WikiDer > Положение Солнца

Солнце, как видно из Ламлаш, Шотландия (55 ° 31′47,43 ″ с.ш. 5 ° 5′59,77 ″ з.д. / 55,5298417 ° с.ш.5,0999361 ° з.д. / 55.5298417; -5.0999361) 3 января 2010 г. в 8:53 по местному времени.

В положение Солнца в небо является функцией как время и географическое положение наблюдения за земной шарповерхность. В качестве Орбиты Земли то солнце в течение год, Солнце движется относительно фиксированные звезды на небесная сфера, по круговой траектории, называемой эклиптика.

Вращение Земли вокруг своей оси вызывает дневное движение, так что кажется, что Солнце движется по небу в Путь солнца это зависит от географического положения наблюдателя широта. Время, когда Солнце транзиты наблюдателя меридиан зависит от географического долгота.

Следовательно, чтобы найти положение Солнца в данном месте в данный момент времени, можно проделать три следующих шага:^[1][2]

1. вычислить положение Солнца в эклиптическая система координат,
2. преобразовать в экваториальная система координат, и
3. преобразовать в горизонтальная система координат, для местного времени и местоположения наблюдателя.

Этот расчет полезен в астрономия, навигация, геодезия, метеорология, климатология, солнечная энергия, и солнечные часы дизайн.

Примерное положение

Эклиптические координаты

Эти уравнения из Астрономический альманах,^[3][4]может использоваться для расчета видимых координат солнце, среднее равноденствие и эклиптика датыс точностью около 0 ° 0,01 (36 дюймов) для дат между 1950 и 2050 годами.

Начнем с расчета п, количество дней (положительное или отрицательное, включая дробные дни) с полудня по Гринвичу по земному времени 1 января 2000 г. (J2000.0). Если Юлианская дата ибо желаемое время известно, то

${ displaystyle n = mathrm {JD} -2451545.0}$

В средняя долгота Солнца с поправкой на аберрация света, является:

${ displaystyle L = 280,460 ^ { circ} +0.9856474 ^ { circ} n}$

В средняя аномалия Солнца (на самом деле, Земли, вращающейся вокруг Солнца, но удобно представить, что Солнце вращается вокруг Земли):

${ displaystyle g = 357,528 ^ { circ} +0,9856003 ^ { circ} n}$

Положить ${ displaystyle L}$ и ${ displaystyle g}$ в диапазоне от 0 ° до 360 ° путем добавления или вычитания кратные на 360 ° по мере необходимости.

Наконец, эклиптическая долгота Солнца это:

${ displaystyle lambda = L + 1,915 ^ { circ} sin g + 0,020 ^ { circ} sin 2g}$

В эклиптическая широта Солнца почти:

${ displaystyle beta = 0}$,

как эклиптическая широта Солнца никогда не превышает 0,00033 °,^[5]

и расстояние от Солнца до Земли, в астрономические единицы, является:

${ Displaystyle R = 1.00014-0.01671 cos g-0.00014 cos 2g}$.

Экваториальные координаты

${ displaystyle lambda}$, ${ displaystyle beta}$ и ${ displaystyle R}$ сформировать законченную позицию солнце в эклиптическая система координат. Это можно преобразовать в экваториальная система координат путем расчета наклон эклиптики, ${ displaystyle epsilon}$, и продолжая:

Прямое восхождение,

${ Displaystyle альфа = arctan ( соз эпсилон загар лямбда)}$, куда ${ displaystyle alpha}$ находится в том же квадрант в качестве ${ displaystyle lambda}$,

Чтобы получить RA в правом квадранте в компьютерных программах, используйте функцию Arctan с двойным аргументом, такую ​​как ATAN2 (y, x)

${ Displaystyle альфа = arctan 2 ( соз эпсилон грех лямбда, соз лямбда)}$

и склонение,

${ Displaystyle дельта = arcsin ( грех эпсилон грех лямбда)}$.

Горизонтальные координаты

Прямоугольные экваториальные координаты

В правша прямоугольные экваториальные координаты (где ${ displaystyle X}$ ось в направлении весенняя точка, а ${ displaystyle Y}$ ось 90 ° к востоку, в самолет из небесный экватор, а ${ displaystyle Z}$ ось направлена ​​к северный полюс мира^[6]), в астрономические единицы:

${ displaystyle X = R cos lambda}$

${ Displaystyle Y = R соз эпсилон грех лямбда}$

${ Displaystyle Z = р грех эпсилон грех лямбда}$

Наклон эклиптики

Где наклон эклиптики нигде не получено, его можно приблизить:

${ displaystyle epsilon = 23,439 ^ { circ} -0,0000004 ^ { circ} n}$

для использования с приведенными выше уравнениями.

