天文学基础 时间
恒星时与格林尼治时间
恒星时与格林尼治时间注1:地球不断的自转着，天球子午圈时刻不断的变化着，我们必须找到适当的方法来标定子午圈在各时刻的位置。
恒星时是天文学和大地测量学标定的天球子午圈位置的值，由于借用了时间的计量单位，所以常被误解为是一种时间单位。
恒星时是根据地球自转来计算的，它的基础是恒星日。
由于地球环绕太阳的公转运动，恒星日比平太阳日(也就是日常生活中所使用的日)短约1/365(相应约四分钟或一度)。
本地恒星时的定义是一个地方的子午圈与天球的春分点之间的时角，各地方的经度不同，所以子午圈不同，因此地球上每个地方的恒星时都与它的经度有关。
恒星时的参考点是春分点，所以春分点的变化也将对恒星时产生影响。
由于地球的章动春分点在天球上并不固定，而是以18.6年的周期围绕着平均春分点摆动。
因此恒星时又分真恒星时和平恒星时。
真恒星时是通过直接测量子午线与实际的春分点之间的时角获得的，平恒星时则忽略了地球的章动。
真恒星时与平恒星时之间的差异最大可达约0.4秒。
一个地方的当地恒星时与格林尼治天文台的恒星时之间的差就是这个地方的经度。
因此通过观测恒星时可以确定当地的经度(假如格林尼治天文台的恒星时已知的话)或者可以确定时间(假如当地的经度已知的话)。
通过确定恒星时可以简化天文学的计算，比如通过恒星时和当地的纬度可以很方便地计算出哪些星正好在地平线以上。
注2:一个时刻，通常由日期部分及时间部分组成。
本文所述的时间指世界时UT，世界时(0hUT)表示世界时0点,(3hUT)表示世界时3点。
如果没有特另申明，均指格林尼治子午圈时间。
正文:一个给定的世界时日期的(0hUT)，格林尼治子午圈的恒星时可按如下计算。
先计算当天(0hUT)对应的JD，它是以.5结束的数字。
那么就有:T=(JD-2451545.0)/36525…(11.1)那么(0hUT)的格林尼治平恒星时使用以下表达式计算，该式采用IAU1982的表达式:θo=6h41m50s.54841+8640184s.812866*T+0s.093104*T^2-0s.0000062*T^3…(11.2)上式表达为度单位，则公式改写为:θo=100.46061837+36000.770053608*T+0.000387933*T^2-T^3/38710000…(11.3)重要的是，公式(11.2)及(11.3)仅在T对应(0hUT)时有效。
天文学基本知识
2021/3/9
32
剑20鱼21/33/90是大麦哲伦云内的亮星云
边界处有小麦哲伦云，
是离我们最近的河外星
系之一。
33
• 星座不是有机整体 • 星座只是某一方向范围内所有天体
的集合(亮星） 银河系中的恒星、星云 河外星系、类星体……
• 在同一个星座内的天体的距离 极其悬殊.
