现代天文学专题讲座

单击此处编辑母版标题样式,单击此处编辑母版文本样式,第二级,第三级,第四级,第五级,*,现代天文学专题讲座,（,时间与历法,）,天文学教授,1,时间,一、时间的本质及其计量,二、世界时及其测量方法,三、现今的时间标准,原子时,四、民用时间系统,协调世界时,五、科学实验时间系统,力学时,六、卫星定位导航时间系统,GPS,时,2,一、时间的本质及其计量,1,、,时间的本质,时间、空间是物质存在的基本形式，物质运动和变化都是在时间和空间中发生的。,时间和空间不能与物质相分离，没有物质就没有时空。时,间只有在物质运动中，才显示其作为客观存在的本质。,物质运动是绝对的、永不停顿。因此，时间是无限的，即无开端、又无终止。,3,时间概念的产生源于人类生活、生产的需要和对自然现象的认识。昼夜交替,形成人们日出而作，日落而寝。,时间概念的产生源于人类对宇宙空间的认识。我国战国时期，就有,四方上下曰宇，古往今来曰宙,意思是人类生活的空间叫宇；不停流逝的时间称为宙。宇宙便是空间和时间的总和。,4,牛顿的时空观：牛顿,认为存在不依赖物质和运动的绝对时间和空间。绝对时间是均匀的、有方向性的，但没有起点和终点。如果物质消失了，时间和空间还会继续存在。数学家,莱布尼兹,则认为，没有绝对时间和空间，时间和空间不能脱离物质而独立存在。,爱因斯坦的时空观,：爱因斯坦认为时间是相对的，空间也是相对的，但时空作为一个整体是绝对的。时空是物质伸展性和广延性的表现，没有物质就没有时空，时空与物质同存和同灭。,5,2,、时间的计量,时间只有在物质运动中，才显示其作为客观存在的本质。,因此，,时间计量只能以物质某种运动为依据,。,时间计量,：包含着既有联系又有区别的两个方面，即,时间间隔,和,时刻。,时间间隔,的计量，就是计量物质运动的过程中某种状态经历了多长时间。,时刻,的计量，就是计量物质运动某种状态发生在那一瞬间。,6,作为计量,时间间隔,和,时刻,的物质运动需要满足如下三点要求：,一）、物质运动规律应当是已知的，并且运动状态是可观测的。,二）、物质运动某一过程（某一段运动）可以作为计量时间的基本单位。,三）、物质运动的某一状态可以作为计量时间的起算点。,因此，选择具备三点要求的某种物质的运动是时间计量的基础。,7,天文学，时间计量是选择观测地球的运动，包括：地球自转运动和公转运动。,以地球自转运动为依据建立的计时系统，称为,世界时（,UT,）,。,1960,年以前，世界时是时间计量的标准。,选择以地球公转运动为依据建立的计时系统为历书时。,19601967,年，,时间计量标准是,历书时,。,目前，是以原子内部电子的能级跃迁时，辐射电磁波的振荡频率（物质的微观运动）作为计量时间的依据，称为,原子时,。,原子时，从,1967,年起，作为时间计量的标准,。,8,3,、时间工作,时间工作包括：,测时、守时和授时,。,测时,：就是分布世界各地的天文台采用天文方法，高精度测量地球自转参数（,x,、,y,、,UT,），以获得高精度的世界时。,守时,：目前时间基准是原子时秒。原子时是靠全世界,240,多台原子钟来维持。由国际时间局（,BIH,）统一进行数据处理。,授时,：通过各授时单位向世界发布精确的原子时；发布根据天文精确测时结果对已经发布的世界时的时号改正值。我国由中科院国家授时中心负责（原陕西天文台，地点陕西渭南）。,9,4,、时间计量系统的应用,时间计量系统在人们日常生活、工农业生产、国民经济、科学实验和国防等部门都有广泛的应用。 天文学、导航、航天、空间大地测量等部门都离不开高精度的时间支撑。,广泛应用的,GPS,导航系统，没有高精度的时间作为支撑是实现不了的。例如：,要求,GPS,定位误差小于,1,厘米时，要求,GPS,的时钟误差必需小于,2.610,6,秒。,观测者是通过接收,GPS,发射的无线电信号，确定观测者和卫星的距离。而精确测定信号传播时间是关键，如果要求距离测量误差小于,1,厘米，则要求信号传播时间的测量误差应不超过,3 2.610,11,秒。,10,二、世界时（,UT,）及其测定,1,、世界时（,UT,）,它是,以地球自转运动为依据建立的时间计量系统。世界时的时间基本单位是“日”。,1960,年以前，世界时是时间计量标准。,地球上的观测者：只能借助和观测天体的周日视运动，来测量地球的自转。可以借助和观测的天体有：太阳或空间的假想点。,由于选择的观测对象不同，世界时的称谓也有所变化。有真太阳时、平太阳时、恒星时之分。,11,1,）、真太阳与真太阳时,选择真太阳为观测对象，观测真太阳的周日视运动（即地球自转运动），建立计时系统。,定义,真太阳,（即太阳视园面的中心）在当地连续两次上中天的时间间隔为一个“,真太阳日”,，并以真太阳上中天（真中午）的时刻作为时间的起算点。一个真太阳日分为,24,小时，一小时分为,60,分，一分钟分为,60,秒。这样所建立的时间系统为,真太阳时,。,由于，人们习惯以子夜（下中天瞬间）作为一天开始，为与生活习惯相一致，将,真太阳时定义,改为：真太阳时角,t+12,。,真太阳时,是以真太阳时角,t,来计量的。,12,真太阳时存在的问题：,A,、由于,真太阳,是在黄道上运动，而真太阳的时角,t,是在赤道上度量的。