航海学Ⅱ天文航海3-时间

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1、第四章 时间 第一节 时间系统概述 人们通过科学实践，相继选用了各种周期 性变化过程作为时间的测量标准，即时间 的计量单位。然而，无论采用什么计量单 位，均应同时满足两个要求：第一，周期 运动的稳定性(均匀性)；第二，周期运动 的复现性(重复性)。这就是说，只能用一 种均匀的、具有连续重复周期的现象作为 时间的计量单位。历史上，时间计量单位 的发展反映了不断满足上述要求的过程。 迄今为止时间计量标准基本可分为三类： 1建立在地球自转基础上的世界时系统 ； 2建立在地球公转基础上由力学定律所 确定的历书时系统； 3建立在原子能级跃迁频率基础上的原 子时系统。 一、世界时系统 世界时系统(univ

2、ersal time system) 是建立在地球自转运动基础上的时间系 统。也就是说，以地球自转周期作为时 间的计量单位。 地球上的人们无法直接测量地球的自转 周期，但是，可以选择地球以外的一点 作为参考点，观测该点的周日视运动的 周期来间接地测出地球自转的周期，从 而得到时间的计量单位。选择不同的参 考点，得到的时间计量单位也不同。 以春分点为参考点得到：恒星时(sidereal time)； 以太阳为参考点得到：视时(apparent time)； 以平太阳为参考点得到：平时(mean time)或世界时(universal time，UT， GMT)。 在相当长的一段时间内，人们把世界

3、时 作为均匀的时间来使用，即认为地球自 转的速率是均匀的。随着观测资料年复 一年的积累和精密时钟的出现，人们才 从实测中证实地球自转的速率是不均匀 的，并具有相当复杂的表现形式，其中 包含周期性变化、长周期性变化、短周 期性变化和不规则变化等等各种因素， 从而导致以地球的自转周期作为时间的 计量单位也是不均匀的。 另外，地球在自转的过程中还存在“扭动” 现象，从而使地极产生移动，简称极移 。极移使地球上各点的经纬度发生变化 ，导致世界各地天文台测得的世界时之 间存在微小的差别。 尽管由于上述诸因素引起的时刻误差很 小，但是，随着科学的发展，人们对时 间的精确性的要求也随之越来越高。 1955年

4、国际天文学联合会决定自1956年 起，对直接观测到的世界时作两项改正 。因此，世界时UT又可分为以下三种： UT0：直接由天文观测得到的世界时 。由于极移的影响，使世界各地的天文 台测得的 UT0有微小的差别； UTl：UT0经极移改正后得出的世界 时，这是真正反映地球自转的统一时间 。也是天 文航海所需要的世界时； UT2：UTl经过季节改正后得出的世 界时。 UT2是1972年以前国际上公认的时间 标准。但是，它仍然还受地球自转速率 的长期变 化和不规则变化的影响，所以 UT2还是不均匀的。 二、原子时系统 (atomic time system) 原子时系统是建立在原子能级跃迁频率 基础

5、上的时间系统。 1原子时(atomic time，AT)：以铯 (Cs)133原子基态超精细能级跃迁的电磁 振荡9 192 63l 770周所经历的时间间隔 定义为原子时ls的长度。 原子时的起始历元为1958年1月1日0时( 世界时UT2)。 2协调世界时(coordinated universal time，UTC)：以原子时秒为时间计量 单位，在时刻上与世界时UTl保持在0s.9 之内。 协调世界时满足上述条件是通过“跳秒”来 实现的。 调整的时刻是在12月31日或6月30日最 后一秒。对原子时增加ls称正跳秒，减少 ls称负跳秒。 正跳秒：23h59m60s之后是次日的 00h00m0

6、0s这实质上是把原子时AT的时 刻推迟ls。 负跳秒：23h59m58s之后是次日的 00h00m00s。这实质上是把原子时AT的 时刻提前1s。 具体跳秒时间和方法可查阅英版无线 电信号表第二卷或英版航海通告 第VI部分。 协调世界时UTC从1972年1月1日世界时 00h开始实施。由于协调世界时UTC与世 界时UT1相差不超过0 s.9，也就是说， 协调世界时UTC是采用以世界时UT1制 约的原子 时系统。它的体制仍沿用世界 时的体制。因此，1972年以后时间系统 的更换对人们的生活、 工作无任何明显 的影响。 另外，人们除采用了世界时系统和原子 时系统之外，还采用了建立在地球公转 基础上

7、的历书时系统。 历书时是一种由力学定律确定的均匀的 时间系统。但是，由于观测误差较大， 难于得到高精度的历书时，因而历书时 只作为天文学的基本常数。 第二节 恒星时 恒星时(sidereal time)是建立在地球自转 运动基础上的时间系统，以春分点为参 考点，以其周日视运动的周期作为时间 的计量单位。 一、恒星日 在周日视运动中，春分点了连续两次 经过某地午圈所经历的时间间隔称为恒 星日(sidereal day)，即： l恒星日天球旋转(360)所经历的时间 间隔。 l恒星日可分为： l恒星日24恒星小时(24h)； l恒星小时60恒星分钟(60m)； 1恒星分钟60恒星秒钟(60s)。

8、在一个恒星日中，春分点在同一个午圈 上连续两次上中天，这期间春分点正好 完成 一整周360的周日视运动，所以时 间与角度之间存在着如下时、度换算的 关系： 24h=360； 1h=15； lm=15； l=4m； ls=15=0.25； 1=4s 例l：试将08h14m28s换算成角度单位。 例2：试将21817.5换算成时间单位。 解： 例1 例2 8h 120 218 14h32m 14m 330 17.5 lml0s 28s 7 21817.5 14h33m10s 8h14m28s 12337 二、恒星时 恒星时(sidereal time)应是春分点经过 某地时圈时起算的，而午圈随着测

