时间的计量 2

                     

贡献者： addis

1. 世界时

　　 通过遥远天体的观测等方法决定一个参考系，即 ICRF（International Celestial Reference Frame），决定地球在 ICRF 中的转角地球旋转角（Earth Rotation Angle，ERA） $\theta$，这和 UT1 儒略日 的关系为

其中 $T_u = \text{UT1 儒略日} - 2451545.0$，且 $2.7378 \times 10^{-3} $ 约等于 $1/365.25$ 即一回归年的太阳日个数。

　　 把 UT1 儒略日的小数部分除以 86400（$24\times 60\times 60$），就可以定义 UT1 时间，即上一个 UT1 正午经过的 UT1 秒数（注意儒略日是从中午开始计算的）。注意这里的 UT1 秒是由式 1 定义的而不符合国际单位。由于地球自转速度会在潮汐力的作用下发生改变，所以 UT1 中一秒的长度也会在几天到几十天的周期内变化。UT2 就是在 UT1 的基础上把周期性潮汐力对地球自转的影响过滤掉了。测量得出，现在地球自转一圈的平均用时（UT2）约比 100 年前的 1 天慢 1.7 毫秒。

2. 两种太阳时

　　 地方视太阳时（local apparent solar time）可以定义为一个理想日晷（把太阳看作一个点光源）显示的时间。视太阳时的问题在于它是不均匀的而是随季节周期性变化。太阳相对于地球的行经角速度由两部分组成，一个是上文的 ERA 角速度，另一个是在 ICRF 参考系中太阳直射点相对地轴的角速度。前者在变化非常缓慢几乎可以忽略不计，而后者会发生显著的季节性变化。改变化由两个因素决定：一是地球的公转旋转轨道是椭圆的，当地球远离太阳时公转角速度变慢，靠近太阳时角速度变快；二是由于赤道平面相对于公转平面（黄道平面）是倾斜的，当太阳直射点纬度大时行经角速度快（行纬角速度慢），接近赤道时行经角速度慢（行纬角速度快）。

　　 如果把一年中的视太阳时做一个线性拟合，就得到了平太阳时（mean solar time）。平太阳时和 UT1 几乎相等（除了每百年增加 1.7ms 误差）。当前的平太阳日约为国际单位的 $86400.002\mathrm{s}$。视太阳时和平太阳时之间的差距叫做均时差（equation of time），由图 1 可得在一月中旬慢 15 分钟左右，而在 11 月初则快 17 分钟左右。