2021/3/9
34
2021/3/9
第三章 宇观世界-星空和星座
2021/3/9
1
3.1 天文学基本知识
一：天球坐标系
借鉴地球的地理坐标
• 基本点 ：北极、 南极 • 基本圈 ：赤道、 纬圈，经圈、本初经圈
纬度、 经度
2021/3/9
2
2021/3/9
3
纬度：从赤道面起算 到北极0～90o 到南极0～－90o
经度：从本初经圈起算 （通过格林尼治天文台） 向东方向，东经0～180o 向西方向，西经0～180o
2021/3/9
16
国际日期变更线------当你由西向东跨越国际日期变更线时，
必须在你的计时系统中减去一天；反之，由东向西跨越国
际日期变更线，就必须加上一天。
2021/3/9
17
(2)国际原子时、世界协调时、授 时系统
• 原子时是一种以原子谐振周期为标准，并 对它进行连续计数的时标。同世界时相比 ，原子时要均匀得多。在1967年第十三届 国际计量大会上把秒定义为：以铯原子（ 133Cs）超精细能级跃迁辐射的 9192631770个周期所持续的时间为一秒； 时标的始点定在1958年1月1日的零时零分 零秒。
用的最多的还是“年”。但，在研究宇宙学问题
时也会使用“宇宙秒”。一个“宇宙秒”等于160
天文历法
格林尼治的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，1884年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。
※1884年10月1日至13日在华盛顿举行，参加会议的有25个国家的41名代表。
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。
格林尼治时间
格林尼治时间格林尼治时间（Greenwich Mean Time，GMT）是国际标准时间的基准，由英国伦敦的格林尼治皇家天文台所确定。
它作为世界时间的参照，被广泛应用于航空、航海、天文学和其他领域。
格林尼治时间的概念和制定标准的历史，以及其在现代科技和全球化中的重要性，都值得进一步了解。
格林尼治时间的起源可以追溯到19世纪初，在当时全球各地用不同的时间标准，因此导致交流和协调困难。
为此，国际社会提出了一种需要一个统一的时间标准来解决这一问题的设想。
1851年，英国的皇家天文学家John Pond提议以伦敦格林尼治皇家天文台的时间为基准。
在后来的几十年里，格林尼治时间逐渐被接受并于1884年成为国际标准时间的基准。
格林尼治皇家天文台的天文钟成为全球标准时间的基准，从而确定了全球时钟的参考点。
为了确定格林尼治时间精确到秒，格林尼治皇家天文台利用天文观测和天体测量计算得出准确的时间。
然而，随着科技的发展，人们意识到地球自转速度的微小变化会对时间的精确度产生影响。
因此，自1955年起，格林尼治时间不再以地球自转为基准，而是使用原子钟作为更准确的时间测量工具。
尽管格林尼治时间是国际标准时间的基准，但实际上世界各地使用的时间多半是以格林尼治时间做出调整的标准时间。
由于地球的自转并非均匀恒定，因此世界各地使用不同的时区作为标准时间，根据地理位置的不同来进行调整。
例如，在英国本土格林尼治标准时间（GMT）是使用的标准时间，而在夏季会调整为格林尼治夏令时间（BST）。
而在其他国家和地区，也会有类似的时差调整。
格林尼治时间在航空和航海中扮演着重要的角色。
飞机和船只通常使用格林尼治时间作为参考时间，以确保对于全球航行和飞行的精确协调。
此外，格林尼治时间在天文学研究中也发挥着重要作用。
通过观测天体事件和星体位置，科学家可以更准确地确定星历和日历等相关信息。
随着全球化和科技的快速发展，人们越来越依赖格林尼治时间来进行全球交流和协作。
天文学中的时间与空间
天文学中的时间与空间天文学是研究宇宙、天体、宇宙现象等方面的科学。
它是一门古老而又现代化的科学，追溯到古代人类开始对星野的观察，到如今人类能够通过高科技手段观测到更广阔的宇宙。
