时间及天文历法

　　时间及其计量

　　时间是物质存在和运动的一种形式。它与长度、质量一起构成了三大基本物理量。但是同后者相比，时间具有特殊的性质。人们不可能像计量长度和质量那样，利用一个“原器”把时间标准恒定地保存起来，而只能选择某些适合的物质运动过程去进行计量。
　　长期以来，人类普遍采用天体的宏观运动周期作为计量时间的标准。这就是传统的天文时间标准。本世纪六十年代以后，天文时间标准被以物质内部原子的微观运动为基础的原子标准所取代。目前，计量时间的标准是铯原子在一定条件下跃迁辐射的振荡频率。
　　通常所说的时间计量，包含既有差别又有联系的两个内容：时间间隔和时刻。时间间隔指物质运动的两个不同状态之间所经历的时间历程。时刻则指物质的某种运动状态瞬间与时间坐标轴原点之间的时间间距。由于客观物质世界的运动过程是多种多样的，因此不可能用同一种时间单位去测量它们。

　　日、月、年、世纪的计量，属于历法范畴。现代科学技术中的时间计量不是指这些长时间间隔的时间计量，而是指日以下的时间间隔的计量；对于专门的天文台和物理实验室来说，甚至是指秒以下的时间间隔的计量。

世界时

　　世界时是以地球自转运动为标准的时间计量系统。地球自转的角度可用地方子午线相对于天球上的基本参考点的运动来度量。为了测量地球自转，人们在天球上选取了两个基本参考点：春分点和平太阳。

　　以春分点作为基本参考点，由春分点周日视运动确定的时间，称为恒星时（简称ST）。某一地点的地方恒星时，在数值上等于春分点相对于这一地方子午圈的时角。

　　以平太阳作为基本参考点，由平太阳周日视运动确定的时间，称为平太阳时（简称MT）。平太阳是美国天文学家纽康（S.Newcomb,1835 – 1909年）在十九世纪末引起的一个假想参考点。它在天赤道上作匀速运动，其速度与真太阳视运动的平均速度相一致，其赤经为：

a_⊙=18^h38^m45^s.836+8640184^s.542T+0^S.0929T²

式中T是从1900年1月0日12时起计的儒略世纪数。

　　以平子夜作为0时开始的格林尼治平太阳时，称为世界时（简称UT）。

　　世界时是由恒星时推导出来的，其转换公式为：

　　UT0=ST-a_⊙-λ+12^h

λ为观测地点的经度（东经）采用值。

　　各天文台通过观测恒星得到的世界时初始值记为UT0。不同地点的观测者在同一瞬间求得的UT0是不同的。在UT0中引起由极移造成的经度变化改正Δλ，就得到全球统一的世界时UT₁。即

UT₁=UT0+Δλ

Δλ=(xsinλ-ycosλ)tgφ

x、y是瞬间地极坐标。它同λ一样，都以CIO为标准。Φ为观测地点的地理纬度。UT1是全世界民用时的基础；同时它还表示地球瞬时自转轴的自转角度，因此又是研究地球自转运动的一个基本参量。在UT1中加入地球自转速度季节性变化改正ΔT_s,可以得到一年内平滑的世界时UT₂。即

UT₂=UT₁+ΔT_S=UT0+Δλ+ΔT_S

　　从1962年起，国际上统一采用的ΔT_S表达式为：

ΔT_S=0^s.022sin2πt-0^s.012cos2πt-0^s.006sin4πt+0^s.007cos4πt

t以年为单位，从贝塞耳岁首起算。

　　Δλ和ΔT_S的数值由国际时间局（BIH）计算并通报各国。

均时差

　　真太阳时与平太阳时的时刻差称为时差。产生的时差的原因是：地球绕太阳运动的轨道为椭园，使得真太阳在天球上的视运动速度不均匀；同时，地球轨道面和地球赤道面之间存在倾角。由真太阳时求平太阳时，或由平太阳反求真太阳时，都需加时差改正。时差的定义可写作：

