太阳位置的计算
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）。
一种计算太阳的位置
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。
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）。
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 = 0.0 - 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。
用天文测量简历精确计算太阳位置的方法_杜春旭
须 以 一 定 的 附 加 修 正 方 式 考 虑 上 述 参 数 。 例如，在
文献[7]～[10]中，作者以不确定度 0.000 3 °来 计 算
太阳位置， 其算法中几乎考虑了所有上述参数的
影响。
2 参考坐标系
在计算太阳位置时，主要采用地平坐标系、第
一赤道坐标系、第二赤道坐标系和黄道坐标系。地
平坐标系是以天球地平圈为基圈， 以子午圈为主
地平坐标系是以天球地平圀为基圀以子午圀为主子午圀为主圀以赤纬角和时角确定天体在天球上的位置图地球在运动过程中其赤道平面不公转黄道平面有固定的夹角2344这也就形成了地球上的一年四季也使太阳视位置的计算变得复杂因为这意味着在地球上的同一地点每天某一固定地球轨道有大约0016同时地球公转轨道还受月球引力严格地说地球运动是一个由太阳月亮和其它太阳系行星共同影响的复杂天体力学系统黄道坐标系示意图fig4schematicdiagrameclipticcoordinatesystemrightascension906030localsolartimeangel即观测点子午圀不天体通过的子午圀乊090向天南极方向赤纬为090以赤纬和赤经确定天体在天球上的位置赤纬定义不第一赤道坐标系相同黄道坐标系以天球黄道为基圀以过黄极春分点秋分点的大囿为主圀以黄纬和黄经确定天体在天球上的位置图黄纬
（北京工业大学 环境与能源工程学院， 传热强化与过程节能教育部重点实验室及传热与能源利用北京市重点 实验室, 北京 100124）
摘 要： 在聚光型太阳能热发电系统中，聚光装置要实时跟踪太阳，须要根据计算出的太阳位置进行跟踪，以 提高发电效率；在开环控制的太阳跟踪系统中，太阳位置的计算精度更为重要。 文章给出了利用天文测量简历 计算太阳位置的具体方法，其结果可以作为太阳视位置的相对标准，文章还将此方法的计算结果与一些经典 算法的计算进行了比较。 关键词： 太阳能； 太阳位置； 方位角； 高度角 中图分类号： TK512.4 文献标志码： B 文章编号： 1671-5292（2010）03-0085-04
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。
太阳直射点经纬度计算公式
太阳直射点经纬度计算公式1太阳直射点的经纬度计算大家都知道，地球运行时它会不断地运动。
而太阳又永远保持在绝对静止的位置，而绕地球行转一圈等于一天时间。
这就意味着，在一天之内，太阳在地球上有一个“直射点”，它就是日光为期一天的移动所画出的圈上有许多直线，有一个处于东南方的经纬度永远处于太阳直射点。
因此，计算太阳最终直射点的经纬度就成为一个有趣的问题。
无论多么复杂，只要理解了一些基本的原理，就可以计算出结果。
1计算地球的轨道倾角由于太阳的轨道是非平行的，运动的方向也有所变化，所以想要计算出太阳最终直射点的经纬度，首先应该确定出地球轨道的倾角。
具体来说，通过观察太阳最终直射点位置，可以得出它的轨道倾角。
而地球轨道的正确倾角大约是23.4°，这也是太阳在每一天经过的最大角度。
2计算太阳在不同经度下的高度当我们确定了地球轨道的倾角后，就可以计算出太阳在不同的经度下的高度了。
具体来说，只要根据坐标系中的单位弧度确定都经度，确定每一经度对应的太阳升高角，每个日出时刻经度就可以绘制出一条太阳高度曲线。
不难看出，太阳在一天中心经度的最高点就是太阳直射点，其太阳升高角也比其他经度稍高一些。
3计算太阳直射点的经纬度当我们确定了太阳在不同经度下的高度，就可以计算出太阳最终直射点的经纬度了。
具体来说，要首先确定整个斜率的参数，然后将太阳最终直射点放在斜率上，以此来确定太阳最终直射点的经纬度。
到这里，就可以计算出太阳最终直射点的经纬度，有的的这两个经度坐标就可以根据自己的情况，将太阳最终直射点的位置移动过去了。
总之，要计算太阳最终直射点的经纬度，首先要确定地球轨道的倾角，然后计算太阳在不同经度下的高度，最后将太阳最终直射点放在斜率上，以此来计算其经纬度的坐标。
计算方法虽然不难，但一定要理解核心原理，才能准确地计算出最终的结果。
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太阳位置的计算：参考2007年中国天文年历（基本历表采用DE405）
一、时间计算
1.求出儒略日JD
在计算时，采用J2000.0（2000年1月1.5日TDB ，即2000年1月1日12h ，即儒略日2451545.0JD TDB =）作为起算点，也就是基准历元。
下面的方法对正数年和负数年都有效，负的儒略日数除外。
设Y 为给定年份，M 为月份，D 为该月日期（可以带小数）。
若2M >，Y 和M 不变.
