天文年历的使用方法二

天文普及年历的使用方法原载《天文爱好者》杂志1998年1-6期（略有修改）原作者：张敏（1-2）、张元东（3-10）目录1.年历中的时间计量问题 (1)2.太阳、月亮的位置 (3)3.日月出没与晨昏蒙影 (4)4.月掩星与日月食 (5)5.太阳球面坐标 (6)6.行星的可见情况 (7)7.“每月天象图”的解释 (9)8.变星星历表的应用 (9)9.彗星的亮度 (10)10.天文数表的查法 (11)1.年历中的时间计量问题打开天文普及年历，就会看到各个历表中列有不同的计时名称，如太阳表中有“力学时”、“世界时”、“恒星时”，等等。

看来好像很混乱，不易掌握。

所以在介绍年历的使用方法时，首先应该对这些有明确的认识。

（1）恒星时天文学上常用的一种时间系统。

以地球对着（假定的）无限远的恒星自转一周，称为一个恒星日，然后再细分为时、分、秒。

一个恒星日长为23h56m04s，即比平常的一昼夜（平太阳日）短约3m56s，所以每过一天，恒星时就提早约3m56s。

比如同是北京时间8m，9月22日恒星时为0h03m35s，而9月23日恒星时是0h07m31s。

逐日提前3分56秒，这个规律可供我们估计任一天的恒星时时刻。

一年中的每天的恒星时，刊登在年历的《儒略日和恒星时》表中。

（2）世界时我们日常使用的时间系统。

以地球对着太阳自转一周作为单位，叫做1昼夜或1日，再细分为小时、分、秒。

1秒是1日的86400分之一长。

人们看到太阳东升西落，那么住在东边的人早看见太阳升没，住在西边的人晚看见太阳升没，因此东边的时刻要比西边的早。

这种各地按太阳升没所定的时间，称为地方时。

地方是在古代使用过。

而现代使用“区时”。

将全球按经度15o划分为24个“时区”。

每一时区使用中央经线上的地方时为标准，称之为“区时”或标准时。

比如我国首都在东八时区，中央经线为东经120o，那么此经线上的地方时，就是东八区的区时，我们称为“北京时间”。

英国格林尼治天文台所在的区时称为“世界时”。

在同一时刻，对应的时间关系为世界时=北京时间–8h年历中的世界时0h，就是北京时间8h。

世界时是按严格的转换公式，由恒星时直接归算的。

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：①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；②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；③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：（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21h 30m ，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（21h 30m -8h 00m ）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116o 30’北纬40o 00’。

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right ascension ”，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3m 56s 。

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±23o 26’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+23o 26’，冬至点为-23o 26’。

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52m 45s ，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90º00’+16’＝90º16‘。

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)。