第二节 时间.docx
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第二节时间
第二节时间
一、时间的计量
1.时间的含义和计量单位
时间是一种客观存在。
一切物质运动都是在一定的时间中进行的，因此，时间是物质存在的基本形式之一。
时间既没有起点，也没有终点，它不受制约的无限延伸着。
但是，人们通常使用的时间则是有限的，对时间的度量也是人为的。
通常所说的时间有两种含义，一是指“时刻”，一是指“时段”（图4－19）。
时刻是运动状态的瞬时，它是无限时间中的某一具体瞬时点。
无限的时间是由无数的瞬时点组成的。
时刻可以表示事件发生的早与晚。
例如，8点钟上课，9点钟下课。
这里的两个时间都是指时刻，表示上课在先，下课在后，下课发生的时刻比上课发生的时刻晚。
时段是运动状态的不同瞬时点之间的间隔，它有始有终，是无限时间中的某一段长度。
时段表示运动过程经历的时间长短，而不一定显示运动过程发生的早晚。
例如，从甲地到乙地需要步行1小时。
这里的1小时即是步行开始与结束两个时刻间的间隔，它不显示何时开始，何时结束。
时间与物质运动是相联系的，因而可以根据物质运动来计量时间。
只有具备稳定周期性和复现性的物质运动，才能作为计量时间的依据。
人们所使用的时间，就是以具有这些特性的物质运动周期为计量单位度量出来的。
最基本的时间计量单位是日，它是地球自转运动的周期。
地球绕地轴的自转运动，具有比较稳定的周期性和复现性。
由于地球自转而产生的天体周日视运动，使人们可以直接体会到这种运动周期。
年也是一个重要的时间计量单位，它是根据地球公转运动的周期确定的。
地球绕太阳公转的运动，具有稳定的周期性和复现性。
因地球公转而产生的太阳在天球上的周年视运动，也可以使人们直接感受到这种运动的周期。
月球和太阳在天球上的会合运动，也具有稳定的周期性和复现性。
月相的周期性变化，直观地反映了日、月会合运动周期。
月（朔望月）就是根据这种运动周期确定的时间计量单位。
月和年这两个时间计量单位，一般都用完整的日数来表示。
以地球自转和公转运动周期为基础确定的上述计时单位，在人类的生产、生活中，具有极其重要的实践意义。
在漫长的人类社会历史中，春种、夏锄、秋收、冬藏，“日出而作，日没而息”。
一直是人们共同遵循的活动规律。
随着社会的发展，人们需要更精密的时间计量，于是产生了更小的时间计量单位——时、分、秒。
它们都是对日这一时间计量单位进一步等分而得出的。
如时是日的1/24，分是日的1/1440，秒是日的1/86400。
时、分、秒的测定和表示，也是以具有稳定周期性和复现性的物质运动为依据的。
利用摆的周期性运动，人们制做了用于测定和表示时间的机械钟表。
后来，人们发现晶体每秒钟振荡几百万次，而且，这种振荡运动的周期非常稳定。
本世纪秒的精确程度。
随着现代物理学1年仅相差300年代制成了石英钟，使时间计量达到每30．
的飞速发展，人们从微观世界中发现了更加精确、稳定的运动周期。
例如，当原子受到X射线辐射时，其轨道电子从一个位置跃迁到另一个位置所产生的电磁波，振动周期每秒钟可达几十亿次，而且周期极其精确、稳定。
本世纪中叶以来，根据这种振动周期而制做的各种原子钟相继问世，使时间计量达到了更加精确的程度。
地球的自转和公转运动，实际上都不是匀速的。
从长期看来，地球自转速度有变慢的趋势，近2000年来，一日的长度大约每过100年即增加1.6毫秒。
根据天体运行周期确定的计时系统，在科学技术水平低下的时代，可以满足人们生活、生产等活动对时间计量的需要。
科学技术的高度发展则要求时间计量具有与之相适应的高精度。
例如，宇航事业的发展，就要求时间计量必须高度的精确。
这就促进了时间计量技术不断发展，精确度越来越高。
2.天体时角和时刻
天体的时角和赤经有着密切的关系。
