时角计算
总时差_精品文档
总时差概念介绍总时差是指地球上不同地区相对于世界协调时间（UTC）的时间差异的总和。
由于地球自转和地球公转的不规则性，以及地球上的不同时区设置，不同地区的时间会有所差异。
总时差的计算是基于地球的自转和公转运动，并考虑了夏令时和经度的因素。
时区分布及对应时差地球上划分了24个时区，每个时区相对于UTC有自己的固定的时间偏移量。
以下是一些主要城市所在的时区及其对应的时间偏移：1. 北京时间（GMT+8）：北京、上海、香港等地所在的时区，与UTC相差8小时。
2. 东京时间（GMT+9）：东京、首尔等地所在的时区，与UTC相差9小时。
3. 纽约时间（GMT-4）：纽约、华盛顿、多伦多等地所在的时区，与UTC相差4小时。
4. 伦敦时间（GMT+1）：伦敦、巴黎、柏林等地所在的时区，与UTC相差1小时。
总时差的计算计算总时差需要考虑地球的自转和公转运动以及其他因素。
以下是计算总时差的一般步骤：1. 计算地方标准时（LST）：根据所在地的经度，确定该地的LST。
2. 计算太阳时角（HRA）：根据地方标准时和太阳的位置，计算太阳时角。
3. 计算地点的经度校正值（LCT）：根据地方标准时、太阳时角和地点的经度计算经度校正值。
4. 计算时区偏移：根据所在地的经度和经度校正值，确定时区偏移。
5. 计算夏令时调整值：对于使用夏令时的地区，需要考虑夏令时调整值。
6. 计算总时差：将时区偏移和夏令时调整值相加，得到总时差。
总时差的影响总时差直接影响到不同地区的日常生活、商务活动、交通和沟通等方面。
以下是几方面的影响：1. 日常生活：总时差导致了不同地区的时间差异，可能会影响到人们的生活习惯和作息时间。
例如，旅行者从一个时区飞往另一个时区，需要适应新的时间差，可能会感到时差反应（Jet lag）。
2. 商务活动：跨国企业和全球化公司需要处理来自不同地区的业务，总时差是他们计划会议、安排电话会议和协调工作时间的重要考虑因素。
3. 交通：飞行员和航空公司需要根据目的地的时差来计划飞行时间和航班时刻表。
角速度计算公式
角速度计算公式角速度是描述物体旋转快慢的物理量，它是一个矢量量纲。
角速度的计算公式可以根据具体情况进行推导和应用。
在本文中，我们将介绍角速度的定义、单位和常见的计算方法。
首先，我们需要明确角速度的定义。
角速度通常用符号ω表示，是物体每单位时间内绕某一轴线旋转的角度。
角速度是与物体旋转相关的重要物理量，在很多领域都有广泛的应用，如力学、天文学、机械工程等等。
在国际单位制中，角速度的单位是弧度/秒（rad/s）。
这意味着物体在一秒钟内绕轴线旋转的弧度数。
在实际计算中，我们常用角度/秒（°/s）或者每分钟的角速度（°/min）来表示，需要将它们转换为SI单位制后再进行计算。
接下来，我们将介绍几种常见的角速度计算公式。
1. 匀速圆周运动的角速度计算公式如果物体做匀速圆周运动，即它的线速度保持恒定，并且绕着某个固定的轴转动。
在这种情况下，可以使用以下公式计算角速度:ω = v / r其中，v表示物体的线速度，r表示物体绕轴线旋转的半径。
2. 时角速度计算公式在天文学领域中，我们常用时角速度来描述天体的运动。
时角速度表示天体在天空中所占据的位置。
时角速度可用以下公式计算:ω = 15°/h其中，h表示小时数，表示天体在一小时内的角度变化。
3. 自转角速度计算公式自转角速度是指地球自转的角速度。
在地球自转过程中，地球上的某一点每过一段时间就会回到同一个位置。
自转角速度可用以下公式计算:ω = 2π / T其中，T表示地球自转的周期，即地球自转一周所需的时间。
需要注意的是，以上介绍的计算公式只是角速度的基本公式，具体的应用还需要结合具体情况进行推导和使用。
此外，角速度和其他物理量之间也存在一定的关系，如角位移、角加速度等等，有助于进一步理解角速度的概念和应用。
总结起来，角速度是描述物体旋转快慢的物理量，它与线速度、半径、时间等因素有关。
角速度的计算公式可以根据具体情况进行推导和应用。
太阳影子定位
S 1.5 1011 ,R 6.3569 106
