太阳系星历表（谷歌翻译）

• admin • 1条评论 •
太阳系星历表Ephemeris（复数：ephemerides）来自希腊语“ ephémeros ”，意思是“每天” 。传统上，星历表是一张提供太阳、月亮、行星、小行星或彗星在天空中每日位置的表格。天文学家会使用1554 年，Johannes Stadius 发表了他的“ Ephemerides novae at auctae ”，试图每天提供准确的行星位置。除了天文学家，航海家也开始对星历表和跟踪行星位置，因为这可以帮助他们在海上找到自己的位置。

然而，第一个印刷的星历表是一个有争议的创新。许多 16 世纪的占星家认为，那些无法计算行星位置的人可能也无法计算或阅读图表。此外，早期手工计算的星历表通常不准确，实际上不太适合导航。但海军——尤其是英国皇家海军——认识到导航的潜力，并鼓励开发适合天体导航的精确星历表。这最终导致了 1675
年在格林威治建立皇家天文台。 1766 年，英国皇家天文学家出版了第一本《航海历书和天文星历表》包含 1767 年的星历数据。最初，年历提供了月球距离方法所需的数据，这是一种在技术上要求很高且在数学上复杂的方法，在发明用于船上使用的精确时钟之前确定经度。早在 1800 年代初期，船舶上普遍使用的精密计时器，以及 Sumner、St.-Hilaire 等人开发的“减少视线”方法，为航海者确定其在海上的位置提供了更容易的程序。历书为这些方法提供了必要的数据。

Joshua Slocum 利用航海历书中预测的恒星和行星的位置来确定他的位置，并对结果的精确性感到惊讶，1896 年，Joshua Slocum 在他的“独自环游世界“： ……我意识到他们运动的数学真理，众所周知，天文学家编制了他们多年来和日子以及一天中的分钟的位置表，其精度如此之高，以至于一个人出现即使在五年后的海上，在他们的帮助下，也可以找到地球上任何给定子午线的标准时间……今天

，现代计算机的计算能力不仅可以高精度地计算行星星历，而且也以每小时为基础（而不是传统的每日基础）的行星位置列表。以小时为基础的行星星历表是当今航海历书的主要部分。

科学星历天体的星历表将天体的位置（和速度）描述为时间的函数。星历数据是通过求解物体的基本运动方程获得的，该方程是通过应用开普勒和牛顿假设的基本运动定律获得的。

求解基本运动方程以获得星历有两种基本方法：解析方法和数值方法。分析星历基于封闭形式的代数表达式，该表达式在给定的时间实例中产生物体的位置和速度分量。这些表达式必须从物体运动方程的代数解中推导出来。分析星历表的主要好处是它们将位置和速度分量表示为时间的显式函数。当考虑到相互引力扰动和相对论效应时，表达式必然变得相当复杂，解析解可能变得不可行。一般来说，对于需要一定精度的应用，不再使用分析星历表。数值星历依赖于运动方程的数值解。这种计算的输出是一个数字表，给出了所需时间实例的位置和速度。这种方法的一个潜在缺点是当对象的位置和速度分量需要大量时间时，表格的绝对大小。在实践中，数字生成的位置表（和速度）可以通过用数学函数“拟合”它们来压缩，该数学函数可以将原始表值复制到任何所需时间实例的非常小的容差内。这是例如在喷气推进实验室 (JPL) 行星星历表的制作中所采用的方法. 请注意，允许以代数方式计算星历的一部分的“拟合”函数与基本运动方程的代数解不同！
从星历表获得的行星位置通常不适合地球观测者使用。需要进行一些变换（将坐标参考点从太阳系重心移动到观察者的位置）和校正（以考虑大气效应以及由于光速有限导致的“时间延迟”效应），以减少将获得的星历数据转换为可用于将其与观测值进行比较的形式。

星历数据的坐标系天体的星历数据将天体的树维位置和速度矢量描述为直角坐标系中时间的函数。直角坐标系的原点位于太阳系的重心（质心）。Z轴指向天北极，星历坐标系的XY平面平行于地球赤道平面。X 轴为春分方向，Y 轴指向 RA=6 小时，Dec=0。

由于地球极轴的方向 – 以及北极和赤道平面的方向 – 不断变化，因此必须为特定的时间或纪元指定坐标系. 喷气推进实验室 (JPL)提供的最新数字星历表系列 使用“J2000”赤道和春分点。J2000 代表儒略历之后的 2000 年 1 月 1 日。1998 年 1 月，国际天文学联合会 采用了“国际天体参考系 (ICRF)作为新的参考系。该 ICRF 是基于分布在整个天空中的 200 多个河外源的无线电位置。这些定位精度源在 RA 和 Dec 坐标中都优于 1 毫弧秒。框架轴的最终方向是通过将位置旋转到国际天体参考系统 (ICRS) 系统中获得的，并且与FK5 J2000.0 光学系统。