二者都属于天球的赤道坐标系，都在天赤道上度量，而且使用的单位也相同（可以用角度单位，也可以用时间单位）。
但是，二者的起算点不同，度量的方向也相反。
天体时角是以观测地天顶所在时圈（即午圈）与天赤道的交点为起算点，沿天赤道向西度量的。
赤经不同的天体，在同一瞬间的时角也不相同。
对于一定的观测点来说，每个天体在某一瞬时的时角都是固定值。
但是，随着地球的自转，天体不断地作自东向西的周日视运动，天体的时角也就不断地发生相应的变化。
由于天体时角的变化，是同地球的自转运动紧密联系在一起的，因此，可以用它来表示不断变化着的时间。
天文上以及我们日常所使用的时刻，都是用天体的时角测定的。
3.恒星时和太阳时
天球上的每一颗恒星或特征点，都可以用来度量时间。
但是，实际上，只有春分点和太阳，才被用于度量时间。
用春分点度量出来的时间，叫做恒星时。
恒星时的时刻，是用春分点的时角来表示的。
春分点的周日运动周期，即春分点连续两次上（或下）中天的时间间隔，称为一个恒星日。
一个恒星日等分为24恒星时，一恒星时等分为60恒星分，一恒星分又等分为60恒星秒。
以春分点周日运动周期确立的计时单位系统，主要用于天文学方面，它和我们日常生活中所使用的时间，没有直接的关系。
在天球的春分点位置上，没有一颗可供观测的恒星作标志，很难直接对春分点的时角进行观测。
因此，春分点的时角，一般是通过对其它恒星时角的观测而推算出来的。
如图4-20所示，M表示任意恒星，α为它的赤经。
当M的时角为t时，那么，春分点的时角（tr）则为：
tr=α+t
对于任意一颗恒星来说，赤经α都是一个已知的固定值（可从天文年历）中查得）。
这样，只要观测到M的时角t，即可计算出当时春分点的时角tr，这也就是我们要求的恒星时。
．
赤经是从春分点开始度量的，时角是从午圈开始度量的。
当被观测的恒星M位于上中天时，它的时角t值为零，这时M的赤经值也就是春分点的时角值。
即：
tr=α
由此可知，恒星时与午圈的赤经存在着等值关系。
在观测点上中天位置的任意一颗恒星的赤经，也就是该地点当时的恒星时。
这样，测定恒星时，实际上也就是对午圈上的恒星进行赤经观测了。
天文台对恒星时的测定，是通过“中星仪”观测恒星来进行的。
“中星仪”的望远镜只能沿着子午线方向移动。
当望远镜中的南北系对准某一恒星（即该恒星位于当地上中天）时，查找出该恒星的赤经值，也就得到了当时当地的恒星时。
用太阳度量出来的时间，称为太阳时。
太阳时是通过太阳时角测定的，但它不像恒星时那样直接用所测得的太阳时角表示，而是用太阳圆面中心的时角加12小时来表示。
这就是说，太阳日的起算点不是它在上中天的时刻，而是太阳在下中天的时刻。
因此，太阳时的时刻总比当时的太阳时角多12个小时。
例如，某地的太阳时为15时30分，此时太阳圆面中心的时角实际是3时30分。
人类的活动主要是在白天。
一个完整的白昼在同一个日期内，用起来比较方便。
然而，太阳的时角是从视太阳圆面中心在上中天时开始度量的，如果直接用太阳时角表示太阳时，就会把一个完整的白昼分割在两天，造成同一个白天中午前和中午后的日期不一样。
用这样的方法表示太阳时，与人们的生活习惯不相适应，会造成许多麻烦。
用太阳时角加12小时表示太阳时，把太阳圆面中心下中天的时刻规定为太阳日的起点，就可以避免上述情况的出现，从而使一个完整的白天属于同一个日期。
太阳是距地球最近的恒星天体，它的光和热，是地球上一切生命活动的能量源泉。
太阳的周日视运动周期，直接决定了地球上的昼夜交替周期。
利用太阳时，便于人们有节奏的安排作息活动。
所以，太阳日和太阳时，具有非常重要的实际应用意义。
．
4.真太阳日和平太阳日
在天文学中，用于度量时间的太阳有两个，一个是真太阳，一个是平太阳（即平均赤道太阳）。
真太阳是众目所见的客观上真实存在的太阳。
平太阳是实际上不存在的假设的太阳，因而是不可见的。
