一种计算太阳的位置
第24章太阳位置计算
第24章太阳位置计算[许剑伟于家里2008-3-30下午]一、低精度计算:当计算精度要求为0.01度,计算太阳位置时可假设地球运动是一个纯椭圆，也就说忽略月球及行星摄动,计算表达如下。
设JD是儒略日数,可以用第7章表述的方法计算。
T为J2000起算的儒略世纪数:T = (JD-2451545.0)/36525计算时要保留足够的小数位数,5位小数是不够的(除非所需的太阳黄经的精度要求不高),注意,T表达为儒略世纪数,所以T误差0.00001相当于0.37日。
接下来,太阳几何平黄经：Lo = 280°.46645 + 36000°.76983*T + 0°.0003032*T^2 （Date平分点起算）太阳平近点角: M = 357°.52910 + 35999°.05030*T - 0°.0001559*T^2 -0°.00000048*T^3 地球轨道离心率：e = 0.016708617 - 0.000042037*T - 0.0000001236*T^2太阳中间方程：C = +(1°.914600 - 0°.004817*T -0°.000014*T*T) * sin(M)+(0°.019993 - 0°.000101*T) * sin(2M)+ 0°.000290*sin(3M)那么，太阳的真黄经是：Θ= Lo + C真近点角是：v = M + C日地距离的单位是"天文单位",距离表达为：R = 1.000001018 (1-e^2) / (1+e*cos(v)) ……24.5式式中的分子部分的值变化十分缓慢。
它的值是:0.9997190 1800年0.9997204 1900年0.9997218 2000年0.9997232 2100年太阳黄经Θ可由上述的方法算出,它是Date黄道分点坐标中的真几何黄经,需通过计算地心坐标星体位置也可算出。
日出日落的方位角度计算公式
计算日出日落的方位角度公式要计算任意一个地方在任意一天日出日落的方位角度，可以用下面的公式：方位角=90 - 0.5arccos[2(sinM/cosN)^2- 1]公式中，M表示的是某天太阳直射的纬度，N表示的是某地的纬度，^2表示平方。
例如，北京在北纬40度，则N=40，夏至这一天太阳在北纬23.5度（太阳直射北纬23.5度），即M=23.5，把N和M的值代入上式，可求得方位角=31度意思是，夏至这一天，在北京的人看来，太阳是从东偏北31度的方位升起的，是在西偏北31度的方位落下的。
说明：1本公式是在理想条件下推导出来的，即假设地球是个标准球体。
而实际上地球两极略扁，而且各地也有高山、洼地等，所以计算结果可能与实测结果有一点误差。
2 太阳围绕地球旋转的轨迹实际上是螺旋线（好象在地球外面套一根弹簧），所以实际上每天日出和日落的方位角稍微有点差别。
例如，在春分到夏至这段时间，日出方位角要略小于日落方位角。
昼夜长短的计算公式：Cost=-tgδ*tgφ太阳视位置太阳视位置指从地面上看到的太阳的位置，用太阳高度角和太阳方位角两个角度作为坐标表示。
太阳高度角指从太阳中心直射到当地的光线与当地水平面的夹角，其值在0°到90°之间变化，日出日落时为零，太阳在正天顶上为90°（本万年历中显示的高度角均已进行了蒙气差的订正，蒙气差值取自天文年历）。
太阳方位角即太阳所在的方位，指太阳光线在地平面上的投影与当地子午线的夹角，可近似地看作是竖立在地面上的直线在阳光下的阴影与正南方的夹角。
方位角以正南方向为零，由南向东向北为负，由南向西向北为正，如太阳在正东方，方位角为-90°，在正东北方时，方位为-135°，在正西方时方位角为90°，在正北方时为±180°。
实际上太阳并不总是东升西落，只有在春秋分两天，太阳是从正东方升，正西方落。
