日地距离网络计算_(version_1)
日地距离重新修订
日地距离重新修订日地距离又称太阳距离。
指的是日心到地心的直线长度。
由于地球绕太阳运行的轨道是个椭圆，太阳位于一个焦点上，所以这个距离是时刻变化着的。
目录词语解释日地距离（Earth-Sun Distance）其最大值为15 210万千米（地球处于远日点）；最小值为14 710万千米（地球处于近日点）；平均值为14 960万千米；这就是一个天文单位，1976年国际天文学联合会把它确定为149597870千米，并从1984年起用。
按此距离计算，太阳光到达地球表面只需8分18秒。
2012年8月22日至8月31日，第28届国际天文学联合会大会全票通过了一个重要决定，日地平均距离被确定为149597870700米。
测量方法测量日地距离的方法有好几种，一种是利用金星凌日(即太阳、金星一地球刚好在一条直线上)；另一种方法是利用小行星测量日地距离。
历史上就是用前一种方法测出地球到太阳的距离的，现在也是这样算出日地平均距离的，即从地球上发出一束雷达波，打到金星上面，再从金星上反射回来。
利用这种方法测出的日地平均距离为 149,597,870公里，大约为15,000万公里。
测量历史1716年哈雷就提出利用不同地点观测金星凌日来测量日地距离的方法。
1672年，天文学家、工程师 Giovanni Cassini 成为历史上第一个精确日地距离的人。
Cassini 通过将自己测量的到火星的距离与他同事 Jean Richer 的观测数据进行对比，并结合了他们的计算，得出太阳到地球的距离约为8700 万英里，这个数据与今天天文学家假设的数据相当接近。
[1]1677年，21岁的哈雷对将要发生在1761年的金星凌日作了预报，他明白，自己是无法亲自看到那年的金星凌日了。
但哈雷相信，只要通过观测金星凌日得到了金星的视直径，并且知道金星的公转周期，则太阳视差可以很容易地由开普勒第三定律推算出来，从而计算日地距离。
1761年，果然如哈雷所料，出现了金星凌日，但由于金星路径太过接近太阳边缘，无法精确测量，天文学家们只好相约8年后，1769 年的另一次金星凌日时再完成哈雷这桩壮志。
日照间距计算方法
日照间距指前后两排房屋之间，为保证后排房屋在规定的时日获得所需日照量而保持的一定间隔距离。
日照间距的计算方法：以房屋长边向阳，朝阳向正南，正午太阳照到后排房屋底层窗台为依据来进行计算：
tanh=(H-H1)/D,由此得日照间距应为：D=(H-H1)/tanh；
式中：h—太阳高度角
H—前幢房屋檐口至地面高度；
H1—后幢房屋窗台至地面高度。
实际应用中，常将D换算成其与H的比值，即日照间距系数，以便于根据不同建筑高度算出相同地区、相同条件下的建筑日照间距。
如居室所需日照时数增加时，其间距就相应加大，或者当建筑朝向不是正南，其间距也有所变化。
在坡地上布置房屋，在同样的日照要求下，由于地形坡度和坡向的不同，日照间距也会随之改变。
如何计算太阳的方位角
太阳辐射怎么计算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/r0)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。
日照间距计算秘诀
以下内容均以闫寒前辈编著的建筑学场地设计为基础，如果大家有什么看不懂的，可以自己去翻书。
关于日照间距的问题，相信大家也有不同的疑问，我翻看课外资料，有了一些心得，在这里和大家分享下，同时感谢版主的帮助和支持。
如果有不对的地方，希望大家多多指教。
谈日照间距之前必须先弄清楚几个概念：1- 太阳高度角hS：太阳直射光线与地平面之间的夹角2- 太阳方位角AS 太阳光线在地平面的投影线与正南线的夹角3- 地理纬度Φ---4- 赤纬角σ太阳光线与赤道的夹角5- 太阳时角Ω观测点天球子午圈沿天赤道量至太阳所在时圈的距离。
