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30年代制成了石英钟,使时间计量达到每300年仅相差1秒的精确程度。
随着现代物理学的飞速发展,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。
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,真太阳时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:
时差=视时-平时
真太阳时的长度是不断变化的,时差也随之而不断变化:
有时大,有时小,有时为正值,有时为负值。
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,来表示它的变化规律。
从图4-25中可以明显看出,一年之内时差变化有四次极值和四次零值。
极值中有两次为正,两次为负,分别出现在2月12日、5月15日、7月27日、11月4日前后。
零值则分别出现在4月16日、6月15日、9月2日、12月25日前后。
时差为零时,真太阳时和平太阳时相等。
可见,一年之中,除了上述四个零值外,其余任何时刻的真太阳时与平太阳时,都是不相等的。
时差是根据理论计算得出的,它只与观测日期相关,而与所在之观测位置无关,因而世界各地的时差值是一致的。
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。
这样,平太阳时虽然无法通过直接观测获得,却可以根据测得的真太阳时和天文年历中所载时差值推算出来。
太阳是个圆面,而不是一个光点,准确的真太阳时,也很难用直接观测的方法得到,事实上,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
1.地方时和经度
前面所讲的恒星时角、真太阳时角、平太阳时角,都是以观测点所在的午圈为起算点进行度量的。
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,其子午圈也各不相同。
因此,地理经度不同的各地点,在同一时刻对天球上任一相同的参照点进行观测,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,恒星时、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时间系统,它们都具有一定的地方性特点。
这种以观测点所在子午圈为基准,进行天体时角的观测和计量,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。
地球表面的任何地点都有各自的经度,也就有各自的地方时。
处在同一经度的各个地点,任何时刻的任何一种地方时都相同。
而不同经度的各个地点,任何时刻的任何一种地方时都不相同。
所以,全球有无数条经线,也就有无数个地方时时刻。
假设A、B是地表的两个地点,两地的经度不同,A在B的西边。
天球上的参照天体M自东向西作周日运动,当M在A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A东边的B时刻较早。
经度的任何微小差异,都会带来与之相应的地方时差异。
处在不同经度的任意两地,总是东边地点比西边地点的地方时早。
经度相差1°,地方时相差4分钟。
例如,东经120°的地方时为8时30分,在它东面的东经135°的地方时为9时30分。
天球上的时圈变化与地球上的经圈变化,具有相互对应的关系。
因此,时间和地理经度之间存在着一定的换算关系,兹列表4-5:
表4-5时间与地理经度的换算关系
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区……,东12区跨经度7.5°(E172.5°至180°);中时区以西,每隔经度15°划为一个时区,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)。
例3,西2区的区时为星期五的21时,此刻东4区的区时为:
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。
各时区的标准时,就是该时区标准经度的地方时。
而各时区标准经线的经度,是很容易求得的,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。
标准时制度的确立,是时间计量上的一大飞跃。
它给现代社会生产、科学研究和国际间大范围频繁交往,带来了很大的方便。
不过,上述区时制只是一种理论上的标准时制度。
这种理论区时制的时区,既不考虑海陆分布状况,也不考虑国家政区界线,完全是根据经线划分的。
实际上,时区的划分并不完全遵照理论
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