地球概论--第四章

第四章●什么是行星的会合运动？会合周期长短决定于什么？在会合运动中，地内行星与地外行星的表现，有何不同？（1）地球和行星都绕太阳公转。

它们的轨道大小和周期长短各不相同。

从运动着的地球上来看行星的运动，是一种复合运动，行星表现出迂回曲折、错综复杂的视动。

地球公转反映在天球上是太阳的周年运动。

因此，行星和地球的复合运动，就表现为它们对于太阳的会合运动。

太阳和行星都沿黄道（带）运动。

它们在天球上的位置，通常都用各自的黄经表示。

它们之间的相对位置，就是它们的黄经差。

当行星和太阳的黄经相等时，二者都处于地球的同一侧，就是行星同太阳会合，叫做行星合日，或简称合。

这种情况是一切会合运动所共有的，故被称为“会合”运动。

兹就这种运动的周期1以及行星在运动中的表现。

（2）——会合周期：行星合日是一种周期性现象。

从这一次行星合日到下一次行星合日所经历的时间，叫行星的会合周期。

会合周期的长短，取决于行星公转周期和地球公转（或太阳周年运动）周期。

二者之间的具体关系，则因地内行星和地外行星而不同。

（3）——行星同太阳的相对位置的变化：在一个会合周期内，行星同太阳的黄经差不断变化，它们的相对位置要发生一系列变化。

这种变化又因地内行星和地外行星而不同；地内行星的轨道在地球轨道以内，因此，它同太阳的黄经差，被限定在某个限度内（且＜90°）。

这个限度叫做大距（即最大的距角），分东大距和西大距。

金星的大距为45°——48°。

在地球上看来，它以这个幅度在太阳的东西两侧徘徊，“附日而行”。

因此，金星总是以晨星或昏星的姿态出现在天空（图3-36）。

当金星位于太阳西侧时，它于黎明前升起在东方，叫启明星。

东方升起启明星，预示天将破晓。

当金星位于太阳东侧时，它便在黄昏时耀辉于西天，继日而入，叫长庚星。

我国最早的典籍《诗经》就有“东有启明，西有长庚”的记载。

水星的大距为18°—28°，因距角太小，被阳光掩没，肉眼很难观测到。

地内行星的大距，既被限定在90°之内，因此，它们没有冲日；但有两次合日，距地球最近时叫下合，离地球最远时叫上合。

地外行星的轨道在地球轨道之外，它们同太阳的黄经差可以从0°—360°。

在一个会合周期内，地外行星有一次合日和一次冲日：合日时离地球最远；冲日时距地球最近。

它们没有大距，但有二次方照（距角为90°），分东方照和西方照。

地内行星的公转速度大于地球，它在天球上相对于太阳来说是东行，其会合运动表现为上合—东大距—下合—西大距—上合的依次出现和反复循环。

地外行星的公转速度小于地球，它在天球上相对于太阳是西行，其会合运动表现为合—西方照—冲—东方照—合的依次出现和反复循环。

这是行星“内外有别”的另一个方面。

——行星相对于恒星的视行：在会合运动中，行星在天球上还有相对于恒星的运动。

在通常情形下，行星在恒星间自西向东运行，叫顺行。

但是，当行星在其轨道上接近地球的时候，即下合前后的地内行星和冲日前后的地外行星，在天球上转变为向西运行，叫逆行；经过短暂时间后又恢复顺行。

在由顺行转变为逆行，或由逆行转变为顺行的短时间内，行星在恒星间停滞不动，被称为留。

这样，在一个会合周期内，行星的会合运动又表现为：顺行—留—逆行—留—顺行的依次循环。

应当指出，在日心天球上，行星和地球的运动永远是顺行（向东），只有在地心天球上，行星才会发生逆行。

这是因为，行星和地球的公转，存在着速度的差异。

这种速度上的差异，在地球赶上和超越地外行星（冲日前后），或被地内行星（在下合前后）赶上和超过的短暂时间内，就表现为它们的逆行。

月球在天球上有相对于太阳的运动，也是一种会合运动。

月球在恒星间的运动，是它本身绕转地球的反映；太阳在恒星间的移动（太阳周年运动）是地球绕转太阳的反映。

因此，二者的会合运动，也是地球公转产生的后果。

月球同太阳的会合运动，十分类似地外行星同太阳的会合运动。

这是因为，月球和太阳的黄经差可以从0°——360°，因而也有合日和冲日，东方照和西方照。

但是，二者之间也存在一些差异：——月球的会合运动同月相盈亏相联系，因而显得更加鲜明。

月球的合和冲，东、西方照，有它自己的一套专用术语：即朔（合）和望（冲），上弦（东方照）和下弦（西方照），它们分别同新月和满月，上弦月和下弦月相联系。

——月球相对于太阳的运动，方向向东，因为月球绕转的（角）速度，远大于太阳周年运动的速度，而地外行星则反之。

——月球没有逆行，因为地球是月球绕转的中心天体，而非行星运动的中心。

综上所述，月球的会合运动，就是它在天球上自西向东赶超太阳，并且表现为：朔—上弦—望—下弦—朔的依次出现和反复循环。

月球会合运动的周期是朔望月。

朔望月的推算，用得着地内行星会合周期的公式，只须把月球绕转地球的周期M（恒星月），取代地内行星的公转周期P即得：我们知道，地球公转周期E（恒星年）与月球绕转周期M（恒星月），长度相差较大，因此，二者的会合周期便较短。

朔望月平均长度是29.5306日，它只比恒星月长约2.2日。

关于朔望月的长度，还可以这样来推算：月球绕转地球的（角）速度是每日13°10′，而太阳周年运动速度为每日59′，二者的差值为13°10′-59′=12°11′，这就是月球对于太阳的会合速度。

