第六章 地球运动的地理意义
第一节 四季和五带
一、太阳的回归运动
1、太阳回归运动和太阳赤纬的变化
形成四季和五带的根本原因是黄赤交角，而直接原因是太阳相对于天赤道的回归运动。
地球在公转轨道上以年为周期的绕日运动，在地球上看就是太阳视位置在黄道上的周年变化。由于黄赤交角的存在，太阳的视位置的赤纬值也是随时在变化的。
太阳视位置在春分时，赤纬为零，此时太阳在地球上的直射点在赤道上；太阳按逆时针方向移动，其赤纬值不断增加，当移到赤纬值为+23°26′时，即达到夏至点，太阳视位置的赤纬值达到最大，此时太阳在地球上的直射点位于北纬23°26′；
此后，太阳继续移行，赤纬值又逐渐减小，当移到秋分点时，太阳赤纬值为0°，此时太阳在地球上的直射点又退回到赤道上；
太阳继续移行，赤纬值仍继续减小，当移到赤纬值为-23°26′时，即达到冬至点，太阳视运动的赤纬值达到最小，此时太阳在地球的直射点位于南纬23°26′；
此后，太阳移行，赤纬逐渐增加，最后回到春分点。赤纬为0°，太阳在地球上直射点又回到地球上。
这样太阳就完成了以一年为周期的运行。年复一年，太阳视位置循环往返于赤纬+23°26′和-23°26′之间，这就称为太阳的回归运动。回归运动的周期便是回归年。太阳在天球上所能达到的南北界线，称为南、北回归线。
太阳回归运动定量地表现为太阳赤纬的变化。任何时候，太阳赤纬总是等于太阳直射点纬度。
二十四节气按太阳黄经划分，其更重要的区别在于太阳赤纬的不同。
太阳的赤纬随其黄经而变化，赤纬与黄经有一定的对应关系。
sinδ=0.4sinλ
即太阳黄经的正弦的0.4倍等于太阳赤纬的正弦。
太阳赤纬决定：昼夜长短和正午太阳高度
2、太阳回归运动与地球公转
太阳自转方向向东，地球公转方向也向东，但二者有23°26′的交角，如果我们把地球自转方向视为正东，那么地球的轨道运动除向东外，还有南北分量，南北分量造成了太阳的回归运动。
看图，当地球在轨道最北点的时候，太阳位于黄道上的南至点；当地球在轨道最南点的时候，太阳位于黄道上的北至点。从每年的南至日到北至日，地球从轨道上的最北点移到最南点，经过了轨道周长的一半（4.7×108 km）,两点间的直线距离为3×108 km，其中的向南的分量为1.2×107km。这期间，太阳的赤纬由-23°26′到23°26′，太阳直射点从地球上的南回归线移到北回归线。
太阳相对于天赤道的回归运动，是地球公转的南北分量造成的。
1.2×107km的南北分量，造成太阳赤纬46°52′的变化。
二、昼夜长短
1、昼夜长短概说
晨昏线（圈）：昼夜两半球之间的分界线。各地昼夜长短，因晨昏圈随太阳直射点的移动而发生变化，分纬线（圈）为昼弧和夜弧二部分，昼弧和夜弧的弧长，决定该地昼长和夜长：每15º折合1小时。
春秋二分：太阳直射赤道，晨昏线等分所有纬线，全球昼夜平分
北至日：太阳直射北回归线，北半球各地昼最长，夜最短；北极圈内为极昼。南半球各地夜最长，昼最短，南极圈内为极夜。
南至日：太阳直射南回归线，南半球各地昼最长，夜最短；南极圈内为极昼。北半球各地夜最长，昼最短，北极圈内为极夜。南北半球的昼夜长短与北至日相反。
地平圈分太阳周日圈（赤纬圈）为昼弧和夜弧两部分，根据各地昼弧与夜弧长，即可推知其昼夜长短。昼弧和夜弧的大小，是用解三角形的方法计算。
半昼弧公式
cost = -tanϕ tanδ
（t是半昼弧长，式中的ϕ和δ皆以北半球为正，南半球为负）
时角是天体所在的赤经圈相对于子午圈的方向和角距离。
此公式表明，决定昼夜长短有两个因素：当地地理纬度ϕ和当时的太阳赤纬δ（即太阳直射点纬度）。前者是空间因素，即地理因素；后者是时间因素，即季节因素。
∆ZPS中=90°−ϕZP
=90°−δPS
=cos90º=cos(90º- ϕ)cos(90º-δ) + sin(90º- ϕ)sin(90º-δ)cost PS90°
sin ϕ sinδ+cos ϕ cosδ=0
cost=- sin ϕ sinδ/cos ϕ cosδ
cost=-tg ϕ tgδ
简言之：昼夜长短因纬度而不同，因季节而变化
不同的周日圈被地平圈分割的情形各异，赤纬愈高，周日圈愈小，昼弧与夜弧的差异就愈大。地理纬度的不同，决定周日圈对地平圈倾角（90º-ϕ）的大小：纬度愈高，周日圈相对地平圈愈倾斜，昼夜长短的变化愈显著。
昼夜等长条件：t = 90º，cost = 0，
若：ϕ = 0° ⇒在赤道上, 终年昼夜等长
δ= 0° ⇒在春秋二分时，全球昼夜等长
昼长夜短条件：δ，ϕ同号（太阳直射半球）
昼短夜长条件：δ，ϕ异号（非太阳直射半球）
极昼(极夜)条件：t = 180°，cost = -1（t = 0°，cost = 1）
ϕ = 90° − δ , (ϕ = - (90°− δ))
极昼(极夜)发生在以南北两极为中心，以当时的太阳赤纬为半径的地球极冠地带。其范围大小视太阳赤纬（δ）而定。
2、昼夜长短的纬度分布
全球分极昼，昼长夜短，昼短夜长，极夜四个地带（两分除外）；
δ为正值，全球昼长向北递增；δ为负值，向南递增；
δ的绝对值愈大，极昼（夜）地带愈大；
根据以上三条，除春秋二分外，全球的昼长可分为四个纬度带：极昼地带，昼长夜短地带，昼短夜长地带和极夜地带（图）。
极昼和极夜地带是以两极为中心、以太阳赤纬（δ）为半径的地球极冠地带；
昼长夜短地带和昼短夜长地带以赤道为界，其宽度都等于（90°－δ），昼长夜短地带与极昼地带为邻，昼短夜长地带与极夜地带毗连。
随着太阳赤纬的变化，四个纬度带便发生相应的改变：太阳赤纬为正值（直射北半球）时，全球的昼长向北增加，极昼地带位于北极地区；太阳赤纬为负值（直射南半球）时，情况相反。太阳赤纬的绝对值｜δ｜愈大，则极昼（夜）地带愈宽。
3、昼夜长短的季节变化
二分时，全球昼夜平分，均为12小时；
二至时，昼夜长短极端；
各地全年平均昼长相等，皆为12小时。
升降二分发生昼长夜短与昼短夜长的交替，极昼和极夜地带，昼长夜短和昼短夜长地带发生南北倒转，并由昼夜平分开始趋向极端。而且，二分前
后，太阳赤纬（δ）变化最快，因而这段时间昼夜长短的变化特别明显。
南北二至发生昼减夜增和昼增夜减的交替，上述四个地带发生扩大和缩小的更替，昼（夜）长本身则开始由极端趋向齐平。
二至日过后不久，地球分别经过轨道的近日点（1 月初）和远日点（7 月初），公转速度达到最快和最慢。因此，北半球夏至后昼减夜增的变化，比冬至后昼增夜减的变化显得较为缓慢。
昼夜长短极值出现的时间，南北两半球相反。当北半球昼最长（夜最短） 时，南半球则是昼最短（夜最长）；北极地区发生极昼时，南极地区则是极夜。
在南北极圈内，都有极昼和极夜。它们的范围大小，随太阳赤纬（δ）而变化。｜δ｜值愈大，极昼（夜）范围愈广。如图所示：自春分到夏至（δ由０°增为23.°5），北极地区的极昼和南极地区的极夜，都从极点扩大到极圈；自夏至到秋分（δ由23.°5 减为０°），则从极圈缩小到极点。冬半年的情形反之。
由此可知，一地的极昼（夜）的持续时间，因距极远近而不同：愈近两极，极昼（夜）期间愈长，从南北极圈的1 日，到南北两极增为各约半年。
4、昼夜长短的其他因素
太阳视半径
大气折光作用
眼高差
5、晨昏蒙影
日出前和日没后的一段时间内，天空呈现出微弱的光亮的现象，叫晨昏蒙影，又称曙暮光。
日出前和日没后太阳光虽然不能直接射到地面，但可以射到地球的大气层，由于高空大气层里的质点和尘埃对太阳起反射和散射作用而引起这一现象。
按晨光始和昏影终的太阳“低度”标准分三级
民用：6°
航海：12°
天文：18°
纬度愈高，持续时间愈长
晨昏蒙影持续的时间，取决于太阳自地平落入地平下18°所需的时间。这段时间的长度，可根据太阳周日圈与地平圈的交角大小（90°－φ）来推算。太阳如垂直落入地平(赤道上)，这段路线最短，曙暮光持续时间也最短；
太阳周日圈愈倾斜，曙暮光持续时间便愈长。由此可知，晨昏蒙影的时间，随纬度增高而增长（纬度愈高，周日圈与地平圈愈倾斜，纬度越低，周
也略因季节而变化（因为太阳周日圈的大小因季节而不同），日圈与越垂直）；
二分较短，二至较长。
在高纬度的地方，每年有一段时间当天的晨蒙影与上一天的昏蒙影相接，出现白夜现象。纬度越高，白夜持续的时间越长。
下图是冬夏二至时，北半球不同纬度一日内的白昼、黑夜和晨昏蒙影时数的近似分配。夏至日，北纬60°的地方，整夜处于民用晨昏蒙影状态中，前一天的黄昏尚未结束，次日的黎明便接踵而来，通宵达旦，天空不黑。这种
事实上，夏至那天，纬度高于48.°5N 的高纬度夏季奇特的天象，被称为白夜。
地方（66.°5—18°），便没有真正的黑夜。南北两极地区冬季漫长的极夜，大部分时间是白夜。那里的真正黑夜，每年只有两个月左右。
三、太阳高度
1、太阳高度概说
⑴太阳高度（h）：太阳对于地平的高度角
⑵太阳高度决定于三个因素：
太阳赤纬δ（周年变化因素）
当地纬度ϕ（分布因素）
当地太阳时角t （周日变化因素）
⑶任意时刻太阳高度的三角公式
sinh = sinϕsinδ + cosϕcosδcost
∆ZPS中
=90°−ϕZP PS=90°−δ
t为当时太阳时角。已知三角形的两边求其夹角求第三边（90º-h）,带入球面三角形的余弦公式
cos(90º-h)= cos(90º-ϕ)cos(90º-δ)+sin(90º-ϕ) sin(90º-δ)cost
化简得 sinh = sinϕ sinδ + cosϕcosδcost
⑷正午太阳高度
中天时刻的太阳高度称为正午太阳高度（H）。
正午太阳高度公式 sinH= sinϕsinδ + cosϕcosδ
sinH= cos(ϕ-δ)=sin[90°-(ϕ-δ)]
于是便有 H=90°-ϕ+δ
使用这个公式时须往意：北半球的正午太阳高度，以南点为起点；南半球则以北点为起点。因此，计算结果容许出现H＞90°和H＜0°的情形。
由该公式可知
当ϕ＝δ时，H＝90°