然而，天文学中最基础也最重要的概念却是时间和空间。
本文将从这两个方面入手，探讨天文学中有关时间和空间的基础知识。
时间在天文学中，时间是最基本的参数之一，因为天文学研究的对象一般是距离人类地球很远的天体，它们的运动需要时间来描述和预测。
所以，天文学家需要更准确的时间标准，而我们普通人熟知的24小时的日来自于地球自转，这样的时间标准对于地球上的生活而言可能已经足够了，而天文学家需要更加精确准确的时间来源。
在天文学中，精确的时间标准来自于原子钟。
准确的原子钟是由一个非常稳定的原子振荡器，例如氢、铯或铷原子，在精细的信号处理和计算机程序的帮助下，使振荡器的时间性能稳定到纳秒级别，这样的时间标准已经被广泛应用于天文、导航和通信等各个领域，特别是在空间技术方面。
在天文学中，还有一个重要的概念是星历。
星历是描述太阳系中行星、卫星和彗星等天体的位置与轨道的数学描述。
因为天体的运动涉及到时间和空间两个因素，不同的星历可以根据现有的观测数据进行计算。
虽然星历同样涉及到时间的因素，但我们不能将它与时间标准混淆，星历的计算方法虽然与原子钟等相似，但它并不依赖于原子振荡器的精度。
空间在天文学中，空间的概念十分重要，因为天文学主要研究的对象都在宇宙空间中。
在天文学中，一个天体的位置和运动状态需要通过位置矢量来表示。
位置矢量是描述天体位置的数学描述，其包括天体的三维空间坐标和速度，也就是天体在X、Y、Z三个坐标轴上的位置，以及在这三个方向上的速度。
在天文学中，天体位置的确定使用的是赤道坐标系。
赤道坐标系是一种基于天球表面的坐标系，天球表面是经过地球北、南极和太阳的昼夜平分线的想象球面。
赤道坐标系是以天球表面上的东西方向为基准，以地球的赤道为坐标中心。
在赤道坐标系中，可以用赤经和赤纬来确定天体在天球表面上的位置，赤经用于表示天体在东西方向上的位置，赤纬用于表示天体在南北方向上的位置。
天文学中1年的准确时间
天文学中1年的准确时间全文共四篇示例，供读者参考第一篇示例：天文学中的1年，是指地球绕太阳一周的时间，也就是一年。
在天文学中，1年的准确时间是有着严格定义的，主要包括两种不同的概念：太阳年和恒星年。
太阳年，也称为回归年，是指地球绕太阳一周的时间，它是我们日常生活中所使用的年份。
地球绕太阳公转并不是一个完整的整数倍的天数，而是约365.2422天，所以为了弥补这个差距，每隔4年就会设置一个闰年，即2月多一天的闰年。
每4年增加一个闰年也并不能完全弥补误差，因此每100年中会去掉3个闰年，而每400年会再增加一个。
另一种1年的概念是恒星年，也称为周年岁差，是指地球绕恒星（通常是北斗七星中的一颗恒星）一周的时间。
由于地球的自转轴有着进动的运动，使得在一个恒星年中，地球的位置相对于春分点的位置并不是每次都相同，而是会有一个微小的变化。
这个变化称为岁差，大约为每恒星年约不到1°左右。
而这种岁差的周期大概为25800年左右，也就是说在25800年的时间内，地球的位置相对于恒星会有一个完整的周期。
在天文学中，1年的长度并不是一个确定的数字，因为地球的运动是复杂的，而且存在很多微小的变化。
天文学家需要借助精确的观测数据和复杂的数学模型来计算出1年的准确时间。
目前最为准确的1年的长度为365.24218967日，这个数据是根据对地球运动的精确观测和计算所得出的，准确性可以达到千万分之一级别。
1年的准确时间对于天文学研究非常重要，因为我们需要通过准确的年份计算来预测和观测天体的位置和运动。
比如通过太阳年我们可以确定季节的变化和气候的变化，而通过恒星年我们可以了解地球自转轴的岁差运动。
这些数据对于我们的日常生活和科学研究都有着重要的意义。
天文学中的1年是一个复杂而精确的概念，它不仅涉及到地球的运动，还涉及到太阳和其他恒星的位置和运动。
通过精确的观测和计算，天文学家们可以准确地确定1年的长度，并借此来推断和预测各种天体的位置和运动。
关于年月日的天文知识
关于年月日的天文知识关于年月日的天文知识在天文学中，年、月、日都与地球的运动有关。