真太阳在天球上沿黄道作周年视运动，其周期为回归年。
同时它还不停地作周日视运动，周期为真太阳日，或称为视太阳日，其时间长度等于真太阳视圆面中心连续两次经过上中天的时间间隔。
由于地球公转轨道形状等因素的影响，导致真太阳在天球上的周年视运动和周日视运动速度不均匀。
因而真太阳日也就不等长。
地球沿椭圆轨道运行，在近地点附近和远地点附近的速度有明显差异。
它在近地点的自转周期最长，真太阳日也最长；在远日点时，地球自转周期最短，真太阳日也最短。
真太阳的周年运动是在黄道上进行的，而确定真太阳日的时间度量却是在天赤道上进行的。
由于地轴对于地球公转轨道平面的倾斜，天赤道和黄道之间有23°26′的交角。
因此，即便是真太阳沿黄道运行的速度是均匀的，反映到天赤道上的时角变化，也是不均匀的。
时间系统的确立，需要以具有匀速、稳定周期的物质运动作依据。
太阳的周日视运动虽然是不均匀的，但是，对于人类的生活和生产活动来说，它却是最具有实际应用意义的。
为了既保证时间系统的尺可能精确，又使时间的计量符合人们生产、生活的实际需要，天文学家假设了一个平太阳，以消除真太阳周日视运动的不均匀性缺欠。
依据平太阳的运动周期，确立了比较实用而又便于计量的时间系统。
平太阳是一个假设的点，它在天球上沿天赤道作均匀的周年视运动，其周期为回归年。
平太阳周年视运动的角速度，等于真太阳在黄道上周年视运动的平均角速度。
平太阳周日视运动的周期，即它连续两次经过上（或下）中天时的时间间隔，称为平太阳日，简称平日。
平太阳日的起算点，与真太阳日的起算点相同，都是以下中天时刻为0时起算的。
5.视太阳时和平太阳时
以真太阳和平太阳为参照点来度量时间，分别得到了真太阳日和平太阳日。
根据真太阳日和平太阳日来确定次一级的计时单位，于是就产生了两种太阳时：
视太阳时和平太阳时。
根据真太阳日确定的太阳时，称为视太阳时，也叫真太阳时，简称视时或真时。
1视时为真太阳日的1/24，等于60真太阳分，1真太阳分为60真太阳秒。
真太阳时间系统是以真太阳为参照点，根据真太阳的时角变化而确立的。
作为参照点的真太阳是客观存在的、直实可见的。
因此，视太阳时可以通过直接观测得出。
但是，由于真太阳日是不等长的，真太阳时也就不等长。
因此，以真太阳为参照确立的时间系统，是不甚精确的时间系统。
根据平太阳日确定的太阳时，称为平太阳时，简称平时。
1平时为平太阳日的1/24，等于60平太阳分，1平太阳分为60平太阳秒。
平太阳时间系统是以假设的平太阳为参照，根据均匀变化着的平太阳时角来度量的，因而不可能用直接观测的方法获得，它是根据恒星时或真太阳时推算出来的。
平太阳时均匀、等长，是均匀流逝的比较精确的时间系统，它得到了广泛的应用。
人们使用的各种钟表所表示的时间，就是平太阳时。
两种太阳时系统既有区别，又有联系，它们的确立都充分考虑了太阳在人类生活中的意义。
在计时方法上，充分考虑了人们的生活习惯以及实际应用的方便，都以参照点在下中天的时刻为日的起算点，即真太阳时等于真太阳时角加12小时，平太阳时则等于平太阳时角加12小时。
在人类社会历史中，真太阳时曾长期为人们所利用。
早期的天文年历所使用之格林威治时间，也是真太阳时。
社会生产和科学技术的发展，对时间的精度要求越来越高，于是，格林威治时间于1834年改用平太阳时。
与真太阳时比较，平太阳时显然有不少优点，但后者并不能完全取代前者。
在一些实际应用上，如测定地方经度等，仍需使用真太阳时。
．
真太阳时平太阳时是均匀的，而真太阳时是不均匀的。
在一个回归年中的大部分时刻，
和平太阳时的时刻是不一致的，二者之间经常存在一个差值，称为时差。
用式子表示，即：
视时-平时时差=有时为正值，有时大，有时小，真太阳时的长度是不断变化的，时差也随之而不断变化：
来表示它的变时差的变化具有一定的连续性和周期性，可以用一条时差曲线，有时为负值。
一年之内时差变化有四次极值和四次零值。