若 1M = 或2，以1Y -代Y ，以12M +代M 。
换句话说，如果日期在1月或2月，则被看作是在前一年的13月或14月。
对格里高利历，有 ()100Y A INT =，2()4
A B A INT =-+ 对儒略历，取0B =。
要求的儒略日JD 为：
(365.25(4716))(30.6001(1))1524.5JD INT Y INT M D B =⨯++⨯+++-
2.从J2000.0 起算的儒略世纪数T
2451545.0
36525JD T -=
二、太阳平均轨道根数
1.太阳赤道偏心率
20.01670862-0.00004204-0.000000124s e T T =⨯⨯
2.太阳平近点角
'''''''2''303573144.76129596581.04-0.562-0.012 s M T T T =︒+⨯⨯⨯
''''2''30357.5291129596581.04-0.562-0.012 s M T T T =︒+⨯⨯⨯
3.平黄赤交角0ε
'''''''2''30232621.44846.8150.000590.001813T T T ε=︒-⨯-⨯+⨯
''''2''3023.439291146.8150.000590.001813T T T ε=︒-⨯-⨯+⨯
4.月亮升交点的平黄经n Ω
''2''3125.044555016962890''.54317.47220.007702n T T T Ω=︒-⨯+⨯+⨯
5.对于当天平春分点的太阳几何平黄经0s
L
'''''''202802759.21129602771.36 1.093s
L T T =︒+⨯+⨯
''''20280.4664472129602771.36 1.093s
L T T =︒+⨯+⨯
6.轨道半长轴
1.00000102a =
三、其他所需的天体轨道根数
1.日月平角距D
''''2''3297.850195471602961601.2090 6.37060.006593D T T T =︒+⨯-⨯+⨯
2.金星的平近点角v M
250.4160941.602130343640.0013835v M d T =︒+︒+︒⨯
3.火星的平近点角m M
219.3730410.524020682190.0001759m M d T =︒+︒+︒⨯
其中，d 是相应的儒略日。
2451545.0d JD =-
四、太阳轨道根数的改正
1.太阳平近点角的摄动改正s M ∆
''''6.4sin(251.420.2) 1.9sin(207.5150.3)s M T T ∆=⨯︒+︒+⨯︒+︒
2.黄赤交角章动改正ε∆
''9.2052331cos n ε∆=⨯Ω
3.太阳黄经章动改正φ∆
''17.2sin n φ∆=-⨯Ω
4.中心差v
3243451113103(2)sin ()sin 2sin 3sin 444241296s s
s s s s s s s s e v e M e e M e M e M =-+-++ 5.太阳平黄经的主要摄动项
（1）长周期项
''''6.4sin(251.420.2) 1.9sin(207.5150.3)l L T T ∆=⨯︒+︒+⨯︒+︒
（2）月亮摄动项
''6.6sin n L D ∆=
（3）大行星主要摄动项
''''''5.5cos(148.322) 4.8cos(299.1) 2.0cos(343.922)
v s v s m s p L M M M M M M ∆=︒+-+︒+-+︒-+6.太阳黄经光行差的改正
''20.4955g s
L r ∆= 其中太阳向径2
11.000001017781cos s s
s e r e f -=+ 太阳真近点角s f M v =+
五、太阳轨道参数
1.太阳平近点角
0s s s M M M =+∆
2.黄赤交角
0εεε=+∆
3.太阳视黄经
0s
s l n p g L v L L L L λφ=+∆++∆+∆+∆+∆
六、太阳赤道视坐标
由于太阳的黄纬很小，几乎为零，因此可以采用球面直角三角形公式直接将太阳视黄经转换为视赤经和视赤纬。
1.太阳赤经 arctan(cos tan )s RA ελ=
2.太阳赤纬 arcsin(sin sin )s Dec ελ=
其中：当cos 0s λ<时，太阳向径2
11.000001017781cos s s
s e r e f -=-+ 参考文献：
[1]张 英，现代化的天文定位——计算机代替天文定位中的查表，中国水运，第07卷第01 期
[2]戴冉，基于新历元的高精度太阳坐标模型，大连海事大学学报，第22卷第2期
[3]中国科学院紫金山天文台，2007年中国天文年历，北京：科学出版社，2007.1
[4] Ibrahim Reda *, Afshin Andreas，2004，Solar position algorithm for solar radiation applications，Solar Energy 76 (2004) 577–589。