天文年历的使用方法二.docx
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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：
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；
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；
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：
http:
//maia.usno.navy.mil
（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21h30m，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（21h30m-8h00m）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116o30’北纬40o00’。
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rightascension”，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3m56s。
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±23o26’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+23o26’，冬至点为-23o26’。
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52m45s，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）。
天体在天顶时，蒙气差为0，在地平附近时蒙气差最大，达34’～35’。
因此，太阳边缘与地平线相切时，太阳中心的天项距为为90º00‘+16’十34’＝90º50’（图5）。
天文年历中天体坐标（赤经α，赤纬δ）是对地心而言的，在地观测太阳要加地平视差订正。
太阳的视差为8”.8≈0’.15，计算精度取至1’，则视差可以忽略。
那么，太阳中心的地心真天顶距为90º50’。
年历的出没时刻是对格林尼治子午圈而言的，也可以说是对所在地子午圈而言的地方时。
在应用时，应化为标准时（北京时间）。
要求任一天的日出日没时刻，可按比例法（简单内插法）推算之。
例如，求北京地区（φ＝41ºN，λ=7h45m20s）1998年2月4日的日出日没时刻。
日出日没
1.307h11m17h16m
2.4？
？
2.97011728
计算：
10天：
10m＝5天：
xx＝5m
10天：
12m＝5天：
yy＝6m
化为标准时的订正（8h-7h45m20s）≈15m，于是有：
日出日没
2.47h06m17h22m
经度订正1515
北京时间7h12m17h37m
不在表列的纬度地区，应用“复插法”。
先求出该纬度的出没时刻，再按日期内插，最后加经度订正，得出结果。
月亮的出没时刻的计算较为复杂些。
因为月亮的地平视差平均为57’，不可忽略，故在月轮边缘与地平线相切时，中心的天顶距（设为Z）为：
Z=90º+34’+月视半径–月地平视差＝89º53’
实际上Z变化于89º49’至89º55’之间，天文年历中的时刻就是依据此标准来计算的。
但是月亮每天向东运行约13º，所以它每天的升、没时刻推迟约50分钟。
在一个朔望月中一定有一天没有月出（在下弦附近），有一天没有月没（在上弦附近）。
我国地处东经度，月出月没比格林尼治要早一些，因此要用当天与前一天的值，按纬度来内插，所得的值，再加经度订正，化为标准时。
例如求北京地区（φ＝40ºN，λ＝7h45m20s）3月5日的月出月没时刻。
从年历《月出月没时刻表》按纬度40º栏查出。
月出月没
3.39h40m23h40m
3.41023--（3月5日上弦）
3.511090044
计算月出用3月5日与4日的，计算月没用3月5日与3日的有：
=11h09m–0.323X46m=10h54m
0h44m–0.323X64m=0h23m
经度订正为（8h-7h45m20s）=14m40s≈15m，
因此：
月出时刻10h54m+15m=11h09m
月没时刻0h23m+15m=0h38m
不在表列的月出月没时刻，应用“复插法”计算。
再谈晨昏蒙影大家都知道，在日出前天就蒙蒙亮了，在日落后天慢慢地昏暗了，这种现象就称为晨昏蒙影。
它是由于地球大气散射太阳光而形成的。