极值中有4-25中可以明显看出，化规律。
从图日前后。
零4日、11月月12日、5月15日、727月两次为正，两次为负，分别出现在2日前后。
时差为零时，真太阳月259日、月2日、1264值则分别出现在月16日、月15其余任何时刻的真太阳时与平可见，一年之中，除了上述四个零值外，时和平太阳时相等。
太阳时，都是不相等的。
因而世界各它只与观测日期相关，而与所在之观测位置无关，时差是根据理论计算得出的，这样，在天文历书中载有每天的时差值，可供平时和视时换算时查阅。
地的时差值是一致的。
却可以根据测得的真太阳时和天文年历中所载时差值平太阳时虽然无法通过直接观测获得，推算出来。
也很难用直接观测的方法得到，事太阳是个圆面，而不是一个光点，准确的真太阳时，
实上，准确的真太阳时是在对恒星时角观测的基础上，间接推算出来的。
二、地方时和标准时地方时和经度1.都是以观测点所在的午圈为起算点进平太阳时角，前面所讲的恒星时角、真太阳时角、
其子午圈地球表面的任何地点，都有自己的子午圈。
地理经度不同的各个地点，行度量的。
在同一时刻对天球上任一相同的参照点进行观地理经度不同的各地点，也各不相同。
因此，测，所得到的时角都不相同。
当然，经度不同的地点，时间也就不可能相同。
这就是说，恒真太阳时、平太阳时，都是针对地表某一特定地点的子午圈，进行时角度量而得到的星时、进行天体时角这种以观测点所在子午圈为基准，时间系统，它们都具有一定的地方性特点。
的观测和计量，所得到的时间称为地方时，包括恒星时、真太阳时和平太阳时。
处在同一经度的各个地点，也就有各自的地方时。
地球表面的任何地点都有各自的经度，
任何时刻的任何一种地方时都而不同经度的各个地点，任何时刻的任何一种地方时都相同。
是地表的两个地、B不相同。
所以，全球有无数条经线，也就有无数个地方时时刻。
假设AAM在的西边。
天球上的参照天体M自东向西作周日运动，当A点，两地的经度不同，在B经度时刻较早。
A东边的B地上中天时，它早已通过了B地的上中天位置。
这就是说，位于总是东边地处在不同经度的任意两地，的任何微小差异，都会带来与之相应的地方时差异。
°的地方时分钟。
例如，东经1204点比西边地点的地方时早。
经度相差1°，地方时相差分。
9时30分，在它东面的东经为8时30135°的地方时为时间和地理经度具有相互对应的关系。
因此，天球上的时圈变化与地球上的经圈变化，：
之间存在着一定的换算关系，兹列表4-5时间与地理经度的换算关系表4-5
根据这样的数值关系，若用时间单位表示地理经度，那么，在同一计时系统内，地表任意两地的地方时刻差与其经度差，在数值上则完全相等。
例如，北京和兰州的地方时相差49分44秒。
北京的经度为东经116°19′（用时间单位表示为东7时45分16秒），兰州的经度为东经193°53′（用时间单位表示为东6时55分32秒），二者的经度差为12°26′，即49分44秒。
无论在何时刻，也无论真太阳时、平太阳时、恒星时，北京的地方时总是比兰州的地方时早49分44秒。
不同经度的任意两地之间，经度和地方时都有类似这样的一个恒定差值。
两地的地方时差，等于它们之间的经度差。
二者之间的这种关系可写成下面公式：
λA-λB=mA-mB
式中的mA、mB表示任意两地点的经度值（东经为正值，西经为负值），λA、λB表示该两地点在某一相同时刻的地方时。
在这一恒等式中，只要知道其中的三项数值，其余一项即可计算求得。
这样，就可以进行经度或地方时的推算。
例如，在海洋上航行的轮船，得到中央人民广播电台发布的报时讯号为“北京时间6点整”，同时又观测到轮船所在地点的地方时为2时30分。
于是，便可以推算出轮船当时所在的地理经度。
北京时间即东8区的标准时间，也就是东经120°的地方时。
东经120°用时间单位表示即东8h0m0s。
假设东经120°为λA，则：