在北半球，从春分到秋分的夏半年中，太阳从东偏北的方向升（方位角为-90°到-180°之间），在西偏北的方向落（方位角为90°到180°之间）；而从秋分到下一年春分的冬半年中，太阳从东偏南的方向升（方位角为-90°到0°之间），在西偏南的方向落（方位角为0°到90°之间）。
用天文测量简历精确计算太阳位置的方法
用天文测量简历精确计算太阳位置的方法天文测量是一种精确测量天体位置和运动的科学技术，是太空探索和星际旅行的重要基础。
太阳作为地球最为重要的天体之一，它的位置对于日常生活、导航、气象预测以及科学研究都具有重要意义。
本文将介绍几种通过天文测量精确计算太阳位置的方法。
方法一：日晷法日晷是一种将太阳高度角与时间联系起来的仪器，经过精确测量，可以用来计算太阳在天空中的位置。
日晷的基本原理是利用太阳的影子来测量时间。
根据太阳影子在地面上的轨迹以及影子长度的变化，可以确定太阳的高度角和方位角。
通过对太阳高度角和方位角的测量和计算，可以确定太阳在天空中的位置。
方法二：天文学三角测量法天文学三角测量法是利用三角形中的角度和边长来计算未知角度和边长的一种方法。
在天文学中，通过观测天体的位置和运动轨迹，可以使用天文学三角测量法来测量它们的距离、速度和位置等信息。
其中，使用天文学三角测量法测量太阳的位置，是通过观测太阳在两个不同地点的高度角和方位角，以及两个地点的距离来计算太阳在天空中的位置。
方法三：望远镜观测法望远镜观测法是利用望远镜来观察太阳，通过测量太阳的大小和位置，来计算太阳在天空中的位置。
望远镜可以提供更加精确和详细的太阳图像，同时也可以通过望远镜的调节和校正来消除大气的影响，进一步提高观测精度。
方法四：地球磁场观测法地球磁场观测法是利用地球磁场的变化来精确测量太阳位置的一种方法。
太阳活动会影响地球磁场，因此，通过观测地球磁场的变化，可以获得太阳活动的信息。
通过计算地球磁场的变化，以及太阳、地球和观测点的位置，可以计算出太阳在天空中的位置。
以上四种方法是通过天文测量精确计算太阳位置的常用方法。
不同的方法适用于不同的场景和精度要求。
无论使用哪种方法，天文测量的基础仍然是精确测量和计算。
因此，天文学家和测量技术人员需要具备精确测量和计算的技能，以及对天文学的深刻理解和热爱。
相关数据是指对研究对象进行的各种观测、测量、实验等数据，是进行科学研究和分析的基础。
一种高精度太阳位置算法_杜春旭
2π
×284 +n 365
(4)
式中 :n是所求日期在一年中的日子数 。 如某年 1 月 1日 , n=1;12 月 31 日 , n=365。 对于闰年 , n
的计算稍有变化 , 可参考相关文献 。
1971年 , Spencer提出 式 (5)作为 赤纬 角算 法[ 9] 。
δ=0.006918 -0.399912cosΓ+0.070257sinΓ
Ahighaccuracyalgorithm forthecalculationofsolarposition
DUChun-xu1 , WANGPu, MAChong-fang1 , etal (1.KeyLaboratoryofEnhancedHeatTransferandEnergyConservation, MinistryofEducationandKey
太阳 , 称为平太阳 。 平太阳的运动轨道是赤道 , 其
周年运动周期等于视太阳周年运动周期 , 运动速
度为视太阳周年视运动的平均速度 。我们日常生
活所用的时间系统是基于平太阳时 (平时 )系统 ,
所以在太阳时角实时计算时 , 关键是要将平时转
换为视时 。 视时与平时的差称为时 差 eot(equa-
tionoftime)。 与太阳赤纬相同 , 时差每时每刻都
在变化 , 我们只能用一些不同精度的近似公式进
行推算 。 由于时差具有一定的周期性 , 所以简单