单位可以为度也可以为小时，360度相当于24小时，每15度相当于1小时。
Ω=15*（t-12）t 为真太阳时。
6- 真太阳时t （即当地时间）与北京时间的关系t=24-（120-当地经度）/15。
计算某地太阳高度角sin hs=sinΦ*sinσ+cosΦ*cosσ*cosΩ计算某地太阳方位角cosAs=（sinhs*sinΦ-sinσ）/coshs*cosΦ建筑与其投影的关系我们可以把它简化为一根木棒与其投影的关系。
棒影日照图就是以棒和棒影来描述太阳运行规律的。
棒影长计算L=H*cot hs根据棒影长绘制日照曲线图，步骤如下1、选择合适的比例做直角坐标系，标注东南西北，在原点设棒高为10米。
2、这里以大寒日有效日照时间在9-15小时为例。
依次计算各个时间整点的太阳方位角，做出射线，如图2.3、计算各时间整点的棒影长，并连成曲线。
如图3.得到棒高10米的曲线。
4、同理依次绘制20、30、40、50、60米的棒高投影曲线。
得图4.好了，万事具备，下面我们来举一个例子来说明。
在北纬31度的某地区，已知住宅建筑ABCD和办公楼EFGH，其位置如图。
办公楼EF处建筑高度为32米，EF边的室外高程为119.0m。
住宅建筑CD边的室外高程为121.5m。
被遮挡参考点住宅建筑CD上的M点，即CD边中点处的首层窗台高处，此窗台距室外地面为2.5m，要求计算m点在冬至日的日照情况。
地理距离空间权重矩阵计算公式
地理距离空间权重矩阵计算公式在地理信息系统和空间分析中，地理距离空间权重矩阵是一个重要的概念。
它用于衡量地理空间上不同位置之间的相似性或联系程度。
该矩阵描述了地理距离与空间权重之间的关系，并可用于各种空间分析任务，如空间插值、地理模型构建和区域规划等。
地理距离是指地球表面上两个点之间的实际距离。
它可以通过直线距离（欧几里得距离）或网络距离（沿着道路或其他交通网络测量的距离）来计算。
地理距离的计算可以使用各种算法和公式，如欧几里得距离公式、曼哈顿距离公式和哈佛大地距离公式等。
空间权重是指地理空间上两个位置之间的联系程度。
它可以表示为一个权重矩阵，其中每个元素表示两个位置之间的权重或相似性。
权重可以基于各种因素来计算，如地理距离、人口密度、交通流量、土地利用类型等。
常见的空间权重计算方法包括距离衰减权重、K邻近权重和流量模型权重等。
地理距离空间权重矩阵的计算公式可以根据具体的应用场景和问题而定。
一种常见的计算方法是使用距离衰减函数来衡量地理距离的影响程度。
距离衰减函数通常是一个随距离增加而减小的函数，例如指数衰减函数或幂函数。
通过将距离衰减函数应用于地理距离，可以得到一个权重矩阵，其中较远的位置具有较小的权重，而较近的位置具有较大的权重。
另一种常见的计算方法是基于K邻近算法。
该算法将每个位置的K个最近邻位置定义为其权重，距离越近的邻居位置具有较大的权重。
这种方法适用于需要考虑空间邻近性的分析任务，如空间插值和地理聚类。
总之，地理距离空间权重矩阵是一个重要的工具，用于描述地理空间上不同位置之间的联系程度。
该矩阵可以通过各种方法和公式进行计算，以适应不同的应用场景和问题。
对于地理信息系统和空间分析领域的研究和实践，地理距离空间权重矩阵的正确计算和应用具有重要的意义。
日地天文距离的计算公式是
日地天文距离的计算公式是日地天文距离的计算公式。
日地天文距离是指地球和太阳之间的平均距离，也被称为天文单位（AU）。
它是天文学中最基本的测量之一，也是许多天文学计算和研究的基础。
日地天文距离的计算公式是一个重要的数学工具，它可以帮助我们更好地理解地球和太阳之间的距离关系，从而推导出更多的天文学知识。
日地天文距离的计算公式可以通过多种方式推导得出，其中最常见的方法是利用开普勒定律和行星运动的周期来计算。
根据开普勒第三定律，行星绕太阳运动的周期的平方与其轨道半长轴的立方成正比。
