23时间.docx
《23时间.docx》由会员分享，可在线阅读，更多相关《23时间.docx（14页珍藏版）》请在冰豆网上搜索。
23时间
时间
时间系统
确定时刻有两个条件：
（1）时间单位（计量单位）。
在这连续的一直向前的时间进行中，可选择一种比较均匀的、有连续重复周期的物质运动现象作为时间的计量单位。
选择不同的计量单位就得到了不同的时间计量系统。
（2）确定时间计量的起点
测量时间和发布时间信号是天文台的主要任务之一。
1．世界时系统（UniversalTimeSystem）
（1）世界时系统
建立在地球自转基础上的时间系统，分为：
恒星时（s,SiderealTime）：
以春分点为参考点的视运动现象得出的时间。
是天文学上的专用时间，在航海中实际应用较少。
视太阳时（T⊙,ApparentTime）：
以视太阳（ApparentSun）为参考点的视运动现象得出的时间。
平太阳时（T,MeanSolarTime）：
以平太阳（MeanSun）为参考点的运动得出的时间。
平太阳时又可分为地方平太阳时（LocalMeanTime）和世界时（UniversalTime，UT）：
零度经线处的平太阳时间。
（2）地球自转不均匀
地球自转不但不均匀，而且还有季节性和短期性的变化。
现已弄清的有以下几种原因：
①地球自转长期减慢的现象
引起长期减慢的原因，一般认为是受潮汐磨擦力的影响。
日长大约在100年内增长0s.0016。
②地球自转不规则的变化
地球自转有时快有时慢。
在快慢交替的时候，变化相当显著，变化量将超过地球自转在100年内长期减慢所积累起的数值。
原因：
多方面，①内部物质的移动；②太阳光斑喷射的微粒子流与地球磁场耦合而产生得阻尼影响。
③地球自转的季节性变化
周期较短，变化周期为一年和半年，变化振幅最大可达0s.03左右。
原因：
科学家们认为是由大气环流的季节性变化造成的。
④地球自转的短周期变换
周期为一个月和半个月，振幅在1毫秒以下，全部积累起来的影响在最大时也不超过3豪秒。
⑤极移
地球除自转速度不均匀外，地极在地球表面上24米×24米范围之内作反时针近似圆形螺旋曲线的周期运动，这种现象称为“极移”。
周期约为一年。
由于“极移”导致各地的经、纬度不同，从而各地天文台所测的世界时稍有差异。
1．世界时UT的分类
1955年第九届国际天文协会决定自1956年起要对观测世界时直接进行两项修正。
世界时UT可分为以下三类：
1）UT0：
直接由天文观测得到的世界时。
由于极移的影响使各地测得的UT0有微小的差别，所以不宜作统一的时间。
2）UT1：
是由UT0经过极移改正后得出的时间，称为世界时。
这是真正反映地球自转的统一时间。
也是天文航海所用的时间。
3）UT2：
是由UT1经过季节性改正后得出的世界时间。
这是1972年以前国际公认的时间标准。
但是，由于它仍旧存在着无法预测的长期减慢和不规则变化等因素的影响，所以在对时间精度提出更高要求的情况下，UT2也就不能作为均匀的时间标准了。
2．原子时系统（AtomicTimeSystem）
（1）原子时（AtomicTime,AT）
1967年10月第十三届国际度量衡会议规定：
将铯（Cs133）原子超精细能级跃迁频率的电磁震荡9192631770周所经历的时间间隔定义为原子时1秒的时间长度。
1958年1月1日世界时（UT2）0h为原子时的起始历元。
到1986年10月1日，原子时已超前世界时达27秒以上，随着时间的推移，两者之间的差别将越来越大。
原子不能代替世界时固有的特性：
原子时直接应用于生活、工作之中，也会给人们带来许多不方便。
（2）协调世界时（UniversalTimeCoordinated，UTC）
协调世界时是以原子时秒作为计量时间的单位，而在时刻上则要求与世界时（UT1）保持在±0.9s之内。
