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岁差

岁差,是指地球自转轴长期进动,引起春分点沿黄道西移,致使回归年短于恒星年的现象。岁差是地球公转和地轴运动相结合的结果,这种结合决定了二分二至地球位置不是定点,而是在公转轨道上不断西移的动点,从而导致地球公转一周不等于太阳直射点纬度变化一周。

岁差在天文学中亦指一个天体的自转轴指向因为重力作用导致在空间中缓慢且连续的变化。例如,地球自转轴的方向逐渐漂移,追踪它摇摆的顶部,以大约26,000年的周期扫掠出一个圆锥(在占星学称为大年或柏拉图年)。"岁差"这个名词通常只针对长期运动,其他在地轴准线上的变动章动和极移规模要小了许多。

公元前150年前后,古希腊天文学家、西方古代天文学创始人喜帕恰斯就是通过比较他观测到的星表和前人的星表中,发现了岁差。我国古代天文学家虞喜也在公元330年,独立发现了岁差并加以精确的测定。

岁差是指地球自转轴长期进动,引起春分点沿黄道西移,致使回归年短于恒星年的现象。其原因是地球是一椭球体,赤道部分隆起;赤道面与黄道面不相重合。日月和其它行星对其赤道隆起部分施以附加引力,引起赤道面倾向的变化,即地轴进动。其结果,造成春分点沿黄道每年西移约50″.2,约26,000年移动一周。它使回归年略短于恒星年,中国古代称之为“岁差”。只是由日月的作用引起春分点西移并不改变黄赤交角,称为“日月岁差”;由其它行星作用则同时改变黄赤交角,称为“行星岁差”。二者的合量称为“总岁差” 。

公元前150年前后,古希腊天文学家、西方古代天文学创始人喜帕恰斯就是通过比较他观测到的星表和前人的星表中,发现了岁差。我国古代天文学家虞喜也在公元330年,独立发现了岁差并加以精确的测定。

地球环绕太阳的运动被称为地球公转,公转的时间是一年。在地球公转的过程中存在两个明显周期,分别为回归年和恒星年。岁差,是指回归年短于恒星年的一种现象。

地球公转的平均周期是恒星年,1恒星年=365日6时9分9.5秒。而我们通常所说的回归年是指地球从这一次春分日到下次春分日的平均时间间隔。1回归年=365日5时48分45.6秒,比1恒星年略短一些。因为气候的变化以回归年为周期,所以天文学家把历年的平均长度安排得尽可能接近回归年的长度。

回归年是历法年,显著特点是回归年的时间都是天文学家根据太阳系运行规律提前计算出来的,而且回归年的时间采用的是地球表面真太阳时体系。而恒星年采用的是钟表时体系。真太阳时体系与钟表时体系累计一年的时间差称为岁差。简单来说,岁差就是地球自转轴的长期运动。在外力作用下,地球自转轴在空间并不保持固定的方向,而是不断发生变化。岁差是地球公转和地轴运动相结合的结果,这种结合决定了二分二至地球位置不是定点,而是在公转轨道上不断西移的动点,从而导致地球公转一周不等于太阳直射点纬度变化一周。岁差可以使同一颗恒星的位置随着时间的变化而发生变化。

回归年

回归年是指太阳连续两次通过春分点的时间间隔,即太阳中心自西向东沿黄道从春分点到春分点所经历的时间,又称为太阳年。1回归年为365.2422日,即365天5小时48分46秒。这是根据121个回归年的平均值计算出来的结果。每个回归年的时间长短并不相等。天文学家根据太阳系的运行规律编撰出“万年历”。我国的“二十四节气”是根据地球绕太阳公转的轨道来划分的。视太阳从春分点,也就是黄经零度出发,此刻太阳垂直照射赤道,每前进15度为一个节气;运行一周又回到春分点,为一回归年,24个节气正好360度。

恒星年

恒星年是地球公转的真正周期,在一个恒星年期间,在太阳上看,地球中心从天空中的某一点出发,环绕太阳一周,然后又回到了此点;如果从地球上看,则是太阳中心从黄道(地球公转轨道面截天球所得的圆)上的某一点(某一恒星)出发,运行周天,然后又回到了同一点(同一恒星)。在一个恒星年期间,地球公转360°所需时间约为365日6时9分10秒。

