ERGİN KAPLAN · SAHA DEFTERİ / 001SAMATYA TOPOS · YÖNTEM NOTU

Hesaplama günlüğü · sürüm 1

Gökyüzünü göstermek değil, nasıl hesapladığını anlatmak.

Samatya Topos hazır bir gökyüzü görüntüsünü oynatmak yerine tarih ve Samatya koordinatlarından yaklaşık gök konumları hesaplar. Burada matematik, kaynaklar, belirsizlikler ve doğrulama yolu açıkça yazılıdır.

← Samatya Topos'a dön · Ergin Teknik Atölye · Kaynak kod

Kendi hesaplamasıYaklaşık efemerisEğitim amaçlıBağımsız test raporu değil
01 / GİRDİLER

Model neyi biliyor?

Gözlem konumu

Enlem 41.0028° K, boylam 28.9404° D ve yaklaşık 18 m rakım sabit girilmiştir.

Zaman

JavaScript Date değerinden Julian Date hesaplanır. Bu sadeleştirme UTC/UT1 ve dinamik zaman ölçekleri arasındaki farkları tam modellemez.

Gök cisimleri

Gezegenlerde yaklaşık J2000 yörünge elemanları; yıldızlarda sabit parlak yıldız listesi; Ay'da basitleştirilmiş yörünge bağıntıları kullanılır.

02 / HESAPLAMA ZİNCİRİ

Bir tarih nasıl gökyüzü yönüne dönüşüyor?

  1. Julian Date: Tarih astronomik gün sayısına çevrilir.
  2. Yörünge elemanları: Yarı büyük eksen, dışmerkezlik, eğim, ortalama boylam, perihel boylamı ve düğüm boylamı zamana göre güncellenir.
  3. Kepler denklemi: M = E − e sin(E) Newton–Raphson iterasyonuyla 10 adımda çözülür.
  4. Koordinat dönüşümü: Yörünge düzlemindeki vektör ekliptik, ardından ekvator koordinatlarına dönüştürülür.
  5. Yerel yıldız zamanı: Yaklaşık Greenwich ortalama yıldız zamanına doğu boylamı eklenir.
  6. Ufuk koordinatları: Sağ açıklık ve dik açıklık; gözlem enlemi ve saat açısıyla yükseklik/azimuta çevrilir.
  7. Görsel düzeltmeler: Yaklaşık atmosferik kırılma eklenir. Ay için basit paralaks düzeltmesi yapılır; parlaklık ve kütleçekimsel sapma öğretici ölçeklerdir.
T = (JD − 2451545.0) / 36525
a = a₀ + ȧT
M = L − ϖ
M = E − e sin(E)
sin(h) = sin(δ)sin(φ) + cos(δ)cos(φ)cos(H)
LST ≈ GMST + λ

JD: Julian Date; T: J2000'den beri geçen Julian yüzyıllar; h: yükseklik; δ: dik açıklık; φ: gözlem enlemi; H: saat açısı; λ: doğu boylamı. Hesap içinde açılar radyana çevrilir.

03 / VERİ KAYNAKLARI

Veriyi kim sağlıyor, hesabı kim yapıyor?

NASA/JPL — gezegen elemanları

Koddaki yaklaşık J2000 elemanları JPL'nin yaklaşık gezegen konumları tablosundan türetilmiştir; bu bir tam JPL uygulaması değildir. Özellikle kodda ortalama anomali M = L − ϖ ile hesaplanır; JPL'nin yayımladığı tam yaklaşımda bazı gezegenler için ek zamana bağlı düzeltme terimleri de bulunur ve burada uygulanmaz. Bu nedenle JPL tablosundaki nominal hata değerleri bu kodun çıktısına doğrudan garanti olarak aktarılamaz.

JPL yöntem ve hata tablosu ↗

US Naval Observatory — ufuk koordinatları

Yükseklik ve azimut, sağ açıklık/dik açıklık ile yerel yıldız zamanından türetilir.

USNO: Altitude/Azimuth ↗ · Yıldız zamanı ↗

Parlak yıldız listesi

Yaklaşık 40 yıldızın adı, sağ açıklığı, dik açıklığı ve görünür kadiri kodda sabittir. Katalog sürümü ve yıldız başına kaynak kimliği otomatik doğrulanmıyor.