的算法通常用三角周期函数近似 , 对于复杂算法 ,
需要用到太阳黄纬 、赤纬 、赤经 、恒星时等概念进
行推算 。
Stine在文献 [ 10] 中引用 Wloof1968年提出
2010年 , 第 2期 - 4 1 -
太阳跟踪系统方位角和高度角的计算
太阳跟踪系统⽅位⾓和⾼度⾓的计算1 如何计算太阳的⽅位⾓?在太阳能利⽤⼯作中，太阳辐射计算⼗分重要。
为了帮助读者掌握太阳辐射计算⽅法，我们请长期从事太阳辐射研究⼯作的中国⽓象科学研究院王炳忠研究员编写了《太阳辐射计算讲座》，供⼤家学习、参考。
1 ⽇地距离地球绕太阳公转的轨道是椭圆形的，太阳位于椭圆两焦点中的⼀个。
发⾃太阳到达地球表⾯的辐射能量与⽇地间距离的平⽅成反⽐，因此，⼀个准确的⽇地距离值R就变得⼗分重要了。
⽇地平均距离R0，⼜称天⽂单位，1天⽂单位=1.496×108km或者，更准确地讲等于149597890±500km。
⽇地距离的最⼩值（或称近⽇点）为0.983天⽂单位，其⽇期⼤约在1⽉3⽇；⽽其最⼤值（或称远⽇点）为1.017天⽂单位，⽇期⼤约在7⽉4⽇。
地球处于⽇地平均距离的⽇期为4⽉4⽇和10⽉5⽇。
由于⽇地距离对于任何⼀年的任何⼀天都是精确已知的，所以这个距离可⽤⼀个数学表达式表述。
为了避免⽇地距离⽤具体长度计量单位表⽰过于冗长，⼀般均以其与⽇地平均距离⽐值的平⽅表⽰，即ER=（r／r 0）2，也有的表达式⽤的是其倒数，即r0／r，这并⽆实质区别，只是在使⽤时，需要注意，不可混淆。
我们得到的数学表达式为ER=1.000423＋0.032359sinθ＋0.000086sin2θ－0.008349cosθ＋0.000115cos2θ（1）式中θ称⽇⾓，即θ=2πt／365.2422（2）这⾥t⼜由两部分组成，即t=N－N0（3）式中N为积⽇，所谓积⽇，就是⽇期在年内的顺序号，例如，1⽉1⽇其积⽇为1，平年12⽉31⽇的积⽇为365，闰年则为366，等等。
N0=79.6764＋0.2422×（年份－1985）－INT〔（年份－1985）／4〕（4）2 太阳⾚纬⾓地球绕太阳公转的轨道平⾯称黄道⾯，⽽地球的⾃转轴称极轴。
极轴与黄道⾯不是垂直相交，⽽是呈66.5°⾓，并且这个⾓度在公转中始终维持不变。
太阳方位角的计算
太阳方位角的计算太阳方位角是用来描述太阳在地平面上的位置的一个参数。
它是从南方开始计算的，逆时针方向为正，顺时针方向为负。
太阳方位角的计算涉及到太阳的赤纬、赤经、地理纬度以及时间等多个因素。
太阳的赤纬是指太阳在黄道上的纬度，它是太阳在赤道上的投影与地球赤道面之间的夹角。
太阳的赤经是指太阳在黄道上的经度，它是太阳从春分点起算的角度。
地理纬度是指地球上某一点与赤道之间的夹角，它可以用来确定观测点的位置。
太阳方位角的计算涉及到太阳的赤纬、赤经、地理纬度以及时间等因素。
首先，需要确定观测点的地理纬度。
然后，根据观测点的地理纬度和时间，可以计算出太阳的赤纬和赤经。
接下来，可以利用太阳的赤纬、赤经和观测点的地理纬度，通过一些数学公式来计算太阳的方位角。
具体来说，太阳的方位角可以通过以下公式来计算：cos(A) = sin(δ) * sin(φ) + cos(δ) * cos(φ) * cos(H)其中，A表示太阳方位角，δ表示太阳赤纬，φ表示观测点的地理纬度，H表示太阳的时角。
太阳的时角可以通过以下公式来计算：H = LST - α其中，LST表示当地的平太阳时，α表示太阳的赤经。
太阳的赤经可以通过以下公式来计算：α = θ + λ其中，θ表示当地的平太阳时角，λ表示观测点的经度。
根据以上公式，我们可以通过一系列计算来得到太阳方位角的数值。
需要注意的是，太阳方位角的数值是相对于南方的，逆时针方向为正，顺时针方向为负。