黄道与赤道之间有,2326,的夹角，因此会造成真太阳时角,t,度量上有误差。即使真太阳在黄道上运动是均匀的，真太阳的周日视运动也是不均匀的。,因此，真太阳时是不均匀的计时系统,，最长真太阳日与最短真太阳日之间相差竟达,51,秒,。,B,、由于真太阳不是点光源，太阳视圆面中心难于确定，不能实现太阳高精度观测。,天文实际测时不是观测真太阳，得到真太阳时,。,13,2 ),、平太阳与平太阳时,为了避免观测真太阳带来的问题，实际工作中引进一个假想的,平太阳,。,首先设想在黄道上有一个做等速运动的,假想点,，这个,假想点,其运行速度等于太阳周年视运动的平均速度值，以保证这个假想点在黄道上运行是均匀的。并且规定这个,假想点,和,真太阳,同时经过近地点和远地点。,再引人,第二个假想点,，它在,赤道上,运行其运行速度与黄道上,第一个假想点,运行速度相同，并且应与第一个假想点同时通过,春分点,。这个在赤道运行的第二个假想点就称为：,平太阳,。,平太阳在赤道上运动是均匀，它满足计时要求。,14,平太阳时,m,：以平太阳在当地连续两次上中天的时间间隔为一个,平太阳日,，并以平太阳在当地上中天瞬间作为平太阳日开始。一个平太阳日又分,24,平太阳时、一平太阳时又分,60,平太阳分、一平太阳分又分,60,平太太阳秒。这样建立起来的计时系统，称为,平太阳时系统,。,为了和人们习惯一天从子夜开始，平太阳时定义改为：,平太阳时等于：平太阳时角,t+12,。,平太阳虽然满足运动均匀的要求，但平太阳是一个假想点根本无法观测，给平太阳时计时系统观测带来困难。为此，引进,恒星时,系统。,15,3,）、恒星时,S,恒星时,S,：根据,春分点,周日视运动建立起来的计时系统称为恒星时,S,。,春分点,是天球赤道和黄道二交点之一的升交接点。春分点在天球上也没有明显标志，也不能直接观测。,但是，根据球面天文学基础知识可知，以小时表示的,春分点时角,t,在数值上等于任意天体,的赤经,和时角,t,之和。,当天体,中天时，,春分点时角,t,就等于该天体的赤经,，,使得恒星时在世界时测定中显得非常重要。,16,恒星时系统,：春分点连续两次过天子午圈（指子午圈同一侧）的时间间隔为一恒星日，并以春分点上中天作为一恒星日的起算点。,一恒星日分为,24,恒星小时、一恒星小时又分为,60,恒星分、一恒星分分为,60,恒星秒。这样的计时系统称为,恒星时系统,。,在一恒星日内，春分点时角,t,由,0,增加到,24,，,时角的变化和时间成正比。由此，,可以得出以小时为单位表示的春分点时角,t,，在数值上等于当地地方恒星时，也即恒星时,S,等于以小时表示的春分点,t,时角,。等于知道春分点时角,t,就知道该地地方恒星时。,17,由上面分析可知，春分点时角,t,在数值上等于该时刻的地方恒星时,S,。换句话说，知道了春分点的时角,t,就等于知道了该地的地方恒星时,S,。,根据球面天文学理论，春分点时角,t,又等于任意天体的赤径,和时角,t,之和。当该天体（恒星）上中天时（即天体时角,t,），春分点的时角,t,的数值，就等于该天体的赤径,值。,通过恒星的中天观测，由已知恒星的赤径,值得到地方恒星时,S,，再根据地方恒星时,S,与地方平太阳时,m,间的关系式，得到地方平太阳时,m,。,18,2,、世界时的测量,由上面分析可知，春分点时角在数值上等于该时刻的地方恒星时,S,。换句话说，知道了春分点的时角,t,就等于知道了该地地方恒星时。,根据球面天文学理论，春分点时角,t,又等于任意天体的赤径,和时角,t,之和。当该天体上中天时（即天体时角,t,），以小时表示的春分点时角,t,，就等于该天体的赤径,值。,通过恒星的中天观测，由已知恒星的赤径,值得到地方恒星时,S,，再根据地方恒星时,S,与地方平时,m,间的关系式，得到地方平太阳时,m,。,19,3,、地方时与世界时,真太阳时、平太阳时和恒星时都是以天体（或假想点）过天子午圈时刻作为计量时间的起算点。由于各地天子圈是不同的，同一天体过两地的天子午圈不在同一瞬间，因此这些计时系统都具有地方性。,两地地方时之间关系是什么,？,由右图可知,:,观测同一天体,，,A,和,B,两地所得天体时角差等于,两地地理经度差：,t,-t,=,-,20,由此，可以得出在同一计时系统中，同一瞬间两地的地方时之差，在数值上等于两地地理经度之差。,恒星时,S,-,S, =,t-t =,-,平太阳时,m,-,m,=,t-t =,-,根据国际上规定：格林尼治天文台的子午线为本初子午线，它所对应的经度,=0,。并规定格林尼治地方平时,m,（平太阳时）叫做,世界时,，用大写字母,M,表示。格林尼治地方恒星时也用大写字母,S,表示。由此可知，地理经度,处地方时：,恒星时,s - S =,平时,m- M =,：,东经为正，西经为负。,21,4,、恒星时与平时两个系统间的转换,1,）、,恒星时与平时的区别,A,、单位不同：平太阳日比恒星日长,4,分钟；,B,、起算点不同：恒星时和平时（即平太阳时）两个系统的时间起算点不同，即两个系统,0,时刻不会出现在同一瞬间,;,2,）、,平时与恒星时单位间转换,A,、平太阳日与恒星日不等原因,根据定义，平太阳在赤道上是以真太阳在黄道上周年视运动的平均速度运动。