在 ONC 中， CON r ，可得 r 的余弦值为：
cos r
ON OC ON OC
1 1 2
1 1 cos 2 r
此时我们已经知道了地轴经过的两点 O和C 的坐标，根据两点式求直线的方 程可解出地轴所在直线的方程为：
因为我们是以冬至日与夏至日时地球所处位置的连线作为 x 轴， 地球从夏至
4
日位置转到冬至日位置正好用时半年（183 天） ，则可得：
183
D
以地轴上任意一点 C 向公转面作投影，交公转面于点 N ，则 ON / / x 轴，
CON r ，直射点为 B 点，过点 B 作地轴垂线，交地轴于点 A 。各点坐标为：
以太阳 O 为原点，建立空间直角坐标系。建立赤纬角 （太阳直射点纬度） 模型： COE COB
2
arcsin
d R
利用太阳时角计算公式： w 15 ( H 12) (120 ) 太阳高度角： sinh sin sin cos cos w h arcsin(sin sin cos cos w) 影长 Y 的计算公式为： tanh
三、 符号说明：
S ：太阳质心到地球质心的距离 R ：地球半径 l ：太阳质心到地球表面的距离
：太阳光线与地球质心连线从 x 轴向 y 轴转过的角度
D ：以夏至日为第 1 天，经过的天数 r ：地轴与公转平面夹角（地轴倾斜角） d ：直射点到地轴的距离
：直射点纬度
w ：时角 H ：北京时间 h ：太阳高度角 ：观测点经度
太阳影子定位
摘要
集热器角度的计算
名词解释： 太阳高度角h：对于地球上的某个地点，太 阳高度是指太阳光的入射方向和地平面之 间的夹角 的辐照量是最大的。即 α= 90°-h.
sin h＝sin φ sin δ＋ cos φ cos δ cos ω δ：太阳赤纬 φ：安装地地理纬度 ω：地方时(时角) 太阳高度角（受时间影响严重：以D\M为周 期变化；地理位置：维度影响）
太阳赤纬δ ，是地球赤道平面与太阳和地球 中心的连线之间的夹角。即，太阳直射点 所在的维度。 时角：ω=15×（ST-12） 地球自转一周为360°，相应的时间为24小 时，故地球绕地轴以每分钟15°的速度自 转。
正午时分：ω=0 太阳高度角：sin H＝cos(φ－δ) 因此， 正午太阳高度角＝90°－该地与太阳直射 点纬度差 则安装角度α=该地与太阳直射点维度差
安装角度（与海尔 海口： 阳台支架角度互余 北纬20° 1‘ 的关系） 春分、秋分： δ=0. 夏至： δ=+23 °45 冬至： δ=-23 °45′ 20（70）
济南： 北纬36°40′ 36（54）
漠河： 北纬53°33 53（37）
3（87）
12（78）
30（60）
43（47）
60（30）
76（14）
GB 18713太阳能热水系统设计安装与工程 验收技术规范 5.8.1.3集热器定位 5.8.1.3.2集热器安装倾角 集热器安装倾角等于当地维度；如系统侧 重在夏季使用，其安装角度等于当地维度 减10°；如系统侧重在冬季使用，其安装 角等于当地维度加10°。安装倾角误差为 ±3°。
春分点地方时角定义
春分点地方时角定义稿子一嘿，亲爱的朋友！今天咱们来聊聊春分点地方时角这个有点神秘但其实挺有趣的概念。
你知道吗？春分点地方时角就像是时间的一个小秘密密码。
想象一下，整个天空就像一个大大的钟表盘，而春分点就是那个特殊的起点。
这个时角呢，它其实是用来描述天体位置的。
比如说，当我们抬头看星星的时候，想要准确地知道它们在天空中的位置，春分点地方时角就派上用场啦。
它是从春分点开始，沿着天赤道按顺时针方向量度的角度。
就好像我们沿着一个圆形跑道跑步，从起点开始计算跑过的角度一样。
而且哦，这个角度的大小会随着时间不断变化。
比如说白天和晚上，它的值可不一样呢。
春分点地方时角对于天文观测和研究来说，那可太重要啦。
没有它，天文学家们就像迷路的孩子，找不到天体的准确位置。
怎么样，是不是觉得这个春分点地方时角有点意思啦？稿子二嗨呀，朋友！今天来给你讲讲春分点地方时角到底是啥。
咱先把天空想象成一个超级大的游乐场，春分点就是这个游乐场的入口。
春分点地方时角呢，就是你在这个游乐场里游玩时，用来标记位置的一个工具。
