Dites où se trouve le soleil, pourquoi y a-t-il trois nombres X, Y et Z ?
La même direction et la même distance entre la terre et le soleil sont projetées sur trois règles de coordonnées.
Pour décrire l'emplacement dans une pièce, vous pouvez dire quelques pas vers l'est, quelques pas vers le nord et quelques marches vers le haut. Les coordonnées rectangulaires astronomiques divisent également un vecteur spatial de cette manière ; mais l'axe des coordonnées pointe vers la direction de référence de la sphère céleste, et l'équinoxe de référence de l'année doit être précisé.
Devinez d'abord
Si la même position du soleil passe de l'axe de coordonnées J2000 à J2044, est-il calculé où sera le soleil en 2044 ?
Afficher la réponse et les explications
Non, change juste l'axe des coordonnées — La position du soleil est toujours le 13/10/1992 et J2044 ne marque que l'axe de coordonnées de référence.
Ensuite, connectez l'expérience et la science
Attribuer une distance à la direction
L'origine des coordonnées géocentriques-solaires est le centre de la Terre. X, Y et Z sont des composantes dans trois directions mutuellement perpendiculaires, et non trois soleils différents.
X² + Y² + Z² = R²
Expliquez d’abord où se trouvent les trois dirigeants.
L'équateur actuel, l'équateur J2000 et l'équateur B1950 ne sont pas le même ensemble de règles de direction. Notez d’abord les points de référence, puis les chiffres pourront être comparés.
X indique l'équinoxe ; Z pointe vers le pôle nord céleste
Au même moment, seuls les axes de coordonnées sont modifiés
Fixez d'abord la position et la date, puis changez l'équinoxe. La longueur du vecteur ne change pas en raison de la rotation, mais les composantes oui. Vous pouvez également modifier la position et la date indépendamment pour voir la direction réelle du soleil changer avec le temps.
Formules (26.1)–(26.3) et rotation de précession
Confirmez de quel algorithme provient l'entrée
L'entrée est générée à partir des termes de période terrestre de l'Annexe III et du Tableau 26.A en fonction de la date sélectionnée, puis obtenue de manière inverse pour obtenir le vecteur solaire géocentrique. Ne mélangez pas les nombres pour la Terre héliocentrique, le soleil géocentrique ou les différents équinoxes.
La précision d’entrée limite la précision de sortie
Développer le calcul
X = R cos β cos λ Y = R(cos β sin λ cos ε − sin β sin ε) Z = R(cos β sin λ sin ε + sin β cos ε) X² + Y² + Z² = R²
Ce qui précède est la conversion des coordonnées rectangulaires de l'écliptique à l'équateur à la même date. λ et β sont la longitude et la latitude jaunes, ε est l'angle d'intersection et R est AU ; lors de la sélection d'un équinoxe fixe, la matrice de rotation spécifiée par le cours doit également être appliquée.
essaie-le
Comparez d'abord les différents axes de coordonnées en fonction de la date du 13/10/1992 dans le livre original ; puis passez à la date de déménagement en 2000. La date de localisation et l'année de grille sont deux choix indépendants.
Pas besoin de mémoriser les symboles
- X,Y,Z
- Coordonnées rectangulaires équatoriales géocentriques, unité AU
- R
- La distance du centre de la terre au centre du soleil
- FK5
- Système de référence équatorial utilisé dans cette leçon
- J2000/B1950/J2044
- Équinoxe de référence, pas la date actuelle de la position du corps céleste
Algorithme, précision et champ d'application
Réaliser les coordonnées sphériques écliptiques de l'équation 26.1 → dater les coordonnées rectangulaires équatoriales ; générer une entrée d'équinoxe de date en temps réel selon le terme de cycle terrestre dans l'Annexe III, et ajouter la correction FK5 pour indiquer clairement que la nutation/aberration optique n'est pas ajoutée (les coordonnées géométriques sont requises dans ce chapitre). La route standard de l'équinoxe remplace le premier terme de L1, L2 – L4, B1 – B4 et supprime L5 conformément au tableau 26.A pour obtenir le vecteur solaire géocentrique de dynamique de l'écliptique VSOP J2000 ; appuyez sur 26.3 pour tourner vers FK5 J2000, et pouvez également tourner vers n'importe quel équinoxe J selon la matrice ou la précession B1950. Il a couvert toutes les dates de cours en 2000 et les exemples de calcul de 1992 dans le livre original, et ne s'appuie plus sur les vecteurs intermédiaires fixes du livre ; les valeurs intermédiaires tronquées du livre sont toujours utilisées comme calculs de vérification indépendants. La sortie B1950 appartient au FK5 plutôt qu'au FK4. Il n'implémente pas les milliers d'éléments VSOP87 complets ou les éphémérides numériques modernes, et n'est pas appelé un outil d'observation de précision ; il n'appelle pas la page d'accueil un modèle planétaire approximatif.
vérification de ma compréhension
Où est l’origine des coordonnées rectangulaires géocentriques ?
centre de la terre — Le vecteur solaire géocentrique du chapitre 26 pointe du centre de la Terre vers le Soleil.
En faisant simplement pivoter les axes, la longueur réelle du vecteur changera-t-elle ?
Ne le fera pas — La rotation orthogonale modifie les composants, pas la longueur du vecteur.
La version périodique de cette leçon est-elle le VSOP87 complet ?
Non, utilisez les termes de troncature du livre — Les entrées peuvent désormais être générées par date, mais l'Annexe III et le Tableau 26.A sont toujours des versions tronquées et non des milliers de théories complètes.
Trois composantes décrivent la même position ; notez d’abord l’origine, l’unité, le système de coordonnées et les équinoxes, les nombres auront alors un sens.
Jean Meeus · Astronomical Algorithms, 2nd ed. · Non. 26 chapitre