天文观测的时间系统

第四节　天文观测的时间系统

时间的计量对于天文观测是很重要的，这里我们仅介绍几个由地球自转周期确定的时间系统。

一、平时与恒星时

1.平时

我们日常生活所用的时间系统称为平太阳时，在这种时间系统中以地球自转一周的时间作为一日。若地球的自转以真太阳（即太阳的视圆面中心）为标准，则地球自转一周的时间叫做一个真太阳日，相应的有真太阳时、分、秒等。真太阳时作为一种计时系统是不方便的，因为地球自转与公转的速度不均匀。因此，天文学家引入一个以平均速度运动的假想的平太阳作为衡量地球自转速度的标准，相应的日叫平太阳日。

2.恒星时

真太阳有视圆面，很难观测准确；而平太阳是假想点，无法观测。因此实际的测时工作常借助于恒星，于是就有了另一个计时系统——恒星时，它以某颗恒星为标准来度量地球的自转，由此可得到相应的恒星时、分、秒。平太阳日和恒星日两个时间单位长短不同，平太阳日比恒星日［天文学家规定，恒星日以天球上的春分点（假设这颗恒星位于春分点）为参考点，来计量地球自转的周期，规定：春分点连续两次通过某观测地子午圈的时间间隔叫做一个恒星日，并以春分点（γ）在该地上中天的瞬间作为恒星时的起算点，即以春分点的时角来计量恒星时］长，一年里有365.25个恒星日，因此恒星钟比平时钟每天快4分钟左右。

恒星时在平常生活中不使用，但在天文观测中却离不开它。由恒星时的定义可知，恒星时S在数值上等于春分点的时角t_r，即等于任一恒星的赤经α与其时角之和：

S=t_r=α+t

进行天文观测时只要知道了地方恒星时S和某星的赤经α，就可由上式算出它的时角t，利用望远镜的赤纬盘和时角盘就可以方便地对天体进行观测。当恒星上中天时它的时角t=0，则有S=α；因此恒星时等于上中天的恒星的赤经。进行天文观测必须要熟悉和掌握恒星时和平时的换算。

二、地方时、世界时和区时

1．地方时

恒星时、平时都具有地方性，都是地方时。这是因为在这些时间计量系统中，计量时间的起算点是天体过上中天，而对于不同地理经圈的两地，它们的天子午圈是不同的，因而不同地点时刻起算点各不相同，这就形成了各自的时间计量系统——地方时系统。不同的两地同时观测同一天体，其时角之差，等于这两地的地理经度之差。因而，只要两地经度有差别，两地的地方时刻就不相同。例如，我国幅员辽阔，当东部乌苏里江的渔民迎来黎明的曙光时，西部帕米尔高原还在深夜。

2.世界时

为了统一时间计量，国际上统一规定了全球的标准时，它是以英国格林尼治天文台原址所在的子午线起算的，即格林尼治的地理经度λ=0°，该地的地方平时就作为世界时，用字母M表示；其他地方的平时与世界时的关系为：

m=M+λ

东经λ取正，西经λ取负。知道世界时，就可求出任一地方的地方时，或反之。

3.区时

为了适应电信和交通发达后国际交往的需要，避免由于地方时不同造成的不便，1884年在华盛顿举行的国际子午线会议规定，全世界统一实行分区计时制。根据地理经度，以0°、15°及15°倍数的经线为标准时线，将全球分成24个时区，每15°一个区。

在同一时区内，都采用中央经线上的地方平时作标准时间，相邻两时区的标准时间相差整一小时。根据这一原则，东、西两半球各分12个时区。格林尼治子午线为零时区的中央子午线，两旁各7.5°的经度范围属零时区，这一时区内采用格林尼治地方时，即世界时。依次类推有东一、东二、东三……东十二时区；西一、西二……西十二时区。东十二时区和西二十时区重合，共同使用180°经线的地方时，但日期不同。这样划分，区时和地方时相差不过半小时，对人们的生活影响不大。显然，区时等于世界时M与时区号（N）相加，东时区为正，西时区为负。

为了统一全球的日期，国际规定，在太平洋中以180°经线为准，避开陆地和岛屿画一条国际日期变更线，叫做日界线。若从东十二区进入西十二区，日期减一天；反之，日期加一天；时间不变（图2.4.1）。

图2.4.1　时区和国际日界线

不同国家根据自己的法律规定使用自己国家的统一区时。我国从东向西横跨五个时区，中华人民共和国成立后，我国统一采用北京所在的东八时区的区时，即东经120°经线的地方时为“北京地间”。需注意，北京时间不是北京地方平时，两者相差约14.5分钟。

北京区时=世界时+8小时

中央人民广播电台发出的时刻就是北京区时，减去8小时就是世界时。

北京区时与地方恒星时的换算。如果在地理经度为λ的地区进行观测，观测时北京区时为T，那么此时的地方恒星时S可由下式确定：

S=S₀+（T-8）（1+1/365.2422）+λ

式中：S₀为格林尼治0时的地方恒星时，可查天文年历得到。

前已述及，知道了地方恒星时S，就可由S=α+t知天体的时角t，进而对天体进行观测。

三、天体的出没时刻

天体的出没时间是变化的，不掌握它的规律和特点也不能顺利进行天文观测。由于地球绕日公转一周需365日，所以太阳在天球上沿着黄道每天大约东移1°即每天提前4分钟降落地平，因此同是一颗星，第二天就比前一天早升起4分钟。

对于任何观测地区（地理纬度φ，地理经度λ），天体出、没地平进天体的天顶距均为90°（即z=90°）。通常，查星表可知天体在一定历元（起算年代，如2000.0年）的天球赤道坐标α和δ，由坐标换算公式

cosz=sinφsinδ+cosφcosδcost

且天体出、没地平时z=90°，可得

cost=-tanφtanδ

由此式给出两个解：t的正值与t的负值，前者为天体没地平的时角，后者为天体出地平的时角。

由恒星时S和时角t的关系式S=α+t可由α、t求出S，再由上述恒星时和北京时T的关系，可以推算出北京时间或世界时间，如此可以求出天体出、没地平的北京时和世界时。

天体出没的方位角A也可由坐标变换公式得到：

此式给出两个解：A<180°时对应于出地平的方位；A>180°时对应于没地平的方位。

对于太阳和月球，以上边缘出、没于地平算作它们的出没。由于地球大气折射的影响及太阳和月球的视圆面比较大，计算它们的出没时刻和方位角，注意用天顶距z=90°51′代入坐标换算公式。