太阳在黄道上每经过一个回归年的运行,比回到一年前的起点要差一段微小的距离,因此冬至点每年要向后(西)移动。这就是“岁差” 。

地球是一个椭圆球体,而非正球体,赤道部分较为突出,两极则稍扁,太阳和月亮对赤道突出部分的吸引力大,使地轴绕黄极缓慢移动,因而表分点沿黄道以每年50″24的速度西移,大概要26000年移动一周,这即为岁差。我国古代则以观测冬至点的移动来推求岁差。晋代以前,我国古代天文学家并没有发现岁差现象,晋时虞喜研究了历史上冬至点的观测结果,比较自己的实地观测,发现“尧时冬至日短星昴,今二千七百年乃东壁中,则知每岁渐差之所至”。也就是说唐尧时代冬至黄昏中天的星宿为昴宿,而2700年后的冬至黄昏中星却是东壁,于是他得出结论,认为冬至点每50年西移一度。这个结果虽然比现在得到的赤道岁差(每77年差一度)相差颇大,但比希腊天文学家喜帕恰斯所得出的结论(每100年差1度)精确得多。虞喜就此大胆地提出了“岁自为岁,天自为天”的结论,把太阳在一回归年内的运动与其在一恒星年中的运动区别开来,创立了岁差的概念(古人又称为恒星东行,或节气西退)。南北朝时祖冲之在《大明历》中首次引入了岁差,虽然其数值误差较大,但其精神是可佩服的。元时郭守敬在《授时历》中,采用的岁差数值是66年又八个月差一度,把岁差的精确度向前推进了一大步 。

在历史上,地球的岁差被称为分点岁差,这是因为分点沿着黄道相对于背景的恒星向西移动,与太阳在黄道上的运动相反。在非技术的讨论中仍沿用此一名词,这点在详细的数学中是不存在的。在历史上,记载喜帕恰斯发现分点岁差,虽然确实的时代和日期并不清楚,但由托勒密认为是他所做的天文观测推测,期间在西元前147年至127年。

在19世纪的前半世纪,由于对行星之间引力计算能力的改进,人们体认到黄道本身也有轻微的移动,在1863年之际这称为行星岁差,而占主导地位的部份称为日月岁差。它们合起来称为综合岁差,并且取代了分点岁差。日月岁差是太阳和月球对地球赤道隆起的引力作用造成的,引发地轴相对于惯性空间的转动。行星岁差是由于其它行星对地球和轨道面(黄道)的引力有小角度造成的,导致黄道面相对于惯性空间的移动。日月岁差比行星岁差强大了500倍。除了月球和太阳,其它行星也会造成地轴的运动在惯性空间中产生微小的变化,在对比时会造成对日月岁差和行星岁差的误解,所以国际天文联合会在2006年将主要的部分重新命名为赤道岁差,而较微弱的成份命名为黄道岁差,但是两者的合称仍是综合岁差

公元四世纪,中国晋代天文学家虞喜,在分析古星图和星空时,发现星星的位置略有偏移,进而发现岁差,并定出冬至点每50年后退1°。《宋史·律历志》记载:“虞喜云:‘尧时冬至日短星昴,今二千七百余年,乃东壁中,则知每岁渐差之所至。’”岁差这个名词即由此而来。

祖冲之于公元463年所制定的《大明历》的最大贡献是将岁差引入历法计算。此前的一些天文学家认为,太阳在黄道上每经过一个回归年的运行,又回到上一年的起点上。虞喜和祖冲之发现了岁差的存在。虞喜提出的数据是每五十年后退一度,祖冲之认为每四十五年十一个月后退一度。尽管这两个数据与现代观测数据(七十一年八个月后退一度)尚有较大距离,但发现岁差并把它纳入历法计算之中,虞喜和祖冲之在世界则是首创。岁差的推算,便成了我国古代历法史上的重要改革之一。祖冲之在制定大明历时,还提出了三百九十一年一百四十四个闰月的新闰周,比十九年七闰的闰周更为精密。他还提出一个回归年的长度为365.24281481,精确到小数点后八位数 。