它从春分点出发，沿着天赤道一圈一圈地转。
就好像你在摩天轮上，从某个特定的位置开始数转过的角度。
比如说，当这个角度是 90 度的时候，对应的天体位置就和 30 度的时候不一样啦。
而且呀，这个角度和我们日常的时间还有关系呢。
它会随着时间的推移不断变化，就像时针在表盘上不停地走。
对于那些喜欢研究星星的人来说，春分点地方时角可太关键了。
没有它，就没法准确地知道星星们在哪里玩耍。
想象一下，如果没有这个时角，天文学家们可能会像没头的苍蝇一样乱撞，找不到方向。
所以说，春分点地方时角虽然听起来有点复杂，但其实很有趣也很有用呢！你觉得呢？。
三参数日照仪棒影实验数据处理
三参数日照仪棒影实验数据处理一、实验介绍三参数日照仪是用于测量太阳高度角、方位角和太阳直射辐射的仪器。
在日照仪上放置一根竖直的棒，观察棒影的长度和方向变化，可以得到太阳高度角和方位角的信息。
本次实验旨在通过对棒影实验数据的处理，计算出太阳高度角、方位角和太阳直射辐射。
二、实验步骤1. 准备工作：在晴朗无云的天气下，将日照仪放置在平坦开阔处，并调整好水平仪。
2. 观察棒影：用卷尺测量棒影的长度，并记录下时间。
3. 计算太阳高度角：根据时间计算出当时的真太阳时，并通过查表计算出当时的时角。
利用公式计算出太阳高度角。
4. 计算方位角：根据观察到的棒影方向以及当时所处地点的经纬度信息，利用公式计算出方位角。
5. 计算太阳直射辐射：根据当天所处地点纬度、季节以及地球表面倾斜程度等因素，通过查表或公式计算出太阳直射辐射。
三、数据处理1. 太阳高度角的计算：首先，需要计算出真太阳时。
根据当地所处经度以及标准时和夏令时的差别，可以得到当地的本地时。
然后，利用公式：真太阳时=本地时间+时差计算出真太阳时。
接着，通过查表或公式得到当天的日差和时间修正数，并计算出当天的平太阳时角：平太阳时角=15×(真太阳时-12)+日差+时间修正数最后，通过公式：sin h=sinφ×sinδ+cosφ×cosδ×cosH计算出太阳高度角h（其中φ为所在纬度，δ为赤纬，H为平太阳时角）。
2. 方位角的计算：方位角指的是从正南方向开始逆时针旋转一定角度后指向太阳的方向。
根据观察到的棒影方向以及当地经纬度信息，可以通过公式：tan A=sin H/(cos H×sin φ-tan δ×cos φ)计算出方位角A。
3. 太阳直射辐射的计算：根据所处地点纬度、季节以及地球表面倾斜程度等因素，可以通过查表或公式计算出太阳直射辐射。
其中，地球表面倾斜程度可以通过黄赤交角来计算，公式为：sin ε=sin23.45°×sin(360/365×(284+n))其中n为当天是该年的第几天。
夏至不同纬度昼长计算
夏至不同纬度昼长计算夏至是一年中昼夜时间差异最大的日子，其发生的日期通常在每年的6月20日至6月22日之间。
在夏至这一天，北半球的白昼时间达到一年中的最长时刻，而南半球则是黑夜时间最长的时刻。
夏至的到来标志着夏季的正式开始，也是人们庆祝夏至节日的重要节点。
在地球上不同的纬度上，夏至的昼长会有所不同。
纬度是用来测量地球表面位置的角度，它是由赤道起算的，从赤道算起到北半球北极点或南半球南极点共有90个纬度，每个纬度之间相差1度。
为了计算夏至不同纬度的昼长，我们需要了解一些基本知识和公式。
首先，我们需要明确夏至时，太阳的高度角是如何计算的。
太阳的高度角是指太阳的位置与地平线之间的角度，它反映了太阳在天空中的高低位置。
夏至时，太阳的高度角可根据以下公式计算：sin(太阳高度角) = sin(纬度) × sin(夏至倾角) + cos(纬度) × cos(夏至倾角) × cos(时角)其中，夏至倾角是地球公转轨道导致的地球自转轴与地面法线间的夹角，它约为23.4度。
时角是太阳的位置角度，指的是太阳相对于地球某一经线的角度。
有了夏至时太阳高度角的计算公式，我们可以轻松计算出夏至不同纬度上的昼长。
昼长是指太阳从日出到日落所经过的时间长度。
夏至时，太阳的高度角在日出和日落时刻分别为0度。