同时，太阳方位角的数值是在一天中不断变化的，因此需要根据具体的时间来计算。
太阳方位角的计算对于很多领域都是非常重要的。
在航海、航空、地理测量等领域，太阳方位角可以用来确定观测点的位置和方向。
在太阳能利用领域，太阳方位角可以用来确定太阳能板的朝向，从而最大程度地接收太阳辐射能。
此外，太阳方位角的计算还可以用于天文学研究，帮助确定天体的位置和运动。
太阳方位角的计算涉及到太阳的赤纬、赤经、地理纬度以及时间等多个因素。
太阳位置求算公式与计算举例
太阳位置求算公式与计算举例默认分类2022-11-14 21:04:44阅读393评论2 字号：大中小订阅太阳位置求算公式与计算举例杨齐聪在新农村建设和城市高楼群落的规划设计中，为了解决土地采用率与满意采光通风最低要求的冲突，常会遇到各幢楼房各部位的采光时间和日墙方位角的计算。
太阳位置可由太阳高度角hs和方位角as打算，依据球面三角基本公式可得：一、太阳高度角hs求算公式Sinhs=sinδsinφ+cosδcosφcosω (1)式中δ为太阳赤纬，表示太阳光线与地球赤道面的夹角，一年四季每天都在变动着，冬至B δ=-23o27,,春分日和秋分日δ=0°,夏至日5二23。
27'；φ为测点纬度,如北京φ=39°48'∖西安φ=34°18;上海φ=31o10∖杭州φ=30°19;临海φ=28°51'∖福州φ=26°05'∖台北φ=25°20'∖广州φ=23°08∖3为太阳时角，以当地正午为0。
，上午为负，每小时一15。
，下午为正，每小时+15。
，ω在赤道面上每小时变化为=15°, 3所表示的是真太阳时;与时钟不同。
现举例计算于下：1.求北纬30。
地方冬至日正午时刻和下午1时、2时(均指地方时)的太阳高度角。
①正午时刻太阳时角为0。
，即3=0°将5=—23°27'、φ=30∖ 3=0。
代入(1)式得Sinh !E^=sin(-23027,)sin300+cos(-23027,)cos300cos00=-0.3979×0.5+0.9175×0.8660×1=-0.19895+0.79456=0.5956h正午=36°33'(查正弦数学用表所得，下同)则北纬30。
地方冬至日正午时刻的太阳高度角为36。
33：②下午1时(上午11时与此高度角同)，太阳时角为15°,即ω=15o得Sinh 下午 1 0'J =sin(-23o27,)si∩3O o+cos(-23o27,)cos3O o cos15°=-0.19895+0.79456×0.9659=-0.19895+0.7675=0.5685h下午1时二34°39'则北纬30。
太阳方位角的计算
太阳方位角的计算要计算太阳方位角，首先需要了解一些相关概念。
天文学上，太阳方位角是从南方开始，逆时针测量的，0度代表正南，180度代表正北。
太阳方位角还和地平线有关，太阳的高度角是指太阳相对于地平线的仰角，如太阳在天空中直接正上方，则高度角为90度；而在地平线上，则高度角为0度。
太阳方位角和太阳的赤纬（太阳在赤道面上的投影位置）也有关系。
在计算太阳方位角之前，需要收集一些地理位置信息。
这些信息包括：纬度、经度和时区。
纬度是指地球表面其中一点与赤道面之间的夹角，以北纬和南纬为正负；经度是指通过地球一点的经线的角度，0度经度被定义为通过英国格林威治天文台的经线（即本初子午线），以东经和西经为正负；时区是指其中一区域内所使用的标准时间。
第一步：计算太阳的赤纬太阳的赤纬是指太阳在赤道面上的投影位置相对于赤道的仰角。
太阳的赤纬随着日期和地点的变化而变化。
可以使用以下公式来计算太阳赤纬：sin(δ) = sin(ε)sin(θ)其中，δ代表太阳的赤纬，ε代表黄赤交角（黄道和赤道之间的角度，约为23.5度，可视为常数），θ代表太阳的高度角。
第二步：计算时角时角是指太阳相对于地方时子午线的角度。
