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而天文台观测恒星的周日视运动(东升西落)所得的时间为恒星时。
另用恒星时钟来保持与表示。
(3)力学时力学时是依据天体动力学理论推算的时间。
在20世纪30年代以前,大家认为世界时的秒长是固定不变的,因此广泛地使用世界时系统。
但此后人们发现地球的自转是不均匀的。
表现在两方面,一个是自转轴在地球体内的摆动,导致瞬时极点在“平均极”附近划出曲线(称为“极移”)。
极移引起了地面经度的变化。
另一个是地球转速度有变化。
变化的形式有三种:
长期变慢:
由于潮汐作用,地球在百年内转慢了约千分之一秒;
季节性变化:
春天地球转得慢些,秋天转得快些,变化幅度亦是千分之一秒左右;
不规则变化:
地球在某些时段突然转快些,在另一些时段突然转慢些,难以预计。
由于地球自转的不均匀性,那么以自转周期所定的秒长就有变化。
有人戏称为“橡皮秒”。
这在现代科技中是不能接受的,因此天文学上采用1900年的回归年长作为计时标准,即1900年1月0日12时整开始的那个回归年长度的31556925.9747分之一为1秒,称为历书秒。
以这种固定秒长累积的时间系统(称为“历书时”),是均匀的时间系统。
历书时从1960年开始在天文上应用。
20世纪50年代,美、英、瑞士等国陆续发明了铯原子钟、氨分子钟。
它们的频率输出非常稳定,用于计时是很均匀的。
于是国际上就采用铯原子钟的跃迁振荡9192631770次所经历的时间作为1秒,称为原子秒(等于历书秒)。
以原子秒累积的时间系统称为原子时系统,利用原子钟来保持和表示出来。
国际原子时是从1958年元旦开始使用的。
原子时同地球运动没有关系,它只要有足够多的原子钟来保持下来就行了。
力学时是在原子时的基础上提出来的,它分为太阳系力学时(记为TDB)与地球力学时(TDT)。
在宇宙航行中,飞船相对于太阳系质心的运动,就得用TDB,而在近地飞行中可用TDT。
国际规定1977年1月1日0h00m00s原子时的瞬刻,对应的TDT为1977年1月1.0003725日(即1日0h00m32s.184),即力学时的定义为
TDT=原子时+32s.184
这个TDT对原子时的补偿值32s.184从何而来?
它是选取原子时试用期间,历书时与原子时的差值。
力学时与世界时之差表示为ΔT,即:
ΔT=TDT–UT1
式中UT1代表经过极移修正的世界时。
因此只要求得了ΔT,就可以由世界时推算出相应的力学时。
1976年国际天文联合会决议,从1984年起采用力学时代替历书时。
力学时的基本单位为日,包含86400国际秒(原子秒)。
由于准确的ΔT值需要经过几年之后才可由观测求得,因此在当年应用时,只能是近似值。
以此为引数所查得的历表值,也是近似的。
都得经过几年后再作为微小的订正。
1997年的ΔT近似值为63s,也就有力学时=世界时+63s。
中国天文年历中刊登的近年来的ΔT值(准至小数点后两位),以及外推估计值(准至小数点后一位)。
手边没有天文年历也可以到以下地址查询:
http:
//maia.usno.navy.mil
(4)时差人们观测真太阳的周日视运动(东升西落)所定的时间称为真太阳时,但真太阳时不是均匀的时间系统。
如果我们以太阳高度最高的时刻作为正午,那么太阳连续两次正午的时间间隔就是一个“真太阳日”。
可是在一年之中个真太阳日是不一样长的。
原因在于地球公转的轨道为椭圆,运行速度不均匀,反映出来的就是真太阳视运动速度不均匀,因而各真太阳日长度不同(最大相差达51秒)。
为了计时,天文学上取一年中太阳日的平均值,称为“平太阳日”。
这样一个回归年长为365.2422平太阳日。
将平太阳日再细分为时、分、秒,就是我们日常所用的时间系统,称为平太阳时系统,简称为平时系统。
真太阳时是不均匀的,平太阳时是均匀的,那么在任一时候,二者所示的时刻就会有些差别,此差别称为“时差”,定义为
视差=真太阳时–平太阳时=视时–平时
在年历的“太阳表1”中列有时差的数值。
一年中有四天的时差是0,他们在4月16日、6月15日、9月1日和12月24日前后。
时差的四次极值在2月12日(-14m16s)、5月15日(+3m41s)、7月26日(-6m28s)、11月3日(+16m16s),每年略有差异。
天文爱好者若观测太阳定出真太阳时,就可以查天文年历的时差,则平时=视时—时差。
但要注意时差本身就带有正负号。
(5)儒略日这是一种不用年和月的长期纪日法,简写为JD。
它是从公元前4713年1月1日平午起算的,每天顺数排列下来,延续不断。
到2005年1月1日,儒略日为2453371.5日,这是对世界时0h而言的。
比如某天象发生在7月1日北京时间21h30m,那么,先查7月1日北京时间8h(世界时0h)的儒略日为2453552.5,再计及时段(21h30m-8h00m)化为日的小数为0.5625,于是该天象发生的儒略日为JD=2453553.0625日。
由于历史太长了,记数过长不方便,在天文计算中常采用约化儒略日MJD,其定义为MJD=JD-2400000.5。
对于上例,MJD=53553.5625日
儒略日用来计算两时间的时间间隔是很方便的。
比如问:
从2005年元旦到十月一日中间有多少天?