协调世界时实际上是受世界时（UT1）制约的原子时。
跳秒
1971年国际无线电咨询委员会制定了实施细节。
其要点是：
⑴协调世界时从1972年1月1日0h开始实施；
⑵协调世界时需通过跳秒调整来实现其时刻上与世界时（UT1）保持在0.9s之内的要求。
跳秒每次调整1秒，称为闰秒。
凡是增加1秒，即时刻推迟1秒，称为正闰秒。
减少1秒，即时刻提前1妙，称为负闰秒。
⑶实施跳秒时间，在6月30日和12月31日世界时最后的1秒进行。
3月31日和9月30日的最后1秒作为跳秒的补选用日期，而且如有必要，每个月月末的最后1秒都可实施跳秒调整。
一个正闰秒在23h59m60s的下一秒是第二天的00h00m00s；而一个负闰秒在23h59m58s的下一秒是第二天的00h00m00s。
协调世界时跳秒的具体日期，是由国际时间局提前两个月通知各个天文台。
海上工作者也可以从英版周版《航海通告》第Ⅵ部分对无线电信号表的改正部分中查到。
天体视运动
由于地球的自转和公转，以及天体在宇宙间的自行，使得天体在天球上的位置不断发生变化，人们在地球上所看到天体的相对运动现象称为天体的视运动。
1．天体周日视运动（DiurnalApparentMotionofCelestialBody）
（1）天体的周日视运动
成因：
地球绕地轴由西向东旋转一周，人们在地球上看见天体在天球上每日由东向西旋转一周，这种周而复始的现象称为天体的周日视运动。
方向：
天体的周日视运动是地球自转运动所产生的相对运动，其运动方向是自东向西，与地球自转方向相反。
周期：
一天。
轨迹：
恒星：
天体周日视运动的轨迹是平行于天赤道的小圆，称为天体周日平行圈或天体赤纬圈。
太阳、月亮、行星的赤纬圈是一条连续的球面螺旋线。
（2）天体周日视运动现象
天体周日视运动的变化现象主要取决于测者纬度ϕ和天体赤纬δ的变化。
①天体中天MeridianPassageorMeridianTransit
Z
PN
Q
Q`
PS
Z`
定义：
在天体周日视运动中，当天体中心位于测者子午圈上时，称为天体中天；当天体位于测者午圈上时，称为天体上中天（UpperTransit）。
当天体位于测者子圈上时，称为天体下中天（Lowertransit）。
中天现象：
①高度：
天体上中天时，高度最高
②地方时角：
0︒
③方位：
不是正南（180︒）就是正北（0︒）。
当天体赤纬δ与测者纬度异名，或δ<ϕ且同名时，上中天时的方位与测者纬度异名。
当天体赤纬δ大于测者纬度且同名时，上中天时的方位与测者纬度同名。
④位置角：
与方位相反
②天体的出没（RisingandSettingofCelestialBody）
定义：
天体中心经过测者真地平圈时，称为天体真出或真没。
在天体周日视运动中，只要天体赤纬平行圈与真地平相交，天体就有出没现象
天体有出没的条件是：
δ＜90－ϕ
如果天体赤纬δ＞90－ϕ时，则天体没有出没，当δ与ϕ同名时，天体不没；异名时，天体不出。
如果天体赤纬δ＝90－ϕ，若δ与ϕ同名时，天体正好不没；当δ与ϕ异名时，天体正好不出。
③天体在上天半球的运动现象
四象限：
当天体有出没时，如果δ与ϕ同名，且δ＜ϕ时，天体在上天半球经过四个象限，并过测者东西大圆，地平以上的时间大于地平以下的时间。
两象限：
①当天体有出没，而δ与ϕ异名时，天体在上天半球只能经过两个象限，不过东西大圆，地平以上的时间小于地平以下的时间。
②当δ与ϕ同名，且δ＞ϕ时，经两个象限，过午圈，当天体方位圈与天体赤纬圈相切时，方位角达到最大值，这时天体位置角称距角。
天体在距角处，位置角X＝90︒。
当δ＝ϕ且同名时，天体过天顶。
④特殊位置测者的天体周日视运动现象
当ϕ＝0︒时，测者真地平与天赤道垂直，所有天体都有出没，天体在地平以上和在地平以下运行的时间都相等。
