地球概论第四章.docx

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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。

所以，不能认为它是“北京的”时间。

●我国传统历法为何要设置二十四气？

它怎样推算大月和小月？

安排平年和闰年？

何谓干支纪法？

（1）我国的传统历法，一般称夏历或农历。

但是，这两个名称都不能确切地表示我国传统使用的阴阳历的含义和性质。

所谓“夏历”，是因为它以冬至所在历月为十一月，这一点同先秦时代的夏历相同。

但它并非先秦的夏历，更不是传说中的夏朝的历法。

所谓“农历”，显然是指我国广大农民长期根据它所附载的二十四气安排农事进程。

其实，二十四气不属阴阳历范畴，它本身是一种特殊形式的阳历。

真正的农历应该是阳历，而不是阴阳历。

二十四气则用来指导农业生产。

（2）我国的传统历法，具有阴阳历的共同特点：

它按照朔望月安排大月和小月，力求使平均历月等于朔望月；又根据回归年所相当的朔望月数安排平年和闰年，力求使平均历年等于回归年。

同时，我国的传统历法，还有它与众不同的特点：

二十四气按太阳黄经划分（从而也表示一定的太阳赤纬），自春分点起，每隔黄经15°为一气，顺序叫做春分、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（参见二十四气表）。

这些名称言简意赅，可望文生义①，它是古人参照天文季节、气候物象及农事意义而拟定的。

从气候学上看，它至少已经指出一定区域内一年中气候演变的一种表示方法。

二十四气又分为节气和中气两组。

我国传统历法以十二节气把回归年分成十二个节月。

每个节月各有一个节气和一个中气。

节气是节月的起点，中气是节月的中点。

（2.）我国传统历法对于日序和月序的编排，以及大月和小月、平年和闰年，不像一般历法那样采用长期安排的方法，而是强调逐年逐月推算，因而显得更加缜密和合理，遵循如下二条原则：

