あなたが惑星を見たこの瞬間、それはまだ先ほどと同じ位置にありますか？
光が地球に届くまでには時間がかかり、望遠鏡は先に始まったニュースを受信します。
遠く離れた惑星の写真を撮っても、その「直接の」位置はわかりません。コンピューターはまず光がどれくらいの時間を移動したかを推定し、次にその時間に戻って、前後に計算された距離が一致するまで惑星の位置を見つけなければなりません。
まずは推測してください
光は伝わるのに時間がかかるので、見えている惑星の位置はそれに対応しているのでしょうか？
答えと解説を見る
光が地球から離れるときの位置 — 伝播時間は惑星の運動と合わせて考慮する必要があります。
そして経験と科学を結びつける
地動説から地球の方向への最初の変化
惑星と地球の地心ベクトルを減算して、地球からの方向を取得します。この時点では、移動中に費やした時間だけは考慮されていません。
ジオセンター = rプラネット − リアス
私たちが見ているのは、光がそこから出たときの惑星です
まず光の移動時間を推測し、次に過去の惑星の位置を求め、光の移動時間が安定するまでの距離を再計算します。光を受けたときの地球の位置。
τ=0.0057755183Δ 日; t送信=t受信-τ
移動中のオブザーバーを再処理する
光収差は光時間ではありません。ここでは、元の本の 23.2 に従って年周光学収差を追加し、その後 FK5 に小さな補正を加えます。
光の移動時間と光の移動の差は別々に計算されます
最終的に同日の見かけの赤道座標に変換
章動を追加し、交角を使用して経度と緯度を赤経と赤緯に変更します。これは依然として地心位置であり、場所、大気、地形はありません。
Δψを追加します。 ε を使用して赤道座標に変換します
計算の流れを詳しく見る
r地球の中心 = r惑星(t−τ) − r地球(t) Δ = |r地球の中心| τ新 = 0.0057755183 × Δ λ = atan2(y,x)；β = atan2(z,√(x²+y²))
ベクトル成分 x、y、z、Δ は AU で表され、τ は日で表されます。地球は受信時刻を固定し、惑星の発光時間を繰り返し更新します。このチェーンは幾何学的な/光の移動時間の位置にのみ到達するため、見かけの位置は後で修正する必要があります。
試してみてください
金星の本の例を使用して、「幾何学的位置」、「光の移動時間の補正」、および「完全な章の見かけの位置」を比較します。このレッスンの結果をローカル地平線座標として扱わないでください。
見てみてください →
記号を覚える必要はありません
- Δ
- 地球の中心からの距離 AU
- τ
- 光が伝わるとき、その日
- λ / β
- 地球の黄色経度と黄色緯度
- α / δ
- 地心赤経と赤緯
アルゴリズム、精度、適用範囲
最初のルートと、元の本の第 33 章の例 33.a を実現します。付録 III 惑星/地球の太陽中心座標の減算。受信時の地球の位置と反復送信時の惑星の位置を維持します。 23.2に従って地球の真経度+180°を使用して年光学収差を計算し、次に32.3 FK5補正、章動および真黄道角の赤道変換を実行します。既存の章動または太陽座標拡張パッケージの完全な表 22.A 章動関数に依存し、別のモデル セットをコピーする必要はなくなりました。 1992 年 12 月 20 日の元の金星の本の最終値は、α≈316.17291° およびδ≈−18.88801° です。ブック内の中間数量は四捨五入されるため、対応する許容誤差が計算で保持されます。 FK5 日の真赤道に対する日付平均動的黄道を参照します。局所的な見かけ方位や最新の完全な VSOP87 ではありません。地球自体にはこのレッスンの目的に適した地心方向はなく、この入力を明示的に拒否します。
私の理解度チェック
地球への方向を計算するには、まず何をすればよいでしょうか?
惑星ベクトルから地球ベクトルを引いたもの — 方向を維持するために空間ベクトルが減算されます。
光旅行時間補正と光旅行年収差は同じものですか?
いいえ — 前者は光の開始時間の違いによるもので、後者は観測者の動きと光の速度の組み合わせに関係しています。
地心赤経と赤緯はコンパスの方向ですか?
いいえ — 位置、地球の回転、地平線座標の変換も必要です。
光は過去からのニュースをもたらします。出発時刻、受信位置、座標補正を分離するだけで、前方方向を計算できます。
Jean Meeus · Astronomical Algorithms, 2nd ed. · いいえ。 33 章