太阳直射点所在的纬度等于太阳赤纬，正午太阳当顶。此地此刻，地面
上一切矗立的物体，都会有形而无影；说得更确切一点，物体的阴影正好在它们“脚下”。太阳赤纬（δ）变化于±23°26′ 之间，因此，地球上只有南北回归线之间的地带，才有可能达到90°的正午太阳高度。
当δ＞ϕ 时，H＞90°。
这意味着该地（北半球）正午太阳已越过天顶向北倾斜。若以北点起算，其真正地平高度应为：H=180°-（90°-ϕ+δ）。这种情况也只限于南北回归线地带（不包括南北回归线），其它纬度不会有δ＞ϕ 的情况。
当δ
δ ≤ 23°26′，所有纬度大于23°26′的地方，都不会有太阳直射。
在ϕ＞90°-δ，H＜0°。
表示高纬度冬季正经历着极夜。
按正午太阳高度公式： H=（90°-ϕ ）+ δ的图解，容易推出夜半太阳“低度”（ H′ ）：H′ = -（90°-ϕ ）+δ=ϕ + δ- 90°
式中的-（90°-ϕ）即为下点（Q′ ）低度。
根据这个公式，只要把晨光始（或昏影终）的太阳“低度”标准（－18°）和δ的极大值（23.5°）代入上式，便得白夜的纬度界限。即
－18°＝ϕ ＋23.5°－90°
于是有：ϕ ＝90°－23.5°－18°＝48.5°。
我国黑龙江省的漠河（ϕ ＝53.°5N），素有“中国的北极”之称，那里在夏至前后，也有白夜现象。
2、正午太阳高度的纬度分布
正午太阳高度因纬度而不同。具体的纬度差异，则随季节而变化。概括地说，太阳直射的纬度，正午太阳高度最大，H＝90°，由此向南北随纬度递减：两地的纬度差，就是它们的正午太阳高度差。
在说明正午太阳高度的纬度分布时，正午太阳高度的公式，可改写为如下形式：
H＝（90°＋δ）－ϕ
式中的（90°＋ δ）可看作赤道上不同季节的正午太阳高度，其它各地随纬度递减，ϕ 是对（90°＋ δ）的纬度订正。
二分时，δ＝0°。
各地的正午太阳高度都等于当地的余纬，即H＝90°－ϕ。赤道最高，H＝90°；至两极递减为0°。
北至时， δ＝ 23°26′
北半球各地的正午太阳高度H＝（90°＋23°26′ ）－ϕ ；南半球各地则H＝（90°－ 23°26′ ）－ϕ 。这时，北回归线的正午太阳高度最大， H＝90°，由此向南、北两个方向递减；至北极和南极，H 分别为23°26′ 和－23°26′ 。
南至时，δ＝－23°26′
北半球各地H＝66°34′ －ϕ，南半球各地H＝113°26′ －ϕ。这时，南回归线H＝90°，向南北递减，至北极和南极，H 分别为－23°26′ 和23°26′ 。
3、正午太阳高度的季节变化
正午太阳高度因季节而变化。具体的季节差异，则因纬度而不同。在说明正午太阳高度的季节变化时，正午太阳高度公式，可改为如下形式：
H＝（90°－ϕ ）＋ δ
式中的（90°－ϕ ）可看作二分时各纬度的正午太阳高度，即全年的平均值；δ是对（90°－ϕ ）的季节订正。各自半球的夏半年取正值，冬半年为负值。
在赤道，ϕ＝0°，H＝90°±23°26′，即那里的正午太阳高度变化于113°26′—66°33′之间（实即66°34′—90°—66°34′）。
在北回归线，ϕ＝23°26′，H＝66°34′± 23°26′，那里的正午太阳高度，最高可达90°，最低不小于43°08′ 。
在北极圈，ϕ＝66°34′，H＝23°26′±23°26′那里的正午太阳高度，最高不超过46°52′，最低时为0°。
在北极，ϕ ＝90°，H＝0°±23°26′，变化于23°26′—－23°26′之间。
4、地球上的四季
⑴四季的性质
半球性现象：昼夜长短和正午太阳高度角是半球性的，季节变化的主要因素；
全球性现象：日地距离的变化（影响很小）；
首先是天文现象，然后是气候现象。
⑵太阳直射点的移动和四季的递变
太阳直射点在南北半球的移动：两半球冬夏半年相互替代；
太阳直射点向北或向南移动，两半球的昼夜长短和正午太阳高度角变化相互倒转；
太阳直射点向赤道移动，昼夜长短和的正午太阳高度角趋向齐平，极昼和极夜地区缩小；太阳直射点向回归线移动，则反之。
⑶天文学上四季的划分
我国强调天文特征，以四立（立春、立夏、立秋、立冬）为四季的起止，以二分二至为四仲；
西方侧重气候季节，以二分二至作为四季的起点。
要使四季划分反映地球的气候特征，必须采用气候本身的标准。气候学上通常以候平均气温（每5日的平均气温）作为季节的划分标准：高于22℃为夏季，低于10℃为冬季，介于二者之间为春季和秋季。
5、地球上的五带
⑴五带的划分
南北回归线划分热带和温带（有无90°H） ；
南北极圈划分寒带和温带（有无极昼极夜）。
⑵五带的性质
季节带：具体的季节因地而异；
天文带：按有无直射阳光和有无极昼、极夜现象；
纬度带：不考虑海陆、大陆东西岸和地形的影响，也不考虑体气象条件。
总之，以纬度为唯一标准。
第二节 历法
一、历法概说
历法是用年、月、日等时间单位计算时间的方法。
天文学上为我们提供了三个天然的时间计量单位：回归年、朔望月、太阳日。
历法中的年、月、日，在理论上应当近似等于天然的时间单位——回归年、朔望月、真太阳日，这称为历日、历月、历年。
理想的历法，历年的平均长度等于回归年，历月的平均长度等于朔望月。实际上这些要求是根本无法同时达到的，在一定长的时间内，平均历年或平均历月都不可能与回归年或朔望月完全相等，总要有些零数。
历法的分类：太阴历（阴历）、太阳历（阳历）和阴阳历。
历法的主要内容：通过大月和小月，平年和闰年的适当搭配和安排，使其平均历月等于朔望月，或平均历年等于回归年。
二、阴历
1、阴历概说
侧重协调朔望月和历月关系的历法叫太阴历，简称阴历；
人类在准确测定回归年之前，已经相当准确地测定了朔望月的周期。因此，以朔望月为依据的阴历，是世界各民族和国家最早使用的一种原始历法。
阴历的首要成分是历月。它按朔望月的长度来定历月：大月30日，小月29日；通过大、小月的适当安排，使其平均历月接近朔望月。因此，阴历历日的轮转，体现月相的变化。
阴历其次才参照回归年的长度来定它的历年。12个朔望月相加，最接近回归年。所以，阴历以12个历月的累积为它的历年。阴历年是从历月派生出来的，并非独立的计时单位。
阴历的基本原则是：
平均历月= 朔望月；
平均历年= 朔望月×12。
阴历的优点是：它的每一日期都代表一定的月相。
阴历的缺点是：12个朔望月的总日数是29.5306× 12=354.3672日，比回归年短10.8750 日。由于这一差值，阴历的月序没有季节意义。
2、回历
“希吉来历”是伊斯兰国家和世界穆斯林通用的宗教历法。 “希吉来”系阿拉伯语之音译，意为“迁徙”。
回历系太阴历，其计算方法是：
平均以朔望月为一月，以12个朔望月为一年。
29.5日为平均历月，比朔望月短0.0306日（逢单大月30日，逢双小月29日，大小相间），大月称“大建”，小月称“小建”。
在逢闰之年，将12月改大月为30天。
按尾数0.0306日，定出30年11闰(0.0306日 ×12×30＝11.016日)；每一周期里的第2、5、7、10、13、16、18、21、24、26、29年，共11年为闰年，闰年将12月改大月为30天；平年354日，闰年355日，平均历年354.3666日比回归年短10.875 6日。
平均历月十分接近朔望月。回历年是太阴年，与季节变化失调。
回历不设置闰月。
回历以月光初见来定每月初一。我国旧历以日月合朔为每月初一。所谓月光初见，就是合朔后第一次黄昏时见到的蛾眉月。一般地说，回历的每月初一，相当于我国旧历的初二或初三。
回历自创制至今14个世纪以来，一直为阿拉伯国家纪年和世界穆斯林作为宗教历法所通用。该历于元世祖至元四年(1267)正式传入中国。中国信奉伊斯兰教的各族穆斯林，至今在斋戒、朝觐、节日等宗教活动中，仍以该历计算为据。
三、阴阳历
1、阴阳历概说
阴阳历是阴历向阳历发展的一种过渡性历法，是三类历法中最复杂的一类。它试图同时协调朔望月和历月、回归年和历年两方面的关系。但是，要完全做到这一点是不可能的。两者之中，它所侧重的是阴历成分。所以，阴阳历可说是一种特殊的阴历；或者说是一种改进了的阴历。
阴阳历的阴历成分：历月体现月相循环，以朔望月为标准安排大月和小月，与阴历完全相同。
阴阳历的阳历成分：以回归年所相当的朔望月数（1 回归年= 12. 3683 朔望月）为标准，安排平年和闰年；闰年时设置闰月，使其平均历年接近回归年。
阴阳历的基本原则是：
——平均历月=朔望月（与阴历同）；
——平均历年=12. 3683朔望月=回归年。
通过闰月的安排，阴阳历的历月同季节的关系的变化，一般不会超过1个月，阴历那种冬夏倒置的现象得以避免。以闰月来协调历年与回归年的关系，这是天文历法史上的重大突破。它标志着由原始历法到科学历法的过渡。
2、我国旧历
我国的传统历法，具有阴阳历的共同特点：它按照朔望月安排大月和小月，力求使平均历月等于朔望月；又根据回归年所相当的朔望月数安排平年和闰年，力求使平均历年等于回归年。
同时，我国的传统历法，还有它与众不同的特点：
⑴ 我国传统历法自秦汉以来，一直是阴阳历和二十四气并行。阴阳历虽然以闰月协调历年和回归年，但由于历年长度差异太大（平年354日，闰年384 或383日），历月与季节没有可靠的固定关系，仍然不能有效地指导农事进程。为弥补这个缺陷，我国传统历法另设二十四气。阴阳历本身用于一般纪事，
二十四气则用来指导农业生产。
二十四气按太阳黄经划分（从而也表示一定的太阳赤纬），自春分点起，每隔黄经15°为一气。二十四气又分为节气和中气两组。我国传统历法以十二节气把回归年分成十二个节月。每个节月各有一个节气和一个中气。节气是节月的起点，中气是节月的中点。
二十四气表
节月 节气 太阳黄经 太阳赤纬 阳历日期 中气 太阳黄经 太阳赤纬 阳历日期 一月 立春 315 ° -16 ° 20 ′ 2 月4(5)日 雨水 330 ° -11 ° 32 ′ 2 月19 日 二月 惊蛰 345 ° -5 ° 57 ′ 3 月6(5)日 春分 0 ° 0 ° 3 月21(20 日) 三月 清明 15 ° +5 ′ ° 57 4