因此，我们可以利用地球绕太阳一周的时间（即一年）和地球到太阳的平均距离来计算日地天文距离。
具体来说，日地天文距离（AU）可以通过以下公式计算：AU = (T^2 G M) / (4 π^2)。
其中，AU表示日地天文距离，T表示地球绕太阳一周的时间（单位为年），G 表示引力常数，M表示太阳的质量，π表示圆周率。
通过这个公式，我们可以计算出日地天文距离的数值，从而更好地了解地球和太阳之间的距离关系。
除了利用开普勒定律和行星运动周期来计算日地天文距离外，我们还可以通过其他方法来推导这个公式。
例如，我们可以利用地球绕太阳的轨道周期和轨道半长轴的关系，结合引力定律和牛顿运动定律来计算日地天文距离。
无论采用何种方法，日地天文距离的计算公式都是天文学中不可或缺的工具，它为我们提供了一种便捷的方式来理解地球和太阳之间的距离关系。
日地天文距离的计算公式不仅在天文学研究中起着重要的作用，在实际生活中也有着重要的应用价值。
例如，它可以帮助我们更准确地预测日食和月食的发生时间，从而为天文观测和科研提供了重要的参考数据。
此外，日地天文距离的计算公式还可以帮助我们更好地理解地球和太阳之间的引力关系，为航天技术和航天探测提供重要的理论基础。
总之，日地天文距离的计算公式是天文学中的重要工具，它为我们提供了一种便捷的方式来理解地球和太阳之间的距离关系。
通过这个公式，我们可以更好地推导出地球和太阳之间的距离，从而为天文学研究和实践提供重要的参考数据。
太阳能离网系统计算公式
气候数据 地点 40.6 110.1 1,266
月 一月 二月 三月 四月 五月 六月 七月 八月 九月 十月 十一月 十二月 年平均数 测量于
负载工作小时(H) 峰值日照时间(H)系统工作电压(V)抗阴雨天数 系统效率
0.7225
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注：红色区域为输出值,禁止输入
每月的采暖 度日数 摄氏度日数 1,109 850 624 309 82 0 0 0 141 396 671 981 5,164
供冷 度日数 摄氏度日数 0 0 0 0 166 309 362 280 99 0 0 0 1,217
路灯容量计算
空气温度 摄氏度 -17.8 -12.4 -2.1 7.7 15.4 20.3 21.7 19.0 13.3 5.2 -4.4 -13.7 4.4 米
每日的太 阳辐射 - 水 相对湿度 平线 大气压力 % 度/平方米/日 千帕 78.1% 2.69 87.0 71.8% 3.59 86.9 51.4% 4.78 86.6 34.6% 6.00 86.4 33.7% 6.53 86.3 39.7% 6.44 86.0 52.1% 6.03 85.9 59.7% 5.25 86.3 59.1% 4.57 86.7 58.8% 3.82 87.0 61.6% 2.88 87.1 73.4% 2.33 87.2 56.1% 4.58 86.6
风速 米/秒 2.9 3.1 3.7 4.5 4.3 3.7 3.3 3.0 3.1 3.1 3.2 2.9 3.4 10.0
土地温度 摄氏度 -16.5 -11.0 -0.2 10.8 19.4 24.5 25.0 21.5 15.4 7.1 -3.0 -12.4 6.8 0.0
太阳定位软件及实例计算