因此，平太阳在赤道上不仅有周日视运动，而且还有与周日视运动（自东向西）相反方向的周年视运动。,22,造成一平太阳日长于一恒星日（约等于,4,分钟）,。,一恒星日是春分点连续两次过天子午圈（同一侧）时间间隔。春分点在赤道上只有周日视运动。,平太阳沿赤道不仅有周日视运动，还有周年视运动。平太阳沿赤道连续两次过春分点的时间间隔，称为一回归年。根据天文观测，目前一回年长度为：,365.24218968,日、通常近似取为,365.2422,日。,在一回归年内，平太阳沿赤道运行,360,，每一平太阳日运行,360,/,365.2422,59.2,。,也就是说，每一平太阳日内平太阳以和周日视运动相反的方向上移动了,59.2,。,造成平太阳过天子午圈时刻的延迟，产生平太阳日比恒星日长。,23,B,、平太阳日与恒星日换算方法,参照右下图，假定在某一瞬间，春分点和平太阳同时在某地上中天。当天球旋转一周后，春分点再次上中天、平太阳因为它在随天球旋转同时，一天内还要东移,360,/365.2422,59.2,，,平太阳没有上中天。,当平太阳上中天时，春分点,已经过了中天到达图中,A,点。,这样平太阳一天比一天落后,春分点上中天。等下次春分点,24,和平太阳再同时上中天时，春分点刚好比平太阳多跑了一圈，即多了一恒星日。,平太阳两次过春分点的时间间隔是一回归年，即,365.2422,平太阳日。由此得出：一回归年内包含,366.2422,恒星日。,366.2422,平太阳日,=366.2422,恒星日。,上式就是恒星时单位与平太阳时（平时）单位之间转换关系式。,1,平太阳日,=,（,1+,）恒星日,=1/365.2422,1,恒星日,=,（,1-,）平太阳日,=1/366.2422,25,3,）、平时与恒星时时间起算点的转换,由于平太阳日和恒星日长短不等，两个系统的时间起算点也会不同，即恒星时和平时的,0,时刻不会出现在同一瞬间。只有知道两系统时间起算点之间的对应关系，才能进行两个系统的时刻转换。,由地方时与世界时的关系式可知，,恒星时,s - S =,平时,m- M =,只要格林尼治地方平时,M,和地方恒星时,S,起算点间的关系知道了，平时和恒星时两系统的起算点的关系也就知道了。,26,设,为平太阳的赤经值、,t,为平太阳的时角，世界时,M,即格林尼治地方平时。,根据定义，,M,等于平太阳时角,t +12,。,当世界时,M =0,时：可以导出平太阳的时角,t,= -12,。,格林尼治地方恒星时用,S,表示，根据地方恒星时定义，以小时为单位表示的春分点时角,t,，在数值上等于当地地方恒星时,s,；春分点时角,t,又满足任意天体同一瞬间的赤经,和时角,t,之和。,对于平太阳有关系式：,S =,+,t=,-12,27,根据纽康（,Newcomb,）的平太阳定义可以得到,。,1982,年国际天文学会（,IAU,）决议，目前平太阳的赤经,取值为：,= 18,41,m,50,s,.54841+8640184,s,.812866 T +,T=(JD-2451545.0)/36525,和世界时,0,对应的格林尼治平恒星时,S,取值为：,S= 6, 41,m,50,s.,54841+8640184,s,.812866 T,+,T=(JD-2451545.0)/36525,两个时间系统的时间基本单位（即恒星日和平太阳日）和时间起算点（即,0,时刻）,之间转换关系解决了，就可以进行平时时刻与恒星时时刻的换算。,28,4,）、平时与恒星时时刻的转换,A,、格林尼治的时刻换算,已知,M,求,S:,S=S, + M (1+,),已知,S,求,M,：,M=M+ S (1-,),B,、经度,地方的时刻换算,已知,m,求,s s =,S,+ m +( m -,),已知,s,求,m m = M+ s ( s-,),29,5,、世界时,(UT),的一系列修正,平太阳时（平时）就是世界时（,UT,）。世界时（,UT,）是通过恒星中天观测得到恒星时。然后通过恒星时与平时之间转换关系求平时即世界时（,UT,）。,由平时与恒星时之间转换关系得到的世界时，称为：世界时,UT,。,在世界时,UT,基础上，做了地极移动引起的观测站经度变化改正后的世界时，称为,UT,。,在世界时,UT,基础上，做了地球自转速率季节性变化改正后的世界时，称为,UT,。,世界时,UT,是比较均匀的计时系统,。,但地球自转速率还有长期变化和不规则变化没有修正。,30,6,、世界时的测定,1,）、经典天文方法,长期以来，世界时的测定通常采用,恒星中天观测法,和观测位于同一个等高圈上的两颗恒星即,等高观测法,。,恒星中天时,有：,S,+ u,s,观测瞬间恒星钟的钟面时、,恒星的赤经（已知的恒星历表位置）、,u,钟差 ；,观测位于同一个等高圈上的两颗恒星时,有：,sin,sin,+,cos,COS,cos,(,s,+,u-,),=,sin,sin,+,cos,COS,cos,(,s,+,u-,),；,31,经典天文方法测定世界时，恒星中天法测时采用的是光电中星仪；恒星过等高圈方法测时采用是光电等高仪 经典天文方法测时精度仅能达到,0.001,秒。