四月 立夏 45 ° +16 ′ ° 20 5
五月 芒种 75 ° +22 ′ ° 44 6
六月 小暑 105 ° +22 ° ′ 44 7
七月 立秋 135 ° +16 ° ′ 20 8
八月 白露 165 ° +5 ° 57 ′ 9 月5(4)日 谷雨 30 ° +11 ′ ° 32 4 月5 、6日 小满 60 ° +20 ′ ° 16 5 月6(5)日 夏至 90 ° +23 ′ ° 26 6 月7(8)日 大暑 120 ° +20 ′ ° 16 7 月8(7)日 处暑 150 ° +11 ′ ° 32 8 月20(21)日 月21(22)日 月21 、22 日 月23 日 月23(24)日 月8(7)日 秋分 180 ° 0 ° 9 月23(24)日 九月 寒露 195 ° -5 ° 57 ′ 10 月8(9)日 霜降 210 ° -11 ° 32 ′ 10 月23 、24 日 十月 立冬 225 ° -16 ° 20 ° 11 月7 、8 日 小雪 240 ° -20 ° 16 ′ 11 月22 、23 日 十一月 大雪 255 ° -22 ° 44 ′ 12 月7 、(8)日 冬至 270 ° -23 ° 26 ′ 12 月22 日 十二月 小寒 285 ° -22 ° 44 ′ l 月6 、(5)日 大寒 300 ° 20 ′ ° 16 1 月21 (20)日
⑵ 我国传统历法对于日序和月序的编排，以及大月和小月、平年和闰年，不像一般历法那样采用长期安排的方法，而是强调逐年逐月推算，因而显得更加缜密和合理。国家设有专门机构从事历法推算。历日的具体推算，遵循如下二条原则：
以月相定日序：我国传统历法逐一推算日月合朔（日月黄经相同）的日期和时刻，把每次合朔的日期定为初一；根据先后二次合朔所包含的日数多寡，确定月的大小：如果包含30日，当月就是大月；如果只含29日，便是小月。
如某日6时5分是日月合朔的时刻，那么，这一天便是初一，次日便是初二，接着初三…。按朔望月的平均长度29.5306 日，第二次合朔将是第30日18 时49分，这一日成为下月初一，本月只含29日，因此是小月。第三次合朔落
在第60日7时33分（是另一个月的初一），那么，这个月自第30日至第59日，共含30日，所以是大月。采取这样的措施后，大、小月完全依日、月黄经的具体情形而定，历日轮转永远与月相同步循环，其平均历月严格地等于朔望月。
若朔望月长度不变，那么，在一般情况下，大小月将交替轮换。然而，实际情形并非如此。因为月球绕地球和地球绕太阳的轨道运动，都是不均匀的，二者之间没有简单的关系。因此，朔望月的长度是变动的，其差值最大可达13小时。所以，传统历法中经常出现连续二次或三次的大月和小月。
以中气定月序：二十四气不仅用于指导农事进程，而且还是调节月序和控制置闰的关键。
首先，以历月有无中气来区分正规历月和闰月。一个回归年有12个中气，但却包含12.3682个朔望月，经过几番历月轮转之后，必有一个历月挨不到中气。这个没有中气的月份便是闰月。
其次，根据历月包含的中气，决定该历月的月序。十二中气固定配属于一年中的十二个历月，不能混乱。如雨水所在的月份为正月，春分所在的月份为二月..其余类推（参见二十四气表）。
再次，重复前一历月定闰月的月序，即把闰月看成前一历月的重复。例如，1995年的那次闰月出现在八月之后，因而叫闰八月。
⑶ 我国传统历法还采用一套独特的纪时制度——干支。
十天干：甲乙丙丁戊己庚辛壬癸；
十二地支：子丑寅卯辰巳午未申酉戌亥。
天干和地支循环搭配：甲子、乙丑、丙寅 癸亥，以六十年为一周，周而复始。用于纪日、纪月、纪年。
干支最早是纪日，殷商时代就有了，六十日一循环，一直纪到现在（可在万年历上查）。
bǐngyínguǐ
干支纪月：大概始于春秋时代，同样是六十曰一循环，直到现在。
干支纪年：是从东汉章帝元和二年（公元85年）至今未断。
干支纪法是我国古代历法的一项独特创造。
干支表
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
甲子 乙丑 丙寅 丁卯 戊辰 己巳 庚午 辛未 壬申 癸酉
11 12 13 14 15 16 17 18 19 20
甲戍 乙亥 丙子 丁丑 戊寅 己卯 庚辰 辛巳 壬午 癸未
21 22 23 24 25 26 27 28 29 30
甲申 乙酉 丙戌 丁亥 戊子 己丑 庚寅 辛卯 壬辰 癸巳
31 32 33 34 35 36 37 38 39 40
甲午 乙未 丙申 丁酉 戊戌 己亥 庚子 辛丑 壬寅 癸卯
41 42 43 44 45 46 47 48 49 50
甲辰 乙巳 丙午 丁未 戊申 己酉 庚戌 辛亥 壬子 癸丑
5l 52 53 54 55 56 57 58 59 60
甲寅 乙卯 丙辰 丁巳 戊午 己未 庚申 辛酉 壬戌 癸亥
四、阳历
1、阳历概说
太阳历又称为阳历，是以地球绕太阳公转的运动周期为基础而制定的历法。
如今世界通行的公历就是一种阳历，平年365天，闰年366天，每四年一闰，每满百年少闰一次，到第四百年再闰，即每四百年中有97个闰年。公历的历年平均长度与回归年只有26秒之差，要累积3300年才差一日。
概括地说，阳历的基本原则是：
平均历年=回归年；
平均历月=回归年÷ 12。
2、现行公历的产生、变化和发展
现行的公历是由古罗马历法演变来的，罗马帝国第三次任执政官儒略·凯
撒执政之前，古罗马历法为：全年12个月，1、3、5、8四个月每月31天，2、4、6、7、9、10、11七个月每月29天，12月最短，28天。根据那时罗马的习惯，双数不吉祥，于是就在这个月里处决一年中所有的死刑犯。这样，历年为355天，比回归年少10多天。为了纠正日期与季节逐年脱离的偏差，就在每四年中增加两个补充月，第一个补充月22天，加在第二年里，另一个23天加在第四年里，所增加的天数放在第十二月的24日与25日之间。这实际上就是阴阳历了，历年平均长度为366.25天，同时用增加或减少补充月的办法来补救历法与天时不和的缺点。但这样却更增加了混乱：月份随意流转。比如，掌管历法的大祭司长在自己的朋友执政的年份，就硬插进一个月，而当是仇人执政，就减少补充月，来缩短其任期。
(1) 儒略历
当儒略·凯撒任罗马帝国第三次任执政官时（公元前46年），开始制定新历，这就是儒略历。
儒略历的主要内容是：每隔三年设一闰年，平年365天，闰年366天，历年平均长度为365.25日。以原先的第十一月1日为一年的开始，这样，罗马执政官上任时就恰值元旦。儒略历每年分12个月，第1、3、5、7、9、11月是大月，大月每月31天。第4、6、8、10、12月为小月，小月每月30天。第二月（即原先的第十二月）在平年是29天，闰年30天，虽然月序不同于改历前，可是仍然保留着原来的特点，是一年中最短的月份。
儒略历从罗马纪元709年，即公元前45年1月1日开始实行。 前一年（公元前46年），为了弥补罗马历与太阳年的年差，除了355天的历年和一个23天的附加月外，又插进两个月，其中一个月为33天，另一个月为34天。这样，这一年就有355＋23＋33＋34＝445天。这就是历史上所称的“乱年”。
(2) 奥古斯都历
西方历法从儒略历实施开始，终于走上正轨。滑稽的是，颁发历书的祭司们，却把改历命令中的“每隔三年设一闰年”误解为“每三年设一闰年”。这
就使每12年多置1闰。自公元前45年到公元前9年的36年中，造成了3日的误差这个错误直到公元前9年才由奥古斯都下令改正过来。
奥古斯都是儒略·凯撒姐姐的儿子。当奥古斯都准备改正闰年错误时，已经多闰了三次，于是他下令从公元前9年到公元3年停止闰年，自公元4年前，恢复4年1闰。
为了纪念他的这一功绩，把儒略历的第八月改称为“Augustus”，即奥古斯都月，因为他在这个月里曾取得过巨大的军事胜利。但这个月是小月，未免有点逊色，何况罗马人以单数为吉，而30天却是个双数，于是就从2月份拿出一天，加到奥古斯都月里，8月就31天了，这样2月在平年只有28天，碰上四年一次的闰年也不过29天。7、8、9月连续三个月都是大月，看起来很不顺眼，使用也不方便， 就把9月改为30天，10月为31天，11月为30天，12月为31天。这样，大小月相间的规律破坏了，一直到两千年后的今天还受到影响。
此后，修改后的儒略历被认为是准确无误的历法，于是人们把3月21日固定为春分日。但是随着时间的推移，人们发觉，真正的春分不再与当时的日历一致，这个昼夜相等的日期越来越早，到16世纪末已提前到3月11日了。春分逐渐提前，是由于儒略历并非最精确的历法，它的历年平均长度等于365.25日，还是比回归年长了11分14秒，这个差数虽然不大，但累积下去，128年就差一天，400年就差三天多。
(3) 格里历
罗马教皇格里高利十三世设立了改革历法的专门委员会，比较了各种方案后，决定采用意大利医生利里奥的方案，在400年中去掉儒略历多出的三个闰年。
1582年3月1日，格里高利颁发了改历命令，内容是：
①1582年10月4日后的一天是10月15日，而不是10月5日，但星期序号仍然连续计算，10月4日是星期四，第二天10月15日是星期五。这样，
就把从公元325年以来积累的老账一笔勾销了。
②为避免以后再发生春分飘离的现象，改闰年方法为：凡公元年数能被4整除的是闰年， 但当公元年数后边是带两个“0”的“世纪年”时，必须能被400整除的年才是闰年。
格里高利历的历年平均长度为365日5时49分12秒，比回归年长26秒。虽然照此计算，过3000年左右仍存在1天的误差，但这样的精确度已经相当了不起了。
公历的缺陷：岁首缺乏天文意义；历月长短不齐；大小月参差。