——以月相定日序：

我国传统历法逐一推算日月合朔（日月黄经相同）的日期和时刻，把每次合朔的日期定为初一；根据先后二次合朔所包含的日数多寡，确定月的大小：

如果包含30日，当月就是大月；如果只含29日，便是小月。

如某日6时5分是日月合朔的时刻，那么，这一天便是初一，次日便是初二，接着初三……。

按朔望月的平均长度29.5306日，第二次合朔将是第30日18时49分，这一日成为下月初一，本月只含29日，因此是小月。

第三次合朔落在第60日7时33分（是另一个月的初一），那么，这个月自第30日至第59日，共含30日，所以是大月。

采取这样的措施后，大、小月完全依日、月黄经的具体情形而定，历日轮转永远与月相同步循环，其平均历月严格地等于朔望月。

若朔望月长度不变，那么，在一般情况下，大小月将交替轮换。

然而，实际情形并非如此。

因为月球绕地球和地球绕太阳的轨道运动，都是不均匀的，二者之间没有简单的关系。

因此，朔望月的长度是变动的，其差值最大可达13小时。

所以，传统历法中经常出现连续二次或三次的大月和小月。

（3） ——以中气定月序：

二十四气不仅用于指导农事进程，而且还是调节月序和控制置闰的关键。

首先，我国传统历法以历月有无中气来区分正规历月和闰月。

先秦历法多把闰月放置岁末，即所谓“归余于终”；汉以后，闰月要按中气来推定。

我们知道，一个回归年有12个中气，但却包含12.3682个朔望月，经过几番历月轮转之后，必有一个历月挨不到中气。

这个没有中气的月份便是闰月①。

《汉书·律历志》载：

“朔不得中，是谓闰月”。

其次，根据历月包含的中气，决定该历月的月序。

十二中气固定配属于一年中的十二个历月，不能混乱。

如雨水所在的月份为正月，春分所在的月份为二月……余类推。

再次，重复前一历月定闰月的月序，即把闰月看成前一历月的重复。

例如，1995年的那次闰月出现在八月之后，因而叫闰八月。

（4）.我国传统历法还采用一套独特的纪时制度——干支。

按字面解释，干支即主干和分支，二者是相互依存和配合的整体。

我国古时以天为主，以地为从：

天同干相关联，叫天干；地同支相联系，叫地支。

两者合称天干地支，简称干支。

天干共十个：

甲乙丙丁戊己庚辛壬癸；地支有十二个：

子丑寅卯辰巳午未申酉戌亥。

天干和地支循环搭配：

甲子、乙丑、丙寅……癸亥（见下表），以六十为一周，周而复始，用于纪年、纪月、纪日和纪辰。

其中以用于纪年和纪日最为普遍，六十周年为一甲子（或称花甲）。

近代史上某些重大历史事件，干脆就以干支为名，如甲午战争，戊戌变法，辛丑条约，辛亥革命……。

干支纪法是我国古代历法的一项独特创造。

这一制度的优越性在于：

它使用方便。

●何谓日界线？

它为什么要按在180°经线上？

怎样在日界线上进行日期进退？

（1）日界线也叫国际日期变更线。

它的设置是为了避免日期混乱。

日期混乱问题，是在下列两种情形下产生的：

（2）——时刻换算中出现日期混乱：

时刻换算不可避免地要涉及日期问题。

已知一地的时刻，推算另一地点的时刻，向东推算和向西推算的结果，虽然得到的钟点相同，但日期却相差1日。

例如，己知北京时间（东8区）为6时，求当时的华盛顿（西5区）时间？

向东推算进11时，华盛顿时间为同日17时；向西推算退13时，华盛顿时间为昨日17时。

应该采取适当措施，向东推算总比向西推算超前1日。

引起日期的混乱。

为了避免在环球航行中发生日期混乱，必须在向东航行一周中，把日期退回1日；在向西航行一周中，把日期推进一日。

为避免在时刻换算中发生日期混乱，必须在向东推算时把日期退回1日；或者在向西推算时把日期推进1日。

日期进退的界线，就叫日界线或国际日期变更线。

如果仅仅为了解决日期混乱的问题，日界线可以安在任何一条经线上。

显而易见，180°经线是它的最佳选择。

180°经线纵贯太平洋中部，为了避免它通过岛屿，给当地居民带来日期变更的麻烦，日界线有三处偏离180°经线：

在俄罗斯西伯利亚的东端向东偏离；在美国阿留申群岛以西向西偏离；在5°S－51°30°S之间向东偏离，使斐济群岛和汤加群岛等全部属于东12区。

这是因为，西伯利亚采用俄罗斯的日期，而阿留申群岛采用美国阿拉斯加的日期；斐济和汤加历来采用新西兰的日期。

（参见《世界时区图》）

（3）日界线的设置，把时区的排列，变无限方向为有限方向，分出了最东时区和最西时区。

日界线西侧的东12区，成了全球最东的时区，它的时刻最早；日界线东侧的西12区，则成了全球最西的时区，它的时刻最迟①。

经日界线划分之后，东12区和西12区之间发生了微妙的变化：

二者既属于同一时区（它们有相同的钟点），又是相隔最远的二个时区（一个在极东，一个在极西，它们相隔24个时区，日期相差1日）。

东12区比西12区要早1日。

因此，船舶和飞机在越过日界线时，要变更日期：

自东12区向东经过日界线，日期要退回1日；反之，自西12区向西经过日界线，日期要跳过1日。

（参见《世界时区图》）

有了日界线，并在过日界线时进行日期进退，环球航行和时刻换算就可以避免日期混乱。

在上例中，华盛顿所在的西5区，只能被看作位于北京所在的东8区之西。

因此，华盛顿的时刻，只能是迟于北京时间13小时，而不是早于北京时间11小时。

但是，推算的方法可以有两种：

既可以向西推算，也可以向东推算，只要在越过日界线进行日期进退，其结果完全相同。

例如，自北京向西推算，退13时，不经过日界线，华盛顿时间为昨日17时；若向东推算，进11时，为同日17时，因向东越过日界线，退1日，华盛顿时间仍为昨日17时。

两种推算途径结果相同，避免了日期混乱。

●什么是协调世界时？

它同谁“协调”？

为何要“协调”？

如何“协调”？

世界时（universaltime，UT）是全球通用的时间。

从1925年以后，各国《天文年历》都以格林尼治子午线为准。

世界时是以地球自转为基准的。

自从石英钟问世后，地球自转的不均匀性逐渐表现出来。

这种不均匀性给许多需要高精密时间的部门带来了麻烦。

例如，《天文年历》中计算天体位置用的是均匀的时间，因为在力学定律中，作为自变量的时间是均匀的。

但是实际观测中用的却是非均匀的平太阳时。

这样一来，理论计算同观测结果就不能完全符合。

为了摆脱地球自转不均匀性对时间的影响，国际天文学联合会决定，用历书时（ephemerictime，ET）取代世界时，作为基本的时间计量系统。

历书时以地球公转为基准，以历书秒为单位。

它的优点在于，采用不变的历书秒长，天文推算和天文观测结果相一致。

但是，用天文方法测定历书时，其精度不高。

一方面，协调世界时同原子时的差值总是完整的秒数，秒以下的小数始终保持同原子时一样。

做到这一点，协调世界时的秒长，严格地等于原子秒。

另一方面，协调世界时与世界时的差值，始终保持在±0.9秒以内。

超出这个限度时，便仿照历法上的置闰，在协调世界时中插入一个跳秒，即它对原子时的差值跳过1秒。

跳秒也叫闰秒，或增加1秒（正闰秒），或减少1秒（负闰秒），以适应地球自转速度的变化。

闰秒一般被安排在当年12月31日或6月30日的最后一分钟的末尾。

由于地球自转总趋势是不断变慢，平太阳秒变长，所以，通常情形下的闰秒是正闰秒。

通过闰秒的安排，协调世界时的时刻始终接近世界时；而它同原子时的差值，则跳跃式地增大。

用这样的办法，既保持“秒长均匀”，又达到“时刻接近”。

具体调整工作由国际时间局根据观测资料确定，并提前发出通知。

国际上决定用协调世界时取代格林尼治时间，作为国际无线电通讯业务中的标准时间。

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