,随着观测技术更新，经典天文方法测时已经被新的技术和新的方法所取代。,目前，世界时的测量通常采用,甚长基线干涉仪（,VLBI,）,和,激光测月,、,激光测卫星,等手段。,甚长基线干涉测量,观测对象,是射电源。射电源在空间位置坐标（赤经,、赤纬,）,是已知的。,观测量,是射电源信号相对于基线,b,两端的射电望远镜几何时间延迟（,时延,）。,采用多次观测方法，就可按最小二乘法求解基线,b,的向量坐标。,32,甚长基线干涉仪（,VLBI,）,33,由前页原理图可知：,B,是基线向量,AB,方向在天球上的投影位置。,34,由观测量时延,求解基线的向量坐标（,XYZ,）的表达式：,=1/,ccos,cos(,g,-,) X,-,sin (,g,-,),Y,+sin,Z,其中：射电源赤道坐标（,、,）,已知 、,g,为格林尼治恒星时,S,、,c,光速；,进一步由基线向量及其变化求出地球自转速率变化（,UT,）和极移。,目前，甚长基线干涉仪世界时的测定精度为,0.00005,秒 。,35,激光测月,（或,测卫星,）原理：,都是测量台站和月球（卫星）表面上的激光反射器之间的时间间隔,t,。然后，再根据时间,t,求出台站和月球（或卫星）之间的距离,r,。,r,是实测值，再和根据轨道参数导出的理论值,R,做比较。分析二者的误差，进而确定世界时。,目前激光测月（或测卫星）测量世界时的精度可以达到,0.0002,秒。,36,三、历书时,历书时是,1960,年,1966,年间时间计量基准。 历书时是以地球公转运动为依据建立起来的计时系统。他的时间基本单位是一回归年长度。,根据纽康（,Newcomb,）分析,250,年间太阳观测资料导出的太阳平黄经的表达式。导出的,1900,年,1,月,0,日格林尼治平午的回归年长度为,“,.9747,（平太阳时秒）。,历书时的秒长就定义成,31556925.9747,分之一为一历书时秒。,86400,历书时秒为一历书日。规定太阳几何平黄经等于,279,41,48,“,.04,瞬间，作为历书时,1900,年,1,月,0,日,12,时正。这一瞬间刚好是,1990,年,1,月,0,日世界时,12,时。,37,四、原子时,1967,年以后的时间标准,由于世界时（,UT,）和历书时（,ET,）的缺陷，人们发现原子内部电子运动比地球自转运动稳定性要好得多。实验表明，对于一种元素的原子，电子在确定的两条轨道之间跃迁辐射的电磁波其频率是一定的，而且是极其稳定。,原子时就是利用原子中电子跃迁振荡频率作为计量时间基础（运动）。,1,、原子时的时间单位：,原子时秒,一个原子时秒长,等于，位于海平面上的铯原子基态两个超精细能级间在零磁场中跃迁辐射振荡,9192631770,周所经历的时间间隔作为一秒,38,的长度，称为,国际单位秒（,SI,）,。,由国际单位秒（,SI,）这样的时间单位，确定的计时系统，称为,国际原子时（,TAI,）,。,原子时秒长的定义是,1967,年,10,月第十三届国际度量衡大会通过。,原子时秒长实际是用历书时秒长量度铯原子钟频率的结果，因此可以认为原子时秒长与历书时秒长相等,。,2,、 国际原子时系统的起算点取为：,1958,年,1,月,1,日,0,UT,。该瞬间世界时与原子时极为接近，原子时与世界时相差：,- 0.0039,秒，而且这个差值会一直延续下去。需要指出的是，由于世界时存在不均匀性，世界时的秒长不是固定不变的。,39,平时的秒长是根据平太阳日导出来。,3,、近二十年来，世界时（,UT,）每年比国际原子时（,TAI,）慢约,1,秒，这样世界时和国际原子时之间的差距将随时间的推移会越来越大。,原子时与历书时,之间差距是一个常量，即历书时（,ET,）,=TAI + 32,s,.184 ,32,s,.184,是原子时在,1958,年,1,月,1,日,0UT,时与该瞬间历书时之差。,40,五、协调世界时（,UTc,）,-,即民用时间,世界时（,UT,）是依据地球自转运动建立的计时系统，由恒星的中天观测得到了世界时,UT,；,在世界时,UT,的 基础上，做了地极移动引起的观测台站经度变化改正后得到了世界时,UT,；在世界时,UT,基础上，做了地球自转速率季节性变化改正后得到了世界时,UT,；,世界时,UT,是比较均匀的计时系统。但地球自转速率还有长期变化和不规则变化没有修正。世界时,UT,还不是真正的均匀时系统。从,1960,年以后时间的基准不再是世界时，被历书时和原子时取代。但由于世界时在天文学、大地测量学、地球物理学中有广泛的应用，目前仍然需要高精度的世界时。,41,协调世界时,（,UTC,）,它是协调原子时（,TAI,）和世界时（,UT,）两种不同的时间尺度，以满足人们千百年来养成的生活习惯而产生的计时系统，称为：,协调世界时（,UTC,）,，并从,1979,年起，成为世界各国使用的正式时间标准。,协调世界时的,时间单位,是原子时秒长（原子时秒长保持不变）。发播时按世界时发播，它与原子时（,TAI,）之差保持为整数秒；在时刻上与世界时,UT,之差的绝对值保持在,0.9,秒以内。,当,UTC,领先,UT 0.9,秒时，加一个负润秒,。