À ce moment-là, lorsque vous voyez la planète, est-elle toujours dans la même position à l’instant ?
Il faut du temps à la lumière pour atteindre la Terre et le télescope reçoit les nouvelles qui ont commencé plus tôt.
Planètes et petits objets du système solaire
Prendre une photo d'une planète lointaine ne montre pas sa position « immédiate ». L'ordinateur doit d'abord estimer la durée du trajet de la lumière, puis remonter à ce moment pour trouver la position de la planète jusqu'à ce que les distances calculées avant et après soient cohérentes entre elles.
Devinez d'abord
La lumière met du temps à voyager, alors la position de la planète que vous voyez correspond-elle à cela ?
Afficher la réponse et les explications
La position de la lumière lorsqu'elle quitte la planète — Le temps de propagation doit être pris en compte avec le mouvement planétaire.
Ensuite, connectez l'expérience et la science
Premier changement de la position héliocentrique à la direction de la terre
Soustrayez les vecteurs héliocentriques de la planète et de la Terre pour obtenir la direction depuis la Terre. Le seul temps passé sur la route n’est pas pris en compte à ce stade.
rgeocenter = rplanet − arrière
Ce que nous voyons, c'est la planète telle que la lumière la quitte
Devinez d’abord le temps de trajet de la lumière, puis trouvez les positions passées des planètes et recalculez la distance jusqu’à ce que le temps de trajet de la lumière soit stable. La position de la Terre lorsqu'elle reçoit de la lumière.
τ = 0,0057755183Δ jour ; t émettant = t recevant − τ
Retraitement des observateurs en mouvement
L'aberration lumineuse n'est pas du temps lumineux. Ici, nous ajoutons l'aberration optique annuelle selon 23.2 du livre original, puis apportons de petites corrections au FK5.
Le temps de trajet de la lumière et la différence de trajet de la lumière sont calculés séparément
Finalement converti en coordonnées équatoriales apparentes du même jour
Ajoutez une nutation et utilisez l'angle d'intersection pour changer la longitude et la latitude en ascension droite et en déclinaison. Il s’agit toujours de la position géocentrique, sans lieu, sans atmosphère ni terrain.
Ajouter Δψ ; utilisez ε pour transformer en coordonnées équatoriales
Développer le calcul
rcentre de la terre = rplanète(t−τ) − rTerre(t) Δ = |rcentre de la terre| τ新 = 0.0057755183 × Δ λ = atan2(y,x)；β = atan2(z,√(x²+y²))
Les composantes vectorielles x, y, z et Δ sont représentées par AU et τ est représenté par jour. La Terre est fixée à l'heure de réception et met à jour à plusieurs reprises l'heure lumineuse de la planète ; cette chaîne n'atteint que la position géométrique/temps de parcours de la lumière, et la position apparente nécessite une correction ultérieure.
essaie-le
Utilisez l'exemple du livre Vénus pour comparer la « position géométrique », la « correction du temps de trajet de la lumière » et la « position apparente du chapitre complet ». Ne traitez pas les résultats de cette leçon comme des coordonnées d’horizon local.
Pas besoin de mémoriser les symboles
- Δ
- Distance du centre de la Terre AU
- τ
- Quand la lumière voyage, le jour
- λ / β
- Longitude jaune et latitude jaune de la Terre
- α / δ
- Ascension droite et déclinaison géocentriques
Algorithme, précision et champ d'application
Réaliser le premier itinéraire et l'exemple 33.a du chapitre 33 du livre original : Annexe III Soustraction de coordonnées héliocentriques planète/Terre ; maintenir la position de la Terre au moment de la réception et la position de la planète au moment de la transmission itérative ; calculez l'aberration optique annuelle en utilisant la véritable longitude de la Terre + 180° selon 23,2, puis effectuez la correction 32,3 FK5, la nutation et la conversion équatoriale du véritable angle écliptique. Fiez-vous au tableau complet 22.A fonction de nutation du package d'extension de nutation ou de coordonnées solaires existant, et ne copiez plus un autre ensemble de modèles. Les valeurs finales du livre original de Vénus du 20 décembre 1992 sont α≈316,17291° et δ≈−18,88801°. Les quantités intermédiaires du livre sont arrondies, les tolérances correspondantes sont donc conservées dans le calcul. Écliptique dynamique moyenne de référence par rapport à l'équateur réel du jour FK5 ; pas de roulement apparent local ou de VSOP87 complet moderne. La Terre elle-même n’a pas de direction géocentrique pour les besoins de cette leçon et rejette explicitement cette entrée.
vérification de ma compréhension
Que faire en premier pour calculer la direction vers la Terre ?
Vecteur planète moins vecteur Terre — Les vecteurs spatiaux sont soustraits pour préserver la direction.
La correction du temps de trajet de la lumière et l'aberration annuelle du trajet de la lumière sont-elles la même chose ?
Non — Le premier est dû aux différents instants de départ de la lumière, et le second est lié à la combinaison du mouvement de l'observateur et de la vitesse de la lumière.
L'ascension droite et la déclinaison géocentriques sont-elles la direction indiquée sur votre boussole ?
Non — La localisation, la rotation de la terre et la conversion des coordonnées de l'horizon sont également nécessaires.
La lumière apporte des nouvelles du passé ; ce n'est qu'en séparant l'heure de départ, la position de réception et la correction des coordonnées que la direction à suivre peut être calculée.
Jean Meeus · Astronomical Algorithms, 2nd ed. · Non. 33 chapitre
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