因此，纬度为φ的地方的昼长可以通过以下公式计算：昼长 = 2 × arccos(-tan(φ) × tan(夏至倾角))在这个公式中，arccos是反余弦函数，tan是正切函数。
下面，我们来具体计算夏至不同纬度的昼长。
在赤道（纬度为0度）上，夏至时太阳高度角为90度减去太阳的倾角，即90度减去23.4度，约为66.6度。
代入昼长公式，可以得到：昼长 = 2 × arccos(-tan(0) × tan(23.4))= 2 × arccos(0)= 2 × 90度= 180度结果显示，在赤道上夏至时的昼长为180度，即12小时。
赤纬角的计算公式
赤纬角的计算公式赤纬角的计算公式：δ=-23.45cos((360/365)(d+10))d是一年当中的第几天，相当于前面的N。
别忘了前面的负号，也可以用其他的公式代替赤纬角计算公式（正午太阳高度角计算公式）正午太阳高度角计算公式：h=90-|-|。
假设春分日某时刻太阳直射(0，120E)这一点，120E经线上各点都是正午。
对于(0，120E)这点来说，它离太阳直射点的纬度距离是0，它的太阳高度角就是90。
太阳高度角公式一般时间：太阳高度角随着地方时和太阳的赤纬的变化而变化。
太阳赤纬（与太阳直射点纬度相等）以表示，观测地地理纬度用表示（太阳赤纬与地理纬度都是北纬为正，南纬为负），地方时(时角)以t表示，有太阳高度角的计算公式：sinh=sinsin+coscoscost正午时间：日升日落，同一地点一天内太阳高度角是不断变化的。
时角是以正午12点为0度开始算，每一小时为15度。
即14点和10点分别为30度和-30度。
日出日落时角度都为0，正午时太阳高度角最大（90），时角为0，以上的公式可以简化为：sinh=sinsin+coscos；由两角和与差的三角函数公式，可得sinh=cos(－)因此，对于太阳位于天顶以北的地区而言，h=90－(－)；对于太阳位于天顶以南的地区而言，h=90－(－)；二者合并，因为无论是(－)还是(－)，都是为了求当地纬度与太阳直射纬度之差，不会是负的，因此都等于它的绝对值，所以正午太阳高度角计算公式：h=90-|-|由于太阳直射点在南北回归线之间移动，所以：1、在回归线之间的地区，一年有两次太阳直射机会，此时正午太阳高度最大，为90。
太阳直射南北回网归线时出现极小值。
其中除赤道两个极小值都是最小值外，其它地区以太阳直射另一半球回归线时最小。
2、在回归线之上的地区，一年有一次太阳直射机会，分别是夏至和冬至。
3、在回归线之外的地区，可含南北回归线，在太阳直射本半球回归线时最大，直射另一半球回归线时最小。
太阳高度角hs求算公式
得Sinh正午=sin(-23°27′)sin28°51′+cos(-23°27′)cos28 °51′cos0°=－0.3979×0.4826+0.9175×0.8755×1=－ 0.1920+0.8033=0.6113 h正午=37°41′ 则临海冬至日正午时刻的太阳高度角为37°41′； ②下午1时(上午11时与此高度角同),太阳时角为15°，即ω=15° 得Sinh下午1时=sin(-23°27′)sin28°51′+cos(-23°27 ′)cos28°51′cos15°=－0.1920+0.8033×0.9659=－ 0.1920+0.7759=0.5839 h下午1时=35°44′ 则临海冬至日上午11时和下午1时的太阳高度角为35°44′； ③下午2时(上午10时与此高度角同),太阳时角为30°，即ω=30° 得Sinh下午2时=sin(-23°27′)sin28°51′+cos(-23°27 ′)cos28°51′cos30°=－0.1920+0.8033×0.8660=－ 0.1920+0.6957=0.5037 h下午2时=30°15′ 则临海冬至日上午10时和下午2时的太阳高度角为30°15′。 今列冬至日各纬度各时次的太阳高度角表于下，见表－1 表－1 冬至日各纬度各时次的太阳高度角表
节气 春分 清明 谷雨 立夏 小满 芒种
月、日
δ
节气
3.2 0°00′ 21
夏至
当地平太阳计算规则
当地平太阳计算规则
当地平太阳计算规则是指在一天中，太阳在天空中的位置与地平线的关系。