天体在天空中的位置星历数据是指太阳系重心，笛卡尔X、Y、Z轴在空间中固定如下： X、Y轴在赤道天体平面；Z 轴垂直于该平面并指向天体北极。X轴由春分点固定在赤道平面上。由于这个春分点随着时间推移而移动，因此这些坐标系被绑定到一个日期，例如 J2000 系统的日期为 2000 年 1 月 1 日。在这样的正交 X,Y,Z 坐标系中，空间中的任何对象都可以用一组 3 个坐标 (X,Y,Z) 表示，这些坐标表示沿正交 X,Y,Z 轴的位置矢量的分量。

为了使地球上的天文学家或导航员能够将他的观测结果与计算出的星历数据进行比较，必须根据不同的原点（太阳中心重心和观测者在地球上的位置）进行行星坐标的转换.

在已知地球位置和天体位置的情况下，可以计算第一个地心位置（从地球中心看）： 对象(x,y,z) = 对象(X,Y,Z) – 地球(X,Y,Z)这里的坐标 (X,Y,Z) 是指星历数据的原始直角坐标系，而 (x,y,z) 坐标是指“平移”后的地心坐标系。在下一步中，必须将地心坐标转换为获得地心坐标 (a,b,c) 的观察者的位置： 对象(a,b,c) = 对象(x,y,z) – 观察者(x,y,z)请记住，(x,y,z) 是地心坐标。最后，以地形为中心的坐标 (a,b,c) 将被转换为更有用的网格，例如赤经 – 赤纬坐标系： 十二月 = atan(c / sqrt(a*a + b*b) ) RA = atan(a / b)这是网格，天文学家用它来描述天体在天空中的位置。它还用于将望远镜指向天空中的物体，其 (RA,Dec) 坐标是已知的。

时间延迟和表观方向太阳系不是静止的。光从物体传播到地球上的观察者需要一些时间这一事实显着影响了远处物体的表观方向。当我们观察天空中的一颗行星时，我们实际上看到的是这颗行星处于其光线离开行星时所处的位置。这可能是观察时刻之前的几分钟甚至几个小时。补偿这个“时间延迟”的过程是迭代计算观测时到行星的距离，计算“光传播时间”，并重新计算行星在当前时间的位置减去这个“光传播时间”。然后重新计算到行星的距离并继续“时间”校正，直到迭代收敛到正确的位置。

由于光速有限，对行星表观方向的第二次修正来自观察者的运动。这种校正被称为“光像差”，并且 – 在第一近似中 – 等于“垂直于视线的观察者运动的速度分量”与“光速”的比率。地球的轨道速度约为 30 公里/秒，而赤道观察者的切向速度则小于 0.5 公里/秒。这会产生大约 0.3 弧分的像差效果。

坐标系修正按照现代天体测量的标准，地球是一个非常不稳定的平台，可以用来观察天空。地球的自转速度是不均匀的，它的自转轴在空间上是不固定的，甚至它的形状和地表位置的相对位置也不固定。为了将望远镜指向一角秒的精度，不规则的形状和表面不是问题，但地球自转轴方向的变化非常重要。

从某种意义上说，赤道天空坐标是基于地球的系统和相对于遥远恒星的固定系统之间的折衷。赤经 (RA) 和赤纬 (Dec) 非常类似于地球表面的经度和纬度。它们共享相同的极轴和赤道，但天空坐标网格不随地球每日自转而旋转。然而，明显的赤经和赤纬相对于恒星来说并不是固定的，因为它们的坐标系遵循地球极点和赤道的运动。为了能够在目录中列出恒星位置，必须有一个约定，在准确的指定时间使用地球极点和赤道的位置，主要是通过在这些指定时间定义 RA 和 Dec“零”点。1月1日，

赤经的零点并未分配给特定的天体，就像零经度被定义为英格兰格林威治一样。零赤经是太阳（在黄道上）在春天从南到北穿越天空穿过天赤道的点。在三个维度上，春分点是地球赤道平面与地球轨道平面（黄道平面）相交的线的方向。由于地球的方位相对于恒星不断变化，因此春分的位置也是如此。

