1、1十四 天体的周日视运动和太阳的周年运动1 天体的周日视运动和不同纬度处天球的旋转天体的周日视运动地 面 观 测 者 直 接 观 测 到 的 天 体 的 运 动 叫 做 天 体 的 “视 运 动 ”。 引 起 天 体 视 运 动 的因 素 很 多 ， 对 于 太 阳 系 内 的 天 体 而 言 ， 地 球 公 转 运 动 和 天 体 自 身 的 空 间 运 动 是 形 成 视运 动 的 一 种 重 要 因 素 ； 对 于 较 近 的 某 些 太 阳 系 外 天 体 ， 地 球 公 转 运 动 所 引 起 的 周 年 视 差和 太 阳 运 动 带 来 的 长 期 视 差 ， 以 及 岁 差 、
2、章 动 、 光 行 差 、 自 行 和 大 气 折 射 等 因 素 都 能影 响 天 体 在 天 球 上 的 视 位 置 。 但 是 这 些 影 响 不 是 造 成 天 体 视 运 动 的 主 要 因 素 ， 通 常 不 把它 们 归 属 于 天 体 视 运 动 研 究 的 范 围 。 造 成 天 体 视 运 动 的 主 要 因 素 是 地 球 自 转 。 由 于 地 球每 天 自 转 一 圈 ， 所 以 地 球 自 转 引 起 的 天 体 视 运 动 叫 做 “周 日 视 运 动 ”。 地 球 是 自 西 向东 自 转 的 ， 所 以 观 察 者 在 地 球 上 看 来 ， 天 体 在 一
3、个 恒 星 日 内 沿 着 平 行 于 赤 道 的 小 圆 ，在 天 球 上 自 东 向 西 运 行 一 圈 。 这 个 圆 圈 称 为 天 体 的 周 日 平 行 圈 。 周 日 视 运 动 是 一 切 天 体最 显 著 的 视 运 动 。太 阳 的 视 运 动地 面 观 测 者 直 接 观 测 到 太 阳 在 天 球 上 的 运 动 叫 做 “太 阳 视 运 动 ”。 太 阳 视 运 动 分为 两 种 ： 周 日 视 运 动 和 周 年 视 运 动 。 周 日 视 运 动 是 地 球 自 转 引 起 的 一 种 视 觉 效 果 ， 它造 成 太 阳 每 天 东 升 西 落 。 太 阳 的
4、周 年 视 运 动 （ 见 后 太 阳 的 周 年 视 运 动 是 是 古 代 历法 的 依 据 一 节 ） ， 它 导 致 太 阳 在 恒 星 背 景 上 相 对 位 移 。 太 阳 在 天 球 上 周 年 视 运 动 的 轨迹 是 黄 道 ， 运 动 方 向 是 由 西 向 东 ， 每 年 运 行 一 圈 ， 每 天 约 移 动 1。 黄 道 被 分 成 了 十二 等 份 ， 每 等 份 约 为 30， 与 一 年 十 二 个 月 相 对 应 。 太 阳 每 月 在 黄 道 上 的 位 置 用 附 近的 星 座 命 名 ， 这 些 星 座 称 为 “黄 道 十 二 宫 ”。 每 “宫 ”对
5、 应 于 一 个 月 ， 太 阳 每 月 进 入一 “宫 ”。 民 间 所 说 的 某 人 是 某 某 星 座 ， 就 是 指 他 (她 )出 生 的 那 一 个 月 太 阳 在 哪 一 个星 座 。月球的视运动地面观测者直接观测到月亮在天球上的运动叫做“月亮视运动” 。月亮视运动也有两种运动组成，即除了地球自转造成的周日视运动外，还有月亮绕地球公转引起的公转运动。由于月亮每月围绕地球公转一周，地面的观测者能看到它每天在星座之间自西向东移动13.20。这种运动使它的赤道 坐标（赤经、赤纬）和黄道坐标（黄经、黄纬）不断发生改变，从而造成一系列变化：一是月亮周日视运动的轨迹发生相应的变化，二是在一
6、年内不同的日期，月亮出没的时间、方位和中天的高度出现变化：出没的时间，每天平均推迟 50 分钟。出没的方位和中天的高度，由于在一年内不同的月份，月球的周日视运动轨迹不同，在不同的季节里，月亮出没的方位、中天的高度和在天空照耀的时间也明显不同。以北半球的“满月”为例，夏季满月出没的位置与冬季太阳出没的位置相仿：从东南方升起，在西南方落下，中天的高度较低，在天空照耀的时间较短；冬季的满月则从东北方升起，在西北方落下，中天的高2度较高，在天空照耀的时间较长。其他月相也有类似情况。不同纬度上的天球旋转在地球上不同的纬度，天球的旋转是不同的。在地球北极上（下图 A） 。这时天极 P与天顶 Z 重合,天体
7、的周日平行圈都与地 平 圈 平行，所有天体都不升不落，永远保持同一高度。地球北极的观测者只能看到天球北半部的天体，南半部的天体位于地平线以下。在地球南极，情况正好相反。在地球赤道上(下图 B)。天 极 落在地平圈上，天体的周日平行圈与地平圈垂直，天体在垂直地平圈的圆圈上作周日视运动。因此全天的天体都可以看到。天体在周日视运动中不断改变自己的方位角和高度，每天有 12 小时在地面上，12 小时在地面以下。在地球中纬度（090 0 ）上( 下图 C)。图 A 图 B 图 C因天轴与地平圈成一倾角 ，周日平行圈与地平圈成900 。在地球北极附近，北天极 P 靠近天顶 Z，周日平行圈和地平圈的交角很小