Склонение Солнца при взгляде с Земли

Путь Солнца над небесной сферой в течение дня для наблюдателя на 56 ° северной широты. Путь Солнца меняется в зависимости от его склонения в течение года. Пересечения кривых с горизонтальной осью показывают азимуты в градусах от севера, где солнце восходит и заходит.

Обзор

Солнце движется на север во время северной весна, связавшись с небесный экватор на Мартовское равноденствие. Его склонение достигает максимума, равного углу земного осевой наклон (23.44°)^[7][8] на Июньское солнцестояние, затем уменьшается до минимума (−23,44 °) на Декабрьское солнцестояние, когда его значение является отрицательным значением осевого наклона. Этот вариант дает сезоны.

А линейный график склонения Солнца за год напоминает синусоидальная волна с амплитуда 23,44 °, но одна доля волны на несколько дней длиннее другой, среди прочих отличий.

Следующие явления произошли бы, если бы Земля была идеальной. сфера, в круговая орбита вокруг Солнца, и если его ось наклонена на 90 °, так что сама ось находится на орбитальный самолет (похожий на Уран). В один день в году Солнце было бы прямо над головой на Северный полюс, поэтому его склонение будет + 90 °. В течение следующих нескольких месяцев подсолнечная точка будет двигаться к Южный полюс на постоянной скорости, пересекая круги широты с постоянной скоростью, чтобы склонение Солнца уменьшилось линейно со временем. В конце концов Солнце окажется прямо над Южным полюсом со склонением -90 °; тогда он начнёт двигаться на север с постоянной скоростью. Таким образом, график солнечного склонения, если смотреть с этой сильно наклоненной Земли, будет напоминать треугольная волна а не синусоидальная волна, зигзагообразный между плюсом и минус 90 °, с линейными сегментами между максимумом и минимумом.

Если осевой наклон на 90 ° уменьшается, то абсолютные максимальное и минимальное значения наклона уменьшатся, чтобы равняться осевому наклону. Кроме того, формы максимумов и минимумов на графике станут менее острыми («заостренными»), изогнувшись, чтобы напоминать максимум и минимум синусоидальной волны. Однако даже когда осевой наклон равен наклону реальной Земли, максимумы и минимумы остаются более острыми, чем у синусоидальной волны.

В действительности, Орбита Земли является эллиптический. Земля движется быстрее вокруг Солнца вблизи перигелий, в начале января, чем рядом афелий, в начале июля. Это заставляет такие процессы, как изменение солнечного склонения, происходить в январе быстрее, чем в июле. На графике это делает минимумы более острыми, чем максимумы. Кроме того, поскольку перигелий и афелий не происходят в точные даты солнцестояний, максимумы и минимумы слегка асимметричны. Темпы изменений до и после не совсем равны.

Поэтому график кажущегося солнечного склонения по-разному отличается от синусоидальной волны. Как показано ниже, его точное вычисление связано с некоторыми трудностями.

Расчеты

Склонение солнце, δ_☉, - угол между лучами Солнца и плоскостью экватора Земли. Земли осевой наклон (называется наклон эклиптики астрономами) - это угол между осью Земли и линией, перпендикулярной орбите Земли. Наклон оси Земли медленно меняется в течение тысяч лет, но его текущее значение ε = 23 ° 26 'почти постоянно, поэтому изменение солнечного склонения в течение одного года почти такое же, как и в течение следующего года.

На солнцестоянияугол между лучами Солнца и плоскостью экватора Земли достигает максимального значения 23 ° 26 '. Следовательно, δ_☉ = + 23 ° 26 'в день северного летнего солнцестояния и δ_☉ = −23 ° 26 'в день летнего солнцестояния южного побережья.

В момент каждого равноденствие, центр Солнца, кажется, проходит через небесный экватор, а δ_☉ составляет 0 °.