在实践中，天体坐标与观察到的物体相关联，因为春分点的位置很难直接测量。B1950坐标网格位置由第四本《基础目录》FK4中恒星的发布位置定义，J2000系统以FK5为基础。这些目录主要列出了附近的恒星，因此与这些目录相关的任何坐标定义都会因天空中恒星的运动而出现错误。现在已知 FK4 春分点相对于 FK5 春分点每世纪漂移约 0.085 角秒，这在 VLBI（超大基干涉测量）标准下相当大，但对于基于简单光学观测的应用没有实际意义。目前，J2000 坐标（X、Y、Z 轴）最稳定的定义是基于 无线电光学参考系 (RORF) 中约 400 个河外天体的定义。（注意：无线电光学参考框架在 1998 年 1 月被“国际天体参考框架 (ICRF)取代 ，但它的实现使得 – 对于大多数实际应用 – 它与 J2000 系统“兼容”）。RORF 是稳定在每世纪至少 0.020 角秒，并且随着更好的观测和更长的时间基准而不断改善。完整的 400 个物体的定位精度约为 0.0005 角秒。

由于部分历史原因和部分实际原因，地球自转轴方向的时间变化以及天文台与其之间的关系分为四个部分： 岁差、章动、天极偏移和极移。根据定义，进动和章动是通过采用最佳可用方程在数学上定义的。天极偏移和极地运动是从数学公式中观察到的偏移，并且在很长一段时间内是不可预测的。下面更详细地描述所有四个组件。
岁差地球轨道平面、黄道平面和地球赤道平面都不是相对于远处物体固定的。主导运动是地球极轴绕黄道的进动，主要是由于月球和太阳对地球产生的扭矩。地轴在 26,000 年内扫过一个半角为 23.5 度的圆锥体。

黄道极移动得更慢。如果我们想象两极相对于非常遥远的物体的运动，地球的两极每年移动约 20 角秒，黄道极每年移动约 0.5 角秒。联合运动及其对春分位置的影响称为一般岁差。地球轴与其长期岁差的可预测短期偏差称为章动，下一节将对此进行解释。

用于计算 2000 年约 20 年内给定日期对赤经和赤纬的进动校正的方程，精确到 1 角秒 RA [s] = RA(2000) + (3.075 + 1.336 * sin(RA) * tan(Dec)) * T ys Dec [“] = Dec(2000) + 20.04 * cos(RA) * T ys 其中 T ys是从 2000 年 1 月 1 日开始的小数年时间，RA 和 Dec 中的偏移量分别以时间秒和弧秒为单位。垂头地球自转轴在小于 300 年的时间尺度上的可预测运动在章动下组合在一起。这可以被认为是对岁差的一阶修正。目前的标准章动理论由 106 个非谐波相关的正弦和余弦分量组成，主要是由于来自太阳和月球的二阶扭矩效应，加上 85 个行星校正项。章动的四个主要周期是18.6年（月球轨道进动周期）、182.6天（半年）、13.7天（半个月）和9.3年（月球近地点自转周期）。

以下章动的近似值适用于大约一秒和一角秒。 delta RA [s] = (0.9175 + 0.3978 * sin(RA) * tan(Dec)) * dL – cos(RA) * tan(Dec) * dE delta Dec [“] = 0.3978 * cos(RA) * dL + sin(RA) * dE 其中 delta RA 和 delta Dec 被添加到平均坐标以获得视坐标，而经度 dL 和黄道倾角 dE 的章动可以在天文年历中找到，或者从一般的两个最大项计算理论： dL = -17.3 * sin(125.0 – 0.05295 * d) – 1.4 * sin(200.0 + 1.97129 * d) dE = 9.4 * cos(125.0 – 0.05295 * d) + 0.7 * cos(200.0 + 1.97129 * d) 其中 d = Julian Date – 2451545.0，正弦和余弦参数以度为单位，dL 和 dE 以弧秒为单位。天极偏移天极偏移是章动中不可预测的部分。这些偏移量在 IERS Bulletin A中作为 dL 和 dE 的偏移量发布。对于望远镜指向来说，它们并不重要，因为它们只有 0.03 角秒的数量级。极地运动由于地球的内部运动和形状变形，由地球表面上一组天文台的位置定义的轴相对于定义天极的旋转轴并不固定。一个轴相对于另一个轴的运动称为极运动。对于特定的天文台，它具有改变天文台的有效纬度的效果，用于从地面坐标到天体坐标的转换。国际地球自转服务对地球参考系轴的定义称为 IERS 参考极 (IRP) ，由其天文台集合定义。

极地运动的主要成分，称为钱德勒摆动，是 IRP 围绕天极的大致圆周运动，幅度约为 0.7 角秒，周期约为 14 个月。由于地球的内部运动，更短和更长的时间尺度的不规则性是不可预测的，必须通过观察来监测。钱德勒摆动和极地运动的不规则分量的总和每周在 IERS 公告 A上发布，以及对未来几个月的预测。
声明: 本文采用 BY-NC-SA 协议进行授权，如无注明均为原创，转载请注明转自 Jingzhi Yan's Blog
本文地址: 太阳系星历表（谷歌翻译）
您必须 登录 才能发表评论