La même lune a-t-elle la même adresse vue du centre de la terre et d’où vous vous trouvez ?
Lorsque vous tendez la main pour regarder un objet proche, changer la position de visualisation changera la direction ; dans les calculs astronomiques, vous devez également noter d'où regarder.
Planètes et petits objets du système solaire
Les éphémérides vous indiquent souvent d'abord la position des objets célestes « vus du centre de la Terre ». Mais vous vous trouvez à la surface de la terre et les deux lignes de vue ne sont pas exactement les mêmes. Cette différence est généralement d’autant plus importante que l’astre est proche ; la Lune en particulier ne peut être ignorée avec désinvolture.
Devinez d'abord
L'éphéméride dit « vu du centre de la terre », cela signifie-t-il que la direction que vous voyez depuis le sol doit être exactement la même ?
Afficher la réponse et les explications
incertain — Si le point de départ de l'observation diffère d'un rayon terrestre, les objets proches du ciel auront une parallaxe considérable.
Ensuite, connectez l'expérience et la science
Reconnaissons d’abord deux points d’observation :
L’un est au centre de la terre et l’autre au sol. La direction géocentrique des éphémérides n’est pas un endroit où votre corps peut réellement se tenir. C'est un point de référence pour des calculs unifiés.
Géocentre : centre de la terre ; centre de la gare : lieu d'observation
Soustraire la position de l'observateur
Soustrayez le vecteur du centre de la terre à l'observateur du vecteur du centre de la terre au corps céleste, et vous obtenez le vecteur du centre de la terre au corps céleste.
Vecteur centre de la station = vecteur corps céleste géocentrique − vecteur observateur
Plus la distance est proche, n'ignorez pas cette étape
La parallaxe de la Lune est proche de 1° ; les planètes sont généralement beaucoup plus petites. L’approximation aux petits angles est souvent suffisante pour les planètes, mais la version stricte doit être utilisée pour la Lune.
sin π = sin(8.794148″) / Δ
Rendre également le système de coordonnées cohérent avec les unités
La même soustraction vectorielle peut être effectuée en coordonnées équatoriales ou écliptiques. Les exercices zodiacaux modifient également le rayon apparent car la distance de l'observateur à l'objet céleste change également.
λ, β, rayon et temps sidéral local doivent être cohérents
Développer le calcul
rcentre du stand = rcentre de la terre − r观察者 αcentre du stand = atan2(ycentre du stand,xcentre du stand) δcentre du stand = atan2(zcentre du stand,√(xcentre du stand²+ycentre du stand²))
Unifiez d’abord l’unité, l’origine et l’axe de coordonnées du vecteur, puis soustrayez. Lorsque le vecteur de l'observateur dépend de la latitude, de l'altitude et des étoiles locales, vous ne pouvez pas simplement soustraire le rayon terrestre de la distance céleste.
essaie-le
Utilisez d’abord l’exemple lunaire pour modifier l’angle horaire, puis passez à l’exemple de Mars. La lecture à droite correspond à la différence d'angle réelle et la différence entre les points d'observation à gauche est dessinée plus clairement.
Pas besoin de mémoriser les symboles
- α,δ / α′,δ′
- Centre de la Terre/centre de la station, ascension droite et déclinaison
- π
- Parallaxe de l'horizon équatorial, en degrés
- H
- Angle horaire local défini à partir du centre de la Terre, positif vers l'ouest
- ρsinφ′,ρcosφ′
- Position de l'observateur calculée à partir de l'ellipsoïde de référence
- λ′,β′,s′
- Longitude jaune du centre de la station, latitude jaune et rayon visuel
Algorithme, précision et champ d'application
Implémentez la méthode vectorielle tridimensionnelle 40,6/40,7 au chapitre 40 et vérifiez-la avec la formule indépendante 40,2/40,3 ; fournit également une petite approximation de parallaxe de 40,4/40,5 et une correction des coordonnées écliptiques/rayon de vision imprimées à la page 282. Le livre original 40.a Mars utilise les coordonnées géocentriques et la parallaxe de l'horizon données, et l'angle horaire est préréglé à −71,2041667° (équivalent à 288,7958333°) ; Le temps sidéral TD n'est pas mal calculé à partir de UT. Moon est un exercice de livre original imaginaire, α15°, δ5°, π59′. La petite constante de parallaxe est de 8,794148″ de AA+ (8,794″ dans le livre original), qui est donnée par sinπ=sinπ☉/Δ ; la tolérance correspondante est utilisée pour les exemples d'arrondis dans le livre de vérification. La latitude et la hauteur géographiques appellent la fonction originale du globe, et la ligne normale ne prétend pas être un véritable fil à plomb. Le thêta de l'exercice écliptique est le temps sidéral local, non mélangé avec le GMT ou la longitude. Il n'inclut pas la réfraction atmosphérique, les éphémérides en temps réel ou le terrain lunaire ; il ne réalise pas la solution inverse de tous les états géocentriques à partir de coordonnées centrées sur la station.
vérification de ma compréhension
Comment gérer le vecteur du centre de la terre au centre de la station ?
Soustraire le vecteur de position de l'observateur — La direction et la taille de la parallaxe dépendent des relations géométriques et ne peuvent pas être ajoutées uniformément aux constantes.
Entre la Lune et les planètes lointaines, laquelle nécessite généralement un traitement plus attentif de la parallaxe centroïdale ?
Lune — La Lune est plus proche et le rayon de la Terre est plus grand proportionnellement à la distance.
La correction de parallaxe est-elle la même chose que la réfraction atmosphérique ?
Non — La parallaxe change le point de départ de l'observation ; la réfraction modifie le chemin de la lumière. Cette leçon ne fait que la première.
Les coordonnées doivent indiquer où chercher. Tout d’abord, déplacez-vous du centre de la Terre vers votre emplacement actuel, puis parlez de la direction devant vous.
Jean Meeus · Astronomical Algorithms, 2nd ed. · Non. 40 chapitre
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