下面将详细介绍一些与天文学相关的年月日知识。
一、年1. 公历年与农历年公历是指以太阳年为周期，以365天5小时48分46秒为一年的历法。
而农历则是以月亮运行为周期，每个月圆之间相隔29.5天左右，共分为12个月，每个月有30或29天不等。
因此公历和农历每年的开始时间不同。
2. 闰年与平年公历中每4年为一个闰年，该年有366天而非平常的365天。
闰日通常是在2月份加上一天来实现平衡。
而在100整数倍的情况下，只有能被400整除的才是闰年。
3. 儒略日儒略日是指从公元前4713年1月1日12时起至今所经过的时间（单位：日）。
它可以用来计算两个日期之间相差多少天。
二、月1. 朔望月与阳历月朔望月是指从一次新月到下一次新月所经过的时间，约为29.53天。
而阳历月则是指从一个太阳黄经开始到下一个太阳黄经开始的时间，约为30或31天不等。
2. 满月与新月满月是指月亮处于地球与太阳之间，其表面被阳光照亮的状态。
而新月则是指月亮处于地球背面，其表面未被阳光照亮的状态。
三、日1. 日食与月食日食是指当月亮挡住太阳时，地球上某些地区看到的现象。
而月食则是指当地球挡住太阳光线时，月亮被地球投影出来的现象。
2. 日常时间与世界时日常时间是指各个国家自行制定的时间标准。
而世界时则是以格林威治天文台为基准制定的时间标准，它与日常时间相差不到1秒钟。
以上就是关于年、月、日在天文学中的一些知识点。
我们可以通过这些知识更好地理解和欣赏自然界中的美妙景象。
格林尼治标准时间
格林尼治标准时间格林尼治标准时间（Greenwich Mean Time，GMT）是世界上最早采用的标准时间，也是世界时间的基准。
它以英国伦敦郊区的格林尼治皇家天文台为基准，用来确定世界各地的时间。
格林尼治标准时间被广泛应用于航空、航海、天文学、气象学等领域，也是国际标准时间的基准。
本文将介绍格林尼治标准时间的历史、定义以及在全球范围内的应用。
格林尼治标准时间的历史可以追溯到19世纪。
当时，由于铁路和电报的发展，人们对于统一的时间标准的需求日益迫切。
1884年，国际上首次举行了国际经度会议，确定以格林尼治皇家天文台的本初子午线为基准，将格林尼治时间定为世界的标准时间。
从此，格林尼治标准时间成为了全世界的时间基准。
格林尼治标准时间的定义是以地球自转为基础。
具体来说，当太阳到达格林尼治子午线的时候，标准时间为中午12点。
这一定义确保了格林尼治标准时间与太阳时间的一致性，使得时间的测量更加准确和统一。
在全球范围内，格林尼治标准时间被广泛应用于航空、航海等领域。
航空业需要严格遵守时间表，而航海领域的导航也需要准确的时间标准。
此外，天文学家和气象学家也需要格林尼治标准时间来进行观测和预测。
由于格林尼治标准时间的统一性和准确性，它成为了国际标准时间的基准，被广泛应用于全球各个领域。
总的来说，格林尼治标准时间作为世界时间的基准，具有重要的意义。
它的历史悠久，定义准确，应用广泛，为世界各地的时间测量和统一提供了重要的基础。
在未来，随着科技的发展和全球化的进程，格林尼治标准时间将继续发挥重要作用，为人类社会的发展和进步做出贡献。
通过本文的介绍，相信读者对格林尼治标准时间有了更加深入的了解。
格林尼治标准时间的历史、定义和应用，展现了它作为世界时间基准的重要性和广泛性。
在日常生活中，我们也可以更加重视时间的准确性和统一性，从而更好地适应全球化的发展趋势。
格林尼治标准时间的重要性不言而喻，它将继续在人类社会的发展中扮演重要角色。
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A
1
A
A
2
A
地球公转运动方向
地球自转 运动方向
春分点方向
以地球自转为基础的时间计量系统—平太阳时
K
P
C B A
c ab
原因2:黄道与天赤道有交角，投影不均匀
10:47:45
以地球自转为基础的时间计量系统—平太阳时 平太阳：