λB=-λA-（mA-mB）
=8h0m0s-6h0m0s+2h30m0s
=4h30m0s
即轮船当时所在的经度为东经67°30′。
这说明，在地理经度与地方时之间，经度测算与地方时测算之间，存在着非常密切的联系。
实际上，对某地点经度的测定，就是通过对该地点地方时的测定得到的。
2.理论时区和区时
以太阳为参照而确立的地方时系统，体现了太阳在人类生活与生产活动中的实际意义，它在生产力低下，人们的生产活动和相互交往只局限在狭小范围的情况下，尤其具有需要的实用价值。
科学技术水平和生产力的提高，现代交通工具的出现和通讯事业的发展，使人类活动突破了狭小的范围，改变了封闭式的生活方式，而在广阔的空间、乃至全球地域范围内交往。
在这样的情况下，如果还只是完全按照各自的地方时行事，显然是不适应的，它将会带来许多的麻烦和不便。
比如，在东西方向上旅行的人们，如果是乘坐飞机，就必须不断地拨动自己的钟表，方能使之与所经地点的地方时相一致。
然而，如果世界各地使用同一个地点的地方时，虽然可以实现时间计量上的高度统一，却又会给人们的活动带来新的麻烦。
例如，在中午12时这一时刻，有的地方正是赤日当空，有的地方却是日出，或者正是太阳落山，甚至是人们正在熟睡的深夜。
这样，就会使许多地方完全失去使用太阳时的实际意义。
为了使时间计量满足社会发展的需要，建立适应国际交往日益频繁的时间计量系统，而又避免全球用同一的时刻造成的麻烦，1884年在华盛顿举行的国际经度会议上，确定了以平太阳时为基础的标准时制度。
这种标准时制度规定，按经度线把全球划分成24个标准时区。
每个时区跨经度15°，在此范围内，使用统一的标准时间。
位于每个时区中央的那条经线，叫做中央经线，它是所在时区的标准经线。
中央经线的地方平太阳时，就是该时区的标准时间，也称为区时。
本初子午线所在的时区，叫做零时区，也叫做中央时区，简称中区。
中央时区的中央经线，是通过格林威治天文台原址的0°经线。
0°经线向东、向西各7.5°；即为中时区的范围。
从中时区向东，每隔经度15°划为一个时区，依次称为东1区、东2°划为一个15；中时区以西，每隔经度°）180°至E172.5°（7.5区跨经度12区……，东
时区，依次称为西1区、西2区……，西12区跨经度7.5°（W172.5°至180°）。
在中央时区以东（称为东时区）及其以西（称为西时区），实际上都各有十一个半时区，东12区和西12区合起来共跨经度15°，并以180°经线的地方平时，作为它们共同的标准时间（图4-26）。
按这种标准时制度计量时间，在每个时区之内，各地点的地方时与其标准时之间，最多只相差半小时。
这样，一个时区内的各地都使用本区的标准时间，误差不大，不会出现前面所说那种昼夜颠倒的现象。
两个相邻时区中央经线的经度相差15°，因此，其标准时间也相差整1小时。
任意时区之间都只有时的差别，而分、秒都是一样的。
相邻两个时区，东边的比西边的时刻早。
任何一个时区的标准时间，在任何时刻都比与之相邻西面时区早1小时。
例如，当东5区标准时为8时15分时，东6区的标准时为9时15分，东4区的标准时则为7时15分。
这样，任意两个时区，只要知道它们之间相差几个时区（或它们之间有几条时区界线），就能知道它们的标准时间相差多少小时。
任意两个时区的区时差，等于它们的时区数差，这种数值关系可以写成下面的公式：
TA-TB=NA-NB
式中的NA、NB表示任意两个时区的区号，其中东时区为正值，西时区为负值。
TA、TB分别表示该二时区的区时。
根据两个时区的区时与时区号之间的数值关系，可以进行任意两个时区之间的区时计算。
如果已知某时区（如NA时区）的区时，那么，上面公式可写成以下形式：
TB=TA-NA+NB
这是进行区时计算最常见的形式，即根据两个时区的区号和其中一个时区的区时，求另一时区的区时。
