航海学Ⅱ天文航海3-时间.ppt

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(universal 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： • ①UT0：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； • ②UTl：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； • ③UT2：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 00h00m00s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(360º)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)。

• 在一个恒星日中，春分点Υ在同一个午圈 上连续两次上中天，这期间春分点Υ正好 完成 一整周360º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=360º； • 1h=15º； • lm=15′； lº=4m； • ls=15″=0′.25； 1′=4s • 例l：试将08h14m28s换算成角度单位 • 例2：试将218º17′.5换算成时间单位 • 解： 例1 例2 • 8h 120º 218º 14h32m • 14m 3º30′ 17′.5 lml0s • 28s 7′ 218º17′.5 14h33m10s 8h14m28s 123º37′ • 二、恒星时 • 恒星时(sidereal time)应是春分点Υ经过 某地时圈时起算的，而午圈随着测者所 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Υ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Υ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 • 春分点Υ格林上中天时，格林恒星时 GST＝00h，下中天时GST＝12h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： • LST＝GST± 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=LHAΥ 或 GST=GHAΥ • 由于春分点Υ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=LHAΥ=RA★+LHA★ • 若已知某天体的赤经RA★，则只要测定 它在某一瞬间的地方时角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★=0º，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360º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180º (12h)， 即： v LAT=LHA⊙ • 三、视太阳日作为时间计量单位的缺陷 • 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Υ，在某一瞬间，太阳⊙ 、春分点Υ同时下中天，尔后，天球带着太阳⊙和 春分点Υ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360º)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(360º+d(RA⊙))所经历的时间 • 1视太阳日=天球旋转(360º+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。