由于格里高利历的内容比较简洁，便于记忆，而且精度较高，与天时符合较好，因此它逐步为各国政府所采用。我国是从1912年1月1日正式使用格里历的。
3、公元、世纪、年代
公元：以耶酥诞生做为纪元；
公元的来历
公元是“公历纪元”的简称，是国际通行的纪年体系。以传说中耶稣基督的生年为公历元年（相当于中国西汉平帝元年）。
公元常以 A.D.（拉丁文 Anno Domini 的缩写，意为“主的生年”）表示，公元前则以 B.C.（英文 Before Christ 的缩写，意为“基督以前”）表示。
“公元”产生于基督教盛行的6世纪。公元525年，一个名叫狄奥尼西的僧侣，主张以耶酥诞生做为纪元，耶酥诞生前为“公元前”。公元532年，这种纪年法便在教会中使用。耶稣诞生的年份，便称为公元元年。公元元年相当于我国西汉末期平帝的元始元年。
我国采用公历是辛亥革命以后的1912年，但与当时的中华民族纪元的纪年法并行，新中国成立后，才完全采用公元纪元。
“世纪”来自拉丁文，意思是一百年。一百年叫一个世纪，从公元一年算起，每经一百年就算是一个世纪。
“年代”是在每一世纪中，以十年为一阶段，如“50年代”、“80年代”等
等。一般一个世纪的最初十年不用年代来称呼，而叫做“最初十年”。
第三节 时间
一、时间和时间单位
1、时间概说
时刻，指时间的迟早；
时段，指时间的长短；
物理时刻，时刻的迟早程度；
钟表时刻，物理时刻的表达形式。
2、时间单位
时间的基本单位是秒。
秒长原是从自然单位日长派生出来的。日长的86400分之一为1秒。然
而，由于黄赤交角和地球椭圆轨道的影响，真太阳日长度有微小的周年变化，真太阳日长度变化：二至最长，二分最短；最长的视太阳日在冬至后（12月23日，长度是24时0分29秒）；最短的视太阳日在秋分前（9月17日）长度是23时59分39秒。这样秒长也就没有固定的长度。
平太阳秒
由于真太阳长度的不固定，这个定义只有理论上的意义，在实际测定和
应用中不方便。为解决这个问题，用一个假想的太阳（平太阳）代替视太阳，作为测定日长的参考点。这个平太阳沿天赤道作匀速周年运动。这样，天文学家可以根据恒星周日视动与平太阳之间的关系，实地测定平太阳日，从而获得科学的平太阳秒长。
秒长的定义：全年中所有真太阳日的平均长度的86 400分之一为1秒，
即平太阳秒。
历书秒
事实上地球自转的速度也有变化（长期减慢、周期变化和不规则变化），
也就是说平太阳秒长是不稳定的，一直处于变化之中。但地球公转的周期却相当稳定。如果把地球公转周期的若干分之一定为1秒，这样的秒长也许会相当均匀的。
历书秒：1958年，国际文学联合会决议，把秒长定义为1900年1月0
日12 时正回归年长度的1/31556925. 9747。（天文学上为了计算的方便，常常使用一些“不存在”的日期，其实1月0日=(上一年的)12月31日，此外4月31日=5月1日 4月32日=5月2日，等等），不管以后回归年的秒数怎样变化，天文历书所采用的永远是这样的秒，被称为历书秒；并且规定，自1960年起，由历书秒取代平太阳秒，作为基本的时间计量标准。
从理论上说，历书秒是一种均匀不变的秒长单位。但实际上要得到这样
的秒长是十分困难的，经过数年观测，所得到的精度比平太阳秒提高不到10倍，仍不能满足现代科学技术对于时间精度的要求。
原子秒
原子秒：原子内部电子跃迁振荡频率（每秒能达几十亿次）是十分精确
和稳定的。利用原子振荡频率控制的时钟叫原子钟。天文学家与物理学家测定，在1历书秒中，铯原子（133）跃迁振荡平均为9 192 631 770次。1967年10月，第十三届国际计量大会正式把铯原子跃迁振荡9 192 631 770 周所经历的时间定义为一个原子秒长。它就是现代国际单位制中时间的基本单位长度。
按照原子标准，时间测量精度要比天文标准高出一千倍以上。
二、钟表时刻与量时天体
时角坐标系是用来度量时间的，在天文上，时刻是以天体的时角来度量
的。不同天体离开上中天的时间间隔是不同的。因此，时刻要因量时天体而不同。
1、“量时”天体：春分点和太阳
在天文学上，被用作量时的天体，一个是春分点，另外一个是太阳。量
时天体不同，时间系统也不同。
春分点时角表示恒星时：因为春分点时角周日变化均匀；春分点时角在任
何时候都等于上中天恒星的赤经，为恒星时的测定提供方便 ；
太阳时角用来度量太阳时：因为太阳周日运动是昼夜交替的直接原因。
2、两种时间系统在时刻与天体时角关系上的不同
恒星时同春分点时角一致（时角即时刻），太阳时刻与太阳时角有12时
的差值：
恒星时=春分点时角
太阳时=太阳时角+12h
春分点是天球上的定点，其赤经恒为0时，太阳在天球上有周年运动，
方向向东赤经逐日递增。春分点与太阳之间的赤经差，任何时候总是等于太阳的赤经（春分点赤经恒为零，太阳的赤经时刻变化）。
根据上述两个方面，同一地点的任何时刻，恒星时与太阳时之间，有如
下的换算关系：
恒星时=太阳时+太阳赤经-12 时
3、真太阳时、平太阳时
天文学上有两个太阳：一个是真实存在的太阳，即真太阳（或称视太阳）；
另一个是假想的太阳，即平太阳。两个太阳都以回归年为周期，在天球上作周年运行。
真太阳沿黄道运行，其速度是非均匀的；它的周日运动周期，是长短不
等的视太阳日。
平太阳沿天赤道运行，其速度是均匀的；它的周日运动周期，是均匀的
平太阳日。
有两个不同的太阳，就有两种不同的太阳时：
以真太阳时角推算的时刻，叫真太阳时或视太阳时，简称视时；
以平太阳时角推算的时刻，叫平太阳时，简称平时。
视时与平时，各有优缺点：
视时流逝不匀，但可以直接测定，用日晷测定的时刻便是视时；
平时流逝均匀，但只能根据恒星时或视时进行推算，日常应用的钟表
时刻是平时。
4、时差——视时与平时之差
两个太阳既有快慢（在周年运动中）的不同，它们之间便存在赤经差或
时角差，也就是两种太阳时之间的时刻差，被叫做时差。在决定时差值时，平太阳和平太阳时被当作比较标准。于是有：
时差= 视时- 平时
时差的周年变化：有正有负，可大可小
是视太阳日长度的周年变化的结果（原因）；
用视午和平午的比较来说明 （方法）；
视太阳在平太阳之西，视时>平时，时差>0
视太阳在平太阳之东，视时
极大值＋16.4分；极小值－14.4分
时差的逐日变化
视太阳日>平太阳日期间，视午逐日推迟，时差逐日变小。在这段时间
的终了，视午最迟，时差达极小值。
视太阳日
的终了，视午最早，时差达极大值。
5、恒星时、视时和平时的联系
视时＝恒星时－太阳赤经＋12时；
恒星时＝视时＋太阳赤经－12时；
视时＝平时＋时差；
平时＝视时－时差；
平时＝（恒星时－太阳赤经＋12时）－时差；
恒星时＝（平时＋时差）＋太阳赤经－12时。
三、钟表时刻与地方经度
1、地方时和世界时
地方时：按本地经度测定的时刻。包括地方恒星时，地方视时和地方平时。地理教科书上所说的地方时，通常是指地方平时。
地方时因经度而不同，较东的地方，有较快（时数较大）的地方时。经度每隔15°，地方时刻相差1小时。我们可以根据两地的经度差，推算时刻差。
世界时：即格林尼治时间。从1767 年开始，它作为一种国际通用的时间，在最早的天文历书中出现。
2、标准时
1884年在华盛顿举行的国际经度会议，在平太阳时范畴内，建立了世界标准时制度，以解决各个地区内部在时间上各自为政的问题。
标准时制度包括两方面的内容：划分标准时区和设立日界线。
理论时区：国际经度会议所划分的标准时区，只作理论性的规定。按理论时区确定的标准时，叫做区时；
法定时区：目前世界各国实际采用的标准时区，在具体做法上往往不同于理论时区，称为法定时区。按法定时区确定的标准时，叫做法定时。
前者是后者的基础，后者则是对前者的变通。
⑴ 区时
将全球划分为24个时区，每一时区跨经度15º。本初子午线所在的时区为中区（即零区），跨东西经各7.5°。中区以东依次为东1区、东2区、东12区，它们的中央经线分别为东经15°、30°、180°；中区以西依次为西1区、西2区、西12区，它们的中央经线分别是西经15°、30°、180°。其中，东12 区和西12 区是两个半时区，叠加为12 区。每一时区的东西界线距各自中央经线都为7.5°。
各个时区采用各自中央经线的地方平时，为全区统一的标准时间，这就
区时同各该时区东西界线上的地方平时的差值，皆为半小时。这样，叫区时。
在每一时区内部，既消除了时间上各自为政的弊端，也不致使钟面时刻与太阳光照严重违失。
在时刻同经度的关系上，区时显然不同于地方时。地方时直接决定于经度：任何两地的经度差，都等于它们的地方时刻之差。区时则不然，两地的
区时之差，决定于它们的时区之差，而不直接决定于两地的经度。
⑵ 法定时
区时是理论上的标准时，时区都以经线分界，适用于海上。在陆地上，时区界线通常被自然或行政疆界所代替。许多国家为了自身的便利，在制定标准时时，要根据具体情况，对理论上的标准时进行各种调整。它们被称为法定时。
⑶国际日期变更线（日界线）和日期进退
在环球航行和时间推算中发生日期混乱；
将180º经线定为国际日期变更线。
它北起北极，通过白令海峡、太平洋，直到南极。这样，日界线就不再穿过任何国家。这条线上的子夜，即地方时间零点，为日期的分界时间。
日界线西侧的东 12 区是全球的“最东”（最早）时区，线东侧的西12区是全球的“最西”（最迟）时区；
日界线的东西二侧，钟点相同，日期相差 1 日，西侧（东12区）比东侧（西12区）超前1日。
向东过日界线，退1日；向西过日界线，进1日；（东进西退）
日界线的偏离（为避开陆地和岛屿）。
四、从世界时到协调世界时
世界时（UT）：以地球自转为基础，未摆脱地球自转不均匀对时间的影响；
历书时（ET）：以地球公转为基准，以历书秒为单位，但精度不高；
原子时（AT）：以物质内部原子运动为基准，空间精密的时间系统；
协调世界时（UTC）：原子时的秒长与世界时的时刻相互协调。