3太阳定位软件计算原理输入内容GMT （格林尼治时间）GMT纬度：（推算船位的纬度）ϕc1，经度：（推算船位的经度）λc1眼高：（测着眼高，距离海平面的高度） e时角t T赤纬δT时角超差∆赤纬超差∆观测高度h s⊙i+s第一步，计算原始数据分秒改正∆t1= 14︒59'.0 * GMT中的分钟/60超差改正∆t2= GMT中的分钟*时角超差∆/60超差改正∆δ= GMT中的分钟*赤纬超差∆/60太阳格林时角=时角t T +分秒改正+超差改正∆t1太阳地方时角=太阳格林时角±λc1(东加西减)第二步，计算高度方位Dec= δT+ ∆δ计算高度sinh c =sin ϕC1..sinDec+cos ϕC1.cosDec.cosLHA计算方位c c1c1c c tanh tan cosh cos Dec sin cosA ϕϕ-= A c =第三步计算真高度h s ⊙i+sd 眼高差 查表后内插得出Tcor 太阳星体高度综合改正查表内插得出+ Acor 太阳高度补充改正查表内插得出h t不清楚的话，请找航海学的课本扫描下，因船上条件有限，只能这样了。
太阳星体高度综合改正第四步计算截距值h t-h cDhGMT （格林尼治时间 ） 2006年 GMT 6月22日 02时21分18秒 纬度：（推算船位的纬度） ϕc1，32︒16'.0N ， 经度：（推算船位的经度） λc1122︒15'.0E 眼高：（测着眼高，距离海平面的高度） e15.6m时角t T 209︒31'.9赤纬 δT 23︒26'.4N 时角超差∆ ∆+0'.9赤纬超差∆ ∆+0'.0观测高度h s ⊙ 67︒50'.8i+s =-0'.7。
第一步，计算原始数据分秒改正∆t 1= 14︒59'.0 * GMT 中的分钟/60= ∆t 1 5︒19'.1时角超差改正∆t 2 = GMT 中的分钟*时角超差∆/60= ∆t 2 0'.3赤纬超差改正∆t 2= GMT 中的分钟*赤纬超差∆/60=∆δ + 0'.0太阳格林时角=时角t T +分秒改正∆t 1+时角超差改正∆t 2t T 209︒31'.9∆t 1 5︒19'.1∆t 2 0'.3GHA 214︒51'.3太阳地方时角=太阳格林时角±λc1(东加西减)GHA 214︒51'.3λc1 122︒15'.0ELHA 337︒06'.3 = 22︒53'.7E第二步，计算高度方位Dec= δT + ∆δδT 23︒26'.4N∆δ + 0'.0Dec 23︒26'.4N计算高度sinh c =sin ϕC1..sinDec+cos ϕC1.cosDec.cosLHA=0.9270421279h c =67 ︒ 58'.7计算方位01809362.0tanh tan cosh cos Dec sin cosA c c1c1c c -=-=ϕϕ=-0.306328962A c =107 ︒ .8NE计算真高度h s⊙i+sd 查表得出Tcor 查表得出+ Acor 查表得出h th s⊙ 67︒50'.8 i+s - 0'.7d - 7'.0 Tcor + 15'.6 Acor - 0'.2h t 67︒58'.5计算截距值h t 67︒58'.5h c 67︒58'.7Dh - 0'.2太阳中天高度求纬度2006年6月22日，ZT 1020，推算船位：ϕc132︒16'.0N，λc1122︒15'.0E，CA090︒，V15kn，e=15.6m，查航海天文历，太阳中天时刻12 h 02 m，i+s=-0'.7。
【高中地理】高中地理学习方法之地理计算公式
【高中地理】高中地理学习方法之地理计算公式1、极昼极夜的范围=90-太阳直射点的度数2.两点相对高度公式：相对高度小于（n+1）*等高线距离，大于或等于（n+1）*等高线距离。
其中n为等高线的条数。
3.当地时间：(1)根据太阳照射情况形成的时刻，如太阳直射点所在经线(位于昼半球中央)为12点。
(地球自转会造成照射情况的变化，地方时就变化)要求：可以在任何形式的阳光地图上读出当地特殊时间（如12点、0点或24点、6点和18点）的分布。
(2)图上计算：经度每差15度，当地时间每差1小时（或1度/4分钟，经度每差1分/4秒），东部早（加）西部晚（减）注意：过日界线时日期还要再加(向西)减(向东)一天（3）公式计算：(甲经度-乙经度)*1小时/15度=甲地方时-乙地方时注：东经为正数，西经为负数。
