybrid: it advances by SI seconds but is subject to one-second corrections (leap seconds) to keep it within 0.9s of UT1. Orientation of reference systems is influenced by the motions of the Earth in space. Precession and Nutation are two important motions of the Earth’s rotational axis. Precession results from the torques which the Moon, Sun, and planets exert on the equatorial bulge of the Earth and has a period of about 25780 years. Nutation is the sum of variations of the Earth’s rotation axis with shorter periods, caused mainly by the eccentricity of the Earth orbit and the inclination of the lunar orbit with respect to the ecliptic. Due to nutation, the true celestial pole moves along a small ellipse about the moving mean celestial pole that is described solely by the precessional motion. The transformations between the terrestrial and the celestial reference systems is an essential part of the methods to be used when dealing with Earth’s rotation or when computing directions of celestial objects in various systems. The 2000 and 2006 IAU resolutions on reference systems have modified the way the Earth orientation is expressed and adopted highly accurate models for expressing the relevant quantities for the transformation between terrestrial and celestial systems. First, the IAU 2000 Resolutions have refined the definition of the astronomical reference systems and the transformations between them and adopted the IAU 2000 precession-nutation theory. Then, the IAU 2006 Resolutions have adopted a new precession model that is consistent with dynamical theories and have addressed definition, terminology or orientation issues relative to reference systems and time scales that needed to be specified after the adoption of the IAU 2000 resolutions. In particular, these provide a refined definition of the pole (the Celestial Intermediate Pole, CIP) and the origin (the Celestial Intermediate Origin, CIO) on the CIP equator, as well as a rigorous definition of the sidereal rotation of the Earth. These also allow an accurate realization of the celestial intermediate system linked to the CIP and the CIO that replaces the classical celestial system based on the true equator and equinox of date. In conventional usage, an apparent place of a star can be considered to be its proper place that has been transformed to the celestial intermediate system. Computing the proper place of a star involves adjusting the catalog place of a star. Generally, a star catalog contains the position (right ascension and declination) in a specified reference system referred at a specific instant, called epoch. When a catalog is built from many years of observations, it also contains the proper motions and might include parallaxes and photometric data. Depending upon the way they are obtained, one may distinguish between observational catalogs, fundamental catalogs and reference catalogs. Until recently, the great turning-point of stellar astrometry was the success of the Hipparcos mission and the release of the resulting catalog, which officially became the optical reference frame, representing the ICRS. Today, the Gaia DR2 data release is the largest and more accurate catalog of stars ever composed, with unmatched accuracy and precision, listing over 1.7 billion stars and other celestial objects. The catalog place of a star is adjusted for proper motion and parallax (when known), gravitational light deflection within the solar system, and aberration due to the Earth’s motion, yielding its proper place. Parallax and aberration require the selection of a reference point that usually is chosen as the barycenter of the solar system. For that reason, the computation of parallax and aberration requires solar system ephemerides. Many stars seem to move slowly in a direction that does not change with time. This effect is caused by the relative motion of the stars through space. It is called the proper motion. The velocity of a star with respect to the Sun can be divided into two components, one of which is directed along the line of sight (the radial component or the radial velocity), and the other perpendicular to it (the tangential component). The tangential velocity results in the proper motion, which can be measured by observations at intervals of several years or decades. An object at finite distance appears in different directions if seen from two different observational points. This phenomenon is called parallax. Usually astronomical parallaxes are related with a chosen reference point. This reference point usually is the barycenter of the solar system. The reduction from the geocenter to the barycenter is called annual parallax because the induced period of angular changes is one year. Aberration results from the velocity of the observer with respect to some reference point and the finite value of the speed of light. A description of aberration requires a non-moving reference (rest) point that usually is chosen as the barycenter of our solar system. The annual aberration results from the orbital motion of the Earth around the solar system barycenter. Light crosses the Solar System on a geodesic line, defined by the distribution of gravity potentials due to the Sun and the planets, resulting in its bending, called light deflection. One should, therefore, know the positions of the bodies of the Solar System and their motions during the travel of the light beam, to define the actual position of the star. The new IAU conventions were implemented in a software developed to perform reduction of star catalog coordinates, from the International Celestial Reference System to the Celestial Intermediate Reference System of date, that is, to compute the apparent coordinates with reference to the true celestial pole and equator of a chosen epoch, for an observer at the geocenter. For this reduction, the IAU 2006/2000A precession-nutation model was used and proper place computations where taken into account.	en
heal.advisorName	Κορακίτης, Ρωμύλος	el
heal.committeeMemberName	Λάμπρου, Ευαγγελία	el
heal.committeeMemberName	Δουλάμης, Νικόλαος	el
heal.committeeMemberName	Κορακίτης, Ρωμύλος	el
heal.academicPublisher	Εθνικό Μετσόβιο Πολυτεχνείο. Σχολή Αγρονόμων και Τοπογράφων Μηχανικών. Τομέας Τοπογραφίας. Κέντρο Δορυφόρων Διονύσου	el
heal.academicPublisherID	ntua
heal.numberOfPages	149 σ.
heal.fullTextAvailability	true