Склонение Солнца в любой момент рассчитывается по формуле:

${ displaystyle delta _ { odot} = arcsin left [ sin left (-23,44 ^ { circ} right) cdot sin left (EL right) right]}$

где EL - эклиптическая долгота (по сути, положение Земли на ее орбите). Поскольку на Земле орбитальный эксцентриситет мала, его орбиту можно аппроксимировать как круг, что приводит к ошибке до 1 °. Приближение круга означает, что EL будет на 90 ° впереди солнцестояний на орбите Земли (в дни равноденствий), так что sin (EL) можно записать как sin (90 + NDS) = cos (NDS), где NDS - количество дни после декабрьского солнцестояния. Также используя приближение, что arcsin [sin (d) · cos (NDS)] близко к d · cos (NDS), получается следующая часто используемая формула:

${ displaystyle delta _ { odot} = - 23,44 ^ { circ} cdot cos left [{ frac {360 ^ { circ}} {365}} cdot left (N + 10 right )верно]}$

где N - день года, начинающийся с N = 0 в полночь. Всемирное время (UT) в начале 1 января (т.е.дневная часть порядковая дата −1). Число 10 в (N + 10) - это приблизительное количество дней после декабрьского солнцестояния до 1 января. Это уравнение переоценивает склонение около сентябрьского равноденствия до + 1,5 °. Аппроксимация синусоидальной функции сама по себе приводит к ошибке до 0,26 ° и не рекомендуется для использования в приложениях солнечной энергии.^[2] Формула Спенсера 1971 года^[9] (на основе Ряд Фурье) также не рекомендуется из-за погрешности до 0,28 °.^[10] Дополнительная ошибка до 0,5 ° может возникнуть во всех уравнениях для равноденствий, если не использовать десятичный разряд при выборе N для корректировки времени после полуночи UT для начала этого дня. Таким образом, приведенное выше уравнение может иметь погрешность до 2,0 °, что примерно в четыре раза больше угловой ширины Солнца, в зависимости от того, как оно используется.

Склонение можно более точно рассчитать, не делая двух приближений, используя параметры орбиты Земли для более точной оценки EL:^[11]

${ displaystyle delta _ { odot} = arcsin left [ sin left (-23,44 ^ { circ} right) cdot cos left ({ frac {360 ^ { circ}} { 365,24}} left (N + 10 right) + { frac {360 ^ { circ}} { pi}} cdot 0,0167 sin left ({ frac {360 ^ { circ}} {365,24 }} left (N-2 right) right) right) right]}$

который можно упростить, оценив константы до:

${ displaystyle delta _ { odot} = - arcsin left [0,39779 cos left (0,98565 ^ { circ} left (N + 10 right) +1,914 ^ { circ} sin left ( 0,98565 ^ { circ} left (N-2 right) right) right) right]}$

N - количество дней с полуночи UT, когда начинается 1 января (т.е. порядковая дата −1) и может включать десятичные дроби для корректировки на местное время позже или раньше в течение дня. Число 2 в (N-2) - это приблизительное количество дней после 1 января до уровня Земли. перигелий. Число 0,0167 - текущее значение эксцентриситет орбиты Земли. Эксцентриситет очень медленно меняется во времени, но для дат, довольно близких к настоящему, его можно считать постоянным. Наибольшие ошибки в этом уравнении составляют менее ± 0,2 °, но менее ± 0,03 ° для данного года, если число 10 корректируется в большую или меньшую сторону в дробных днях, в зависимости от того, насколько далеко декабрьское солнцестояние предыдущего года произошло до или после. полдень 22 декабря. Эти точности сравниваются с продвинутыми расчетами NOAA.^[12][13] которые основаны на алгоритме Жана Миуса 1999 г. с точностью до 0,01 °.^[14]

(Приведенная выше формула связана с достаточно простым и точным расчетом Уравнение времени, который описан здесь.)

Более сложные алгоритмы^[15][16] исправьте изменения эклиптической долготы, используя термины в дополнение к приведенной выше поправке на эксцентриситет 1-го порядка. Они также исправляют наклон 23,44 °, который очень незначительно меняется со временем. Поправки могут также включать влияние Луны на смещение положения Земли от центра орбиты пары вокруг Солнца. После получения склонения относительно центра Земли, дальнейшая поправка на параллакс применяется, что зависит от расстояния наблюдателя от центра Земли. Эта поправка меньше 0,0025 °. Погрешность вычисления положения центра Солнца может быть менее 0,00015 °. Для сравнения, ширина Солнца около 0,5 °.