地方时子午线是指通过观测点的经线，在通常情况下其标准时间是格林威治时间（GMT）。
可以使用以下公式计算时角：cos(θ) = (sin(A) - sin(δ)sin(φ)) / (cos(δ)cos(φ))其中，A代表太阳的方位角，δ代表太阳的赤纬，φ代表观测点的纬度。
第三步：计算太阳方位角tan(A) = sin(θ) / (sin(φ)cos(θ) - cos(φ)sin(θ))其中，A代表太阳的方位角，θ代表时角，φ代表观测点的纬度。
这样就可以计算得到太阳的方位角。
需要注意的是，上述计算方法只适用于近似计算，不考虑非地球球形和大气折射等因素的影响。
实际情况中，要获得更精确的太阳方位角，还需要考虑这些因素，并使用更复杂的计算模型。
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一种太阳位置计算摘要一种新的太阳位置的准定算法。
在考虑高浓度热力系统情况下，准确的太阳位置跟踪是非常重要的。
在许多文献中发现简单的太阳位置的算法精确度在0.01度,而复杂的天文算法精度能0.0003度，但需要大量的计算。
在本文中提出的算法是一个精密度在两者之间的情况(最大误差0.0027度),可以应用在所有的太阳能工程应用方面的计算当中,在太阳能工程计算中比较方便的快速算法。
1.引言这项太阳的位置算法的精度高(在2003-2023年这一段时间内，最大的误差0.0027度)和不复杂的算法。
这种准确度应该够所有生活中太阳能工程的需要。
在文献中找到的许多快速计算太阳位置的算法,用于工程应用。
才发现他们需要的计算量较小,但他们最大的不足是通常误差大0.01度。
Spencer公式(Spencer,1971年)达到最大误差超过0.25度；Pitman和Vant-Hull算(Pitman和Vant-Hull，1978年)减小误差到0.02度；Walraven算法（Walraven，1978年）,Walraven随后的修正,改进(Walraven,1979年,Archer,1980年;Wilkinson,1981年，1983年；Muir,1983年),误差在0.013度。
Michalsky算法(Michalsky,1988年),用于比较准确的工作，最大误差0.011度；最后一个算法，SPA算法(Blanco-Muriel et al,2001年)最大误差0.008度。
所有这些算法正确的计算时间为有限周期时间。
例:1950-2050用Michalsky算法, 1995-2015用SPA算法。
也有一些高精度天文算法,如Meeus(1988年)提出的数值计算方法, Reda和Andreas (2004年)有一种适合太阳能应用算法,众所周知的SPA(太阳的位置算法)。
在很长一段时见(2000b.C.- 6000a.C)该算法最大误差小于0.0003度,但需要大量的计算。
这样的精度会有一些应用,如校准pyranometers，用Reda和Andreas。
在本文提出一种新的算法，在2003-2022年，误差在简单算法和精确算法之间，计算只是稍微复杂一些的快速算法。
第二章,输入和输出算法数据,输入需要的一些精确数据。
第三章，对该算法的步骤的描述。
第四章,误差的算法和该算法与其他两种算法(Michalsky和PSA)的比较。
太阳向量最大误差0.0027度,标准的误差为0.001。
这种准确度足够所有的工程应用,但是比SPA算法插上许多。
2．输入和输出的数据,该算法要求下列输入的数据:一天的部分UT:UT(宇宙时,或者格林威治时间)时是格林威治午夜12点为标准的；分、秒都必须是转换成以分数表示的时。
日期(天D,月M,几年Y)。
∆为UT与TT之差。
TT（地球时）是来源于星历表，不是依靠地球的旋转。