根据地球自转的原理，太阳在天空中的位置会随着时间的变化而不断变化。
当地平太阳高度角为0度时，太阳正好在地平线上，此时的时间称为当地的日出时间或日落时间。
当地平太阳高度角为90度时，太阳正好在正上方，此时的时间称为当地的正午时间。
当地平太阳计算规则的具体计算方法如下：
1.确定当地的地理位置和时区。
2.根据当地的经纬度和时区，计算出当地的太阳时角。
太阳时角是指太阳在天空中的位置与正南方向的夹角。
3.根据太阳时角和当地的地理位置，计算出当地的太阳高度角。
太阳高度角是指太阳在天空中的位置与地平面的夹角。
4.根据太阳高度角和当地的时间，计算出当地的日出时间、正午时间和日落时间。
需要注意的是，当地平太阳计算规则的具体计算方法可能因地区、时区和时间等因素而有所不同。
在实际应用中，应根据具体情况进行综合考虑，并严格遵循相关的标准和规范。
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首先，介绍一下什么是“时角(Hour Angle，HA)”？
时角是天体相对于子午圈的角距离。
由于天体的周日运动是自东向西的，因此规定以上点（午圈与
天赤道的交点）为原点，沿天赤道（地球赤道无限延伸和天球的交线）向西度量，以时间的单位时、分、秒表示，记为h、m、s，例如，某天体M的时角是4h15m00s。
由于天体的周日运动是地球自转的反映，
而地球自转的速度是1小时15°，1分钟15′，1秒钟15″，因此上点（南）、西点、下点（北）、东点时角分别为0h、6h、12h、18h，对应的方位角度也就是0°、90°、180°、270°。
当时角为0h，那么这个天体就在当地的子午圈上；如果一个天体的时角是2.5h，说明该天体2.5个
小时之前通过当地的子午圈，此时在当地子午圈西方2.5×15°= 37.5°的位置；如果一个天体的时角是-2.5h，说明在2.5小时之后将经过当地的子午圈。
在上面例中，天体M的时角是4h15m00s，所在的方位就是：
4.25×15° = 63.75°，也就是南偏西63.75°，而90°就是西方地平线了，所以该天体快要落下去了。
其次，介绍一下什么是“恒星时”？
恒星时(Sidereal Time)是春分点的时角。
什么是“春分点(Vernal Equinox)”呢？由于黄道（太阳运
行的轨道）和天赤道之间存在23°56′的交角，称“黄赤交角”，黄道和天赤道有两个焦点，也就是春分点
和秋分点。
从我们所在的北半球来看，春分点是太阳的“升”交点，即太阳在黄道上运行过春分点之后就
升到天赤道平面上面了，从此太阳光就直射北半球了，太阳差不多每年在3月21日某时运行至春分点。
由于同一个天体，在不同地点、不同时间观察到的时角是不一样的，这样就不利于对天体进行定位，所以，需要在天空中找一个相对不动的“假想天体”，其它天体都相对这个“假想天体”的位置来定位，
这样坐标就可以确定了，这个“假想天体”就是“春分点”。
不过，由于地轴的进动（像陀螺轴线的摆动），天赤道的位置也是摆动的，春分点在黄道上每年西退50″.29，西退周期是25800年，因此，长时间
来看的话，天体的坐标——赤经和赤纬数值也会有明显的变化，所以编制星表都要注明年份就是这个道理。
通常我们所用的给天体定位的星表是采用赤道坐标系，这个问题在前面已叙述，这里不再啰嗦了。
由于规定恒星时=春分点的时角，恒星时用S表示，t表示恒星时，也就是S = t r。
可是春分点在天球上并无标志，因此，春分点的时角实际上是通过测定恒星的时角来推导出来的。
假设恒星M的赤经是αM，在恒星时为S时其时角是t M，根据定义则有
S = t r = αM + t M
式中αM可查表，t M可实测，而当恒星M上中天时，其时角t M=0h，此时有：S = αM，因此有“任何
瞬间的恒星时，在数值上等于该瞬间上中天的恒星的赤经”。
下面再来谈谈“天体时角的计算”：
时角计算公式是：
t = S0 + T －ΔT －α
其中S0是当天平时0h的恒星时（S0 = 6h40m + d×3m56s，元旦子夜时的恒星时是6h40m，d是从元旦起算的天数）。