查天文年历便知:
10月1日JD=2453644.5
1月1日JD=2453371.5
相隔天数=273天
2.太阳、月亮的位置
天文普及年历的“太阳表1”及“月亮位置表”两个表中刊登了“视赤经”、“视赤纬”等数据。
这是观测天体中常用到的数据。
它们的意义可从天球坐标谈起。
地球上一个地点的位置可用经度longitude和纬度latitude表示,经纬度是球面上的坐标,可通过天文大地测量出来。
比如北京的大概位置是在东经116o30’北纬40o00’。
将地球上的经纬线从地心投影到天球上,这就是天球的坐标网,不过经度改称“赤经rightascension”,纬度改称“赤纬declination”,地球自转轴指向的天球上的点称为天北极、天南极,赤道的投影称为“天赤道”。
这个坐标系称为天球的赤道坐标系(图2)
赤纬从赤道算起,北极+90o,南极-90o.地球上经度起点从格林尼治经圈,赤经的起点是从春分点(黄道由南向北穿过天赤道的“升”交点)开始向东算起0o-360o,习惯上用时间单位,划分为24h。
在春分点上,太阳的赤经赤纬是(0h,0o。
)。
天文年历上加了一个“视”字,表示是在地心处看到的位置。
对于遥远的天体,在地心和地面差别很小,可以忽略(地球半径和星体距离相比太小了)。
但对于很近的天体(比如月球),位置有较大差别,实际观测中需要作修正(视差订正)。
太阳视赤经每天变化约3m56s。
由于地球绕日公转轨道是椭圆,速度在变化,太阳的每天速度也有变化。
太阳赤经随时间增大,一年(回归年)变化24h,春分为0h,夏至约为6h,秋分约为12h,冬至约为18h。
太阳赤纬一年之内在±
23o26’之间变化(不考虑它的历史变化),春分秋分点太阳在赤道上,赤纬0o,夏至点为+23o26’,冬至点为-23o26’。
月亮的视赤经、视赤纬的变化比较复杂。
月赤经也随时间增大。
但月亮运行快,一个恒星月赤经变化就24h,平均每天变化52m45s,在近地点(参见年历中“月相表”下方的近地点、远地点表)较快,约58m,远地点较慢,约45m。
月赤纬在一个恒星月中变化约为±
19o,平均每天变化为1o.5。
日月位置表中还有“视黄经”,“视黄纬”数据,这是以黄道为基本圈,春分点为基本点的坐标。
黄道是太阳在天球上运行的路线,和天赤道有23o26’左右的夹角。
跟黄道面成90o的两点就是北黄极和南黄极。
和赤经赤纬类似可以定义黄经度和黄纬度。
二十四节气就是根据太阳黄经位置来确定的,春分点为0o,清明是15o,以此类推。
月亮的黄经从月亮(轨道称为白道)由南向北穿过黄道作为0o起点,一个恒星月变化360o。
月球的黄纬变化在±
5o09’之间。
黄道和赤道坐标可以根据球面三角公式换算。
3.日月出没与晨昏蒙影
太阳、月亮的出没时刻,对于人们的生产与生活具有重大的意义。
有些夜间的军事活动必须考虑到月亮的出没。
天安门国旗的升、降仪式是和太阳的升起与下落同步的。
太阳的出没时刻,各地是不一样的。
在天文学上将太阳上边缘和地平线相切的时刻定义为日出(及日没)时刻。
由于太阳圆面半径平均为16’,所以升没时,太阳圆面中心的天顶距为90º
00’+16’=90º
16‘。
但是由于大气的折射,使天体的视高度似乎更靠近天顶,因而天体的真高度应计及大气折射产生的订正值(称蒙气差)。
天体在天顶时,蒙气差为0,在地平附近时蒙气差最大,达34’~35’。
因此,太阳边缘与地平线相切时,太阳中心的天项距为为90º
00‘+16’十34’=90º
50’(图5)。
天文年历中天体坐标(赤经α,赤纬δ)是对地心而言的,在地观测太阳要加地平视差订正。
太阳的视差为8”.8≈0’.15,计算精度取至1’,则视差可以忽略。
那么,太阳中心的地心真天顶距为90º
50’。
年历的出没时刻是对格林尼治子午圈而言的,也可以说是对所在地子午圈而言的地方时。
在应用时,应化为标准时(北京时间)。
要求任一天的日出日没时刻,可按比例法(简单内插法)推算之。
例如,求北京地区(φ=41º
N,λ=7h45m20s)1998年2月4日的日出日没时刻。
日出日没
1.307h11m17h16m
2.4?