,当,UTC,落后,UT 0.9,秒时，加一个正润秒。,一年跳秒两次，每年的,12,月,31,日最后,1,秒或者年中的,6,月,30,日最后,1,秒进行。,润秒由国际时间局（,BIH,）根据天文观测决定,42,附录：,时间单位,原子时秒,（,TAI,）：铯原子,133,Cs,基态能级跃迁辐射的电磁波振荡,9 192 631 770,周所经历的时间。时间的度量是采用历书时秒。,1958,年,1,月,1,日世界时,0,启用。,平太阳日,：平太阳连续两次上中天的时间间隔。,平太阳的赤经,= 18, 41m 50s.54841+8640184s.812866 T +,T=(JD-2451545.0)/36525 JD,为儒略日,回归年,= 365. 24 219 264,平太阳日（,2000.0,）,儒略年,= 365.25,日（,平太阳日以下同,）,朔望月,= 29.5 305 882,日,43,六、力学时（,坐标时,）,相对论时间,相对论认为：时间和空间是密不可分的统一体，每个坐标系都具有自己的时间系统，称为坐标时，不同的坐标系的坐标时也不同。,地心坐标系所具有的坐标时，叫做地球力学时（,TT,）；日心（太阳系质心）坐标系所具有的坐标时，称为质心力学时（,TDB,）。,1,、 地球力学时（,TT,）,TT,TAI,32.184,秒,在天文观测中，采用协调世界时,UTC,计时。,44,资料处理中的坐标转换，又需要知道,UTC,对应的地球力学时（,TT,）和世界时（,UT,1,）。因此需要知道：,UT1,=,UT,1,UTC,和,AT,= TAI,UTC,T = TT,UT1,UT1,、 ,AT,和,T,的准确值可以从国际地球自转服务（,IERS,）网站下载 （,）,。,2,、 质心力学时（,TDB,）,地球力学时（,TT,）与质心力学时（,TDB,）,转换,TDB = TT + 0.001657,s,sin,h +0.000022,s,sin,（,L-L,J,）,45,其中,h = 357.53,+ 0.98560028,（,t J 2000.0,）,L-L,J,= 246.00,+ 0.90251792,（,t - J 2000.0,）,h,为地,-,月系质心的平近点角,L,为太阳的平黄经,L,J,为木星的平黄经,当地球过近日点时,h = 0,、当,地球过远日点时,h =,90,，,这 两个时刻,TDB,TT,。,当,h = 90,和,h = 270,TDB,与,TT,之间差别最大值为：,1.7,毫米,46,47,48,七、,G P S,时间系统,1,、时间的基本单位,：,以原子时（,ATI,）的秒长作为计时的基本单位。,2,、时间起算点,：定义在,1980,年,1,月,6,日 协调世界时,（,UTC,）,0,时作为,GPS,时起算点。系统启动后不需跳,保持时间连续。随着时间的积累，,GPS,时间与,UTC,之间的差异，将通过时间服务部门定期公布。,GPS,卫星播放的卫星钟差，也是相对,GPS,时的钟差。,3,、,GPS,时与原子时（,ATI,）之间转换关系,二者在任一瞬间均有一常量误差，即,T,TAI,- T,GPS,= 19,秒,49,历法,一、历法的原则,二、现行的公历,三、我国的农历,四、儒略日和干支纪日,50,一、历法简介,1,、 历法的由来,历法的产生源于人类对自然界、天象的观察和思考,。从太阳东升西落和大地的昼夜交替，产生了太阳“,日,”的概念。从日影长短变化、大地寒来署往的季节变化产生了回归“,年,”概念。从月相盈亏变化产生了朔望“,月,”,概念。,历法,就是安排和协调年、月、日之间关系并制定行成一定的时间序列的法则。,远古时代，历法直接为农牧生产、狩猎和族群迁徙等活动服务。历法是人类社会文明进步的重要标志。世界文明古国都重视历法编制。,51,2,、 历法的基础,历法编制的基础：通过天文观测，精确测定,回归年,和,朔望月,的长度,以及与此相关的地球和月球的运动规律。,回归年，,太阳在天球上,周年视运动,的回归周期，是太阳连续两次过春分点的时间间隔。太阳周年视运动是地球绕太阳公转运动的反映。,朔望月，,月球盈亏变化周期。是月球连续两次朔（或望）的时间间隔。它是月球绕地球转动相对太阳而言的周期。要是以恒星为背景则称为恒星月。,朔望月（,S,）、恒星月（,T,）和地球的公转周期（,E,）三者关系是：,1/S=1/T - 1/E,52,3,、 历法的基本原则,从古到今，历法的编算、颁布和实施，都是社会组织和政府的重要职能。,1,）,、,历法的一年、一月必须包含日的整数倍,实际的回归年长度为：,365.24218968,日、朔望月长度为：,29.530589,日，两者都不是,日,的整数倍，而且也不能通约。,这就要考虑社会、民族习俗、宗教活动等的需要，合理安排年、月、日。,2,）、回归年和朔望月长度采用值的精确化，是历法编制和修订的前提,天文对太阳、月球观测研究，是回归年、朔望月和日精确化的保证。,53,二、太阳历、太阴历和阴阳合历,1,、太阳历（阳历）,以日为单位,，只按太阳周年视运动,回归年,的周期安排,年,、不以月球月相的朔望周期安排,月,的历法，叫做太阳历（阳历）。