Kaynak kod: app.js içindeki STARS dizisi.

Ay ve atmosfer

Ay yörüngesi ve atmosferik kırılma basitleştirilmiş bağıntılarla hesaplanır. Anlık basınç, sıcaklık, nem veya gerçek atmosfer profili kullanılmaz.

Kaynak kod: moonGeo() ve refractionRad().

04 / HATA PAYI VE SINIRLAR

Bilinen hata, bilinmeyen hata

Kaynak modelin açı/mesafe hatası, ekranda gösterilen yerel yükseklik hatasıyla bire bir aynı değildir. Bu yüzden JPL değerleri doğrudan “ekranda ±X derece hata” diye sunulmuyor.

Kaynak / varsayımBilinen sınırPratik etkisi
JPL yaklaşık gezegen elemanlarıJPL'nin kendi tam yaklaşık yöntemi için 1800–2050 aralığında gezegene göre nominal heliosentrik boylam/enlem ve mesafe hataları yayımlanır. Bu kod ek düzeltme terimlerini atladığı için tablo değerleri bu uygulamanın ölçülmüş hatası değildir.Gezegenler arasında hata değişir; bu değerler bu sadeleştirilmiş uygulama veya yerel ufuk açısı için doğrudan hata sınırı değildir.
Yıldız koordinatlarıListe sabit; öz hareket, presesyon/nütasyon ve katalog çağı tam uygulanmıyor.Uzun zaman aralıklarında yıldız yönleri katalog konumundan ayrılabilir.
Yıldız zamanıBasitleştirilmiş GMST; UT1, TT ve görünür yıldız zamanı düzeltmeleri tam modellenmez.Hassas gözlem veya navigasyon için yeterli doğruluk iddiası yoktur.
Atmosferik kırılmaBennett benzeri bağıntı sabit nem çarpanıyla kullanılır; gerçek basınç/sıcaklık profili yoktur.Ufka yakın cisimlerde gerçek kırılma hava koşullarına duyarlı olduğundan hata büyüyebilir.
AyBasitleştirilmiş yörünge ve yaklaşık paralaks kullanılır.Hassas Ay efemerisi veya gözlem planlaması için kullanılmamalıdır.
3B sahne ve “sapma”Boyutlar ve uzaklıklar ölçekli değildir; Einstein sapması Güneş kenarı değerinden türetilen görsel ölçektir.Bilimsel ışın izleme veya gözlenmiş ölçüm değildir.
Şeffaflık: Henüz bağımsız referans efemerise karşı yürütülmüş, yerel yükseklik/azimut farklarını raporlayan otomatik test yok. Bu nedenle belirli bir ± derece hata payı iddia etmiyorum; bu doğrulama yapılacak iş olarak kaydedilmiştir.
05 / TEKRARLANABİLİR DOĞRULAMA PLANI

Bir uzman bunu nasıl kontrol eder?

  1. Test zamanı UTC olarak sabitlenir, Samatya koordinatları kaydedilir.
  2. Uygulamadaki Güneş, Ay ve gezegenlerin yükseklik/azimut değerleri dışa aktarılır.
  3. Aynı zaman ve konum için USNO'nun konum servisinden veya NASA/JPL Horizons'tan referans alınır. Zaman ölçeği, koordinat sistemi, atmosfer kırılması ve topocentric/geocentric seçimi not edilir.
  4. Azimut farkı dairesel farkla hesaplanır; 359° ile 1° arasındaki fark 358° değil 2°'dir.
  5. Her cisim için mutlak fark, medyan ve en büyük fark raporlanır. Model, kaynak ve test zamanı birlikte saklanır.
  6. Hata hedefi aşılırsa zaman ölçeği ve koordinat dönüşümü; sonra efemeris ve atmosfer varsayımları ayrı ayrı incelenir.

NASA/JPL Horizons ↗ · USNO astronomi veri servisleri ↗

Karşılaştırmada iki sistemin aynı koordinat türünü ve aynı düzeltmeleri kullanması gerekir; farklı tanımların doğrudan çıkarılması yanıltıcı olur.

06 / SONRAKİ ADIM

Hesabı incele, sonra iyileştir.

Kaynak dosyaları incele ↗