?
2.97011728
计算:
10天:
10m=5天:
xx=5m
10天:
12m=5天:
yy=6m
化为标准时的订正(8h-7h45m20s)≈15m,于是有:
日出日没
2.47h06m17h22m
经度订正1515
北京时间7h12m17h37m
不在表列的纬度地区,应用“复插法”。
先求出该纬度的出没时刻,再按日期内插,最后加经度订正,得出结果。
月亮的出没时刻的计算较为复杂些。
因为月亮的地平视差平均为57’,不可忽略,故在月轮边缘与地平线相切时,中心的天顶距(设为Z)为:
Z=90º
+34’+月视半径–月地平视差=89º
53’
实际上Z变化于89º
49’至89º
55’之间,天文年历中的时刻就是依据此标准来计算的。
但是月亮每天向东运行约13º
,所以它每天的升、没时刻推迟约50分钟。
在一个朔望月中一定有一天没有月出(在下弦附近),有一天没有月没(在上弦附近)。
我国地处东经度,月出月没比格林尼治要早一些,因此要用当天与前一天的值,按纬度来内插,所得的值,再加经度订正,化为标准时。
例如求北京地区(φ=40º
N,λ=7h45m20s)3月5日的月出月没时刻。
从年历《月出月没时刻表》按纬度40º
栏查出。
月出月没
3.39h40m23h40m
3.41023--(3月5日上弦)
3.511090044
计算月出用3月5日与4日的,计算月没用3月5日与3日的有:
=11h09m–0.323X46m=10h54m
0h44m–0.323X64m=0h23m
经度订正为(8h-7h45m20s)=14m40s≈15m,
因此:
月出时刻10h54m+15m=11h09m
月没时刻0h23m+15m=0h38m
不在表列的月出月没时刻,应用“复插法”计算。
再谈晨昏蒙影大家都知道,在日出前天就蒙蒙亮了,在日落后天慢慢地昏暗了,这种现象就称为晨昏蒙影。
它是由于地球大气散射太阳光而形成的。
在日出前的叫晨光.在日落后的叫昏影。
晨光昏影的开始与结束时刻随应用而不同。
在天文学上取太阳中心在地平下18º
时作为标准(真天顶距为108º
在此时刻,若为黄昏后.天空已完全黑暗.肉眼可见的最暗里(6等)出现了。
夜间天文观测可以开始了,若为黎明前,天已大亮,6等星开始见不到了,夜间天文观测结束了。
在航海上.取太阳中心在地平线下12º
作为标淮。
在此时刻海平线可以见到(黎明时)或看不清(黄昏后)。
在民用上,取太阳中心在地平下6º
(真天顶距为96º
)为标准。
此时需要人工照明(开路灯)或停止人工照明(关路灯)。
在天文普及年历上刊登民用晨光始与民用昏影终的时刻,以供电业局及军事部门使用。
计算各地的晨昏蒙影的时刻,与求日出日没时刻的方法一样.不再赘述。
4.月掩星与日月食
月球是最近地球的天体。
在它围绕我们地球旋转中,常常会遮住它背后的星星,这就是月掩现象。
观测月掩星的时刻与方位,可以测定地理经度,测定月球半径、距离及推算月球运动的根数。
作为天文爱好者,能测定掩星的时刻,也是很有意义的。
观测结果可汇总于紫金山天文台行星研究室。
对于月掩星,首先要了解月轮上的两个基本点.一为北(p),它是从月轮中心引向天北极(附近有北极里)的弧线与月边缘的交点。
另一点为上点(Z)(亦称最高点),它是从中心引向观测地天顶的弧线与月边缘的交点:
在同一时刻,不同地点所见的月轮的北点与上点是不一样的。
比如当月亮在武汉上中天时,见月亮在正南方上;
而在乌鲁木齐的人则见到月亮在东南方.在上海的人则见月亮在西南方;
因而他们所见的月轮北点与上点都不一样。
对于同一地点,在不同时刻,月轮的北点与上点也随时在变化着。
月掩星是比较多的,天文普及年历只列出少数亮星的掩与现的时刻及其方位,方位角都是从基本点向东计量的。
试以1998年1月9日月掩毕宿五为例:
首先从“月亮位置表”中查出1月9日至10日月亮的赤经从4h增至5h左右,赤纬从+16º
增到17º