正经度和负经度考虑了日期线两侧的日期差异。
4、时区：（1）为了方便本地交换，全球经度被划分为24个时区。
每个时区将其中心经度的本地时间作为整个时区的公共时间。
(2)某经度所在的时区计算：经度/15度=商余数。
如果余数小于7.5，所在时区=商数如果余数大于7.5，则时区=商+15、区时（1）对于一个时区的每个时差，该时区的时差为1小时，东部为早（多），西部为晚（少）注意：过日界线日期要先加减一天（2）公式计算：甲时区-乙时区=甲区时-乙区时注：东部时区为正数，西部时区为负数。
正数和负数考虑了日期线两侧的日期差异。
6、正午太阳高度：（1）中午太阳高度是指一天中的最大太阳高度，即当地时间12点的太阳高度。
(2)图上推导(略)（3）计算公式（与直接点比较）：90度-某地h=直射点纬度与某地纬度的角度差的绝对值提示：你可以把北纬写成正数，把南纬写成负数。
(4)计算公式(与任意纬度相比)A H-B H=（A纬度-B纬度）绝对值注意：北纬度写成正数，南纬度写成负数7.比例尺比例尺=图上距离/实际距离注：比例尺本身没有单位，但应注意的是，应首先转换并统一图纸上的距离和实际距离的单位。
太阳和地球的距离
太阳和地球的距离]地球与太阳的最大距离是1.521×108千米，约在每年七月初，最小距离是1.471×108千米，约在每年一月初。
平均距离是1.496×108千米。
人们把地球与太阳之间的距离作为一个天文单位，取其整数为1亿5千万千米。
这段距离相当于地球直径的11700倍，乘时速1000千米的飞机要花17年才能到达太阳，发射每秒11.23千米的宇宙飞船也要经过150多天到达，太阳光照射到地球需要8分多钟。
太阳和地球的距离在天文学上称做“天文单位”，这是一个很重要的数字，很多天文数字都是以它为基础的。
测量日地距离的方法有好几种，一种是利用金星凌日(即太阳、金星一地球刚好在一条直线上)；另一种方法是利用小行星测量日地距离。
历史上就是用前一种方法测出地球到太阳的距离的，也是这样算出日地平均距离的，即从地球上发出一束雷达波，打到金星上面，再从金星上反射回来。
利用这种方法测出的日地平均距离为149,597,870公里，大约为15,000万公里。
太阳通过热核聚变，靠燃烧集中于它核心处的大量氢气而发光，平均每秒钟要消耗掉600万吨氢气。
就这样再燃烧50亿年以后，太阳将耗尽它的氢气储备，然后核区收缩，核反应将扩展发生到外部，那时它的温度可高达1亿多度，导致氦聚变的发生。
以后太阳会极度膨胀，进入所谓"红巨星"阶段，它的光亮度将增至如今的100倍，并把靠它最近的行星如水星、金星吞噬掉，地球也会被"烤焦"，生命将无法继续生存。
随着时间的推移，太阳会越来越快地耗尽它的全部核能燃料，步入风烛残年，随之塌缩成一颗黯淡的白矮星。
在这种白矮星上，一块火柴盒大小的物质就可达1吨左右。
白矮星没有核反应，它是恒星核反应结束以后留下的残骸，依靠收缩自己的体积来继续辐射出微弱的能量，最后，太阳将成为一个无光无热的"褐矮星"，消逝在茫茫的宇宙深处，结束它辉煌而平凡的一生。
日界线-上课用
能力·思维·措施
【例】一艘航行于太平洋旳船，从12月30日12时 (区时)起，经过5分钟，超出了180°经线，这时其 所在地点旳区时可能是(全国高考题)( )
A 12月29日12时5分 B 12月30日11时55分
C 12月30日12时5分 D 12月31日12时5分
【解题思绪】回答此题必须明确三点：
日界线西侧
日界线东侧
180º
时间不变；日期减1天
向东
1、国际日期变更线（日界线）
A、它是人为要求旳，原则 上是180° 经线
自西向东从东十二区进入西十二
区日期减去一天（顺着地球自转 东12区 西12区 方向越过人为日界线日期减去一
天），自东向西从西十二区进入
0º
东十二区日期加上一天（逆着地