第六章 地球运动的地理意义
第一节 四季和五带
一、太阳的回归运动
1、太阳回归运动和太阳赤纬的变化
形成四季和五带的根本原因是黄赤交角，而直接原因是太阳相对于天赤道的回归运动。
地球在公转轨道上以年为周期的绕日运动，在地球上看就是太阳视位置在黄道上的周年变化。由于黄赤交角的存在，太阳的视位置的赤纬值也是随时在变化的。
太阳视位置在春分时，赤纬为零，此时太阳在地球上的直射点在赤道上；太阳按逆时针方向移动，其赤纬值不断增加，当移到赤纬值为+23°26′时，即达到夏至点，太阳视位置的赤纬值达到最大，此时太阳在地球上的直射点位于北纬23°26′；
此后，太阳继续移行，赤纬值又逐渐减小，当移到秋分点时，太阳赤纬值为0°，此时太阳在地球上的直射点又退回到赤道上；
太阳继续移行，赤纬值仍继续减小，当移到赤纬值为-23°26′时，即达到冬至点，太阳视运动的赤纬值达到最小，此时太阳在地球的直射点位于南纬23°26′；
此后，太阳移行，赤纬逐渐增加，最后回到春分点。赤纬为0°，太阳在地球上直射点又回到地球上。
这样太阳就完成了以一年为周期的运行。年复一年，太阳视位置循环往返于赤纬+23°26′和-23°26′之间，这就称为太阳的回归运动。回归运动的周期便是回归年。太阳在天球上所能达到的南北界线，称为南、北回归线。
太阳回归运动定量地表现为太阳赤纬的变化。任何时候，太阳赤纬总是等于太阳直射点纬度。
二十四节气按太阳黄经划分，其更重要的区别在于太阳赤纬的不同。
太阳的赤纬随其黄经而变化，赤纬与黄经有一定的对应关系。
sinδ=0.4sinλ
即太阳黄经的正弦的0.4倍等于太阳赤纬的正弦。
太阳赤纬决定：昼夜长短和正午太阳高度
2、太阳回归运动与地球公转
太阳自转方向向东，地球公转方向也向东，但二者有23°26′的交角，如果我们把地球自转方向视为正东，那么地球的轨道运动除向东外，还有南北分量，南北分量造成了太阳的回归运动。
看图，当地球在轨道最北点的时候，太阳位于黄道上的南至点；当地球在轨道最南点的时候，太阳位于黄道上的北至点。从每年的南至日到北至日，地球从轨道上的最北点移到最南点，经过了轨道周长的一半（4.7×108 km）,两点间的直线距离为3×108 km，其中的向南的分量为1.2×107km。这期间，太阳的赤纬由-23°26′到23°26′，太阳直射点从地球上的南回归线移到北回归线。
太阳相对于天赤道的回归运动，是地球公转的南北分量造成的。
1.2×107km的南北分量，造成太阳赤纬46°52′的变化。
二、昼夜长短
1、昼夜长短概说
晨昏线（圈）：昼夜两半球之间的分界线。各地昼夜长短，因晨昏圈随太阳直射点的移动而发生变化，分纬线（圈）为昼弧和夜弧二部分，昼弧和夜弧的弧长，决定该地昼长和夜长：每15º折合1小时。
春秋二分：太阳直射赤道，晨昏线等分所有纬线，全球昼夜平分
北至日：太阳直射北回归线，北半球各地昼最长，夜最短；北极圈内为极昼。南半球各地夜最长，昼最短，南极圈内为极夜。
南至日：太阳直射南回归线，南半球各地昼最长，夜最短；南极圈内为极昼。北半球各地夜最长，昼最短，北极圈内为极夜。南北半球的昼夜长短与北至日相反。
地平圈分太阳周日圈（赤纬圈）为昼弧和夜弧两部分，根据各地昼弧与夜弧长，即可推知其昼夜长短。昼弧和夜弧的大小，是用解三角形的方法计算。
半昼弧公式
cost = -tanϕ tanδ
（t是半昼弧长，式中的ϕ和δ皆以北半球为正，南半球为负）
时角是天体所在的赤经圈相对于子午圈的方向和角距离。
此公式表明，决定昼夜长短有两个因素：当地地理纬度ϕ和当时的太阳赤纬δ（即太阳直射点纬度）。前者是空间因素，即地理因素；后者是时间因素，即季节因素。
∆ZPS中=90°−ϕZP
=90°−δPS
=cos90º=cos(90º- ϕ)cos(90º-δ) + sin(90º- ϕ)sin(90º-δ)cost PS90°
sin ϕ sinδ+cos ϕ cosδ=0
cost=- sin ϕ sinδ/cos ϕ cosδ
cost=-tg ϕ tgδ
简言之：昼夜长短因纬度而不同，因季节而变化
不同的周日圈被地平圈分割的情形各异，赤纬愈高，周日圈愈小，昼弧与夜弧的差异就愈大。地理纬度的不同，决定周日圈对地平圈倾角（90º-ϕ）的大小：纬度愈高，周日圈相对地平圈愈倾斜，昼夜长短的变化愈显著。
昼夜等长条件：t = 90º，cost = 0，
若：ϕ = 0° ⇒在赤道上, 终年昼夜等长
δ= 0° ⇒在春秋二分时，全球昼夜等长
昼长夜短条件：δ，ϕ同号（太阳直射半球）
昼短夜长条件：δ，ϕ异号（非太阳直射半球）
极昼(极夜)条件：t = 180°，cost = -1（t = 0°，cost = 1）
ϕ = 90° − δ , (ϕ = - (90°− δ))
极昼(极夜)发生在以南北两极为中心，以当时的太阳赤纬为半径的地球极冠地带。其范围大小视太阳赤纬（δ）而定。
2、昼夜长短的纬度分布
全球分极昼，昼长夜短，昼短夜长，极夜四个地带（两分除外）；
δ为正值，全球昼长向北递增；δ为负值，向南递增；
δ的绝对值愈大，极昼（夜）地带愈大；
根据以上三条，除春秋二分外，全球的昼长可分为四个纬度带：极昼地带，昼长夜短地带，昼短夜长地带和极夜地带（图）。
极昼和极夜地带是以两极为中心、以太阳赤纬（δ）为半径的地球极冠地带；
昼长夜短地带和昼短夜长地带以赤道为界，其宽度都等于（90°－δ），昼长夜短地带与极昼地带为邻，昼短夜长地带与极夜地带毗连。
随着太阳赤纬的变化，四个纬度带便发生相应的改变：太阳赤纬为正值（直射北半球）时，全球的昼长向北增加，极昼地带位于北极地区；太阳赤纬为负值（直射南半球）时，情况相反。太阳赤纬的绝对值｜δ｜愈大，则极昼（夜）地带愈宽。
3、昼夜长短的季节变化
二分时，全球昼夜平分，均为12小时；
二至时，昼夜长短极端；
各地全年平均昼长相等，皆为12小时。
升降二分发生昼长夜短与昼短夜长的交替，极昼和极夜地带，昼长夜短和昼短夜长地带发生南北倒转，并由昼夜平分开始趋向极端。而且，二分前
后，太阳赤纬（δ）变化最快，因而这段时间昼夜长短的变化特别明显。
南北二至发生昼减夜增和昼增夜减的交替，上述四个地带发生扩大和缩小的更替，昼（夜）长本身则开始由极端趋向齐平。
二至日过后不久，地球分别经过轨道的近日点（1 月初）和远日点（7 月初），公转速度达到最快和最慢。因此，北半球夏至后昼减夜增的变化，比冬至后昼增夜减的变化显得较为缓慢。
昼夜长短极值出现的时间，南北两半球相反。当北半球昼最长（夜最短） 时，南半球则是昼最短（夜最长）；北极地区发生极昼时，南极地区则是极夜。
在南北极圈内，都有极昼和极夜。它们的范围大小，随太阳赤纬（δ）而变化。｜δ｜值愈大，极昼（夜）范围愈广。如图所示：自春分到夏至（δ由０°增为23.°5），北极地区的极昼和南极地区的极夜，都从极点扩大到极圈；自夏至到秋分（δ由23.°5 减为０°），则从极圈缩小到极点。冬半年的情形反之。
由此可知，一地的极昼（夜）的持续时间，因距极远近而不同：愈近两极，极昼（夜）期间愈长，从南北极圈的1 日，到南北两极增为各约半年。
4、昼夜长短的其他因素
太阳视半径
大气折光作用
眼高差
5、晨昏蒙影
日出前和日没后的一段时间内，天空呈现出微弱的光亮的现象，叫晨昏蒙影，又称曙暮光。
日出前和日没后太阳光虽然不能直接射到地面，但可以射到地球的大气层，由于高空大气层里的质点和尘埃对太阳起反射和散射作用而引起这一现象。
按晨光始和昏影终的太阳“低度”标准分三级
民用：6°
航海：12°
天文：18°
纬度愈高，持续时间愈长
晨昏蒙影持续的时间，取决于太阳自地平落入地平下18°所需的时间。这段时间的长度，可根据太阳周日圈与地平圈的交角大小（90°－φ）来推算。太阳如垂直落入地平(赤道上)，这段路线最短，曙暮光持续时间也最短；
太阳周日圈愈倾斜，曙暮光持续时间便愈长。由此可知，晨昏蒙影的时间，随纬度增高而增长（纬度愈高，周日圈与地平圈愈倾斜，纬度越低，周
也略因季节而变化（因为太阳周日圈的大小因季节而不同），日圈与越垂直）；
二分较短，二至较长。
在高纬度的地方，每年有一段时间当天的晨蒙影与上一天的昏蒙影相接，出现白夜现象。纬度越高，白夜持续的时间越长。
下图是冬夏二至时，北半球不同纬度一日内的白昼、黑夜和晨昏蒙影时数的近似分配。夏至日，北纬60°的地方，整夜处于民用晨昏蒙影状态中，前一天的黄昏尚未结束，次日的黎明便接踵而来，通宵达旦，天空不黑。这种
事实上，夏至那天，纬度高于48.°5N 的高纬度夏季奇特的天象，被称为白夜。
地方（66.°5—18°），便没有真正的黑夜。南北两极地区冬季漫长的极夜，大部分时间是白夜。那里的真正黑夜，每年只有两个月左右。
三、太阳高度
1、太阳高度概说
⑴太阳高度（h）：太阳对于地平的高度角
⑵太阳高度决定于三个因素：
太阳赤纬δ（周年变化因素）
当地纬度ϕ（分布因素）
当地太阳时角t （周日变化因素）
⑶任意时刻太阳高度的三角公式
sinh = sinϕsinδ + cosϕcosδcost
∆ZPS中
=90°−ϕZP PS=90°−δ
t为当时太阳时角。已知三角形的两边求其夹角求第三边（90º-h）,带入球面三角形的余弦公式
cos(90º-h)= cos(90º-ϕ)cos(90º-δ)+sin(90º-ϕ) sin(90º-δ)cost
化简得 sinh = sinϕ sinδ + cosϕcosδcost
⑷正午太阳高度
中天时刻的太阳高度称为正午太阳高度（H）。
正午太阳高度公式 sinH= sinϕsinδ + cosϕcosδ
sinH= cos(ϕ-δ)=sin[90°-(ϕ-δ)]
于是便有 H=90°-ϕ+δ
使用这个公式时须往意：北半球的正午太阳高度，以南点为起点；南半球则以北点为起点。因此，计算结果容许出现H＞90°和H＜0°的情形。
由该公式可知
当ϕ＝δ时，H＝90°