,由于，一回归年长度为：,365.24218968,日、一朔望月长度为：,29.530589,日，两者都不是,日,的整数倍，而且又互不通约。给历法的编算带来极大麻烦。,一种方法是通过置润规则解决年和日互不通约的问题。规定：一年长度有两种即,365,日和,366,日；月长有：,28,、,29,、,30,和,31,天四种。,54,通过设置大、小月和置润办法：大月为,31,天、小月为,30,天；选取年长,366,日为闰年，闰年,2,月为,29,天，平年,2,月为,28,天，以其达到对回归年的最佳近似。这种只按回归年周期安排年和月，不按月球朔望周期安排月的历法叫太阳历（阳历）。,阳历年与太阳周年视运动同步，月与月相无关。,世界上很多民族早期历法都是太阳历，如埃及、玛雅、波斯和罗马。史料研究表明，我们华夏民族在上古时代就采用过太阳历。,2,、太阴历,另一种方法是解决月和日通约，以达到月长和,55,月球的朔望月长度接近。现今的伊斯兰教国家和地区所采用的,回历,，就是通过严格安排大月与小月办法，以保证月长与月相同步、始终保持月首是,朔日,。,回历一平年为,354,日，设置,12,个月。奇数月为,30,天、偶数月为,29,天。回历以,30,年为一周期，并在一周期的第,2,、,5,、,7,、,10,、,13,、,16,、,18,、,21,、,24,、,26,和第,29,年的,12,月各增加一个润日，即当年,12,月为,30,天。这样,30,年一个周内共计增加了,11,个润日。以保证伊斯兰教义对于年首和月首都在朔日（新月）的要求。这种只按朔望月周期安排月、不按回归年周期安排年、月长与朔望周期同步、年与季节无关的历法，叫,太阴历,。,56,3,、阴阳合历,阴阳合历,：是即考虑按太阳周年视运动周期回归年安排年，又要考虑按月球朔望月周期安排月，兼顾两种天象的历法叫做阴阳合历。我国几千年来使用的农历（夏历），就是最完备的一种阴阳合历。,阴阳合历是要实现：以朔望月周期逼近回归年。回归年与朔望月的比值为：,365.24218968/29.530589 = 12.368266,这一比值说明，一年设置,12,个月少了，设置,13,个月又多了。参照阳历和阴历,闰日,的办法，采用适时、恰当地设置,闰月,的方法可以做到，,57,既满足回归年周期要求，又能满足朔望周期的要求。,早在春秋时期，我国历法中就采用,19,年置,7,个闰月的置润规则。到了公元,421,年颁布实行的元始历更采用了,600,年,221,润的新置润规则。以后又经过多次修正中国的农历日趋完善。,古代巴比伦、希腊、以色列和印度等使用的也是阴阳合历。,58,三、现行的公历,现行公历又称,格里历,，它是公元,1582,年由罗马教皇,格里哥利,十三世（,Gregory,）颁布实行的。它的前身是,儒略历,。儒略历是公元前,46,年古罗马统治者,儒略,.,凯撒,采纳天文学家,索西琴尼,的意见制定的。,1,、,儒略历,：一年长为,365.25,日、一年分,12,个月，单数月份为大月,31,天，双数月份为小月,30,天。,为了使儒略年长与,365.25,日相一致，采用,4,年设置三个平年和一个闰年。平年为,365,天、闰年为,366,天。平年的,2,月份为,29,天,闰年的,2,月份为,30,天。这样,4,个儒略年长的平均值就是,365.25,日。,59,由于,凯撒,生日是在,7,月份，他的名字叫,JULY,，所以,7,月的月份名字就以,凯撒,名字,JULY,命名。,公元前,44,年,凯撒,去世，,奥古斯都,继位。奥古斯都（,Augstus,）大帝的生日是,8,月，他下令把,8,月改成大月，并以,Augstus,命名。同时把,9,月、,11,月改成小月,30,天；,10,月、,12,月改成大月,31,天。,2,月闰年,29,天、平年,28,天。平均年长仍为,365.25,日。儒略历一直使用到,1582,年新历，即,格里历,诞生为止。,2,、,格里历：,公元,325,年，罗马帝国尼西亚基督教大会决定：将春分日定在每年,3,月,21,日。由于儒略历的年长为,365.25,日与回归年自然周期,60,365.24218968,平太阳日就有一个差数，累积到,128,年就要多出一天，到,1582,年已累积到长达,10,天。造成儒略历中的春分日,3,月,21,日与太阳周年视运动中实际春分日期偏离太远。再加上基督教把,复活节,定在每年春分之后第一个月圆以后的第一个星期日（,复活节,是基督教纪念耶稣死后,3,日又复活的节日）。复活节日期确定也是一个问题。,格里哥里,十三世于,1582,年下令改历：（以前实行的儒略历称为旧历，改历后的称为新历即,格里历,）把旧历,1582,年,10,月,4,日的下一天定义为新历的,10,月,15,日。一次就将,10,天的累积误差消掉了。,61,使天文学定义的春分日和历法中规定的春分日相吻合。,为了以后不再累积误差而产生大的偏离，改变闰年的规则。新规则规定：凡是公元年数能被,4,正除的年为闰年,366,天，不能被,4,整除的为平年,365,天。同时又规定，对整世纪年 如,1600,、,1700,、,1800,、,1900,只有世纪数也能被,4,整除的才是闰年。,1600,是闰年，其余,3,个不是闰年。