8、。当观测者向低 纬 度 移 动 时 ， 天 极 P的 高 度 逐 渐 下 降 ， 周 日 平 行 圈 和 地 平 圈 的 交 角 逐 渐 增 大 ， 见到 南 天 的 天 体 逐 渐 增 多 。2 天 体 中 天 的 高 度 和 永不升落的天体由 于 地 球 公 转 等 因 素 的 影 响 ， 一 年 中 不 同 的 时 间 天 体 周 日 视 运 动 的 轨 迹 是 不 同 的 。这 种 不 同 对 太 阳 系 的 天 体 ， 特 别 对 太 阳 和 月 亮 有 较 大 的 影 响 。 它 们 的 赤 道 坐 标 、 中 天 的高 度 、 出 没 的 方 位 等 在 短 时 间 内 就 会
9、出 现 显 著 的 变 化 ， 而 对 恒 星 的 影 响 则 很 微 小 。天 体 中 天 的 高 度天体经过观测点子午圈称为“中天” 。经过天极和天顶所在点的半个子午圈时，位置最高，称为上 中 天 ；经过天极和天底所在点的半个子午圈时，位置最低，称为下 中 天 。中天时天顶 Z，天极 P，天体 都在子午圈上。因此由下图可以得到，上中天的天体高度h=900+；下中天的天体高度 h=+-90 0。式中 为观测点地理纬度， 为天体赤纬，h=90 0-Z 是天体的地面高度。由于天体在上中天时位置最高，受到地面光线和大气折射的干扰最小，所以是观测的最好时机。天体的升落天 体 经 过 观 测 点 的
10、地 平 线 叫 做 “天 体 出 没 ”， 也 称 “天 体 升 落 ”。 从 地 平 线 下 上 升到 地 平 线 上 ， 谓 之 “上 升 ”。 反 之 ， 从 地 平 线 上 没 入 地 平 线 下 ， 谓 之 “下 落 ”。 永 不上 升 和 永 不 下 落 的 天 体 没 有 出 没 现 象 。天体的升落与观测点的地理纬度 密切相关， 越高，永不上升和永不下落的天体3就越多。在 90 0， 的北极上，南半球天空的天体永不升起，而北半球天空的天体（见下图）永不下落。在 90 0， 的南极上，情况则相反，南半球天空的天体永不下落，北半球天空的天体永不升起。在 0 0的赤道上，整个天空的天
11、体都有上升和下落的现象。天体的升落不仅与观测点的纬度有关，还同天体的赤纬 有关；满足于关系式（90 0）的天体永不下落；满足于 （90 0）的天体永不上升；满足于（90 0） （90 0）的天体，周日平行圈一部分在地平面上面，一部分在地平面下面，因此有的天体上升，有的天体下落。我们来看三种情况的天体：1 在天赤道以北的天体。周日平行圈大部分在地平面以上，每天从东北方向升起，在西北方向下落，在地平面以上的时间在 12 小时以上。2 在天赤道上的天体。每天从东点 E 升起，从西点 W 落下（参见天球上的四方点 ）。由于地平面平分赤道，所以每天在地面上面和下面的时间各为 12 小时3 在天赤道以南的
12、天体，周日平行圈大部分在地平面以下，每天从东南方向升起，在西南方向落下，在地平面以上的时间在 12 小时以下。天体出没的时间天体出没的时候都位于地平面上，因此它的天顶距 Z90 0，由（2.3）式得，Costtan tan （5.1）4（5.1）式给出两个时间值 t 和t.，它们分别代表天体“出”和“没”的时间，假设用 sE和 sw表示“出”和“没”的时间（恒星时） ，那么,s E at 和 swa + t， （5.2）由于地面大气折射 对天体的天顶距有 34的影响，因此在实际计算中，应将它考虑进去。而对于有一定圆面的天体，还需考虑天体的角半径 r 的影响。此外，在计算月亮“升起”的时间中，还
13、应考虑地平视差 P 的影响。考虑这些因素后， （2.3）式中天顶距 Z应当用 900rP 代替，于是计算公式变为 cost cos （90 0r P）sin sin/cos cos。 （5.3）式中 和 是观测点的地理纬度和天体的赤纬。太阳平均角直径 r 为 16 ，因此对于太阳，costcos90 050sin sin/cos cos。(5.4)而对于月亮，除了大气折射和角直径外，还有平均为57的 P 的影响，因此月亮“升起”时刻由 costcos89 053sin sin/cos cos （5.5）天体出没的方位根据上图，利用（1.3）式，可以求得天体“出”和“没”的方位角 cosAsin/ cos （5.6）利用（5.6）可以求得 A 和A 两个值，其中 A 对应于天体 “出”的方位角，记为AE，A 对应于天体“没”的方位角，记为 Aw360 0A E， ， ，于是对于月亮则有：sinA cos sint/sin (90 0r P) （5.7）式中 t 由（5.5）式计算,其他量均与前面公式相同。