太阳直射点所在的纬度等于太阳赤纬，正午太阳当顶。此地此刻，地面
上一切矗立的物体，都会有形而无影；说得更确切一点，物体的阴影正好在它们“脚下”。太阳赤纬（δ）变化于±23°26′ 之间，因此，地球上只有南北回归线之间的地带，才有可能达到90°的正午太阳高度。
当δ＞ϕ 时，H＞90°。
这意味着该地（北半球）正午太阳已越过天顶向北倾斜。若以北点起算，其真正地平高度应为：H=180°-（90°-ϕ+δ）。这种情况也只限于南北回归线地带（不包括南北回归线），其它纬度不会有δ＞ϕ 的情况。
当δ
δ ≤ 23°26′，所有纬度大于23°26′的地方，都不会有太阳直射。
在ϕ＞90°-δ，H＜0°。
表示高纬度冬季正经历着极夜。
按正午太阳高度公式： H=（90°-ϕ ）+ δ的图解，容易推出夜半太阳“低度”（ H′ ）：H′ = -（90°-ϕ ）+δ=ϕ + δ- 90°
式中的-（90°-ϕ）即为下点（Q′ ）低度。
根据这个公式，只要把晨光始（或昏影终）的太阳“低度”标准（－18°）和δ的极大值（23.5°）代入上式，便得白夜的纬度界限。即
－18°＝ϕ ＋23.5°－90°
于是有：ϕ ＝90°－23.5°－18°＝48.5°。
我国黑龙江省的漠河（ϕ ＝53.°5N），素有“中国的北极”之称，那里在夏至前后，也有白夜现象。
2、正午太阳高度的纬度分布
正午太阳高度因纬度而不同。具体的纬度差异，则随季节而变化。概括地说，太阳直射的纬度，正午太阳高度最大，H＝90°，由此向南北随纬度递减：两地的纬度差，就是它们的正午太阳高度差。
在说明正午太阳高度的纬度分布时，正午太阳高度的公式，可改写为如下形式：
H＝（90°＋δ）－ϕ
式中的（90°＋ δ）可看作赤道上不同季节的正午太阳高度，其它各地随纬度递减，ϕ 是对（90°＋ δ）的纬度订正。
二分时，δ＝0°。
各地的正午太阳高度都等于当地的余纬，即H＝90°－ϕ。赤道最高，H＝90°；至两极递减为0°。
北至时， δ＝ 23°26′
北半球各地的正午太阳高度H＝（90°＋23°26′ ）－ϕ ；南半球各地则H＝（90°－ 23°26′ ）－ϕ 。这时，北回归线的正午太阳高度最大， H＝90°，由此向南、北两个方向递减；至北极和南极，H 分别为23°26′ 和－23°26′ 。
南至时，δ＝－23°26′
北半球各地H＝66°34′ －ϕ，南半球各地H＝113°26′ －ϕ。这时，南回归线H＝90°，向南北递减，至北极和南极，H 分别为－23°26′ 和23°26′ 。
3、正午太阳高度的季节变化
正午太阳高度因季节而变化。具体的季节差异，则因纬度而不同。在说明正午太阳高度的季节变化时，正午太阳高度公式，可改为如下形式：
H＝（90°－ϕ ）＋ δ
式中的（90°－ϕ ）可看作二分时各纬度的正午太阳高度，即全年的平均值；δ是对（90°－ϕ ）的季节订正。各自半球的夏半年取正值，冬半年为负值。
在赤道，ϕ＝0°，H＝90°±23°26′，即那里的正午太阳高度变化于113°26′—66°33′之间（实即66°34′—90°—66°34′）。
在北回归线，ϕ＝23°26′，H＝66°34′± 23°26′，那里的正午太阳高度，最高可达90°，最低不小于43°08′ 。
在北极圈，ϕ＝66°34′，H＝23°26′±23°26′那里的正午太阳高度，最高不超过46°52′，最低时为0°。
在北极，ϕ ＝90°，H＝0°±23°26′，变化于23°26′—－23°26′之间。
4、地球上的四季
⑴四季的性质
半球性现象：昼夜长短和正午太阳高度角是半球性的，季节变化的主要因素；
全球性现象：日地距离的变化（影响很小）；
首先是天文现象，然后是气候现象。
⑵太阳直射点的移动和四季的递变
太阳直射点在南北半球的移动：两半球冬夏半年相互替代；
太阳直射点向北或向南移动，两半球的昼夜长短和正午太阳高度角变化相互倒转；
太阳直射点向赤道移动，昼夜长短和的正午太阳高度角趋向齐平，极昼和极夜地区缩小；太阳直射点向回归线移动，则反之。
⑶天文学上四季的划分
我国强调天文特征，以四立（立春、立夏、立秋、立冬）为四季的起止，以二分二至为四仲；
西方侧重气候季节，以二分二至作为四季的起点。
要使四季划分反映地球的气候特征，必须采用气候本身的标准。气候学上通常以候平均气温（每5日的平均气温）作为季节的划分标准：高于22℃为夏季，低于10℃为冬季，介于二者之间为春季和秋季。
5、地球上的五带
⑴五带的划分
南北回归线划分热带和温带（有无90°H） ；
南北极圈划分寒带和温带（有无极昼极夜）。
⑵五带的性质
季节带：具体的季节因地而异；
天文带：按有无直射阳光和有无极昼、极夜现象；
纬度带：不考虑海陆、大陆东西岸和地形的影响，也不考虑体气象条件。
总之，以纬度为唯一标准。
第二节 历法
一、历法概说
历法是用年、月、日等时间单位计算时间的方法。
天文学上为我们提供了三个天然的时间计量单位：回归年、朔望月、太阳日。
历法中的年、月、日，在理论上应当近似等于天然的时间单位——回归年、朔望月、真太阳日，这称为历日、历月、历年。
理想的历法，历年的平均长度等于回归年，历月的平均长度等于朔望月。实际上这些要求是根本无法同时达到的，在一定长的时间内，平均历年或平均历月都不可能与回归年或朔望月完全相等，总要有些零数。
历法的分类：太阴历（阴历）、太阳历（阳历）和阴阳历。
历法的主要内容：通过大月和小月，平年和闰年的适当搭配和安排，使其平均历月等于朔望月，或平均历年等于回归年。
二、阴历
1、阴历概说
侧重协调朔望月和历月关系的历法叫太阴历，简称阴历；
人类在准确测定回归年之前，已经相当准确地测定了朔望月的周期。因此，以朔望月为依据的阴历，是世界各民族和国家最早使用的一种原始历法。
阴历的首要成分是历月。它按朔望月的长度来定历月：大月30日，小月29日；通过大、小月的适当安排，使其平均历月接近朔望月。因此，阴历历日的轮转，体现月相的变化。
阴历其次才参照回归年的长度来定它的历年。12个朔望月相加，最接近回归年。所以，阴历以12个历月的累积为它的历年。阴历年是从历月派生出来的，并非独立的计时单位。
阴历的基本原则是：
平均历月= 朔望月；
平均历年= 朔望月×12。
阴历的优点是：它的每一日期都代表一定的月相。
阴历的缺点是：12个朔望月的总日数是29.5306× 12=354.3672日，比回归年短10.8750 日。由于这一差值，阴历的月序没有季节意义。
2、回历
“希吉来历”是伊斯兰国家和世界穆斯林通用的宗教历法。 “希吉来”系阿拉伯语之音译，意为“迁徙”。
回历系太阴历，其计算方法是：
平均以朔望月为一月，以12个朔望月为一年。
29.5日为平均历月，比朔望月短0.0306日（逢单大月30日，逢双小月29日，大小相间），大月称“大建”，小月称“小建”。
在逢闰之年，将12月改大月为30天。
按尾数0.0306日，定出30年11闰(0.0306日 ×12×30＝11.016日)；每一周期里的第2、5、7、10、13、16、18、21、24、26、29年，共11年为闰年，闰年将12月改大月为30天；平年354日，闰年355日，平均历年354.3666日比回归年短10.875 6日。
平均历月十分接近朔望月。回历年是太阴年，与季节变化失调。
回历不设置闰月。
回历以月光初见来定每月初一。我国旧历以日月合朔为每月初一。所谓月光初见，就是合朔后第一次黄昏时见到的蛾眉月。一般地说，回历的每月初一，相当于我国旧历的初二或初三。
回历自创制至今14个世纪以来，一直为阿拉伯国家纪年和世界穆斯林作为宗教历法所通用。该历于元世祖至元四年(1267)正式传入中国。中国信奉伊斯兰教的各族穆斯林，至今在斋戒、朝觐、节日等宗教活动中，仍以该历计算为据。
三、阴阳历
1、阴阳历概说
阴阳历是阴历向阳历发展的一种过渡性历法，是三类历法中最复杂的一类。它试图同时协调朔望月和历月、回归年和历年两方面的关系。但是，要完全做到这一点是不可能的。两者之中，它所侧重的是阴历成分。所以，阴阳历可说是一种特殊的阴历；或者说是一种改进了的阴历。
阴阳历的阴历成分：历月体现月相循环，以朔望月为标准安排大月和小月，与阴历完全相同。
阴阳历的阳历成分：以回归年所相当的朔望月数（1 回归年= 12. 3683 朔望月）为标准，安排平年和闰年；闰年时设置闰月，使其平均历年接近回归年。
阴阳历的基本原则是：
——平均历月=朔望月（与阴历同）；
——平均历年=12. 3683朔望月=回归年。
通过闰月的安排，阴阳历的历月同季节的关系的变化，一般不会超过1个月，阴历那种冬夏倒置的现象得以避免。以闰月来协调历年与回归年的关系，这是天文历法史上的重大突破。它标志着由原始历法到科学历法的过渡。
2、我国旧历
我国的传统历法，具有阴阳历的共同特点：它按照朔望月安排大月和小月，力求使平均历月等于朔望月；又根据回归年所相当的朔望月数安排平年和闰年，力求使平均历年等于回归年。
同时，我国的传统历法，还有它与众不同的特点：
⑴ 我国传统历法自秦汉以来，一直是阴阳历和二十四气并行。阴阳历虽然以闰月协调历年和回归年，但由于历年长度差异太大（平年354日，闰年384 或383日），历月与季节没有可靠的固定关系，仍然不能有效地指导农事进程。为弥补这个缺陷，我国传统历法另设二十四气。阴阳历本身用于一般纪事，
二十四气则用来指导农业生产。
二十四气按太阳黄经划分（从而也表示一定的太阳赤纬），自春分点起，每隔黄经15°为一气。二十四气又分为节气和中气两组。我国传统历法以十二节气把回归年分成十二个节月。每个节月各有一个节气和一个中气。节气是节月的起点，中气是节月的中点。
二十四气表
节月 节气 太阳黄经 太阳赤纬 阳历日期 中气 太阳黄经 太阳赤纬 阳历日期 一月 立春 315 ° -16 ° 20 ′ 2 月4(5)日 雨水 330 ° -11 ° 32 ′ 2 月19 日 二月 惊蛰 345 ° -5 ° 57 ′ 3 月6(5)日 春分 0 ° 0 ° 3 月21(20 日) 三月 清明 15 ° +5 ′ ° 57 4