当ϕ＝90︒时，测者真地平与天赤道重合，上天半球所有天体都不落，下天半球的所有天体都不出。
从3月21日到9月23日上半年太阳赤纬为北纬，北极则为极昼，南极则为极夜，下半年则相反。
结论：
随着纬度升高，可见天体越来越来越少
3）天体在周日视运动中坐标值的变化
引起天体坐标值变化的原因很多。
下面我们只讨论由天体周日视运动所引起的地平坐标值的变化。
也就是说，在天体赤纬、测者纬度不变，而只有天体时角变化的情况下，天体高度和方位的变化。
2．时角变化对坐标值变化的影响
（1）时角变化对高度变化的影响
结论：
天体高度的变化速度取决于测者纬度和天体方位，或取决于天体赤纬和位置角。
当测者纬度一定时，天体高度变化的速度仅与天体方位有关，即在同一方位圈上的天体，它们的高度变化速度相等，但加速度不相等（即变化不均匀）。
当天体位于测者东西大圆上时，天体高度变化快；当位于测者子午圈上时（中天），天体高度变化慢。
当然，天体位置角为距角时，天体高度变化也很快。
（2）时角变化对方位变化的影响
由上式可以看出：
天体方位变化速度不仅与测者纬度有关，还与天体的方位和高度有关。
①天体方位变化最快的位置
所有天体在位于中天时（上中天或下中天），方位变化最快，而且高度越高的天体，其方位变化越快。
②天体方位变化最慢的位置
δ与ϕ异名有出没的天体：
当天体出没（h=0）时，方位变化较慢；
δ>ϕ且同名的天体：
当天体在距角时，方位变化速度为零；
δ<ϕ且同名的天体：
当天体介于出没和东西圈之间（即h>0°，且A<90°或A>270°）的某点，恰好使sinϕ最接近cosϕcosAtanh时，方位变化最慢，且不出现方位变化为零的现象。
天体在出没及在东西圈时，方位变化的速度是相等的。
3。
太阳周年视运动AnnualApparentMotionofTheSun
（1）太阳周年视运动
定义：
地球除绕地轴自转外，还绕太阳由西向东公转，一年为一个周期，由此所产生的太阳相对于地球由西向东的视运动现象，称为太阳的周年视运动。
成因：
地球绕太阳公转。
地球与太阳的距离是不断变化的。
每年约在1月3日前后，地球离太阳最近，称为近日点；7月4日前后，离太阳距离最远，称为远日点。
轨道：
黄道Ecliptic，地球公转轨道在天球上的投影
（2）黄道坐标系
黄道
垂直于黄道的轴，称为黄轴。
轴的两极为黄极（EclipticPole），北黄极，南黄极。
黄赤交角ObliquityofTheEcliptic：
23︒27`
春分点（FirstPointofAries）：
太阳赤纬由S变成N所经过的一点）
秋分点（FirstPointofLibra）：
（太阳赤纬由N变成S所经过的一点）。
在黄道上，春分点和秋分点之间的两个中间点，分别称为夏至点（FirstPointofCancer）（太阳赤纬为N所经过的一点）和冬至点（FirstPointofCapricorn）（太阳赤纬为S所经过的一点）。
如果以黄道为基准大圆，以春分点为基准点，所构成的天球坐标系称黄道坐标系。
黄道坐标系也可以在天球上表示一个天体的位置。
其坐标值为黄经λ和黄纬β。
（3）太阳周年视运动规律
太阳赤经和赤纬日变化量公式：
式中：
ε──黄赤交角；
△α──太阳赤经日变化量；
△λ──太阳黄经日变化量，春分点前后为59`.2，秋分点前后为58`.6，夏至点前后为57`.2，冬至点前后为62`.2；
△δ──太阳赤纬日变化量。
结论：
①太阳在两分点和两至点前后的赤经变化量为：
春分点前后△α＝54.`3秋分点前后△α＝53.`8
夏至点前后△α＝62.`3冬至点前后△α＝66.`6
太阳的赤经日变化量在两分点前后较小，在两至点前后就比较大一些。
在近似计算中，太阳赤经的日变化量可取近似平均值为1︒。
②太阳赤纬的日变化量公式：
