望遠鏡が同じ星に向けられているときに、なぜ「平均」恒星時と「見かけの」恒星時を区別する必要があるのでしょうか?

地球の自転によって大まかな方向が決まり、天球の基準ゼロ点の小さな変化も第 2 レベルの補正をもたらします。

前のセクションでは、固定ウィンドウを使用して星の動きを毎日観察しました。より正確に指示したい場合は、平均天球ゼロ点と章動の影響を受ける真のゼロ点を区別する必要もあります。 2 つの測定値は同じ瞬間を表しており、2 つの時計の動作が突然速くなったり遅くなったりするわけではありません。

まずは推測してください

平均恒星時と見かけの恒星時は異なりますが、観測が2つの時間に行われるということでしょうか？

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いいえ — これらは同じ瞬間を表しますが、異なる基準ゼロ点を使用します。

UT1 の日付を JD に変換し、第 12 章の平均ゼロ点の計算式を使用して計算します。

θフラット=GMST(JDUT1)

章動は、指定された TT 時間に基づいて計算されます。 ΔT はユーザーが設定するもので、タイムゾーンの差に変更することはできません。

JDTT=JDUT1+ΔT/86400

黄道章動を赤道方向に投影すると、平均恒星時と見かけの恒星時の差が得られます。

補正値 (時間秒) = Δψ cosε / 15

見かけの赤経は見かけの恒星時と一致する必要があります。平均座標を使用している間は章動を追加しないでください。

θ サイト = θ 平面 + Δψ cosε

JDTT = JDUT1 + ΔT2番/86400 Δθ過ごす = (Δψアーク秒/3600) cos ε θ视 = θ平 + Δθ 修正時間秒 = Δψアーク秒 cos ε/15

地球の自転角を UT1、章動を TT とします。アーク秒での回転は 3600 で割られ、アーク秒での回転は恒星時間の秒で 15 で割られます。 2 つの変換を混合することはできません。

Dian Yuanshu の 1987 年の計算例。メインの画像は小さな読み取り値の違いを拡大したもので、実際の修正は右側にマークされた時間秒のみです。

第 12 章の春分方程式と平均から見かけの恒星時間への変換を補足します。章動入力は TT、平均恒星時入力は UT1 です。原書 12.a 微小な時間差を無視した計算例を dt=0 で再現し、残りは仮定として dt を与えます。

章動補正Δψがアーク秒で表されている場合、どのように時間秒に変換すればよいでしょうか?

15で割ってcosεを掛ける — 円弧秒と時間秒を区別します。

見かけの赤経で指す場合は合わせるべきでしょうか？

見かけの恒星時 — 座標補正はセット間で一貫している必要があります。

写真の拡大されたずれをそのまま実際の角度とみなせるでしょうか？

できない — 倍率はわかりやすくするためだけのもので、実際の補正は数値で示されます。

同じ瞬間を正確に指示するには、平均/ビュー座標と時間ゼロ点が互いに一致する必要があります。

Jean Meeus · Astronomical Algorithms, 2nd ed. · いいえ。 12 章