η=真太阳时-平太阳时

　　过去也有人把时差规定为平太阳地减真太阳时。时差η的数值与观测者在地球上的位置无关，只与观测日期有关）。

　　时差每年有四次等于零，时间在4月16日、6月15日、9月1日和12月24日前后；有四次取极值（极大和极小），日期为：

格林尼治时间

　　地球上位于不同经度的观测者，在同一瞬间测得的参考点（春分点，平太阳）的时角的不同的。因此，每个观测者都有自己的计量时间的系统。为了协调时间的计量，25个国家的41名代表于1884年10月1日至13日在美国华盛顿举行国际子午线会议，决定采用英国伦敦格林尼治天文台（旧址）埃里中星仪所在地的子午线作为时间（包括经度）计量的标准参考子午线，称为本初子午线，又称零子午线。在本初子午线上测得的时间是格林尼治地方时间。通常所说的格林尼治时间，是指由格林尼治平子夜起算的平太阳时，即世界时。

世界时区

　　世界时区的划分以本初子午线为标准。从西径7.º5到东经7.º5(经度间隔为15º)为零地区。由零时区的两个边界分别向东和向西，每隔经度15º划一个时区，东、西各划出12个时区，东十二时区与西十二时区相重合；全球共划分成24个时区。各时区都以中央经线的地方平太阳时作为本区的标准时。相邻两个时区的标准时相差一小时。时区界线原则上按照地理经线划分，但在具体实施中往往根据各国的行政区界或自然界线来确定，以方便使用。目前，全世界多数国家都采用以区时为单位的标准时，并保持与格林尼治时间相差整小时数；但是，有些国家仍然采用其首都或重要商埠的地方时为该国的标准时间。这样，这些国家的标准时间与格林尼治时间的差数就不是整小时数，而有时、分之差。

世界各地的标准时

　　按全世界统一时区系统时间称为标准时，又叫区时。表中“ –”表示超前格林尼治的时间；“+”表示滞后格林尼治的时间；※表示该地区实行夏令时间。

北京时间

　　中国幅员辽阔，从西到东横跨东五、东六、东七、东八和东九五个时区。1949年以后，中国统一采用首都北京所在的东八时区的区时作为标准时间，称为北京时间。北京时间是东经120º经线的地方平太阳时，而不是北京的地方平太阳时。北京的地理经度为东经116º21′，因而北京时间与北京地方平太阳时相差约14.5分。北京时间比格林尼治时间（世界时）早8小时，即：

北京时间=世界时+8小时

钦天监时间

　　中国古代历法，大致以都城之钦天监时间为基准来推算（当时根本没有世界区时的概念），所以当时历法所载的某时某刻朔望等，皆是以钦天监所在地之时间为准，所以钦天监时间实际上是一种特殊的地区时。

时间的天文划分

　　天文时间基础是：（1）地球自转；（2）地球绕太阳的轨道运动；（3）月球绕地球的轨道运动。天文学中由此定义了下表所列几种主要的年、月、日。

　　平太阳日是平太阳在天球上连续两次由东向西通过同一子午线圈所需要的时间。

　　真太阳日是真太阳在天球上连续两次由东向西通过同一子午线圈所需要的时间。

　　平恒星日是平春分点在天球上连续两次由东向西通过同一子午圈所需要的时间。

　　真恒星日是真春分点在天球上连续两次由东向西通过同一子午圈所需要的时间。

　　平太阳日长与平恒星日长之比为：1.002737909265+0.589T×10^-10

　　平恒星日长与平太阳日长之比为：0.997269566414-0.586T×10^-10

　　地球自转周期与平恒星日长之比为：1.0+(97097+59T)+10^-12

　　平恒星日长与地球自转周期之比为：0.999999902902-59T×10^-12

　　这里T为从1900.0起算的儒略世纪数。

　　朔望月是月相从新月变化到新月所需要的时间。恒星月是月球在天球上连续两次通过某一恒星所需要的时间。近点月是月球上连续两次经过近地点所需要的时间。交点月是月球在天球上连续两次向北通过黄道（升交点）所需要的时间。回归月是月球黄经连续两次等于春分点黄经所需要的时间。它们的长度分别为：

　　1朔望月=29.53059 平太阳日

　　1恒星月=27.32166 平太阳日

　　1近点月=27.55455 平太阳日

　　1交点月=27.21222 平太阳日

　　1回归月=27.32158 平太阳日

　　回归年是太阳在天球上连续两次通过春分点所需要的时间。恒星年是太阳在天球上连续两次通过某一恒星所需要的时间。近点年是地球连续两次经过近日点所需要的时间。交点年是太阳在天球上连续两次经过月球轨道的升交点所需要的时间。儒略年是以回归年为基础的纪年方法。各种年的长度为：