△δ＝0︒.4cosα
在两分点前、后各一个月△δ≈0.︒4
在两至点前、后各一个月△δ≈0.︒1
在其它日期△δ≈0.︒3
思考：
如何计算出太阳在一年中任何日期的近似赤纬和赤经？
视时与平时
1。
视太阳时（ApparentTime）
（1）．视太阳日
定义：
太阳的周日视运动产生了昼夜现象。
太阳中心连续两次通过同一个子圈所经历的时间间隔称为一个太阳日或视太阳日（SolarDay）。
（2）．视时T⊙
定义：
视太阳离开某地子圈的时间间隔称为视太阳时，简称为视时，用T⊙表示。
换算：
24个视太阳时＝360︒
1视太阳小时＝60视太阳分钟＝15︒1︒＝4视太阳分钟
1视太阳分钟＝60视太阳秒钟＝15`1’＝4视太阳秒钟
1视太阳秒钟＝15″＝0.`25
Q`
T⊙⊙W
t⊙
PN
．Z
Q
（3）视太阳时T⊙与其地方时角t⊙的关系为：
T⊙＝t⊙±180︒
或t⊙＝T⊙±12h
式中：
T⊙──表示视时。
当T⊙<12h时，应加上12h；当T⊙>12h时，应减去12h
t⊙──表示视太阳的圆周地方时角。
当t⊙在0︒～180︒之间时，应加上180︒；当t⊙在180︒～360︒之间时，应减去180︒。
（4）视太阳时作为时间计量单位的缺陷
Q`
⊙W
PN
．Z
Q
视太阳时的长短逐日不一致。
地球除了自转外，还绕太阳公转。
所以一个视太阳日＝天球旋转（360︒＋△α⊙）的时间在一年中，太阳赤经的日变化量是不相等的，变化最快时达66.`6，变化最慢时只有53.`8。
这样，一年中最长的一天比最短的一天要长51s。
作为一种时间单位，长短必须固定。
因此，视太阳时不能作为人们的日常生活用时。
2。
平太阳时Meantime
（1）．平太阳⊕
定义：
平太阳是一个假想的天体，它在天球上，沿着天赤道等速的向东作周年运动。
其公转周期与视太阳的公转周期一样约为365.2422天。
因而平太阳每天的赤经变化量为：
（2）平太阳日（MeanSolarDay）
平太阳⊕连续两次经过同一子圈的时间间隔称为一个平太阳日。
1平太阳日＝天球旋转（360︒＋△α⊕）的时间间隔
＝天球旋转（360︒＋59.`2）的时间间隔
＝一个恒星日＋3m56s.56
思考：
平太阳日与恒星日的关系？
（3）平时（Meantime,Meansolartime,T）
定义：
平太阳离开子圈的时间间隔称为平太阳时，简称为平时，用T表示。
平太阳时与地方时角的关系为：
T＝t±180︒或t＝T±12h
式中：
T──表示平时。
当T＜12h时，应加上12h；当T＞12h时，应减去12h
t──表示平太阳的圆周地方时角。
当t在0︒～180︒之间时，应加上180︒；当t在180︒～360︒之间时，应减去180︒。
3。
时差（EquationofTime）
定义：
视太阳时减去平太阳时的差值称为时差（η）。
η＝T⊙－T
特点：
时差一年中有两次正的峰值，在5月14日前后达＋3m44s，在11月3日前后达＋16m24s。
两次负的峰值，在2月11日前后达－14m16s，在7月26日前后达－6m28s。
时差一年中有四次为零，分别在4月15日前后，6月13日前后，9月1日前后和12月25日前后。
查取和计算：
每日的时差值，可由日期为引数在《航海天文历》查得。
平例1：
求1996年9月23日平时为20h13m15s时的视时。
地方时与区时
1.地方时LocalMeanTime
由某地子圈起算的平太阳时，称为该地的地方平时，简称为地方时（T）
平太阳时是从测者子圈起算的。
而子圈随着测者所在地的经度不同而不同。
因此，平太阳时具有一定的地方性。
地方时要注明该地名称或该地的经度。
时间所具有的共同点就是东早西晚，或东大西小。
T2＝T1±DλEW
2.格林地方平时GreenwichMeanTime,UTC