这样,400,年中就少了三个闰年。,400,个格里历的年长与,400,个回归年的年长就非常接近了，累积达到一天的误差需要,3300,多年。格里历一直沿用到今天。,62,3,、现行的公历,1,）、,公历以太阳周年视运动自然周期,一回归年,的长度为历年的基本单位。,2,）、,一年必须包含日的整数，即一公历年为,365,日,。规定：,1,、,3,、,5,、,7,、,8,、,10,、,12,每月为,31,天。,4,、,6,、,9,、,11,为,30,天。平年,2,月为,28,天，闰年,2,月为,29,天。,3,）、,四年设置一个润年,：凡是,公元年数能被,4,整除的年份为润年,。如,2012,年即为润年，,2,月为,29,天。,63,4,）、为保持公历年与回归年接近,400,年只能设置,97,个润年。,凡是,世纪数,，不能被,4,整除的年份就不设润年。如,1900,年就不是闰年。,5,）、,400,个公历年和,400,个回归年长度比较,公历年,365(400,97)+36697 = 146097 (,天,),回归年,365.24218968400 = 146096.875872 (,天,),一公历年与一回归年只相差,:,0.0003,天。如果累积达到一天误差，则需要,3300,年。,64,四、我国农历,中国农历已有几千年的历史了，是一部阴阳合历。农历对年、月和节气的安排完全以太阳周年视运动和月相盈亏的自然周期为依据，没有人为干扰。,农历年长以回归年为基本单位。月长则以月相的朔望周期为依据。,由于月相的朔望周期平均为,29.53059,日，它既不是日的整数倍，而且朔望周期本身也不是固定值有长有短，最长与最短相差,0.5,天。,因此，决定每个月开始的那一天和月长是一个专业性极强的工作。,65,农历历法规定：,以月相,朔,所在的那一天，为每个月的初一,（即月的开始日），下次月相,朔,对应的日期为下个月的初一。,农历月长有大有小，大月为,30,天、小月为,29,天。,积,12,个朔望月会有,354,日或,355,日，与回归年一年长,365.2422,日相差有,11,天。累积,3,年就要超过一个月。,农历采用设置,闰月,的办法加以解决，农历闰年为,13,个月。,农历,置闰的规则,是根据,24,节气,来决定的。,66,24,节气：,是中国农历历法特有的，它是根据太阳在天球上周年视运动的轨迹（即天球上的黄道），将太阳在黄道上的黄经值每隔,15,的对应时刻,赋予一个名称,，一回归年共有,24,个对应时刻和名称，称为,“,24,节气”,。,从,春分,开始，每隔一个节气又称为,中气,。一共有,12,个“中气”,和,12,个“节气”,。,按顺序分别是：,春分、,清明、,谷雨、,立夏,、,小满、,芒种、,夏至、,小暑、,大暑、,立秋、,处暑、,白露、,秋分、,寒露、,霜降、,立冬、,小雪、,大雪、,冬至、,小寒、,大寒、,立春、,雨水,、惊蛰。,12,个黄色字体是“中气”,67,由于,节气,有,24,个，,月,只有,12,个，只能选出半数的节气与月对应。,农历历法选择包括两分（春分、秋分）、两至（夏至、冬至）在内的,12,个中气作为农历月的标志,。含有,12,个中气的,12,个正规月份命名为：,正月,、二月,十一、十二月。根据历史沿革，目前农历的岁首（,正月,）定为中气,雨水,所在的月份。,农历一个月内，一定要包含有一个中气。如果,出现没有中气的月份，,这个月就没有对应的月名，这个月就是,农历的闰月,。,闰月,没有自己的月名，而是借用前一个月的月名。如前一个月是二月，这个月就称为,“闰二月”,。,68,需要指出的是,：平均而言，朔望月的长度,小于,两个中气时间间隔。但在,地球过近日点附近时，,朔望月长度常常会,大于,两个中气时间间隔。这时有可能出现一个月内没有中气情况，但一定会在附近月份中出现二个中气,补充规定,：如果在一个朔望月中有二个中气，在这个月之后一个或二个月中出现那个没有中气的月份，这个没有中气的月份就,不算闰月,，仍然是正常月。历史上呈出现过，,19841985,年农历乙丑年正月就没有中气，但前一年甲子年的十一月却含有两个中气，所以就认定,农历乙丑年正月，仍然是正常月份而不是闰月。,69,70,五、儒略日,儒略日,：它是以日为单位连续计时系统。在科学计算中被广泛使用。,儒略日系统,是法国学者,史伽利日,（,15401609,年）提出来的。之所以叫儒略日，是为纪念他的父亲,儒略,.,史伽利日，由于他的父亲与颁布实施儒略历的罗马统治者,儒略,.,凯撒,同名。,儒略日系统,是以公元前,4713,年,1,月,1,日正午为起算点，向后连续计算,简记为,JD,。儒略日一直累积到现在，已经是一个很庞大的数字。,例如：,2000,年,1,月,1,日地球力学时,12,时的儒略日的记法就是：,JD2451545.0,。,71,JD2451545.0,是一个非常重要的时刻，目前使用的天文参考系对应的历元就是,2000,年,1,月,1,日地球力学时,12,时，特别记为,J2000.0,。,由于儒略日连续累积数据特别庞大，国际天文学会于,1973,年做了简化，称为简化儒略日用,MJD,表示。