怎么查春分点格林时角

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先由技术人员通过计算得出时刻再发布

世界时：

1928年，国际天文学联合会决定将由英国格林尼治子夜起算的平太阳时作为世界时。各国使用的标准时间虽然有差别，但很容易算为格林尼治时间。随着测量水平的提高，世界时的准确度也逐渐提高。1956年，国际上把由天文观测直接测定的世界时计量系统称为“UT0系统”，加上地极移动改正项的世界时计量系统称为“UT1系统”，再加上地球自转速度季节性变化改正项的世界时计量系统称为“UT2系统”，取代单一世界时。

UT2是一种比较均匀的时间系统。

在时间服务中测时和守时工作也是十分重要的，如果没有这两项工作，我们就不可能得到准确的时间。

世界时系统是根据地球自转建立起来的，天文台选择地球自转作为时间的客观标准。天文工作者把满天的星星，按一定的顺序和方向，像钟面那样编上数码，每颗星星代表着几时几分几秒。于是整个天空就成了一个天然的“标准钟面”。再在地面上竖起一根指针，这样，随着地球的转动，这根指针就能像钟表的指针那样指出时刻来，而充当这根指针的就是天文台的望远镜。

随着地球自转，望远镜也跟着转动，通过望远镜先后看到代表不同时刻的星星。为了提高观测精度，许多天文台的望远镜都要投入观测。在对观测结果进行综合处理，消除或改正了一些误差和影响之后，才能得到标准的时刻。这称为“测时”。

由于测时只能在晴夜进行，为了随时得到准确的时刻，天文台就必须设有一组极为精确的天文钟来“守住”测定的时刻。但是天文钟不可能走得和地球自转完全一样，这就要通过天文测时的结果来经常校准它们，求出钟的改正值。知道了钟差的天文钟就能随时指出精确的时刻，这称为“守时”。

在美国华盛顿特区的一个小山坡上，有一个无窗的方形小屋，里面有一架永远固定在一个垂直的方向上的特殊的望远镜，它惟一的工作是测定某些恒星经过天顶的正确时刻。这个奇怪的装置就是美国海军天文台的照相天顶间。用它拍摄的照片可以为地球的自转计时，并可提供美国标准时的绝对准绳。

太阳时系统包括真太阳时、平太阳时和区时。它和恒星时系统统称为世界时系统。

恒星时：

恒星时是由春分点的周日视运动来定义的。对于某一地方的子午圈，当春分点刚好通过子午线（上中天）的时刻，定义为该地恒星时0h。因周日视运动，春分点绕天球一圈，又一次通过子午线时，定义恒星时为24h或次日恒星时0h。对任意时刻，将春分点的时角用时、分、秒单位来度量，定义为当时的恒星时。某一恒星正在上中天的时候，该恒星的赤经就是当时的恒星时。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。

平太阳时：

人们日常作息所用的时间不是恒星时，而是太阳时。太阳时是由太阳的周日视运动来定义的。与定义恒星时的作法类似，太阳刚好通过南方子午圈的时刻（太阳上中天）定义为太阳时12h。对任意时刻，将太阳的时角用时、分、秒为单位来度量，加上12h后定义为当时太阳时。因为太阳除了有周日视运动之外，还有周年视运动，所以太阳时与恒星时间隔不同。一个回归年有365.2422太阳日，却有366.2422恒星日，刚好相差一天，平均每天相差约3m56s，即太阳时24小时比恒星时24小时长约3m56s。恒星时是恒星周日视运动遵守的时间，太阳时是太阳周日视运动遵守的时间，日常生活使用太阳时。在寻找恒星的位置时，必须把太阳时换算到恒星时，才能与天球上的恒星位置相对应；天文测时通过恒星测量出恒星时，再经换算才能得到太阳时。

太阳时又分真太阳时与平太阳时。用真实太阳的时角计量的时间称真太阳时，由于太阳周年视运动在黄道上，又由于椭圆轨道运动速度本身不均匀，真太阳的时角变化是很不均匀的。真太阳时像是一个蹩脚的钟表提供的时间，时快时慢，一年当中最大会差10多分钟，这当然是不能接受的。天文学上设定一个假想的天体称为平太阳，它满足三个条件：1、沿赤道作周年运动；2、运动速度均匀；3、运动周期等于一个回归年。以这个假想天体“平太阳”的时角定义的时间称为平太阳时，简称平时。实质上，平时是以地球自转周期（比物理周期稍长的一个周期）为基准定义的时间。只是回归年保持稳定，地球自转周期也保持稳定，平太阳时就是理想的均匀时间系统。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，各成员国用法律形式颁行的平太阳时的1秒为法定时间计量单位。人们曾规定太阳相继两次中天所经历的时段为一个太阳日，由于太阳在黄道上运行的速度不平均，一年中最长和最短的太阳日相差约51秒，所以取其平均值并称为平太阳日，1平太阳日被均分为24平太阳小时，1平太阳小时被均分为60平太阳分，1平太阳分被均分为60平太阳秒。这样，1秒的长度就是平太阳日的86400分之一。19世纪末，美国天文学家纽康编制了一份太阳历表。在表中，纽康按力学规律，用理想的均匀时间算出了每个时刻太阳的位置，这样反过来只要测出太阳的位置就可以么查出对应的时间。1958年国际天文学会以纽康有太阳历表为基础定义出一种理想的时间标准，这就是历书时间。时间刻度基准定为1900年的回归年，即1900年太阳从天空某一特定位置（春分点）出发再回到该点所经历的过程长短为标准，一秒被确定为回归年过程的1/31556925.9747。20世纪70年代以后情况发生了变化，改为铯原子定义秒。