公元前二世纪,古希腊天文学家喜帕恰斯在编制一本包含1,022颗恒星的星表时,把他测出的星位与150多年前阿里斯提留斯和提莫恰里斯测定的星位进行比较,发现恒星的黄经有较显著的改变,而黄纬的变化则不明显。在这150年间,所有恒星的黄经都增加约1°5。喜帕恰斯认为,这是春分点沿黄道后退所造成的,并推算出春分点每100年西移1°。这是岁差现象的最早发现。

岁差的影响是北极星经常的改变。目前,勾陈一极适合指示天球北极点,因为勾陈一的视亮度(2.0等)足以担当此重责大任,而且距离真正的北极点只有不到半度的偏差。

在另一方面,天龙座的右枢(天龙座α星),西元前3,000年的北极星,3.67等的光度就显得逊色多了(只有勾陈一的五分之一),在现今都市的光污染下几乎已经看不到了。

在天琴座内明亮的织女星过去也曾担任过北极星(在西元前12,000年,在西元14,000年将再任),但是却从未接近至北极点的5°以内。

当西元27,800年勾陈一再度成为北极星时,由于他的自行运动将会比现在离北极点稍远一些,在西元前23,600年的接近,是他最接近北极点的时刻。

在现阶段,要找到天球南极点是比较困难的,因为那个区域是平淡无奇,列名为南极星的南极座σ只是一颗在理想的条件下,肉眼勉强可见的5.5等暗星。但在第80到90世纪时,天南极将通过伪十字。

这种形势从星图也能看出,南极的指向正向南十字座移动。在经历2,000年左右,南十字座恰好可以指出南极点。由于南极点在向南十字座接近中,结果导致从北半球的亚热带地区将不再能像古希腊时代那样清楚的看见这个星座。

章动是指在物理学中指物体的自转轴绕另一轴线(称“进动轴”)旋转时,自转轴发生的摆动现象。也是在天文学中指地球自转轴绕黄道轴旋转时,地球自转轴产生的摆动现象。太阳和月球有时在赤道面之南,有时又在赤道之北,因而对地球的引力方向也不断改变。由于日、月等天体特别是月球对地球赤道突出部分的吸引作用,在地轴绕黄极的运动为26000年的长期进动(即“岁差”)中,还存在许多周期不同、振幅各异的微小变幅,其中在它的平均位置上附加了一种短周期的摆动,即周期小于或等于月球交点周期18.61年,振幅为9.211″(称为“章动常数”)的摆动,称为章动。其运动形态表现为沿地球进动圆形轨道作波浪式的曲线运为。章动按运动方式可分为黄经章动和交角章动,按周期可分为太阳章动、月球章动和每月章动 。

极移是极地迁移的简称。指旋转的地极和磁极随时间变化在地面的移动。其运动方式有两种:第一种是周期性的运动,北极呈反时针方向运动,南极顺时针运动。极移周期又有两种:①周期约为12月,振幅约为0.1″,沿着一长轴约4m的椭圆运动。这种运动与地球上的洋流、大气环流等大规模季节性变化有关;②周期为14个月,振幅约为0.2″,沿着半径约7m的圆周运动,又称张德勒运动,其周期称张德勒周期,这种运动与地球内部物质的运动有关。第二种是长期性漂移。其中又分两种:①长期漂移。据国际纬度站1900年以来的观测资料,得出地极存在着大小约为0.003″/a、方向沿着西经81.5°的线性漂移。极移的最大幅度不超过0.4″,在24m2的范围内移动。由于极移,地球各地的纬度、经度和离心力发生颤动式变化,并影响到地壳运动。由于地球内部的不稳定性,极移轨迹不是平滑的螺旋曲线,常有突然转折。②缓慢的长期极移——基本上是沿一径圈向一相对比较固定的方向移动,其移动速率约为10cm/a 。


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