Se non è necessaria una grande precisione, si può porre la latitudine $\beta$ del Sole uguale a $0^\circ$, dato che il suo valore non supera mai $1.2$ arcosecondi. In questo modo si possono calcolare l’ascensione retta $\alpha$ e la declinazione $\delta$ dalle seguenti espressioni dove $\epsilon$ è l’obliquità dell’eclittica e è la longitudine vera:
La posizione apparente del Sole si ottiene dalle stesse formule, ponendo la longitudine apparente $\lambda$ al posto della longitudine vera . In questo caso, il valore $\epsilon$ va corretto in questo modo:
$$\epsilon=\epsilon+0.002\,56\cos \Omega$$
dove $\Omega$ è la longitudine del nodo ascendente dell’orbita media della Luna che si può calcolare anche trascurando i termini con $T^2$ e $T^3$
Nel caso della prima formula, è importante prestare attenzione al calcolo dell’angolo $alpha$ con la funzione arcotangente appropriata, che nei linguaggi di programmazione è chiamata atan2 che ha come argomenti il numeratore e il denominatore della frazione:
- Giorno giuliano JD
- $\Delta T$
- Secoli giuliani dall’epoca J2000, $T$
- Equazione degli equinozi, $E_q$
- Il tempo siderale, $\theta$
- Longitudine media della Luna $L’$
- Longitudine del nodo ascendente della Luna, $\Omega$
- Nutazione, $\Delta\psi$, $\Delta\epsilon$
- Obliquità dell’eclittica, $\epsilon$, $\epsilon_0$
- Equazione del centro del Sole, $C$
- Eccentricità dell’orbita terrestre, $e$
- Anomalia del Sole, $M$, $\nu$
- Longitudine del Sole, $L, \lambda$
- Coordinate equatoriali del Sole, $\alpha$, $\delta$
- Equazione del tempo, $E_t$
- Angolo orario del Sole, $H$
- Coordinate altazimutali del Sole, $A$, $h$
- Distanza del Sole, $R$
- Velocità della Terra, $V$, $V_a$, $V_p$
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