在日出前的叫晨光．在日落后的叫昏影。
晨光昏影的开始与结束时刻随应用而不同。
在天文学上取太阳中心在地平下18º时作为标准（真天顶距为108º）。
在此时刻，若为黄昏后．天空已完全黑暗．肉眼可见的最暗里（6等）出现了。
夜间天文观测可以开始了，若为黎明前，天已大亮，6等星开始见不到了，夜间天文观测结束了。
在航海上．取太阳中心在地平线下12º作为标淮。
在此时刻海平线可以见到（黎明时）或看不清（黄昏后）。
在民用上，取太阳中心在地平下6º（真天顶距为96º）为标准。
此时需要人工照明（开路灯）或停止人工照明（关路灯）。
在天文普及年历上刊登民用晨光始与民用昏影终的时刻，以供电业局及军事部门使用。
计算各地的晨昏蒙影的时刻，与求日出日没时刻的方法一样．不再赘述。
4．月掩星与日月食
月球是最近地球的天体。
在它围绕我们地球旋转中，常常会遮住它背后的星星，这就是月掩现象。
观测月掩星的时刻与方位，可以测定地理经度，测定月球半径、距离及推算月球运动的根数。
作为天文爱好者，能测定掩星的时刻，也是很有意义的。
观测结果可汇总于紫金山天文台行星研究室。
对于月掩星，首先要了解月轮上的两个基本点．一为北（p），它是从月轮中心引向天北极（附近有北极里）的弧线与月边缘的交点。
另一点为上点（Z）（亦称最高点），它是从中心引向观测地天顶的弧线与月边缘的交点：
在同一时刻，不同地点所见的月轮的北点与上点是不一样的。
比如当月亮在武汉上中天时，见月亮在正南方上；而在乌鲁木齐的人则见到月亮在东南方．在上海的人则见月亮在西南方；因而他们所见的月轮北点与上点都不一样。
对于同一地点，在不同时刻，月轮的北点与上点也随时在变化着。
月掩星是比较多的，天文普及年历只列出少数亮星的掩与现的时刻及其方位，方位角都是从基本点向东计量的。
试以1998年1月9日月掩毕宿五为例：
首先从“月亮位置表”中查出1月9日至10日月亮的赤经从4h增至5h左右，赤纬从+16º增到17º多，这表明月轮在天空中是从西南移向东北的。
以北京地区为例：
时刻
p
v
掩始
19h53m
66o
104o
复现
21h14m
266o
277o
作图于图6。
在掩星时，可以估计出当时的地方恒星时约为1h，即子午圈上的赤经约为1h，而月的赤经为4h左右，可知月轮在北京的东南方向上、掩时的月龄为10.8（农历十一日），故有图中间的画法。
各地可据年历提供的数据，作出类似的图，以便于观测。
日月食的现测，尤其是日全食的观测，具有重大的科学价值。
在天文年历中给出的数据足够一般观测使用，如果专业观测，要求精度高，需据“日食图”再精密计算。
在“中国地方见食情况”表中列出初亏、复圆的有关数据，其中P表示北点起算的方位角，v表从上点起算的方位角，类似于月掩星的方位，只是北点与上点是对日轮而言的。
现以1998年8月22日日环食（上海地区）为例：
时刻
p
v
初亏
8h00m23s
225o
286o
复圆
9h29m11s
166o
221o
查“月亮位置表”，在8月21日月赤经约9h，赤纬约+15º，8月23日月赤经约11h，赤纬约+9º，可知月亮是从西北向东南方向走的，所以作出图7。
表列食分0.14，是指日轮被月轮遮住的百分数，以日轮直径为100来计算的。
作图时，先画出初亏与复圆的两轮相切的点，然后按月亮移动方向画出食甚时的食分大小。
如果是日全食与日环食，应当画出五种位相（初亏、食既、食甚、生光、复圆）时的图，便于观测。
月食过程的图象，一般天文年历上已画出，无需自作。
5．太阳球面坐标
这是为观测太阳黑子及其他日面现象而准备的。
地球为固体，可以在其上面划出经线与纬线，来确定任一地点的位置，而太阳是一个气体星球，很难定出固定的经纬线。
好在太阳也有自转，那么跟自转轴相垂直的大圆就是它的赤道。
有了两极点与赤道就可定出日面纬度了。
至于经度，得设法在太阳赤道上选一个基本点，由通过此点的经圈为起始经圈（本初子午圈）来决定日面经度了。
天文学上选取公元1854年1月1日格林尼治平午时，通过太阳赤道与黄道的升交点的子午圈作为本初子午圈。
日面经度由本初子午圈量起，向西计量，由0º～360º（这样定义的经度通常称为“卡林顿经度”）。
日面纬度的定义与地球的一样．都由赤道向两极计量，由0º～±90º，北半球为正，南半球为负。
由于基本点随太阳自转而变化，所以需要考虑太阳自转的情况。
太阳的自转速度在不同纬度带不同，在赤道上自转最快，周期约24.6天，随着纬度升高，自转速度减慢，极区的速度约34天。
这种现象通常称为转差自转。
考虑到太阳黑子活动区大多分布在太阳的中纬度地带，就取此带的太阳旋转周期作为太阳自转周期，平均为27.275天。
实际应用上，取为27.3天，那么太阳平均每天自转13o.2。
随着太阳的自转．本初子午圈每天递减13o.2。
为了统计方便，选取1853年11月9日世界时零时，基本子午圈恰好通过日面中心时作为太阳自转周第1周的开始，此后每转过360º算为一周。