四月 立夏 45 ° +16 ′ ° 20 5
五月 芒种 75 ° +22 ′ ° 44 6
六月 小暑 105 ° +22 ° ′ 44 7
七月 立秋 135 ° +16 ° ′ 20 8
八月 白露 165 ° +5 ° 57 ′ 9 月5(4)日 谷雨 30 ° +11 ′ ° 32 4 月5 、6日 小满 60 ° +20 ′ ° 16 5 月6(5)日 夏至 90 ° +23 ′ ° 26 6 月7(8)日 大暑 120 ° +20 ′ ° 16 7 月8(7)日 处暑 150 ° +11 ′ ° 32 8 月20(21)日 月21(22)日 月21 、22 日 月23 日 月23(24)日 月8(7)日 秋分 180 ° 0 ° 9 月23(24)日 九月 寒露 195 ° -5 ° 57 ′ 10 月8(9)日 霜降 210 ° -11 ° 32 ′ 10 月23 、24 日 十月 立冬 225 ° -16 ° 20 ° 11 月7 、8 日 小雪 240 ° -20 ° 16 ′ 11 月22 、23 日 十一月 大雪 255 ° -22 ° 44 ′ 12 月7 、(8)日 冬至 270 ° -23 ° 26 ′ 12 月22 日 十二月 小寒 285 ° -22 ° 44 ′ l 月6 、(5)日 大寒 300 ° 20 ′ ° 16 1 月21 (20)日
⑵ 我国传统历法对于日序和月序的编排，以及大月和小月、平年和闰年，不像一般历法那样采用长期安排的方法，而是强调逐年逐月推算，因而显得更加缜密和合理。国家设有专门机构从事历法推算。历日的具体推算，遵循如下二条原则：
以月相定日序：我国传统历法逐一推算日月合朔（日月黄经相同）的日期和时刻，把每次合朔的日期定为初一；根据先后二次合朔所包含的日数多寡，确定月的大小：如果包含30日，当月就是大月；如果只含29日，便是小月。
如某日6时5分是日月合朔的时刻，那么，这一天便是初一，次日便是初二，接着初三…。按朔望月的平均长度29.5306 日，第二次合朔将是第30日18 时49分，这一日成为下月初一，本月只含29日，因此是小月。第三次合朔落
在第60日7时33分（是另一个月的初一），那么，这个月自第30日至第59日，共含30日，所以是大月。采取这样的措施后，大、小月完全依日、月黄经的具体情形而定，历日轮转永远与月相同步循环，其平均历月严格地等于朔望月。
若朔望月长度不变，那么，在一般情况下，大小月将交替轮换。然而，实际情形并非如此。因为月球绕地球和地球绕太阳的轨道运动，都是不均匀的，二者之间没有简单的关系。因此，朔望月的长度是变动的，其差值最大可达13小时。所以，传统历法中经常出现连续二次或三次的大月和小月。
以中气定月序：二十四气不仅用于指导农事进程，而且还是调节月序和控制置闰的关键。
首先，以历月有无中气来区分正规历月和闰月。一个回归年有12个中气，但却包含12.3682个朔望月，经过几番历月轮转之后，必有一个历月挨不到中气。这个没有中气的月份便是闰月。
其次，根据历月包含的中气，决定该历月的月序。十二中气固定配属于一年中的十二个历月，不能混乱。如雨水所在的月份为正月，春分所在的月份为二月..其余类推（参见二十四气表）。
再次，重复前一历月定闰月的月序，即把闰月看成前一历月的重复。例如，1995年的那次闰月出现在八月之后，因而叫闰八月。
⑶ 我国传统历法还采用一套独特的纪时制度——干支。
十天干：甲乙丙丁戊己庚辛壬癸；
十二地支：子丑寅卯辰巳午未申酉戌亥。
天干和地支循环搭配：甲子、乙丑、丙寅 癸亥，以六十年为一周，周而复始。用于纪日、纪月、纪年。
干支最早是纪日，殷商时代就有了，六十日一循环，一直纪到现在（可在万年历上查）。
bǐngyínguǐ
干支纪月：大概始于春秋时代，同样是六十曰一循环，直到现在。
干支纪年：是从东汉章帝元和二年（公元85年）至今未断。
干支纪法是我国古代历法的一项独特创造。
干支表
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
甲子 乙丑 丙寅 丁卯 戊辰 己巳 庚午 辛未 壬申 癸酉
11 12 13 14 15 16 17 18 19 20
甲戍 乙亥 丙子 丁丑 戊寅 己卯 庚辰 辛巳 壬午 癸未
21 22 23 24 25 26 27 28 29 30
甲申 乙酉 丙戌 丁亥 戊子 己丑 庚寅 辛卯 壬辰 癸巳
31 32 33 34 35 36 37 38 39 40
甲午 乙未 丙申 丁酉 戊戌 己亥 庚子 辛丑 壬寅 癸卯
41 42 43 44 45 46 47 48 49 50
甲辰 乙巳 丙午 丁未 戊申 己酉 庚戌 辛亥 壬子 癸丑
5l 52 53 54 55 56 57 58 59 60
甲寅 乙卯 丙辰 丁巳 戊午 己未 庚申 辛酉 壬戌 癸亥
四、阳历
1、阳历概说
太阳历又称为阳历，是以地球绕太阳公转的运动周期为基础而制定的历法。
如今世界通行的公历就是一种阳历，平年365天，闰年366天，每四年一闰，每满百年少闰一次，到第四百年再闰，即每四百年中有97个闰年。公历的历年平均长度与回归年只有26秒之差，要累积3300年才差一日。
概括地说，阳历的基本原则是：
平均历年=回归年；
平均历月=回归年÷ 12。
2、现行公历的产生、变化和发展
现行的公历是由古罗马历法演变来的，罗马帝国第三次任执政官儒略·凯
撒执政之前，古罗马历法为：全年12个月，1、3、5、8四个月每月31天，2、4、6、7、9、10、11七个月每月29天，12月最短，28天。根据那时罗马的习惯，双数不吉祥，于是就在这个月里处决一年中所有的死刑犯。这样，历年为355天，比回归年少10多天。为了纠正日期与季节逐年脱离的偏差，就在每四年中增加两个补充月，第一个补充月22天，加在第二年里，另一个23天加在第四年里，所增加的天数放在第十二月的24日与25日之间。这实际上就是阴阳历了，历年平均长度为366.25天，同时用增加或减少补充月的办法来补救历法与天时不和的缺点。但这样却更增加了混乱：月份随意流转。比如，掌管历法的大祭司长在自己的朋友执政的年份，就硬插进一个月，而当是仇人执政，就减少补充月，来缩短其任期。
(1) 儒略历
当儒略·凯撒任罗马帝国第三次任执政官时（公元前46年），开始制定新历，这就是儒略历。
儒略历的主要内容是：每隔三年设一闰年，平年365天，闰年366天，历年平均长度为365.25日。以原先的第十一月1日为一年的开始，这样，罗马执政官上任时就恰值元旦。儒略历每年分12个月，第1、3、5、7、9、11月是大月，大月每月31天。第4、6、8、10、12月为小月，小月每月30天。第二月（即原先的第十二月）在平年是29天，闰年30天，虽然月序不同于改历前，可是仍然保留着原来的特点，是一年中最短的月份。
儒略历从罗马纪元709年，即公元前45年1月1日开始实行。 前一年（公元前46年），为了弥补罗马历与太阳年的年差，除了355天的历年和一个23天的附加月外，又插进两个月，其中一个月为33天，另一个月为34天。这样，这一年就有355＋23＋33＋34＝445天。这就是历史上所称的“乱年”。
(2) 奥古斯都历
西方历法从儒略历实施开始，终于走上正轨。滑稽的是，颁发历书的祭司们，却把改历命令中的“每隔三年设一闰年”误解为“每三年设一闰年”。这
就使每12年多置1闰。自公元前45年到公元前9年的36年中，造成了3日的误差这个错误直到公元前9年才由奥古斯都下令改正过来。
奥古斯都是儒略·凯撒姐姐的儿子。当奥古斯都准备改正闰年错误时，已经多闰了三次，于是他下令从公元前9年到公元3年停止闰年，自公元4年前，恢复4年1闰。
为了纪念他的这一功绩，把儒略历的第八月改称为“Augustus”，即奥古斯都月，因为他在这个月里曾取得过巨大的军事胜利。但这个月是小月，未免有点逊色，何况罗马人以单数为吉，而30天却是个双数，于是就从2月份拿出一天，加到奥古斯都月里，8月就31天了，这样2月在平年只有28天，碰上四年一次的闰年也不过29天。7、8、9月连续三个月都是大月，看起来很不顺眼，使用也不方便， 就把9月改为30天，10月为31天，11月为30天，12月为31天。这样，大小月相间的规律破坏了，一直到两千年后的今天还受到影响。
此后，修改后的儒略历被认为是准确无误的历法，于是人们把3月21日固定为春分日。但是随着时间的推移，人们发觉，真正的春分不再与当时的日历一致，这个昼夜相等的日期越来越早，到16世纪末已提前到3月11日了。春分逐渐提前，是由于儒略历并非最精确的历法，它的历年平均长度等于365.25日，还是比回归年长了11分14秒，这个差数虽然不大，但累积下去，128年就差一天，400年就差三天多。
(3) 格里历
罗马教皇格里高利十三世设立了改革历法的专门委员会，比较了各种方案后，决定采用意大利医生利里奥的方案，在400年中去掉儒略历多出的三个闰年。
1582年3月1日，格里高利颁发了改历命令，内容是：
①1582年10月4日后的一天是10月15日，而不是10月5日，但星期序号仍然连续计算，10月4日是星期四，第二天10月15日是星期五。这样，
就把从公元325年以来积累的老账一笔勾销了。
②为避免以后再发生春分飘离的现象，改闰年方法为：凡公元年数能被4整除的是闰年， 但当公元年数后边是带两个“0”的“世纪年”时，必须能被400整除的年才是闰年。
格里高利历的历年平均长度为365日5时49分12秒，比回归年长26秒。虽然照此计算，过3000年左右仍存在1天的误差，但这样的精确度已经相当了不起了。
公历的缺陷：岁首缺乏天文意义；历月长短不齐；大小月参差。