由格林威治天文台子圈起算的平太阳时称为格林地方平时，又称世界时，用TG表示。
《航海天文历》中的“天体位置”表是以世界时为引数查取。
T＝TG±λEW
世界时总比东经的地方时小一个经度的时间单位，比西经的地方时大一个经度的时间单位。
3.区时ZoneTime,ZT
1884年国际天文学会在地方平时的基础上，提出了区时制的建议，产生了区时
（1）时区制
国际上把全球划分为25个时区，每隔15︒为一个时区。
每个时区以能被15整除的经度线为该时区的中央经度线，简称中线。
以0︒经度线为零时区，分别向东、向西各为12个时区。
东12个时区为东一时区（－1）、东二时区（－2）……直到东十二时区（－12）；西12个时区为西一时区（＋1）、西二时区（＋2）……直到西十二时区（＋12）。
括号中的正、负号及数字称为时区号（ZoneDescription），用ZD表示。
理论上，以中线向东、向西各为7.︒5的经度为该时区的范围，但东、西十二时区各为7.︒5，180︒的经度线是它们的共用时区中线。
船舶在海上航行时，根据推算船位的经度就可近似的求出船所在的时区区号。
用推算经度除以15︒所得的余数小于7.︒5，船舶所在的时区号数与商相同；所得的余数大于7.︒5，船舶所在的时区号数应为商加1。
（2）区时、船时及与世界时的关系
时区中线的地方时，作为该时区的标准时，称为该时区的区时，用ZT表示。
零时区的区时是0︒经度线上的地方时，即是世界时TG。
各时区中线的地方时，为各时区的区时，所以各时区的区时之差，都为整小时；各时区的区时与世界时的区别，仅是区号之差。
它们之间的关系式为：
TG＝ZT＋ZD
（3）船时（Ship’sTime,ZT＇SMT）
在船上是用船钟来指示近似区时的，称为船时。
在航海作业方面，船时只要求精确到分钟即可，所以船上一般采用四位数表示，不标注h、m、s
用船时可求得近似世界时，用TG＇表示。
TG＇=ZT＇＋ZD
船舶在航行中，若东行跨越一个时区的界线时，船时就需拨快1小时；若西行跨越一个时区的界线时，船时就需拨慢1小时。
（4）日界线（DateLine）
东十二时区和西十二时区的时区中线是180︒的经度线，被称为国际日期变更线，简称日界线。
严格地说是一条曲折线。
当船舶在海上航行时，若东行过日界线，即从东十二时区到西十二时区去，船时不变，日期要减少一天；若西行过日界线，即从西十二时区到东十二时区去，船时不变，日期要增加一天。
日界线的具体走向，可参阅英版世界时区图。
（5）各国标准时（StandardTime）
一些国家以本国的首都或本国的适中点的地方时作为国家的标准时间，还有一些国家规定了本国的标准时在夏季比区时提前1个或半个小时，称为夏令时（SummerTime,DayLightSavingTime），夏季过后又恢复到原来的标准时。
如果以法律的形式予以确认，则称为法定时（LegalTime）。
具体世界各国的标准时间，可查阅英版《无线电信号表》（AdmiraltyListofRadioSignals）第Ⅱ卷中的法定时部分或者英版《航海天文历》（NauticalAlmanac）
测天世界时与天体视位置
1．天文钟Chronometer,1720
两种类型的天文钟：
机械天文钟，现在只有少数船上配用；另一种是石英天文钟，它与机械天文钟相比具有频率稳定，使用方便等优点，是大多数远洋船舶必配备航海仪表。
（1）天文钟使用注意事项
①防震、保温、防潮、防磁
②机械天文钟平时要注意定时、定量地上足发条，对时拨针不能倒拨。
停走的天文钟，上足发条后，用制动栓锁住，在水平方向急速地转动30︒～40︒，钟被起动。
石英天文钟要注意保持电压正常，按时更换电池。
更换电池后的天文钟要启动后才能运转。
③要定时接收各国无线电授时台发出的无线电时间信号进行测定钟差和日差，并认真做好记录。