球自转旳方向越过人为日界线，
③转折性：为了照顾180°经线附近某些地域和国家日 期旳统一，人文日界线防止经过陆地，有三处偏离了 180°经线。自然日界线则与经线重叠。
④意义性：人文日界线是地球上新旳一天旳起点和终点， 地球上日期变更都从这里开始；自然日界线则是本地新 旳一天旳起点和终点。
4、日期范围拟定：
从0时经线向东至国际日期变更线为今日旳范围
7月7日
C、3时
D、12时
0点
北京时间为:
45°E
A、6日8时 B、7日8时
C、6日20时 D、7日20时
②若阴影部分表达黑夜，则甲地时间为：
黑夜
A、8时
B、9时
C、15时
D、16时
白
昼
12时
练习：
1、有个妈妈乘轮船由上海去旧金山，在临近日界线 时生 一女孩，越过日界线后，又生一种女孩，只按 生辰日期计算_妹__妹____（姐姐、妹妹） 大？
日地距离——精选推荐
⽇地距离 地球是⼀个美丽的星球，地球上的⽣命之所以能蓬勃⽣长，就是依赖于太阳提供的能量。
但是，阳光也不是那么完美，阳光中还包含着紫外线，它对⽣命有伤害，幸好，地球的⼤⽓层可以阻碍紫外线到达地球表⾯。
来⾃太阳的威胁还有太阳耀斑，耀斑发⽣的时候，对⽣命不利，不过，其中的带电离⼦会来到地球，在地球的南北两极进⼊磁场，就会出现壮丽的极光。
太阳的活动⼗分复杂，除了紫外线和耀斑之外，还会产⽣太阳⿊⼦、谱斑、暗条、冕洞和射电爆发等。
太阳的这些活动影响着地球上的环境，与地球上的⽓温、⽓压、降⽔、⼲旱、洪涝、⼤⽓环流、风暴路径、雷暴，甚⾄冰川进退、湖⾯⽔位起伏等，都有相关性。
幸好，⼈类已经掌握了太阳活动的⼀些规律。
地球距离太阳较远，就是每秒能⾛30万公⾥的光也要⾛8分18秒，这⼀段距离被称为⽇地距离。
⽇地距离是⼀个⼗分精确的概念，被称为天⽂单位，有着严格的定义。
地球围绕太阳运⾏的轨道并不是圆形，⽽是椭圆形，太阳位于⼀个焦点上，所以这个距离是变化的，其数量级是1011⽶。
最⼤值为15210万公⾥，这时候地球处于远⽇点；最⼩值为14710万公⾥，这时候地球处于近⽇点。
我们取⼀个近似的平均值为14960万公⾥，但这不够精确。
于是，1976年国际天⽂学联合会把它确定为149597870公⾥，这就是⼀个天⽂单位。
天⽂单位是天⽂学家最常使⽤的单位，在讨论恒星与⾏星之间距离的时候，都要使⽤这个概念。
对于地球来说，它与太阳的距离恰到好处，如果地球离它远⼀点，就不能得到⾜够的热量，就没有液态⽔，如果地球离它近⼀点，温度太⾼，就不利于⽣命的形成。
研究太阳与地球之间的关系会带给我们很多启⽰，有助于天⽂学家寻找太阳系以外的宜居⾏星。
星期⽂库 太阳系的阶梯之五。
地球上两点间距离的计算公式
地球上两点间的距离 赖宝锋假设地球是一个椭球体，南北长，东西短，用水平面去截椭球，得到的都是圆面。
设地心为原点，记为O ，北极记为N ，南极记为S ，以NS 为Z 轴，NS为Z 轴正方向。
过O 作垂线，交本初子午线于A ，以OA为X 轴正方向。
按右手定则再建立Y 轴，成立体正交坐标系。
以北纬为正，南纬为负，东经为正，西经为负。
假设南北两极距离为2a ，赤道半径为b 。
那么地球球面方程为2222221x y z b b a++=任取地球球面上一点P ，假设纬度为ϕ，经度为ψ，22ππ-≤ϕ≤，ππ-≤ψ<，则sin ϕ=则22222sin z x y z ϕ=++又2222221x y z b b a++=求得22222222sin cos sin a b z a b ϕ=ϕ+ϕ而z 与sin ϕ同号，故z =222222222222222222242222222222222sin (1)cos sin sin cos cos sin cos sin z b b a b x y b b z b a a a a b b a b b a b a b ϕ+=-=-=-ϕ+ϕϕϕ=-=ϕ+ϕϕ+ϕ=x =ψ=y =ψ=这样，设地球球面上两点1P ，2P ，纬度分别为12,ϕϕ，经度分别为12ψ,ψ，则1P 坐标为1x =1y =1z =2P 坐标为2x =2y =2z =则12||PP =====若用角度制，把ϕ替换为180πϕ，ψ替换为180πψ，即可。