Атмосферная рефракция

Вышеописанные расчеты склонения не учитывают влияние преломление света в атмосфере, что приводит к тому, что видимый угол возвышения Солнца, видимый наблюдателем, превышает фактический угол возвышения, особенно при малых возвышениях Солнца.^[2] Например, когда Солнце находится на высоте 10 °, кажется, что оно находится под углом 10,1 °. Можно использовать склонение Солнца вместе с его прямое восхождение, чтобы вычислить его азимут, а также его истинную высоту, которую затем можно скорректировать с учетом рефракции, чтобы определить его видимое положение.^[2][13][17]

Уравнение времени

Уравнение времени - над осью солнечные часы будут отображаться быстрее по сравнению с часами, показывающими среднее местное время, а под осью солнечные часы будут отображаться медленными.

В дополнение к годовому колебанию видимого положения Солнца с севера на юг, соответствующему описанному выше изменению его склонения, существует также меньшее, но более сложное колебание в направлении восток-запад. Это вызвано наклоном оси Земли, а также изменениями скорости ее орбитального движения вокруг Солнца, вызванными эллиптической формой орбиты. Основными эффектами этого колебания с востока на запад являются изменения во времени таких событий, как восход и закат, а также в чтении солнечные часы по сравнению с Часы показывая среднее местное время. Как показано на графике, солнечные часы могут быть быстрее или медленнее примерно на 16 минут по сравнению с часами. Поскольку Земля вращается со средней скоростью в один градус каждые четыре минуты относительно Солнца, это 16-минутное смещение соответствует сдвигу на восток или запад примерно на четыре градуса видимого положения Солнца по сравнению с его средним положением. При смещении на запад солнечные часы опережают время.

Поскольку основной эффект этого колебания касается времени, его называют уравнение времени, используя слово «уравнение» в несколько архаичном смысле, означающем «исправление». Колебания измеряются в единицах времени, минутах и ​​секундах, что соответствует количеству, на которое солнечные часы опережают часы. Уравнение времени может быть положительным или отрицательным.

Аналемма

An аналемма с солнечной склонение и уравнение времени в том же масштабе

An аналемма диаграмма, показывающая годовой ход положения Солнца на небесная сфераотносительно его среднего положения, если смотреть из определенного места на Земле. (Слово аналемма также иногда, но редко, используется в других контекстах.) Его можно рассматривать как изображение видимого движения Солнца во время год, который напоминает восьмерку. Аналемму можно изобразить, наложив фотографии, сделанные в одно и то же время дня, с разницей в несколько дней в течение год.

Анаемму также можно рассматривать как график Склонение солнца, обычно наносится вертикально, против уравнение времени, нанесенный по горизонтали. Обычно масштабы выбираются так, чтобы равные расстояния на диаграмме представляли равные углы в обоих направлениях на небесной сфере. Таким образом, 4 минуты (точнее 3 минуты 56 секунд) в уравнении времени представлены таким же расстоянием, как 1 ° в уравнении времени. склонение, поскольку Земля вращается со средней скоростью 1 ° каждые 4 минуты относительно Солнца.

Аналемма нарисована так, как если бы наблюдатель смотрел вверх на небе. Если север отображается вверху, затем Запад к верно. Обычно это делают даже тогда, когда аналемма отмечена на географическом глобус, на котором материки и т. д. показаны западом слева.

Некоторые аналеммы отмечены, чтобы показать положение Солнца на графике в разные даты с интервалом в несколько дней в течение года. Это позволяет использовать аналемму для простых аналоговых вычислений таких величин, как время и азимуты из Восход солнца и закат солнца. Аналеммы без даты используются для корректировки времени, обозначенного солнечные часы.^[18]

Смотрите также

Рекомендации

внешняя ссылка

• Алгоритм солнечного положения, в Национальной лаборатории возобновляемых источников энергии Центр данных по возобновляемым ресурсам интернет сайт.
• Калькулятор положения солнца, в pveducation.org. Интерактивный калькулятор, показывающий путь Солнца в небе.
• Солнечный калькулятор NOAAв Лаборатории исследования системы Земля NOAA Отдел глобального мониторинга интернет сайт.
• Калькулятор склонения и положения солнца NOAA
• Система HORIZONS, на JPL интернет сайт. Очень точное положение объектов Солнечной системы на основе JPL DE серии эфемериды.
• Общие эфемериды тел солнечной системы, на IMCCE интернет сайт. Положение объектов Солнечной системы на основе эфемерид серии INPOP.
• Положение Солнца в пакете R. Insol.