（2）天文钟钟差ChronometerError,CE
钟时（ChronometerTime），用CT表示。
①世界时TG与天文钟时间CT之差称为天文钟钟差:
CE＝TG－CT
天文钟快，钟差CE为负（－），天文钟慢，钟差CE为正（＋）。
②钟差测定
通过无线电对时台来测定钟差。
世界各授时台播发的无线电对时信号可分为两种类型：
一种是世界时时号，直接播发UT1的时间进行对时；第二种是播发协调世界时UTC的时号，同时还播发改正量DUT1，世界时UT1＝UTC＋DUT1。
世界各国设有的无线电时间信号授时台，所播发的无线电对时时号的基本式样有：
平时式、科学式和新国际式。
它们的呼号、波长、发播时间以及其它等资料，可从英版《无线信号表》第Ⅱ卷的无线电时间信号（RadioTimeSignals）部分，或从我国《航海天文历》附表中查得。
天文钟钟差一天的变化量称为天文钟的日差（DailyRate）。
③日差有两个作用：
一是根据日差检验天文钟质量，日差小而稳定，说明天文钟工作良好；反之，质量就差。
二是根据日差推算测天时的钟差。
④求测天时的推算钟差公式：
测天时的推算钟差＝最近的测定钟差＋（日差×对钟至测天时的间隔天数）
2。
测天世界时
两个问题：
一是天文钟钟面上只有0h～12h，在求测天世界时时应先求出近似世界时。
二是天文钟不能搬到室外进行测天计时，而是要通过秒表，间接地求出测天钟时，然后再求测天世界时。
秒表两种使用方法：
（1）先测天，当天体的影像与水天线相切时，就立刻启动秒表；当记下天文读数时，就停止秒表，秒表读数（WatchTime）为负的，用WT表示。
测天世界时＝天文钟钟时-秒表读数＋测天时的钟差
TG＝CT-WT＋CE
（2）先在海图室内记下天文读数的同时启动秒表，当天体的影像与水天线相切时，就立刻停止秒表，秒表读数为正的。
那么求测天世界时的公式为：
测天世界时＝天文钟钟时+秒表读数＋测天时的钟差
TG＝CT+WT＋CE
3．测天世界时具体计算（教材）
求天体视位置
1．航海天文历
我国出版的《航海天文历》内容分为两部分：
一是历书，二是附表。
（1）历书
每年出版一次。
主要内容：
①对应世界时整小时列出太阳、四大航用行星、月亮的赤纬和格林时角，以及春分点格林时角。
②按月份列出159颗航用恒星的视位置，可以星座或星名为引数，按月份查得所观测恒星每月15日的赤纬和赤经共轭量。
还把最常用的44颗恒星视位置印成活页，夹在当中，以便使用。
③“观测北极星高度求纬度表”、“北极星方位角表”、四星纪要等有关用表。
（2）附表
可以长期使用
主要内容：
天体时角的分、秒变角。
可以天体名称和分、秒为引数，查取天体赤纬和时角的改正量。
附表内还有星图、天体高度改正量和无线电信号等表。
（3）《航海天文历》中几个名词的解释：
①时角基本变量：
天体每小时时角变化量的最小值的近似值。
太阳和行星14︒59.`0
月亮14︒19.`0
春分点15︒02.`5
②时角超差△：
天体每小时时角的实际变化量与基本变化量的差值。
该差值恒为正值。
③赤纬差数△：
天体赤纬每小时的变化量。
有正（＋）、负（－）之分。
2．求天体视位置
⑴求太阳和行星的视位置
以观测日期和世界时的整小时为引数，在《航海天文历》的天体位置表中查取相应天体的格林时角tG和时角超差△，天体赤纬δ和赤纬差数△；以世界时分、秒为引数，在附表中查取太阳和行星的分秒（ms）变角，并在同一表中查取时角超差△和赤纬差数的改正值。
⑵求恒星的视位置
以观测日期和世界时的整小时为引数，在春分点栏内查取春分点格林时角trG；再以世界时的分秒（ms）为引数，在春分点一栏查得春分点分秒变角；然后以星体的名称和日期月为引数，在恒星视位置表中查取天体的赤经共轭量α＇和赤纬δ。
升级会员 