1）周年视运动轨迹是天赤道而不是黄道； 2）天赤道上运行的速度均匀； 3) 运动周期等于一个回归年。
10:47:46
1．以下哪项内容一般不被用于时间计量， 。
A.地球自转运动； B.地球公转运动； C.行星自行运动； D.原子内电子跃迁；
10:47:46
10:47:46
2. 若认为春分点在天球上是不动的点，则在一个 恒星日内，地球自转角度应为 。
A.大于360度； B.正好360度； C.小于360度； D.以上都不对；
西天可见
黄昏 朔
上弦月
望
月出线
下弦月朔Βιβλιοθήκη 10:47:45上一讲回顾 －内行星可观测时间
可观测区
清晨
星没线
晨星
黄昏 上合
10:47:45
昏星
东大距
星出线
下合
西大距 上合
上一讲回顾 －外行星可观测时间
可观测区
清晨
东天可见
星没线
星出线
黄昏
合
西方照
冲
10:47:45
西天可见
东方照
合
运动
空间 √ 时间 ？
10:47:45
精度
Z
t
Q
t
S
春分点
以地球自转为基础的时间计量系统—恒星时
性质一：若假设春分点在天球上
的位置保持不变，则恒星日是地球 的真实自转周期。 （360度）
性质二：恒星时等于春分点的时
角。
性质三：由任一恒星的位置可推
算恒星时。
性质四：任一瞬时的恒星时等于
该瞬时上中天的恒星的赤经。
10:47:45
0.0027379
1恒星日（1 1 ）平太阳日 (1 )平太阳日
366.2422
0.0027304
10:47:46
以地球自转为基础的时间计量系统 —平时与恒星时的转换
平太阳由于有周年视运动，因而其赤经每天 发生变化，变化幅度，每平太阳日
24h 24h 3m56s.5536
365.2422
课题练习
A,B两地经度差15度 （–15），某时 刻平太阳在B地上中 天，问多长时间后平 太阳在A地上中天， 在此期间，地球旋转 了多少度？
10:47:45
时间及其计量
时间和空间一样，都是物质存在的 形式，时间也象空间一样，没有物质， 也就失去它的意义。
恩格斯
10:47:45
太阳和月球可能是帮助人类最先感受到时间存在 的天体。
时间含义的两重性 — 时刻与时段
时间及其计量
时间测量参照的运动应具备的特点
周期性 稳定性 可测性 时间计量的主要工作
真太阳日：（时、分、秒）
真太阳中心连续两次上中天的时间间隔
特点：
长短不一
运动 单位 历元
10:47:45
以地球自转为基础的时间计量系统—平太阳时 真太阳日长短不一
原因1:太阳周年视运动速度不均匀
10:47:45
以地球自转为基础的时间计量系统—平太阳时 原因1:太阳周年视运动速度不均匀
10:47:45
上一讲回顾 －地内行星的视运动
S3′
N2′
E9
S4′ N3′ N6′ S5′,N5′
N7′ S6′
S2′ E8
N7 N2
N8 N3
10:47:45
N4′ N8′
S1′,N1′ E7
上合
昏星
东大距
N1N6 E6 N5 E5
下合 西大距 上合
晨星
N E4 9
回合周期：
N4
S9′,N9′
111 STE
E3 E1 E2
恒星上升每天提早4分钟
10:47:46
以地球自转为基础的时间计量系统 —平时与恒星时的转换
360 360 360 M SY
平 太 阳
天 球
A
1 1 1 S MY
周 年
周 日
地
视 运 动
视 运 动
球 天 赤 道
M 1day S 23h56m04s Y 365.2422day
10:47:46
上一讲回顾 －天体视运动的比较
周日视运动
相对恒星背景的运动
运动本质 地球自转
地球公转与天体公转的合成
天体 所有天体 现象 出没，中天 ，… 运动方向 自东向西 运动景象 基本相同
太阳系内天体：太阳，月球，行星 等
四季，昼夜，月相，日食，月食， 合，冲，凌日，…
一般自西向东(公转运动方向)，行星 存在逆行
以地球自转为基础的时间计量系统—恒星时
性质一：若假设春分点在天
球上的位置保持不变，则恒
P
星日是地球的真实自转周期。
（360度）
N
本质
Z
t
Q
S
春分点
10:47:45