月球以这样的速度赶超太阳的周期，即360°÷12°11′＝29.53日，是谓朔望月。

图3-39恒星月与朔望月比较从这一次星月相合到下一次星月相合，是一个恒星月，月球绕转地球360°；从这一次日月相合到下一次日月相合，是一个朔望月，月球绕转389°。

这29°的差值是地球公转造成的，它使朔望月比恒星月约长2.2日，即月球绕转地球29°所需的时间。

●行星为什么会发生逆行？行星在什么时候发生逆行？行星相对于恒星的视行：在会合运动中，行星在天球上还有相对于恒星的运动。

在通常情形下，行星在恒星间自西向东运行，叫顺行。

但是，当行星在其轨道上接近地球的时候，即下合前后的地内行星和冲日前后的地外行星，在天球上转变为向西运行，叫逆行；经过短暂时间后又恢复顺行。

在由顺行转变为逆行，或由逆行转变为顺行的短时间内，行星在恒星间停滞不动，被称为留。

这样，在一个会合周期内，行星的会合运动又表现为：顺行—留—逆行—留—顺行的依次循环。

应当指出，在日心天球上，行星和地球的运动永远是顺行（向东），只有在地心天球上，行星才会发生逆行。

这是因为，行星和地球的公转，存在着速度的差异。

这种速度上的差异，在地球赶上和超越地外行星（冲日前后），或被地内行星（在下合前后）赶上和超过的短暂时间内，就表现为它们的逆行。

●为什么视太阳日长度会有季节变化？为什么二至日的视太阳日长度大于二分日？为什么最长的视太阳日不是南至日，而在南至日之后？太阳日是昼夜交替的周期，它的长度不仅取决于地球自转周期，而且也包含着地球公转的因素。

地球自转可以被认为是均匀的，因而恒星日长度是不变的；但是，公转的影响是非均匀的，因而太阳日的长度略因季节而变化。

地球公转，在天球上表现为太阳周年运动，方向向东。

因此，太阳赤经逐日递增，太阳日＞恒星日。

如果太阳每日赤经变化是均匀的，那么，太阳日虽不同于恒星日，其本身长度也是均匀的。

事实上，太阳每日赤经差因季节而变化，以致太阳日长度发生季节变化：每日赤经差愈大，太阳日便愈长；反之，则愈短。

这种因季节而变化的太阳日，叫真太阳日（或视太阳日）。

真太阳日的全年平均值，叫平太阳日（即平均太阳日）。

作为时间单位的太阳日是平太阳日，它的长度是同每日59′的太阳赤经差（平均值）相联系的。

造成太阳每日赤经差的季节变化，有两方面原因：——首要原因是由于黄赤交角。

太阳周年运动的路线是黄道，因此，首先变化的是太阳的黄经。

但直接影响真太阳日长短的，则是黄经差所引起的赤经差。

这是因为，时间是以天体时角度量的，而时角与赤经是等量的。

我们知道，第二赤道坐标系与黄道坐标系有共同的原点（春分点），但因基圈不同，因而黄经不同于赤经；同样的黄经差，有不同的赤经差，具体差异与黄赤交角大小有关。

在每年的春秋二分，平均每日59′的黄经差，造成大约59′－5′＝54′的赤经差，相应地时间减少21秒，这是全年的极小值。

因为二分时，这一段黄道同天赤道的交角最大（23°26′），黄经差与赤经差的关系，犹如直角三角形中一个锐角的斜边与邻边之间的关系。

反之，在每年的冬夏二至，平均每日59′的黄经差，造成大约59′＋5′＝64′的赤经差，相应地时间增加 21秒，这是全年的极大值。

因为二至时，这一段黄道同天赤道平行，黄经差与赤经差之间的关系，犹如等腰梯形的上底与下底之间的关系。

冬夏二至为极大值，春秋二分为极小值。

虚线表示视太阳日长度因日地距离而发生的变化，1月初（近日点）为极大值，7月初（远日点）为极小值。

因此，比二分日长度大。

主极大发生在冬至后，次极大发生在夏至前；主极小在秋分前，次极小在春分后。

这是因为，地球过近日点时间在冬至后不久；过远日点时间在夏至后不久。

事实上，黄赤交角和椭圆轨道这两个因素是同时起作用并相互干扰的。

前者使真太阳日长度发生±21秒的变化；后者使真太阳日长度发生± 8秒的变化。

二者之中，前者是主要的，因此，真太阳日长度的变化，大体上是二至最长,二分最短；后者只是使冬至的真太阳日略长于夏至，而秋分的真太阳日比春分更短些。

乌鲁木齐(87°31'E)与北京(116°19'E)的地方时刻之差是多少?北京和西安的经度，分别是116°19′E和87°31'E，两地的经度差是28°48′，时刻相差112分12秒●什么是法定时？什么是“北京时间”？它是否就是“北京的”地方平时？（1）法定时区时是理论上的标准时，时区都以经线分界，适用于海上。

在陆地上，时区界线通常被自然或行政疆界所代替。

许多国家为了自身的便利，在制定标准时时，要根据具体情况，对理论上的标准时进行各种调整。

它们被称为法定时，因为这种时间及其适用范围，通常是由国家的立法机关或政府当局以法令形式制定和颁行的。

法定时所采用的标准经度，大多也是区时的标准经度。

例如，美国的东部时区，就其东西界线来说，完全不同于理论时区；但它的标准经度与西5区相同（75°W）。

然而，不少国家的法定时的标准经度，与区时的标准经度迥然不同。

这方面的情形是五花八门的（参见《世界时区图》）。

（2），（3）——我国实行单一的法定时，即北京时间①。

在天文上，北京时间是东 8区的区时，即120°E的地方平时，而不是北京（116°19′E）的地方平时。