　　1回归年=365.24220 平太阳日

　　1恒星年=365.25636 平太阳日

　　1近点年=365.25964平太阳日

　　1交点年=346.62003平太阳日

　　1儒略年= 365.25平太阳日

历法　

　　推算年、月、日的时间长度和它们之间的关系，制定时间序列的法则称为历法。

　　用表格形式表示星期和每月、日期之间的对应关系，包括特殊纪念节日，尤其是那些不同年份有不同日期的节日所在日期的一览表，叫作日历。

　　定出年、月、日的长度，是制定历法的主要环节；确定年首、月首、节气以及比年更长的时间单位，也是制定历法的内容。

　　在不同时期和不同地区，采用过各种不同的历法，其中多数的历法是想把朔望月或者回归年分为编号的日数。按其侧重点不同，历法大体可以分二类：一类叫阳历，如公历、儒略历等；一类叫阴历，如伊斯兰教历、希腊历等；另一类叫阴阳历，如我国现在还有采用的农历、藏历等。 　　

公历

　　目前全世界通用的历法称为公历，它实质上是一种阳历。

　　原始的阳历是古埃及人创立的。最初取一年为365日。为了协调历法年与回归年的长度，公元前46年罗马统治者儒略·凯撒对阳历作了修改，制定儒略历。公元前8年，凯撒的侄儿奥古斯都又对儒略历作为调整。儒略历分一年为十二个月，平年365日；年份能被4整除的为闰年，共366日。这样，儒略历历年平均长度便是365.25日，同回归年长度365.2422日相差0.7078日，400年约差3日。从实施儒略历到十六世纪末期，累差约为10日。为了消除了这个差数，教皇格里高利（一译格雷果里）十三世把儒略历1582年10月4日的下一天定为10月15日，中间消去10天；同时还修改了儒略历置闰法则：能被4除尽的年份仍然为闰年，但对世纪年（如1600，1700，……），只有能被400除尽的才为闰年。这样，400年中只有97个闰年，比原来减少三个，使历年平均长度为365.2425日，更接近于回归年的长度。经过这样修改的儒略历叫格里高利历，亦称格里历。格里历先在天主教国家使用，二十世纪初为全世界普遍采用，所以又叫公历。中国于1912年开始采用公历，但当时仍用中华民国纪年。1949年中华人民共和国成立后，采用公历纪年。

阴历

　　阴历是伊斯兰教国家和地区采用的历法，又称回历。它纯粹以朔望月为历法的基本单位，奇数的月份为30日，偶数的月份为29日，十二个月为一年，共354日。十二个朔望月实际上约有354.3671日。为使月初和新年都在娥眉月出现的那一天开始，回历采用如下置闰法：每30年为一个循环周期，设11个闰日。其中第2、5、7、10、13、16、18、21、24、26、29年为闰年。闰年的12月为30日，共355日。回历的起始历元定在穆罕穆德从麦加迁到麦地拿的一天，即公元622年7月16日。

农历

　　农历是我国采用的一种传统历法，又名夏历、中历、旧历，民间也有称阴历的。它用严格的朔望周期来定月，又用设置闰月的办法使年的平均长度与回归年相近，兼有阴历月和阳历年的性质，因此在实质上是一种阴阳合历。农历把日月合朔（太阳和月亮的黄经相等）的日期作为月首，即初一。朔望月的平均长度约为29.53059日，所以有的月份是30日。称月大；有的月份是29日，称月小。月初所在的日期，按太阳和月亮的位置推算定，不机械地安排。农历以12个月为一年，共354日或355日，与回归年相差11日。为此，通过每十九年安插七个闰月的办法回以协调。闰月的安排由二十四节气来决定。

二十四节气

　　二十四节气是十二个中气和十二个节气的总称。本表列出它们在公历中的大体日期和当时太阳黄径（L）的度数。

北京古观象台

　　   北京古观象台位于北京建国门立交桥西南角，是明、清两代的天文观测中心。它是在元大都城东南角楼的旧址上建起来的，至今已有540余年的历史。中国古代的历法计时，是以北京观象台的经纬度为基础的，它的地理位置大致在北纬39°54′，东经116°23′左右，本软件中所谓的“钦天监时间”即是以此为标准的。

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