T是当时北京时间，ΔT=120°－λ是当地的地理经度与东经120°的差，化为时分秒单位，α是恒星的赤经。
例如：2010年6月26日晚上9:30在常州大学武进校区（东经119.95°，北纬31.69°）观察Virgo团的M87（赤经α=12h30.8m，赤纬δ=12°24′），计算M87时角是多少？
这样来算：时角t = S0 + T －ΔT －α = 6h40m + 177×3m56s + 21h30m－(120－119.95) × 1h/15－12h30.8m = (6.667+177×3.94/60+21.5－0.05/15－12.513)h=27.27h(－24h) = 3.27h，也就是说，此时M87位于正南偏西3.27h的经线上，再看看赤纬δ = 12°24′，马上就可以找到目标了。
（此时M87已经是正南方向偏西
3.27×15° = 49°的位置了，已经是很偏西了。
春季识星口诀里“…斗柄弯弯指大角，室女明星紧相连。
…”狮子座、牧夫座、室女座是春季星空的代表星座，这时夏季大三角的天鹅座的天津四、天琴座的牛郎星、天琴座的织女星随银河升得越来越高了。
杜牧的“…天阶夜色凉如水，卧看牵牛织女星。
”，摇着蒲扇，打着蚊子，遥望银河的夏季已经到了。
）
好繁哦！可以简单些么？可以啊。
从这里看，沪宁一带经度和120°经线较接近，和东经120°差别很小，再除以15才换算成小时，粗算时可以忽略不计。
尤其东经120°经线就经过常州市（不是说紫荆公园在建东经120标志吗？）ΔT=0。
如果常州大学武进校区不考虑这一项，那么M87的时角：t = 6h40m + 177×3m56s + 21h30m－
12h30.8m=(6.667+177×3.94/60+21.5－12.513)h=27.28h(－24h)=3.28h，和上面的结果非常接近，这对我们找目
标显然没有影响！
有人说，还很繁，也没必要如此。
好，那就推荐一种更简单的估算方法，我们再和上面进行比较。
秋分日、冬至日、春分日、夏至日平时0h的恒星时大约分别是：0h、6h、12h、18h，计算时，我们
可取一个接近的二分（春分秋分）二至（夏至冬至）日的恒星时作为参考，往后推就每天加4分钟（或
3m56s），往前推就每天减4分钟（或3m56s）。
让我们再来计算一下2010年6月26日晚上9:30在常州大学武进校区观测Virgo团里M87的时角是
多少？
由于6月26日刚过夏至日，所以就取夏至日的恒星时作为参考点，则M87时角：t =
18h+5×3m56s/60+21.5－12h30.8m既然是估算，简单地：时角t = 18 + 5×4/60 + 21.5－12.5 ≈ 27.3h（－24h）= 3.3h，显然，和上述所谓的精确计算差别很小，对于找目标来说已经是很方便的了，这样的计算，掰个脚
趾头就可以算出来了。
再举个例子：计算一下2010年8月10日晚上9:30在瓦屋山宝藏禅寺（金坛茅山风景区西南侧，也
是常州无锡镇江等地区的天文爱好者经常光顾之地，盘山路直达宝藏禅寺山门，可停很多车辆。
）观测Virgo团M87的时角是多少？
8月10日已过夏至日50天左右，所以t = 18+50×4/60+21.5－12.5 ≈ 30.3h（－24h）=6.3h，南偏西90
多度，已经落到地平线之下了，所以观测不到了。
注：
①太阳中心在地平下6°时称为民用晨光始或民用昏影终，从民用晨光始到日出或从日没到民用昏影
终的一段时间称为民用晨昏蒙影，这时天空明亮，可以进行户外作业；
②太阳中心在地平下12°时称航海晨光始或航海昏影终，从航海晨光始到民用晨光始或从民用昏影
终到航海昏影终的一段时间称为航海晨昏蒙影，此时周围景色模糊，星象陆续消失或陆续出现；
③太阳中心在地平下18°时称为天文晨光始或天文昏影终，这时天空背景上开始显示或不再显示日
光影响，即将呈现白天或黑夜的景象。
按照这样的定义，可以计算三种晨光始和昏影终的时刻，它们分别
刊载在天文年历和航海天文年历上。
在高纬度地方，每年有一段时期整夜出现晨昏蒙影现象，称为“白夜”。
纬度越高，白夜持续的时期越长。