平太阳是假想的，只有理论上的依据，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。维持一个走时非常准确的钟表（恒星时，平时都可以，通常二者兼备）不断地用测时结果来校正（当然，所谓校正并不是拨动钟表，而是记录下钟表的走时误差），同时用各种方法与其它天文台的钟表进行对比，随时可以提供全世界统一的、准确时刻，这一工作称为守时。把时间信号用通信设备，包括电台、电视台及其它专用设备向全世界发播，供民间和有关专业部门使用，这一工作称为授时。整个三部分工作统称为时间服务工作，是天文学为国计民生服务的重要项目之一。

已知某地日期时间，怎么求此时子午圈赤经？

当地球沿其轨道从A点到B点旋转360°时，太阳不在地面观测者的正上方。所以要等一段时间才能达到C，然后太阳才能第二次直接在上面。可以看出，一个太阳日周期内地球自转的角度不是严格的角度，而是> 360°。

一个太阳日和一个自转周期不能严格等同，这对精确计时、天文地理等方面的研究非常不方便，因此人们需要一个相对严格的计时系统。

“太阳时”指太阳。因为太阳离地球比较近，所以它在一个自转周期内的公转距离不能忽略。

人们需要寻找一颗遥远的恒星作为参考标志，以确保地球真正自转一周后(严格来说是360°)的视觉偏差可以完全忽略。

恒星时间是天文学和大地测量学标记的天体子午圈值，由于借用了时间的测量单位，常被误解为时间单位。恒星时间是根据地球自转来计算的，其基础是恒星日。由于地球绕太阳公转，恒星日比平太阳日(即日常生活中使用的一天)短约1/365(对应约4分钟或一度)。测量地球绕轴旋转并返回同一恒星的同一位置所需的时间，也称为恒星时间，用于将出生时间从标准时间转换为当地平均时间后计算宫位。希德。时间的意思是“恒星时间”，是恒星时的缩写。恒星这个词来自拉丁语“siderus”，意思是恒星。

恒星时间的定义是一个地方的子午圈与天球的春分点之间的小时角，所以地球上每个地方的恒星时间都与其经度有关。

由于地球章动，春分点并不固定在天球上，而是围绕着平均春分点摆动，所以恒星时间分为真恒星时间和和平恒星时间。真正的恒星时间是通过直接测量子午线与实际春分点之间的时间角得到的，而水平恒星时间忽略了地球的章动。真实恒星时间和平坦恒星时间的最大差值约为0.4秒。

一个地方的当地恒星时间和格林威治天文台的恒星时间的区别就是这个地方的经度。所以当地经度可以通过观测恒星时间(如果格林威治天文台的恒星时间已知)来确定，也可以通过观测时间(如果当地经度已知)来确定。

什么是恒星时，真太阳时，平太阳时，世

楼主的根本目的是为了求出子午圈的赤经，换而言之，就是恒星时。恒星时怎么求呢？只要知道真太阳时和太阳的赤经即可。

如何求太阳的赤经，一个简单，准确的方法就是用天文软件查询，譬如Stellarium，很容易就能找到这一参数。或者在紫金山天文台出版的年历中也能找到每天太阳的赤经。如果觉得这属于作弊行为，无妨，我们自己就能做一个准确度尚可接受的估算。如果知晓太阳运行的轨迹，就会知道，春分太阳过春分点，此后逐渐向东运动，直到第二年春分周而复始。换而言之，每天平均向东运动3分56秒，所以知道知道公历日期，就能算出太阳的赤经了。

不够主要的误差来源有两条，其一是太阳沿黄道运动，上面计算的是黄经，和赤经有一定区别。其二便是地球轨道偏心率的存在，使得太阳并非匀速，所以上面计算得到的时间会和真实太阳位置有一定差距。如果概念比较清晰，楼主真就会知道，我上面的估算其实是平太阳（和太阳同时过两分点沿天赤道匀速运动的一个假想的太阳），总之，误差一般在10分钟以内，最多回答达到30分钟（12月初），不是特别高的要求一般可以接受了吧？

1、恒星时：恒星连续两次经过上中天的时间间隔。

2、平(真)太阳时：太阳连续两次经过上中天的时间间隔。

3、世界时：是以英国伦敦格林威治天文台为标准的格林尼治时间。

4、地方时：因经度不同而出现不同的时刻。

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