时间 角度
时角
以地球自转为基础的时间计量系统—恒星时
性质一：若假设春分点在天
P
球上的位置保持不变，则恒
星日是地球的真实自转周期。
（360度）
20世纪70年代以前，全世界共同使用的标准时间计量系统就是平太 阳时。由国际计量大会决议各成员国以法律形式颁行的平太阳时的1秒 为法定时间计算单位。
但平太阳是假想的，无法直接观测。天文台用天文学方法测定的 仍然是恒星时，然后通过理论换算为平太阳时。这一过程称为测时。
10:47:45
以地球自转为基础的时间计量系统—平太阳时
10:47:45
第四讲 时间与历法
10:47:45
上篇：时间 下篇：历法
逝者如斯夫，不舍昼夜 —— 孔子
盛年不重来，一日难再晨。及时当勉励，岁月不待人。 ——陶渊明
天可补，海可填，南山可移。日月既往，不可复追。 ——曾国藩
10:47:45
时间及其计量 以地球自转为基础的时间计量系统 地方时、区时与日界线 时间服务
10:47:46
时间及其计量 以地球自转为基础的时间计量系统 地方时、区时与日界线 时间服务
10:47:46
地方时、区时与日界线
地方时：
不同地点有不同的时间起算点，形成各自不同的时间 计量系统，即地方时系统。地方时可以用基准星（春分点， 平太阳）的时角表示。
地球上任两点某一瞬时地方时之差就可以用基准星的 时角差表示。
∠APB=经度差
地方时、区时与日界线
课题练习
A,B两地经度差15度 （–15），某时 刻春分点在B地上中 天，问多长时间后春 分点在A地上中天， 在此期间，地球旋转 了多少度？
10:47:46
B
15
A
地方时、区时与日界线 课题练习
B
15
A
10:47:46
答案：1恒星时，15度
B
A
地方时、区时与日界线
S8′ 留！
上一讲回顾 －地外行星的视运动
N4N′ 3′ S2′
N2′ N3 N2
S1′,N1′ N1
N4
S5′
E4
E3
S3′ 10:47:45
E5 E1 E2
N5 S4′
合 西方照 冲 东方照 合
晨星
由晨 到昏
昏星
回合周期：
1 11 S ET
上一讲回顾 －月相可观测时间
清晨
月落线
子夜
可观测区
东天可见
Z
t
Q
t
S
春分点
10:47:45
时间 角度
时角
以地球自转为基础的时间计量系统—恒星时
性质一：若假设春分点在天球上的
位置保持不变，则恒星日是地球的
真实自转周期。 （360度）
本质
P
性质二：恒星时等于春分点的时角。
定义
N
性质三：由任一恒星的位置可推算
恒星时
测量
性质四：任一瞬时的恒星时等于该
瞬时上中天的恒星的赤经
随天体而异
观测 直接观测
长期观测并比较
关系 由于相对恒星背景的运动，使得天体每日周日视运动不同
上一讲回顾 －天体视运动
天体周日视运动 太阳视运动 月球视运动 日食与月食 行星视运动
10:47:45
上一讲回顾 －日月食产生的条件
黄经条件（朔望条件） 黄纬条件（交点条件）
K
P
10:47:45
日食：日月相合于黄白交点附近。 月食：日月相冲于黄白交点附近。
以地球自转为基础的时间计量系统 —平时与恒星时的转换
已知一个平时时段dT，求对应的恒星时时段ds
ds dT (1 )
已知一个恒星时时段ds ，求对应的平时时段dT
dT ds(1 )
10:47:46
以地球自转为基础的时间计量系统 —平时与恒星时的转换
平子夜恒星时：平太阳下中天这个特殊时刻的恒星时
春分点
时间 角度
tr t
时角
以地球自转为基础的时间计量系统—恒星时
按照上述性质，如果有一台按恒星时走动的钟表，再用一 架望远镜瞄准子午圈，观测每一颗上中天的恒星，就可以 用它们的赤经来校正钟表的指示的时刻，这就是天文测时 的基本原理。当然，测出来的时间是恒星时。
10:47:45
时间 角度
时角
以地球自转为基础的时间计量系统—平太阳时
有四次取极值（极大和极小）， 日期为： 2月12日左右(-14.4m) 5月15日左右(+3.8 m) 7月26日左右(-6.3 m) 11月3日左右(+16.4m)