计算结果，若0≤TB≤24，则TB即为当日当时NB时区之区时；若TB＜0，则TB+24为当时NB时区的区时，但日期为NA时区的前一天；若TB＞24，则TB-24为当时NB时区的区时，但日期较NA时区多一天。
例1，东7区的区时为3月8日8时，此刻东5区的区时为：
8-7+5=6
即此刻东5区的区时为3月8日6时。
例2，东9区的区时为6月8日5时，此刻西3区的区时为：
5-9-3=-7
此刻西3区的区时为：
-7+24=17（时），而日期则为东9区日期的前一天（即6月7日）。
区的区时为：
4时，此刻东21区的区时为星期五的2，西3例
21+2+4=27
27-24=3
即此刻东4区的区时为第二天（星期六）的3时（日期比西2区多一天）。
某事件变化过程所经历的时间，实际上是针对某地点来说，该事件变化从开始到终了两个时刻之间的时段长度，即
TA终-TA始或TB终-TB始
TA和TB都可以用上述公式求得。
因此，计算某一事件变化过程所经历的时间，也可运用上面的公式。
例4，某人乘飞机从北京（东8区）去华盛顿（西5区）。
1月28日从北京启程时，北京时间是9时44分。
到达华盛顿时，当地时间是1月28日15时30分。
求该人在途中经历了多少时间？
在这个问题中，给出了事件变化过程（某人从北京到华盛顿）开始时间（1月28日9时44分），也给出了事件变化过程的终了时间（1月28日15时30分）。
但是，这两个时间并非针对同一地点来说的：
前者是针对北京（东8区），后者是针对华盛顿（西5区）。
为了使问题更明显，不妨将该事件变化过程所涉及的时区区号和区时列表分析。
若以NA代表北京所在时区的区号（8），NB代表华盛顿所在时区的区号（-5），则：
由于开始时间和终了时间不属于同一个时区，因此不能直接用它们计算事件变化过程所经历的时间。
然而，从表中所列条件可知，表中的两个未知项（TA终和TB始），均可用公式计算求得。
只要求出其中的一个未知项，事件变化过程所经历的时间也就可以求得。
如求出事件变化过程终止（即到达华盛顿）时的北京时间，即：
TA终=TB终-NB+NA
由于各时区之间的区时差都是整时数，在运用公式计算时，所有时间的尾数（即分、秒值），均可暂时省略不计。
最后，再将这些时间尾数加入计算结果，即得欲求时间。
根据计算得到抵达华盛顿时的北京（东8区）时间为1月29日4时30分。
将此时间与启程时的北京时间（1月28日9时44分）相减，即得该人在途中经历的时间为18小时46分。
同样，也可先用公式，求得事件变化过程开始（即从北京启程）时的华盛顿（西5区）时间为1月27日20时44分。
将到达华盛顿时当地的时间（即1月28日15时30分），与启程时的华盛顿（西5区）时间相减，同样得到该人在途中经历的时间为18小时46分。
两种计算，所得结果相同。
因此，只需求出其中一个地点的开始和终了时刻，也就可以求出事件变化过程所经历的时间了。
上述公式除了用于求算区时之外，也可以用来求算某地所在的时区（即求出时区的区号）。
例如，已知A地在NA时区，当A地的标准时为TA时，B地的标准时为TB，则B地所在的时区为：
NB=NA-TA+TB
利用这一式子求算时区号时，必须注意使A、B两地的日期保持一致。
计算结果，若所求的NB＞0，则B在东时区，若NB＜0，则B在西时区。
是很容易而各时区标准经线的经度，就是该时区标准经度的地方时。
各时区的标准时，
求得的，它们都是15的整倍数，在数值上等于本时区的区号与15的乘积。
这样，根据区时、经度、地方时之间的关系，就可以进行不同地点之间有关区时、经度、地方时方面的数值计算。
例如，已知某时区的区时，可以求得当时任一经度的地方时（平太阳时）。
又如，已知某时区的区时，又已知当时另一地点的地方时，可以求得该地点的地理经度。
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