∆是∆=UT-TT因为地球转动是不规则的减速,∆增大,但不是规则的,∆只能来确定测量和推断。
这个算法,∆必须用精确的算法。
经度θ和纬度ϕ (弧度)。
压力P(atm)和温度T(C)。
该算法是计算太阳的全局坐标(正确的上升α和偏角δ),当地坐标(时角h、天顶z与方位角Γ)考虑到atmospherical折射纠正。
输入数据的一些精确度要求的可能被证明是有用的。
地球方位的误差（θ和ϕ）和UT(从地球旋转角取得)不影响太阳总体的位置(α和δ),但误差会影响到当地的位置:因此,这些数据应从高精度计算方法中获得(θ和ϕ误差小于0.001度,UT的时间小于0.2s,推荐)。
因为0.001纬度符合地球表层110米,植物分布的表面大如果需要非常精确的数据，需要用太阳位置计算在植物的部分的不同。
压力和温度确定空气折射率,并不是至关重要,但也有很低的水平角度。
∆的并不苛求：误差在5秒，∆对算法精度影响不大。
一个简单的推算去年的测量值∆可以不失去精度而使用在2003-2023年。
该算法首先计算地球在太阳方面，在黄道(围绕太阳的经度)的角位置,从这个角度,地球自转的倾向轴上,太阳在地心坐标(正确的上升和偏角)位置可以计算出来。
topocentric 不同于地心坐标,因为他们来自地球表面上,而不是地球中心;这个差异必须考虑(它影响的人太阳位置度数)。
然后,计算太阳的时角，topocentric 对的正确的上升和偏角转换成在当地的坐标(顶点和方位角),采用折射纠正。
该算法认为主要效果是影响太阳的位置超过半秒弧度(月亮扰动,章动，topocentric 和地心坐标之间差异),但所有的扰动适合在2003-2023年时期，减少了很都需要计算的数量,特别是三角函数的数量。
经验修正采用以计算以太阳为中心的经度,综上所述其他小的动摇太复杂被认为是一个个的。
3．程序该算法的步骤列出在下面。
所有的角度是按弧度表示。
3．1．时间尺度时间尺度G t 和t 在计算时分别采用Julian 日和星历表Julian 日，转移到让它们2003年1月1日中午开始。
它们定义如下: 在这个公式中,如果M 是1或2,M 必须增大12和Y 必须减小1。
G t =INT(365.25(Y – 2000)) + INT(30.6001(M + 1))+D+24UT - 1158.5; t=G t +86400∆. INT 功能循环使参数到最近的整数向0(如INT(7.8)= 7;INT(-6.6)=-6)。
3．2．计算以太阳为中心的地球的精度这是最关键的部分,最主要的误差来源。
为方便起见,它将被分成3.2.1,3.2.3,3.2.4,3.2.2:3．2．1年振荡的线性递增1.7201920.0563e t =--∑1.74094 1.72027686832 3.341182sin 3.4884sin 2Y L e t e e =+-+-+-∑∑3．2．2．月亮扰动3.135sin(0.21277300.585)m L e t =--3．2．3．谐波校正1.265sin(4.2433 1.46)2.355sin(1.072720.72) 2.765sin(1.57992 2.35)2.755sin(2.15512 1.98) 1.265sin(3.149020.80)h L e e t e e t e e t e e t e e t =--++-⨯-++-⨯-++-⨯--+-⨯-- 3．2．4．多项式校正20.001t t =22222((( 2.307967 3.79766) 2.04585) 3.9765)p L e t e t e t e t =--+---+-介绍了时间尺度2t 来获得更多的均匀批量产值在多项式中,避免太粗糙四舍五入近似。
