principios contables

CÁLCULO DE LA POSICIÓN APARENTE DEL SOL
Para poder calcular la posición aparente del Sol primero debemos tener unas nociones básicas sobre los sistemas de coordenadas usados en astronomía.
Las posiciones de los objetos en el cielo tal como se ven desde la Tierra están referidas a un sistema de coordenadas cuya alineación cambia con el tiempo de un modo complejo. Unos pocos, pero importantes,movimiento y efectos se resumen a continuación:
La Tierra gira sobre su eje una vez cada día sidéreo
El eje de rotación está moviéndose en un círculo con un periodo de aproximadamente 26000 años (precesión)
El eje se inclina arriba y abajo con un periodo de aproximadamente 19 años (nutación) 
Las estrellas "fijas" proporcionan un sistema de referencia que nos permite explicar el movimientodiario de rotación de la Tierra sobre su eje. Usamos el sistema de coordenadas ecuatoriales para referir posicíones de los planetas en un marco en el que todavía están las estrellas y la ascensión recta (AR) y la declinación (DEC) se usan para dar las coordenadas del planeta con respecto a las estrellas fijas. El "cero" de AR es el equinoccio vernal, en el mismo sentido en el que se toma como longitudcero el meridiano de Greenwich.
La precesión de los equinoccios significa que el "cero" de AR cambia lentamente con el tiempo, lo que significa que las coordenadas estelares deben referirse siempre a una época o fecha. Al usar los elementos orbitales correspondientes a la época fundamental J2000, las órbitas de los planetas se describen en un sistema de coordenadas que está basado en elequinoccio vernal de J2000. Una ventaja adicional es que nuestras posiciones para los planetas corresponderán exactamente con las posiciones que se encuentran en los atlas estelares más recientes. Será posible por tanto, dibujar la trayectoria de Júpiter directamente sobre una carta estelar tal como The Cambridge Star Atlas
La nutación (cuyo efecto es pequeño de todos modos) puede ser tenida en cuenta deforma indirecta refiriendo nuestras posiciones a la eclíptica media de J2000. La palabra "media" que no se ha tenido en cuenta la nutación. Nuestra plataforma de observación (la Tierra) cabecea, así que las estrellas y planetas parecerán cabecear. Los elementos correspondientes a J2000 darán unas coordenadas que coincidirán con la de las estrellas encontradas en los mapas estelares.

Lassecciones que siguen nos van a llevar a la obtención de AR y DEC a partir de los elementos orbitales. Como ejemplo calcularemos la posición de Júpiter el 25 de Junio de 2001. Las principales etapas en el cálculo son:
Cálculo del dia Juliano.
Cálculo de la hora sideral en nuestra longitud.
Cómputo de la longitud eclíptica.
Convertir la la longitud ecliptia a ascensión recta y declinación.
Cambio alsistema de coordenadas ecuatoriales.
 Cualquier cuerpo astronómico presente el la bóbeda celeste puede ser situado mediante el uso de dos coordenadas, altitud(h) y acimut(a), la primera indica la altura del objeto, mientras que la segunda situa el cuerpo en el horizonte (N,S,E u O), ambas se miden en grados, la altitud está comprendida en el rango de 0º a 90º, mientras que el acimut puede tomarcualquier valor entre 0º y 360º, en astronomía se toma como referencia el Sur para los 0º.
Por otra parte el movimiento de la tierra y los planetas está normalmente dado en coordenadas eclípticas, basadas en el plano de la ecliptica. La posición de un objeto es definida por la latitud ecliptica (0 para el Sol), la longitud ecliptica y la distancia.
Consideraremos un cuerpo ficticio k'describiendo una órbita circular alrededor de S con velocidada constante, con el mismo periodo que el cuerpo real k, y situado en p' en el momento en el que el objeto real k esté situado en el perihelio P. El ángulo PSK' es denominado anomalia media M, incrementando linealmente con el tiempo. El problema consiste en encontrar la verdadera anomalia (el ángulo PSK) en un instante dado, cuando el anomalia...