月角距是月球和另一个天体之间的角度，是在天文导航中使用的术语。领航员可以利用月角距 (也称为月球) 和航海年历计算格林尼治时间。然后，领航员不需要航海钟就可以确定经度。
关于月角距法的历史，请见“经度的历史”。
测量月角距的原因
在天文导航，精确的知道格林尼治时间和结合仔细观察一个或多个天体的位置，可以计算经度和纬度[1]。直到18世纪后期才有可靠的航海钟可以使用，而直到19世纪初期才负担得起费用[2][3][4]。大约有一百多年 (大约从1767年直到1850年)[5]，缺乏天文钟的水手使用月角距法测量格林尼治时间，是查找其经度的重要步骤。有天文钟的水手可以使用月角距得到的读数检查和校正格林尼治时间[2]。
方法
这种方法依赖月球在背景天空中相对快速的运动，其只需要27.3天就移动一圈，即一个恒星月。一小时内它将相对于背景恒星或太阳移动大约半度[1]，大致为它的直径。而通过使用六分仪，领航员可以精确的测量月球和其它天体之间的夹角[1]，这可以是太阳，也可以是靠近月球路径、靠近黄道的一组特定明亮恒星中的一颗。在同一时刻，地球表面上任何能够看到相同的两个天体的人在校正视差后，都会观察到相同的角度。因此，领航员通过查阅事前准备好的月球距离与它们会发生的时间表[1][6]，经过比较表单上的数值和修正月角距，领航员可以算出观测时的格林尼治时间。知道格林尼治时间和当地时间，领航员就可以推导出当地的经度[1]；使用六分仪观察太阳或一颗恒星的高度，可以测量出地方时[7][8]。然后，就可以由格林尼治时间和本地时间的差异（每小时15度）来计算出经度。
测量月角距和这两个天体的高度，领航员可以经由下面三个步骤得到格林尼治时间。
- 第一步 － 准备
- 预测月球中心和其它天体距离的月角距年历表 (从1767年到1900年，可以在任何一本航海年历上找到)[来源请求]。不过，观测者不容易精确的找出月球的中心 (和太阳，它是第二个最常用到的天体)。取而代之的是，月角距经常是测量明显的亮缘，月球的外缘和明确可见的太阳边缘。月球距离的第一个修正值是月球边缘与中心的距离。由于月球的视大小随着与地球的距离而改变，年历会给出太阳和月球每一天的半径 (请参阅该年度的航海年历)。另外，观测到的高度被消除了半径和倾角。
- 第二步 － 清算
- 清算月角距是指修正视差和大气折射在观测上造成的影响。年历上给的月角距是观测者位于一个透明地球的中心所看见的。因为月球远比其它的恒星更接近地球，在地球表面的观测者看见的月球相对位置可以相差到一整度[9][10]。清算和校正视差和大气折射，相较于观测月角距和天体高度这两者，只是简单的三角函数计算[11]。领航员可以从搜集到的任何一种数学表，使用数十种不同的计算方法来完成工作。
找出了 (绝对的) 格林尼治时间，领航员要不是比较观测位置的地方时间 (一个单独的观测) 来发现经度，或是，如果可以，与航海钟的格林尼治时间比较[1]。
误差
- 月角距误差对经度计算的影响
- 月角距相对于时间的变化率大约是每小时半度，或30弧分[1]，因此，每半弧分的误差会使格林尼治时间偏差约一分钟，这相当于在经度上差了四分之一度 (由于地球每小时转15度，在赤道大约相当于15海里)。
- 年表误差
- 月角距在早期，最好的月球位置预测偏差大约是半弧分，在时间源头的格林尼治时间上造成约1分钟的误差，或是经度上四分之一度的误差。在1810年，年表上预报的误差减小至四分之一弧分；大约在1850年 (月角距的观测大多已成为历史之后)，年表上的误差已经小于六分仪在理想条件下的误差 (十分之一弧分)。
- 月角距观测
- 在刚开始观测月球距离的时期，最好的六分仪可以标示出六分之一弧分的角度，稍后，六分仪的精确度提升到0.1弧分。在海上的实务，误差会较大些。经验丰富的观测者，在良好的条件下，对月角距的测量可以准确至四分之一弧分，使引入的误差在经度上只有四分之一度。不用说，如果是多云的天空或是"新月" (隐藏或靠近耀眼的阳光)，就不能执行月角距的观察。
- 总误差
- 上述两种来源的误差，结合在一起，通常会造成月角距半弧分的误差，相当于格林尼治时间的一分钟，等同于在经度上四分之一度的偏差，在赤道上大约是15海里（30千米）的距离。
文学
 | 此条目需要扩充。 (2011年11月30日) |
相关条目
参考资料
外部链接
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