多,这表明月轮在天空中是从西南移向东北的。
以北京地区为例:
时刻
p
v
掩始
19h53m
66o
104o
复现
21h14m
266o
277o
作图于图6。
在掩星时,可以估计出当时的地方恒星时约为1h,即子午圈上的赤经约为1h,而月的赤经为4h左右,可知月轮在北京的东南方向上、掩时的月龄为10.8(农历十一日),故有图中间的画法。
各地可据年历提供的数据,作出类似的图,以便于观测。
日月食的现测,尤其是日全食的观测,具有重大的科学价值。
在天文年历中给出的数据足够一般观测使用,如果专业观测,要求精度高,需据“日食图”再精密计算。
在“中国地方见食情况”表中列出初亏、复圆的有关数据,其中P表示北点起算的方位角,v表从上点起算的方位角,类似于月掩星的方位,只是北点与上点是对日轮而言的。
现以1998年8月22日日环食(上海地区)为例:
初亏
8h00m23s
225o
286o
复圆
9h29m11s
166o
221o
查“月亮位置表”,在8月21日月赤经约9h,赤纬约+15º
,8月23日月赤经约11h,赤纬约+9º
,可知月亮是从西北向东南方向走的,所以作出图7。
表列食分0.14,是指日轮被月轮遮住的百分数,以日轮直径为100来计算的。
作图时,先画出初亏与复圆的两轮相切的点,然后按月亮移动方向画出食甚时的食分大小。
如果是日全食与日环食,应当画出五种位相(初亏、食既、食甚、生光、复圆)时的图,便于观测。
月食过程的图象,一般天文年历上已画出,无需自作。
5.太阳球面坐标
这是为观测太阳黑子及其他日面现象而准备的。
地球为固体,可以在其上面划出经线与纬线,来确定任一地点的位置,而太阳是一个气体星球,很难定出固定的经纬线。
好在太阳也有自转,那么跟自转轴相垂直的大圆就是它的赤道。
有了两极点与赤道就可定出日面纬度了。
至于经度,得设法在太阳赤道上选一个基本点,由通过此点的经圈为起始经圈(本初子午圈)来决定日面经度了。
天文学上选取公元1854年1月1日格林尼治平午时,通过太阳赤道与黄道的升交点的子午圈作为本初子午圈。
日面经度由本初子午圈量起,向西计量,由0º
~360º
(这样定义的经度通常称为“卡林顿经度”)。
日面纬度的定义与地球的一样.都由赤道向两极计量,由0º
~±
90º
,北半球为正,南半球为负。
由于基本点随太阳自转而变化,所以需要考虑太阳自转的情况。
太阳的自转速度在不同纬度带不同,在赤道上自转最快,周期约24.6天,随着纬度升高,自转速度减慢,极区的速度约34天。
这种现象通常称为转差自转。
考虑到太阳黑子活动区大多分布在太阳的中纬度地带,就取此带的太阳旋转周期作为太阳自转周期,平均为27.275天。
实际应用上,取为27.3天,那么太阳平均每天自转13o.2。
随着太阳的自转.本初子午圈每天递减13o.2。
为了统计方便,选取1853年11月9日世界时零时,基本子午圈恰好通过日面中心时作为太阳自转周第1周的开始,此后每转过360º
算为一周。
到2003年初,太阳自转周已经累计到2000周。
太阳表说明中可以查到当年的太阳自转周开始时间。
太阳表2给出日轴方位角P、日面中心的纬度B0和日面中心的经度L0。
P的变化周期是一个回归年,变化范围在0º
26º
18’。
正号表示日轴的北极向东偏离,负号表示日轴北极向西偏离。
在4月7日和10月10日前后,日轴偏离方向达到了最大值:
-26º
.29和+26º
.29。
日面中心纬度的变化周期亦为一回归年,范围在0º
7º
15’之间。
正号代表视赤道线在日心之南面。
负号代表视赤道线在日心之北面,在每年3月7日和9月10日前后,分别达到最大值。
日面中心经度的变化周期为一个太阳自转周。
它的数值每天减少约13o.2。
L0为0º
时,即自转周的开始时刻。
根据日面纬度B0的变化制作不同的坐标格片。
B0的变化约7º
。
如每片取1º
,则共有8片;
如每片0o.5,则共有15片。