9、者所 在地点的经度不同而不同。因此，恒星 时具有地方性。 1地方恒星时(local sidereal time， LST)：在周日视运动中，春分点由某 地午圈起，向西运行所经历的时间间隔 称为地方恒星时。 v显然，春分点上中天时，地方恒星时 LST=00h，下中天时LST=12h，由于恒星 时具有地方性，在同一时刻，不同经度 上的地方恒星时则不一样，它们之间的 关系是： v LST2=LSTl十D v 2格林恒星时(Greenwich sidereal time ，GST)：在周日视运动中，春分点了由 格林午圈 起，向西运行所经历的时间间 隔称为格林恒星时。显然，它是地方恒 星时的一个特例。

10、春分点格林上中天时，格林恒星时 GST00h，下中天时GST12h。由于 恒星时具有 地方性，在同一时刻，任意 经度上的地方恒星时LST与格林恒星时 GST同样存在如下“东大西小”的关系： LSTGST 三、恒星时与春分点时角的关系 春分点时角是从午圈开始起算的，而恒星 时也是从测者午圈开始起算的。由此可见 ，在同一时刻，任意经度上的春分点时角 在数值上等于该时刻的恒星时，即： LST=LHA 或 GST=GHA 由于春分点在天球上没有标志，所以人 们无法直接观测它的周日视运动的周期。 在下图中，为某天体，可以得到： LST=LHA=RA+LHA 若已知某天体的赤经RA，则只要测定 它在某一瞬

11、间的地方时角LHA，就可利 用上式求出该瞬间的地方恒星时LST。当 恒星上中天时LHA=0，LST= RA，即 该时刻的地方恒星时LST在数值上等于该 星的赤经RA。 在天文航海中，恒星时是以春分点时角来表 示的。恒星时是天文学上采用的时间计量单 位。它不宜用于日常生活和工作中。这主要 是恒星时与昼夜关系不固定的缘故。我们已 知，春分点每天中天的时间比太阳提前约4m 。例如，3月21日，太阳位于春分点，这一 天春分点与太阳同时上中天，恒星日从中午 开始，到6月22日，春分点上中天的时间比 太阳提前约6h，恒星日从黎明开始。同理， 9月23日恒星日从午夜开始，12月22日恒星 日从黄昏开始，由此

12、可见，恒星时的时刻与 昼夜的关系不固定。然而，人们的日常生活 工作一般是。根据“昼夜”来安排的，所以 恒星时不宜用于日常生活之中。 第三节 视时 视时(apparent time)是建立在地球自转基 础上的时间系统，它是以太阳为参考点， 以其周日视运动的周期作为时间的计量单位 。 一、视太阳日 在周日视运动中，太阳中心连续两次经过 某地子圈所经历的时间间隔称为l视太阳日。 l视太阳日可分为： l视太阳日24视太阳小时(24h)； l视太阳小时=60视太阳分钟(60m)； l视太阳分钟=60视太阳秒钟(60s)。 在一个视太阳日中，太阳在同一子圈上 连续两次下中天，这期间太阳正好完成 一整周36

13、0的周日视运动。所以视时与 角度之间同样存在着如同前面所述的时 、度换算的关系。 二、视时 由视太阳日的定义可知，视时(local apparent time，LAT)是太阳中心经过某 地子圈时起算的，而子圈随着测者的经 度不同而不同，因此，视时具有地方性 。在周日视运动中，太阳中心由某地子 圈起，向西运行所经历的时间间隔称为 视时LAT。 v太阳上中天时LAT=12h，下中天时 LAT=00h。由于太阳地方时角LHA是从 测者午圈起算的，而视时是从测者子圈 起算的，因此，同一时刻视时LAT与太 阳圆周地方时角LHA相差180 (12h)， 即： v LAT=LHA 三、视太阳日作为时间计量单

14、位的缺陷 视太阳日作为时间计量单位的缺陷是它的长度逐 日不一致。如图1所示，例如，对某一测者Z来说，3 月21日太阳位于春分点，在某一瞬间，太阳 、春分点同时下中天，尔后，天球带着太阳和 春分点一起向西作周日视运动。一天后，当春分 点了再次下中天时(天球旋转了360)太阳还没下中 天(即还没到l太阳日)。如图2所示。这是由于太阳在 向西作周日视运动的同时又沿黄道向东移动了一段 弧距，其赤经相应变化了d(RA)(即太阳赤经日变化 量)，所以太阳要连续两次下中天，则天球还要向 西旋转d(RA)，如图3所示。因此， 1视太阳日=天球旋转(360+d(RA)所经历的时间 1视太阳日=天球旋转(360+

15、d(RA)所经历的时间 由于在一年中，太阳赤经日变化量d(RA) 最大约66.6，最小约53.8，所以最长和 最短的视太阳日相差约51s，并且在逐日变 化。作为时间计量单位，长短必须固定，所 以视太阳日不宜作为时间的计量单位。 图1图2图3 虽然视太阳日不宜作为时间的计量单位 ，但它与昼夜交替的关系固定，符合人 们工作、休息的习惯。因此，人们又考 虑在这个基础上制定一种既与昼夜交替 关系稳定，长短又均匀的时间计量单位 ，于是产生了平时。 第四节 平 时 平时(mean time)是建立在地球自转运动 基础上的时间系统，它是以平太阳为参 考点，以其周日视运动的周期作为时间的 计量单位。 一、平太阳 平太阳(mean sun)是一个假想的天 体，它在天赤道上向东作匀速的周年视 运动，其速度等于视太阳在黄道上运行 的平均速度。 二、平太阳日 在周日视运动中，平太阳连续两次经 过某地子圈所经历的时间间隔称为l平太 阳日(mea