经度的和是四个值的和:y m h p L L L L L =+++3．3．更正由于地心经度章动8.335sin(9.2524 1.173)e e t γ∆=---3．4．地轴倾斜6.2190.409086 4.465sin(9.25240.397)e t e e t ε=--++--+3．5．地心全球太阳坐标3．5．1．地心太阳经度9.9325L e γπγ=++∆--3．5．2．地心赤经tan 2(sin cos ,cos )a αγεγ= atan2功能作为输入二个数量比例角的正弦和余角，输出π和π-之间的弧度值。
通常正确上升是以一小时为标准(1小时=15度),从0到24小时;正确上升用时容易获得 12mod(,2)/hr ααππ= 和小数部分转换在分和秒的时间。
但并不需要进行计算。
3．5．3．下倾 sin(sin sin )a δεγ=3．6．当地太阳时角6.30038809903 4.88246230.9174G h t γθα=++∆+-3．7．赤经视差校正4.265cos sinh e αϕ∆=--3．8．站心太阳坐标3．8．1．站心赤经t ααα=+∆3．8．2．站心偏角4.265(sin cos )t e δδϕδϕ=---3．8．3．站心时角t h h α=-∆cosh sinh(_cos __)t t ch approximate ine of h α=+∆sinh cosh(_s __)t t sh approximate ine of h α=+∆3．9．太阳高度角，无折光改正0sin(sin sin cos cos )t t t e a ch ϕδϕδ=+3.10．大气折射改正的太阳高度[]000.084217/(273)tan(0.0031376/(0.089186))e P T e e ∆=+++这个公式是同样的使于Reda 和Andreas(2004年),按弧度改写。
因为它是独立于其他步骤的算法,它能替代折射公式包括所有的考虑参数选择,甚至折射可以忽略不计3．11．1．天顶0/2z e e π=--∆3．11．2．方位角tan 2(,sin tan cos )t t t a sh ch ϕδϕΓ=- 在π-到π之间方位角获得改变，Γ= 0向南方向,方位角确定在西半球。
4．结果与其他算法进行比较该算法的误差适用于有效期在(2003-2023年)，位置在0度经度,40度纬度的地方；已计算出的误差在输出的算法与SPA 算法之间，该算法与选好算法比较好,因为它的误差比快速算法要小得多。
在此计算中,折射公式应用于0e >0,否则考虑未修正的高度。
结果对这两个的误差采用了文献中的最近快速的估计算法 (Michalsky 和PSA)初步比较这,报告表明在表27Blanco-Muriel （2001）。
并得到了在1999-2015年时期以类似的位置(376'2'' N, 221'36'' E)。
比较被结果在表1中,有上述二次误差(误差定义为平均值的平方根)和误差范围,为以秒为单位的弧度,采用所有的主要数量。
最重要的信息在赋予太阳向量的误差,这是角距离在真实位置与计算位置之间。
(这里的真实位置是用SPA 算法计算出的)。
由于误差很小,误差对太阳向量的表示公式为V ∆=z ∆在顶角z 的误差是和∆Γ方位角的误差。
在考虑到两者二次误差和最大误差,该算法比PSA 算法减少了60%太阳向量误差,与Michalsky 算法减少了75%的误差。
该算法的计算复杂度的比较:表2中能看出新的算法与快速的估计算法相比只需计算量轻微的上升,同时比PSA 算法快很多。
时间的计算取决于机械和在编程语言的使用；可以简单的比较获得简单比较简单算法和数字时间算法叫做三角函数（直接和逆转）,因为这样的函数通常都是计算比其他所有的应用花费很多。
在这个比较而言,PSA 算法比原来的算法快25%的速度但是并不能计算折射修正。