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太阳日

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在顺行轨道上的行星,像是地球,恒星日会比太阳日短。如图:在时间1,一颗遥远的恒星和太阳都在正上方;在时间2,行星转了360°,遥远的恒星在正上方(1→2 =恒星日),但是要再晚一点,在时间3的位置上太阳才会在正上方。(1→3 =太阳日)
顺行轨道上的行星,像是地球恒星日会比太阳日短。如图:在时间1,一颗遥远的恒星和太阳都在正上方;在时间2,行星转了360°,遥远的恒星在正上方(1→2 =恒星日),但是要再晚一点,在时间3的位置上太阳才会在正上方。(1→3 =太阳日)

太阳日(英语:solar day)是依据太阳运动,所定义的时间,可以分为视太阳日平太阳日

一太阳日传统称为一“日”、一“天”或一“昼夜”。

视太阳日

视太阳日(英语:apparent solar day)是依据真太阳定义的,也就是真实的太阳连续两次经过某地相同之中天,即是上至上中天或下至下中天的时间间隔,可以使用日晷来测量(上中天)。

由于以下两个原因,视太阳日在一年当中的长度会每天不停地改变。

  • 首先,地球的轨道是一个椭圆而不是正圆,所以当地球接近太阳时速度会加快,到达近日点时的运动速度最快;远离时又会减慢,到达远日点时的速度最慢(参考开普勒行星运动定律)。
  • 其次,因为地球自转轴的倾斜角度,使得太阳在黄道上运行的大圆对地球的天球赤道是倾斜的,当太阳在两个分点时,穿越赤道时会有一个角度的,所以投影在赤道上的运行速度小于平均速度;当太阳在至点时,他的运动方向是平行于赤道的,所以投影的运行速度高于平均的速度(参考回归年)。因此,视太阳日在3月(26-27日)和9月(12-13日)是比在6月(18-19日)或12月(20-21日)短的。这些日期的长短变化是在分点、至点、远日点、和近日点之间逐渐变化的。
视太阳日(1998年)[1]
日期 平太阳日
2月11日 24小时
3月26日 24小时 − 18.1秒
5月14日 24小时
6月19日 24小时 + 13.1秒
7月25/26日 24小时
9月16日 24小时 − 21.3秒
11月2/3日 24小时
12月22日 24小时 + 29.9秒

平太阳日

The equation of time—above the axis a sundial will appear fast relative to a clock showing local mean time, and below the axis a sundial will appear slow.

平太阳日(英语:mean solar day)是以平太阳为参考点,以平太阳连续两次经过某地之下中天的时间间隔,需花24小时来转360°59'。更明确的说,平太阳日是经由观察太阳相对于恒星的周日运动,所获得的平均太阳时,经由人为的调整而显示在时钟上的时间。

平太阳日的长度是固定的24小时,在一年之中不会因为昼夜长短的变化而改变。视太阳日的长度会与平太阳日(86,400秒)不同,相邻的每一天最多可以短22秒或长29秒。因为这种延长或缩短会持续进行一段时间,所以最多会比平太阳日提早17分钟或延迟14分钟。因为这些期间是周期性的,平太阳时和视太阳时的差值就是均时差

在历史上有许多方法被用来模拟(显示)平太阳时,最早是使用漏壶或水钟,差不多从前4000年到前2000年中期。在纪元前一千年中叶之前,水钟只能依据视太阳日来调整,因此除了能在夜晚继续使用外,它的准确度并不会比依靠太阳投影的日晷好。

不过,太阳相对于恒星始终是在黄道上向东移动,因此从纪元前一千年中期,相对于恒星的周日运动可以用来测量平太阳日,来比较以确定时钟的误差率。巴比伦的天文学家已经知道均时差和如何利用相对于恒星的自转速率,恒星时,来改正,以获得比水钟更为准确的时间。这种理想的恒星时日后也应用在行星、月球和太阳运动的描述。

在20世纪初期,机械时钟的准确度还没有比地球自转所显示的恒星时钟来得准确,即使到了今天,原子钟的精度已经比地球的自转更为稳定,恒星时钟仍然被用来校准平太阳日。在20世纪末期,地球自转的速率被改以外星系的无线电源来定义,并且平太阳时也被转换成外来的无线电源的比率。平太阳时与协调世界时之间的差异,就成为是否需要做闰秒调整的依据。

延伸阅读

[在维基数据]

维基文库中的相关文本:钦定古今图书集成·历象汇编·岁功典·晨昏昼夜部》,出自《古今图书集成

外部链接

参见

参考

  1. ^ Jean Meeus (1997), Mathematical astronomy morsels (Richmond, VA: Willmann-Bell) 346. ISBN 0-943396-51-4.
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