例如，把118.222替换为118.222180π，32.77替换为32.77180π，然后代入公式中运算，即可。
给定圆心O 的经纬度，设为00(,)ϕψ，这就相当于知道圆心的坐标0x =0y =0z =地球球面方程为222222(,,)10x y z f x y z b b a=++-=22f x x b ∂=∂，22f y y b∂=∂，22f zz a ∂=∂ 这样，地球过O 的切平面的方程为000000222222()()()0x y z x x y y z z b b b-+-+-= 即000000222()()()0x y z x x y y z z b b b -+-+-= 于是，到O 距离为r 且在切平面上的点的轨迹方程为2222000000000222()()()()()()0x x y y z z r x x x y y y z z z b b a ⎧-+-+-=⎪⎨---++=⎪⎩令0x x u -=，0y y v -=，0z z w -=，则2222002220u v w r x y z u v w bb a ⎧++=⎪⎨++=⎪⎩2222u v w r w ++=⇒=220022()x y u v b b +=222222222222220000000044444442()x x y y z z z z u uv v r u v r u v b b b a a a a ++=--=-- 2222222200000004444442()()x z x y y z z u uv v r b a b b a a++++= 424224424224220000000()2()a x b z u a x y uv a y b z v b z r ++++= 4424242222000004242424242420000002a x y a y b z b z r u uv v a x b z a x b z a x b z +++=+++444424242222220000000004242424242424242424200000000002()()a x y a x y v a x y v a y b z b z r u uv v a x b z a x b z a x b z a x b z a x b z +++-+=+++++4424244222220000000424242424242424200000000()[()]a x y a y b z a x y b z r u v v a x b z a x b z a x b z a x b z +++-=++++42424424242428224422442284200000000000000042424242424224242200000000()()()()()a yb z a x y a y b z a x b z a x y a b x z a b y z b z a x b z a x b z a x b z a x b z +++-++-==++++这样，4442244228442222000000004242424224242000000()[]()a x y a b x z a b y z b z b z r u v v a x b z a x b z a x b z ++++=+++ 令22000v b z θθ=⇒=令4200424200a x y u v a x b z θ+=+242000424200242a x y ub z a x b z