到2003年初，太阳自转周已经累计到2000周。
太阳表说明中可以查到当年的太阳自转周开始时间。
太阳表2给出日轴方位角P、日面中心的纬度B0和日面中心的经度L0。
P的变化周期是一个回归年，变化范围在0º～±26º18’。
正号表示日轴的北极向东偏离，负号表示日轴北极向西偏离。
在4月7日和10月10日前后，日轴偏离方向达到了最大值：
-26º.29和+26º.29。
日面中心纬度的变化周期亦为一回归年，范围在0º～±7º15’之间。
正号代表视赤道线在日心之南面。
负号代表视赤道线在日心之北面,在每年3月7日和9月10日前后，分别达到最大值。
日面中心经度的变化周期为一个太阳自转周。
它的数值每天减少约13o.2。
L0为0º时，即自转周的开始时刻。
根据日面纬度B0的变化制作不同的坐标格片。
B0的变化约7º。
如每片取1º，则共有8片；如每片0o.5，则共有15片。
在使用中，首先要从“太阳表2”（太阳球面位置表）中查出观测日的P0、B0、L0值。
P0、B0在一天内变化很小，所以在观测时刻不是世界时0时的，不必加改正值。
而日面经度的变化较大，一天（24小时）内变化约13o.2，需要加经度订正。
如观测时刻为世界时Th，则经度订正△L表示为：
24h:
Th=13o.2:
△L,即△L=（T/24）×13o.2
为了计算方便，常常预先计算出来△L做表（小时和分数部分），应用时一查便知。
这样，观测时刻的日面中心的经度L为
L=L0-△L
选取接近B0的一块坐标网格板，使网格板的南北中线与黑子图的日轴线符合。
这样，就可以读出黑子群或日珥等目标的日面纬度值，同时可以读出目标与日面中线的距离（简称“中经度”），规定向西为正（或用W标注），向东为负（或用E标注）。
在求得中经距后，利用λ=L+中经距，就可得到所量目标的经度λ0。
6、行星的可见情况
天文普及年历中刊有五大行星的动态、以及“每月天象”。
后者在《天文爱好者》月刊中有类似的记载。
其目的都是为了帮助广大的读者，能够依据书刊资料去找到五大行星，并进行观测与研究。
行星的观测，自然是天文爱好者乐于从事的活动。
大行星的“动态”部分，初看书中叙述，似乎很复杂，实际上很容易掌握。
下面分内行星（水星和金星）与外行星（火星，木星与土星等等）来加以说明。
1．内行星动态
内行星的轨道在地球轨道以内，所以它们比较接近于太阳。
在它们绕日公转中，有四个基本的位置（点），值得注意。
粗略些，假定行星轨道为圆形（椭率很小），如图10所示。
中间的为太阳，外围的为我们地球。
假定地球在图示位置。
引日地联线与内行星轨道相交于两点。
近地的一点叫“下合”，在太阳背后的一点叫“上合”。
而引地球与内行星轨道的最大切线所交的点，称为“大距”，在图左边的叫“东大距”，在右边的叫“西大距”。
大距就是从地球上看去，内行星同太阳的最大角距。
也就是天空上内行星距离太阳最大的位置。
内行星在下合时，同太阳在一个方向上，随太阳一起升落，我们无法看见它。
而在上合时，内行星在太阳背后，我们亦无法见到。
仅有当内行星距离太阳足够远时，才可以被人们看见。
由此可知，内行星在东大距与西大距附近时，是观测的好时候。
图10
一般说，在上合后不久，行星开始于日落后出现于西方地平线上，成为“昏星”（黄昏时可见的行星），以后它离开太阳的角度愈来愈大，它的地平高度愈来愈高。
可见时间亦愈来愈长。
当走到东大距时，行星的地平高度及可见时间都达到顶峰：
过了东大距．行星好像去追赶太阳，愈来愈接近太阳，高度低了，可见时间亦逐渐短了。
在下合前后几天，见不到行星。
在昏星阶段，内行星的视路线如图11所示。
在经过不可见的时期之后，内行星转到太阳的西边（参见图10），此时它成为“晨星”（黎明时可见的行星）。
行星愈来愈升得早，升得高。
一直到西大距，达到顶峰，然后又逐渐靠近太阳，最后在近上合时隐没于日光中。
在晨星阶段，它的视路线如图11所示。
图11
水星轨道最接近太阳，大距时的角度为18o一28o；而金星稍远于太阳，大距时的角度为45º～48º；古人将黄昏时的金星称为长庚星，将黎明时的金星称为启明星，因而有“东有启明、西有长庚”的谚语。
总的说，内行星动态与可见情况如下：
上合→东大距→下合→西大距→上合
（看不见）（昏星）（看不见）（晨星）（看不见）
在作图10时，是假定地球不动的。
实际上，地球在不停地公转，内行星也不停地公转。
因此，四个基本点也在移动。
一年中的动态是依据行星运动定律计算出来的。
要想自己去求出四个基本点的时刻与位置，应当学习天体力学的基础知识。
现以1998年的水星为例，水星动态如下表：
上合
东大距（距角）
下合
西大距（距角）
1.6（23º）
2.22
3.20（
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