,MJD = JD 2400000.5,MJD,对应的起点是,1858,年,11,月,17,日世界时,0,（,即,2400000.5,是,1858,年,11,月,17,日世界时,0,时的儒略日数,）。,儒略日系统的起算点选在公元前,4713,年,1,月,1,日正午的原因是,:,史伽利日,在构建这个系统时，考虑了三种周期。,72,一个是阳历日期与星期日会合的,28,年周期 （,365.25,4,7 日）；,一个是阳历与阴历会合的,19,年周期。,即,29.53 ,（,1219+7,）,6979.75,日,= 365.25,19,出现阴历,19,年设置,7,个闰月的规则。,另一个是罗马政府登记财产,15,周期。,取三个会合周期最小公倍数,7980,年为儒略周期,。然后,上推得到公元前,4713,年,1,月,1,日为这三个周期同时开始的历元即：这一天既是公历的元旦、又是阴历或阴阳合历的正月初一和星期日,73,六、干支纪法,干支纪法,是 我国自古以来，使用的一种特殊的纪时辰、纪日、纪月和纪年的一种方法。,干支纪日,则远比儒略日计时系统要早（儒略日公元前部分是倒推的），我国从春秋时代的鲁隐公元年（公元前,722,）二月己巳日起就日复一日纪日从未间断过。只要顺着干支前推，历史事件对应的日期就可以知道，所以干支纪日也是一种长时间计时系统。,干支纪日,和,二十四节气,都是我国先民的伟大创造，是中华民族宝贵的文化遗产之一。,74,干支纪法的构成,干支,是由,10,个,天干,（,甲、乙、丙、丁、戊、己、庚、辛、壬、癸,）和,12,个,地支,（,子、丑、寅、卯、辰、己、午、未、申、酉、戊、亥,）互相配合而成。共有,60,种排列组合，成为以,60,为周期的一种循环，又称为,六十花甲子,。,75,由公历日期可以准确推导出日的干支，但公式比较复杂。可以从我国的天文历法工具书（如中国科学院紫金山天文台编制的,二百年历表,）查到。例如：公元,2015,年,5,月日对应的农历为乙未年三月十三、日的干支是丁丑。,76,七、回归年及其精确测量,历法的基础是回归年。,年,的长度实际反映了地球绕太阳公转运动周期。从地球上看，就是太阳在天球上做周年视运动。如果采用不同的参考点测量太阳周年视运动，就有不同长度的,年,。不同长度年适用不同工作需要。,设,T,为从,1900,年,1,月,0.5,日历书时（,ET,）起算的儒略世纪数,。,T,是本文使用的时间参数。,1,、回归年,：,太阳连续两次经过,平春分点,（只有岁差运动的天球参考系）的时间间隔为一个回归年。在这一期间，太阳平黄经增加了,360,，但由于岁差原因春分点西退了，太阳实际并没有运动一圈。,一回归年,=365,d,.24129878-0,d,.00000614T,d,为日数,77,2,、恒星年,：太阳在黄道上连续两次经过某一恒星（固定一点）所需要的时间间隔为一个恒星年。,一恒星年,=365,d,.,.,25636042-0,d,.000000111T,d,为日数 恒星年与回归年之间只相差，春分点因岁差引起西退值即黄经总岁差,p=50.29 /,年 所需时间。,3,、儒略年,：规定年长为,365,日，每四年中有一个闰年为,366,日，因此儒略年平均年长度为,365,d,.25,。由此可得出：一儒略世纪为,36525,日。,4,、贝塞尔年,：平太阳赤经增加,360,所需的时间间隔为一贝塞尔年。贝塞尔年首为太阳平黄经等于,18,h,40,m,瞬间为贝塞尔年首。,贝塞尔年首记,B,，年份号后面加,0,表示。如以,2000,年为例，这一年的贝塞尔年首记为：,B2000.0,。,78,一贝塞尔年,=365,d,.24129878-0,d.,00000785T,d,为日数,贝塞尔年与回归年相差很小，实际工作中，把贝塞尔年长看作与回归年一样长。,贝塞尔年在天文工作中应用广泛，因为贝塞尔年的小数，年的同一个小数准确地对应于同一个平太阳赤经值。贝塞尔年给出一个固定时间单位。,5,、儒略历元、贝塞尔历元和儒略日,儒略日用,JD,表示、儒略历元用,J,表示、贝塞尔历元用,B,表示，则有：,J 2000.0=JD2451545.0,B2000.0=JD2451544.5333981,已知观测瞬间（或任意时刻）的儒略日,JD,则有：,儒略历元,=J2000.0+,（,JD-2451545.0 / 365.25,）,贝塞尔历元,=,B2000.0+(JD-2451544.5334) / 365.24219878,79,将,回归年世纪转换为儒略世纪,，需乘上下面转换因子：,F=36525/36524.219878=1.,80,6,、回归年长度的测量,回归年长度的精确值一直是历法编算和修订的基础,。,回归年长度是通过天文观测测定。,我国古代，就有用圭表测量太阳在天球上位置。记录每天地方时正午时刻，太阳光落在圭尺上表影的长度，发现了太阳的周年视运动。,特别是测量太阳在黄道上过二分点（春分日和秋分日）和二至点（夏至日和冬至日）时刻和太阳光的圭表影长。后来，晚上通过观测星象测太阳周年视运动。回归年测量值和现代测量值非常接近。,目前、回归年精确测定问题，实际是对已有回归年长度测量值，通过观测恒星、行星等进行修正、给出改正量。而且观测技术和方法都有很大改进。,81,