θθθθ=-+=-再通过且平面方程求出w ，这样，我们得到参数方程24220000222()/u v b z x y z w u v b b a θθθ⎧⎪⎪⎪⎪=⎨⎪⎪=-+⎪⎪⎩这样，24200200000000222()/x u x x y v y b z y x y z z w z u v z b b a θθθ⎧=+=+⎪⎪⎪⎪=+=+⎨⎪⎪=+=-++⎪⎪⎩现在讨论其近似的经纬度我们再来看坐标和经纬度之间的关系x y z ⎧=⎪⎪⎪⎪=⎨⎪⎪⎪=⎪⎩我们从中可以看出z 可唯一由ϕ表出：z =这样，ϕ也必然是z 的函数，两边关于z 求导，得到1d d d dz d azϕϕ==1sin d d ab az d ϕϕ=ϕ22d d ϕ==-这样，00000|()|d d z z w dz dzϕϕϕϕϕϕϕϕϕ===+-=+ 再来看x 或y ，它们都是ϕ和ψ的表达式，当ϕ确定下来后，由于cos sin x y ⎧⎧=ψ=⎪⎪⎪⎪⇒⎨⎨⎪⎪=ψ=⎪⎪⎩⎩它们便由x 和y 唯一决定，用反正弦或反余弦或反正切，可唯一地得到ψ。
太阳辐射，地球接收到的辐射，日地距离，三者间有什么关系？
太阳辐射，地球接收到的辐射，日地距离，三者间有什么关系？太阳辐射，地球接收到的辐射，日地距离，三者间有什么关系？太阳常数指在日地平均距离（D=1.496x108km）上，大气顶界垂直于太阳光线的单位面积每秒钟接受的太阳辐射。
太阳常数要在地球大气层之外，垂直于入射光的平面上测量。
以人造卫星测得的数值是每平方米大约1366瓦特，地球的截面积是127,400,000 平方公里，因此整个地球接收到的功率是1.740×10^17瓦特。
由于太阳表面常有有黑子等太阳活动的缘故，太阳常数并不是固定不变的，一年当中的变化幅度在1%左右。
在日地平均距离条件下，地球大气上界垂直于太阳光线的点选检视图片太阳常数面上所接受的太阳辐射通量密度，称为太阳常数。
以S.表示，单位为W/m2。
太阳常数是一个相对稳定的常数，依据太阳黑子的活动变化，他所影响到的是气候的长期变化，而不是短期的天气变化。
太阳常数包括所有形式的太阳辐射，不是只有可见光的范围(更详细的内容可以参考电磁频谱)，它可以联络到太阳的视星等是-26.8等。
太阳常数和太阳的视星等是描述太阳亮度的两种方法，但是视星等只有测量太阳在可见光部分的能量输出。
从太阳看地球的角直径只有1/11,000弧，所以从太阳看地球的立体角只有1/140,000,000球面度。
因此，太阳辐射出的能量是地球获得的20亿倍，也就是大约原理由于地球以椭圆形轨道绕太阳执行，因此太阳与地球之间的距离不是一个常数，而且一年里每天的日地距离也不一样。
众所周知，某一点的辐射强度与距辐射源的距离的平方成反比，这意味着地球大气上方的太阳辐射强度会随日地间距离不同而异。
然而，由于日地间距离太大（平均距离为1.5 x 108km），所以地球大气层外的太阳辐射强度几乎是一个常数。
因此人们就采用所谓“太阳常数”来描述地球大气层上方的太阳辐射强度。
它是指平均日地距离时，在地球大气层上界垂直于太阳辐射的单位表面积上所接受的太阳辐射能。
如何通过小行星来测日地距离
利用小行星测定日地距离
1.测量太阳、小行星与地球的距离差。
当这个小行星运行到地球和太阳之间的时候，测量出这个小行星到地球的距离，方法就是从地球上发出一束雷达波，打到小行星上面，再从小行星上反射回来。
利用速度计算出距离，这个距离就是太阳、小行星与地球的距离差。
R2=R1+r---------1
2.测量太阳、小行星与地球的距离比。
根据开普勒第三定律，只需要测量出公转周期即可计算出这个距离比。
若已经地球的公转周期是T2，小行星的公转周期是T1，则
3.根据上述步骤，解方程。
根据1、2得：()213
22232
T r -R T R = 因为T1、T2已知，故可得R2（即日地距离）的大小。