由于格里高利历的内容比较简洁，便于记忆，而且精度较高，与天时符合较好，因此它逐步为各国政府所采用。我国是从1912年1月1日正式使用格里历的。
3、公元、世纪、年代
公元：以耶酥诞生做为纪元；
公元的来历
公元是“公历纪元”的简称，是国际通行的纪年体系。以传说中耶稣基督的生年为公历元年（相当于中国西汉平帝元年）。
公元常以 A.D.（拉丁文 Anno Domini 的缩写，意为“主的生年”）表示，公元前则以 B.C.（英文 Before Christ 的缩写，意为“基督以前”）表示。
“公元”产生于基督教盛行的6世纪。公元525年，一个名叫狄奥尼西的僧侣，主张以耶酥诞生做为纪元，耶酥诞生前为“公元前”。公元532年，这种纪年法便在教会中使用。耶稣诞生的年份，便称为公元元年。公元元年相当于我国西汉末期平帝的元始元年。
我国采用公历是辛亥革命以后的1912年，但与当时的中华民族纪元的纪年法并行，新中国成立后，才完全采用公元纪元。
“世纪”来自拉丁文，意思是一百年。一百年叫一个世纪，从公元一年算起，每经一百年就算是一个世纪。
“年代”是在每一世纪中，以十年为一阶段，如“50年代”、“80年代”等
等。一般一个世纪的最初十年不用年代来称呼，而叫做“最初十年”。
第三节 时间
一、时间和时间单位
1、时间概说
时刻，指时间的迟早；
时段，指时间的长短；
物理时刻，时刻的迟早程度；
钟表时刻，物理时刻的表达形式。
2、时间单位
时间的基本单位是秒。
秒长原是从自然单位日长派生出来的。日长的86400分之一为1秒。然
而，由于黄赤交角和地球椭圆轨道的影响，真太阳日长度有微小的周年变化，真太阳日长度变化：二至最长，二分最短；最长的视太阳日在冬至后（12月23日，长度是24时0分29秒）；最短的视太阳日在秋分前（9月17日）长度是23时59分39秒。这样秒长也就没有固定的长度。
平太阳秒
由于真太阳长度的不固定，这个定义只有理论上的意义，在实际测定和
应用中不方便。为解决这个问题，用一个假想的太阳（平太阳）代替视太阳，作为测定日长的参考点。这个平太阳沿天赤道作匀速周年运动。这样，天文学家可以根据恒星周日视动与平太阳之间的关系，实地测定平太阳日，从而获得科学的平太阳秒长。
秒长的定义：全年中所有真太阳日的平均长度的86 400分之一为1秒，
即平太阳秒。
历书秒
事实上地球自转的速度也有变化（长期减慢、周期变化和不规则变化），
也就是说平太阳秒长是不稳定的，一直处于变化之中。但地球公转的周期却相当稳定。如果把地球公转周期的若干分之一定为1秒，这样的秒长也许会相当均匀的。
历书秒：1958年，国际文学联合会决议，把秒长定义为1900年1月0
日12 时正回归年长度的1/31556925. 9747。（天文学上为了计算的方便，常常使用一些“不存在”的日期，其实1月0日=(上一年的)12月31日，此外4月31日=5月1日 4月32日=5月2日，等等），不管以后回归年的秒数怎样变化，天文历书所采用的永远是这样的秒，被称为历书秒；并且规定，自1960年起，由历书秒取代平太阳秒，作为基本的时间计量标准。
从理论上说，历书秒是一种均匀不变的秒长单位。但实际上要得到这样
的秒长是十分困难的，经过数年观测，所得到的精度比平太阳秒提高不到10倍，仍不能满足现代科学技术对于时间精度的要求。
原子秒
原子秒：原子内部电子跃迁振荡频率（每秒能达几十亿次）是十分精确
和稳定的。利用原子振荡频率控制的时钟叫原子钟。天文学家与物理学家测定，在1历书秒中，铯原子（133）跃迁振荡平均为9 192 631 770次。1967年10月，第十三届国际计量大会正式把铯原子跃迁振荡9 192 631 770 周所经历的时间定义为一个原子秒长。它就是现代国际单位制中时间的基本单位长度。
按照原子标准，时间测量精度要比天文标准高出一千倍以上。
二、钟表时刻与量时天体
时角坐标系是用来度量时间的，在天文上，时刻是以天体的时角来度量
的。不同天体离开上中天的时间间隔是不同的。因此，时刻要因量时天体而不同。
1、“量时”天体：春分点和太阳
在天文学上，被用作量时的天体，一个是春分点，另外一个是太阳。量
时天体不同，时间系统也不同。
春分点时角表示恒星时：因为春分点时角周日变化均匀；春分点时角在任
何时候都等于上中天恒星的赤经，为恒星时的测定提供方便 ；
太阳时角用来度量太阳时：因为太阳周日运动是昼夜交替的直接原因。
2、两种时间系统在时刻与天体时角关系上的不同
恒星时同春分点时角一致（时角即时刻），太阳时刻与太阳时角有12时
的差值：
恒星时=春分点时角
太阳时=太阳时角+12h
春分点是天球上的定点，其赤经恒为0时，太阳在天球上有周年运动，
方向向东赤经逐日递增。春分点与太阳之间的赤经差，任何时候总是等于太阳的赤经（春分点赤经恒为零，太阳的赤经时刻变化）。
根据上述两个方面，同一地点的任何时刻，恒星时与太阳时之间，有如
下的换算关系：
恒星时=太阳时+太阳赤经-12 时
3、真太阳时、平太阳时
天文学上有两个太阳：一个是真实存在的太阳，即真太阳（或称视太阳）；
另一个是假想的太阳，即平太阳。两个太阳都以回归年为周期，在天球上作周年运行。
真太阳沿黄道运行，其速度是非均匀的；它的周日运动周期，是长短不
等的视太阳日。
平太阳沿天赤道运行，其速度是均匀的；它的周日运动周期，是均匀的
平太阳日。
有两个不同的太阳，就有两种不同的太阳时：
以真太阳时角推算的时刻，叫真太阳时或视太阳时，简称视时；
以平太阳时角推算的时刻，叫平太阳时，简称平时。
视时与平时，各有优缺点：
视时流逝不匀，但可以直接测定，用日晷测定的时刻便是视时；
平时流逝均匀，但只能根据恒星时或视时进行推算，日常应用的钟表
时刻是平时。
4、时差——视时与平时之差
两个太阳既有快慢（在周年运动中）的不同，它们之间便存在赤经差或
时角差，也就是两种太阳时之间的时刻差，被叫做时差。在决定时差值时，平太阳和平太阳时被当作比较标准。于是有：
时差= 视时- 平时
时差的周年变化：有正有负，可大可小
是视太阳日长度的周年变化的结果（原因）；
用视午和平午的比较来说明 （方法）；
视太阳在平太阳之西，视时>平时，时差>0
视太阳在平太阳之东，视时
极大值＋16.4分；极小值－14.4分
时差的逐日变化
视太阳日>平太阳日期间，视午逐日推迟，时差逐日变小。在这段时间
的终了，视午最迟，时差达极小值。
视太阳日
的终了，视午最早，时差达极大值。
5、恒星时、视时和平时的联系
视时＝恒星时－太阳赤经＋12时；
恒星时＝视时＋太阳赤经－12时；
视时＝平时＋时差；
平时＝视时－时差；
平时＝（恒星时－太阳赤经＋12时）－时差；
恒星时＝（平时＋时差）＋太阳赤经－12时。
三、钟表时刻与地方经度
1、地方时和世界时
地方时：按本地经度测定的时刻。包括地方恒星时，地方视时和地方平时。地理教科书上所说的地方时，通常是指地方平时。
地方时因经度而不同，较东的地方，有较快（时数较大）的地方时。经度每隔15°，地方时刻相差1小时。我们可以根据两地的经度差，推算时刻差。
世界时：即格林尼治时间。从1767 年开始，它作为一种国际通用的时间，在最早的天文历书中出现。
2、标准时
1884年在华盛顿举行的国际经度会议，在平太阳时范畴内，建立了世界标准时制度，以解决各个地区内部在时间上各自为政的问题。
标准时制度包括两方面的内容：划分标准时区和设立日界线。
理论时区：国际经度会议所划分的标准时区，只作理论性的规定。按理论时区确定的标准时，叫做区时；
法定时区：目前世界各国实际采用的标准时区，在具体做法上往往不同于理论时区，称为法定时区。按法定时区确定的标准时，叫做法定时。
前者是后者的基础，后者则是对前者的变通。
⑴ 区时
将全球划分为24个时区，每一时区跨经度15º。本初子午线所在的时区为中区（即零区），跨东西经各7.5°。中区以东依次为东1区、东2区、东12区，它们的中央经线分别为东经15°、30°、180°；中区以西依次为西1区、西2区、西12区，它们的中央经线分别是西经15°、30°、180°。其中，东12 区和西12 区是两个半时区，叠加为12 区。每一时区的东西界线距各自中央经线都为7.5°。
各个时区采用各自中央经线的地方平时，为全区统一的标准时间，这就
区时同各该时区东西界线上的地方平时的差值，皆为半小时。这样，叫区时。
在每一时区内部，既消除了时间上各自为政的弊端，也不致使钟面时刻与太阳光照严重违失。
在时刻同经度的关系上，区时显然不同于地方时。地方时直接决定于经度：任何两地的经度差，都等于它们的地方时刻之差。区时则不然，两地的
区时之差，决定于它们的时区之差，而不直接决定于两地的经度。
⑵ 法定时
区时是理论上的标准时，时区都以经线分界，适用于海上。在陆地上，时区界线通常被自然或行政疆界所代替。许多国家为了自身的便利，在制定标准时时，要根据具体情况，对理论上的标准时进行各种调整。它们被称为法定时。
⑶国际日期变更线（日界线）和日期进退
在环球航行和时间推算中发生日期混乱；
将180º经线定为国际日期变更线。
它北起北极，通过白令海峡、太平洋，直到南极。这样，日界线就不再穿过任何国家。这条线上的子夜，即地方时间零点，为日期的分界时间。
日界线西侧的东 12 区是全球的“最东”（最早）时区，线东侧的西12区是全球的“最西”（最迟）时区；
日界线的东西二侧，钟点相同，日期相差 1 日，西侧（东12区）比东侧（西12区）超前1日。
向东过日界线，退1日；向西过日界线，进1日；（东进西退）
日界线的偏离（为避开陆地和岛屿）。
四、从世界时到协调世界时
世界时（UT）：以地球自转为基础，未摆脱地球自转不均匀对时间的影响；
历书时（ET）：以地球公转为基准，以历书秒为单位，但精度不高；
原子时（AT）：以物质内部原子运动为基准，空间精密的时间系统；
协调世界时（UTC）：原子时的秒长与世界时的时刻相互协调。