月視差の補正を行った月の地心黄道座標（λm，βm）と太陽の地心黄道座標（λs，０）から、 月と太陽の黄経差ｄλを、ｄλ＝λm−λs により、 月と太陽の黄緯差ｄβを、ｄβ＝βm により求める。 ベクトルで表すと次のようになる。 ＜ｄλ，ｄβ＞＝＜λm，βm＞−＜λs，０…

太陽の視半径σsは、太陽の地心距離ｒsを用いて、 σs＝degrees(asin(sin(radians(959.63/3600))/ｒs)) である。 月の視半径σmは、月の赤道半径Rmと月の地心距離ｒm（実距離）を用いて、 sin(σm)＝Rm/ｒm である。 月の地心距離ｒmは、地球の赤道半径Reを単位…

太陽の地心黄道座標（λ，β）、月視差の補正を行った月の地心黄道座標（λm，βm）から、それぞれの地心赤道座標（α，δ）を得る。

月の摂動補正を行った地心黄道座標（λ，β）に、月視差の補正量（ｄLM，ｄBT）を加えて、月視差の補正を行った月視黄経λmと月視黄緯βmを得る。 ＜λm，βm＞＝＜λ，β＞＋＜ｄLM，ｄBT＞＝＜λ＋ｄLM，β＋ｄBT＞ ベクトルの＜λm，βm＞が、月の視位置となる地心黄…

月視差の黄経方向の補正量ｄLM、黄緯方向の補正量ｄBTとする。 月の赤道地平視差πmは、月視差の補正を行う場合、少しだけ大きい値を用いて、月の地心距離ｒsにより、πm＝degrees(asin(1/ｒs))/0.99 とする。 月の赤道地平視差πm、観測地点の地心黄道座標（L…

観測地点の緯度ψ、地方恒星時LST、黄道傾角ε の値を、 LST＝radians(LST)、LAT＝radians(ψ)、OBL＝radians(ε) により、単位をラジアンにする。 観測地点の黄緯Bは、 B＝asin(−sin(OBL)×cos(LAT)×sin(LST)＋cos(OBL)×sin(LAT)) により求める。 観測地点の黄経…

月は地球に近いので、月視差の補正を行う必要がある。 次に説明する方法で、月視差の補正量を求める。