在使用中,首先要从“太阳表2”(太阳球面位置表)中查出观测日的P0、B0、L0值。
P0、B0在一天内变化很小,所以在观测时刻不是世界时0时的,不必加改正值。
而日面经度的变化较大,一天(24小时)内变化约13o.2,需要加经度订正。
如观测时刻为世界时Th,则经度订正△L表示为:
24h:
Th=13o.2:
△L,即△L=(T/24)×
13o.2
为了计算方便,常常预先计算出来△L做表(小时和分数部分),应用时一查便知。
这样,观测时刻的日面中心的经度L为
L=L0-△L
选取接近B0的一块坐标网格板,使网格板的南北中线与黑子图的日轴线符合。
这样,就可以读出黑子群或日珥等目标的日面纬度值,同时可以读出目标与日面中线的距离(简称“中经度”),规定向西为正(或用W标注),向东为负(或用E标注)。
在求得中经距后,利用λ=L+中经距,就可得到所量目标的经度λ0。
6、行星的可见情况
天文普及年历中刊有五大行星的动态、以及“每月天象”。
后者在《天文爱好者》月刊中有类似的记载。
其目的都是为了帮助广大的读者,能够依据书刊资料去找到五大行星,并进行观测与研究。
行星的观测,自然是天文爱好者乐于从事的活动。
大行星的“动态”部分,初看书中叙述,似乎很复杂,实际上很容易掌握。
下面分内行星(水星和金星)与外行星(火星,木星与土星等等)来加以说明。
1.内行星动态
内行星的轨道在地球轨道以内,所以它们比较接近于太阳。
在它们绕日公转中,有四个基本的位置(点),值得注意。
粗略些,假定行星轨道为圆形(椭率很小),如图10所示。
中间的为太阳,外围的为我们地球。
假定地球在图示位置。
引日地联线与内行星轨道相交于两点。
近地的一点叫“下合”,在太阳背后的一点叫“上合”。
而引地球与内行星轨道的最大切线所交的点,称为“大距”,在图左边的叫“东大距”,在右边的叫“西大距”。
大距就是从地球上看去,内行星同太阳的最大角距。
也就是天空上内行星距离太阳最大的位置。
内行星在下合时,同太阳在一个方向上,随太阳一起升落,我们无法看见它。
而在上合时,内行星在太阳背后,我们亦无法见到。
仅有当内行星距离太阳足够远时,才可以被人们看见。
由此可知,内行星在东大距与西大距附近时,是观测的好时候。
图10
一般说,在上合后不久,行星开始于日落后出现于西方地平线上,成为“昏星”(黄昏时可见的行星),以后它离开太阳的角度愈来愈大,它的地平高度愈来愈高。
可见时间亦愈来愈长。
当走到东大距时,行星的地平高度及可见时间都达到顶峰:
过了东大距.行星好像去追赶太阳,愈来愈接近太阳,高度低了,可见时间亦逐渐短了。
在下合前后几天,见不到行星。
在昏星阶段,内行星的视路线如图11所示。
在经过不可见的时期之后,内行星转到太阳的西边(参见图10),此时它成为“晨星”(黎明时可见的行星)。
行星愈来愈升得早,升得高。
一直到西大距,达到顶峰,然后又逐渐靠近太阳,最后在近上合时隐没于日光中。
在晨星阶段,它的视路线如图11所示。
图11
水星轨道最接近太阳,大距时的角度为18o一28o;
而金星稍远于太阳,大距时的角度为45º
~48º
;
古人将黄昏时的金星称为长庚星,将黎明时的金星称为启明星,因而有“东有启明、西有长庚”的谚语。
总的说,内行星动态与可见情况如下:
上合→东大距→下合→西大距→上合
(看不见)(昏星)(看不见)(晨星)(看不见)
在作图10时,是假定地球不动的。
实际上,地球在不停地公转,内行星也不停地公转。
因此,四个基本点也在移动。
一年中的动态是依据行星运动定律计算出来的。
要想自己去求出四个基本点的时刻与位置,应当学习天体力学的基础知识。
现以1998年的水星为例,水星动态如下表:
上合
东大距(距角)
下合
西大距(距角)
1.6(23º
)
2.22
3.20(19º
4.7
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