2、时间系统

1空间大地测量学第二章、时间系统2第二章时间系统§2.1、相关预备知识§2.2、恒星时和太阳时§2.3、历书时§2.4、原子时§2.5、原子钟§2.6、脉冲星时§2.7、相对论框架下的时间系统§2.8、时间传递§2.9、空间大地测量中的常用计时方法32.1相关的预备知识时间是一个非常重要的物理量，例如：GPS卫星以3.9KM/S左右的速度围绕地球高速运动。当我们要求观测瞬间的卫星位置误差≤1CM时，所给出的观测时刻的误差应≤2.6×10-6秒。用测距码进行伪距观测时，若要求该距离的误差≤0.1米，则信号传播时间的测量误差应≤3×10-10秒。2.1.1有关时间的一些基本概念42.1相关的预备知识时间包含了两种概念，时间间隔和时刻。时间间隔是指事物运动处于两个(瞬间)状态之间所经历的时间过程，它描述了事物运动在时间上的连续状况。时刻是指发生在某一现象的时间。时间系统规定了时间测量的标准，包括时刻的参考基准和时间间隔的尺度基准。时间系统框架通过守时、授时和时间频率测量比对技术在某一区域或全球范围内来实现和维持统一的时间系统。2.1.1有关时间的一些基本概念2.1相关的预备知识2.1.1有关时间的一些基本概念51.时间基准时间测量所需要的公共标准：时间的起算基准时间的起算基准和尺度基准一起决定事件发生的时刻时间的尺度基准尺度基准决定两事件之间的时间间隔，也就是决定时段2.1.1有关时间的一些基本概念61.时间基准时间基准的条件某种运动可作时间基准的条件运动是连续、周期性的运动周期充分稳定运动周期必须具有复现性沙漏游丝摆轮的摆动石英晶体的振荡原子谐波振荡2.1.1有关时间的一些基本概念71.时间基准主要时间基准及其依赖的运动:地球自转--是建立世界时的时间基准，其稳定度为1×10-8（UT2）2.1.1有关时间的一些基本概念81.时间基准主要时间基准及其依赖的运动:行星绕太阳的公转运动（开普勒运动）--建立历书时的时间基准，其稳定度为1×10-102.1.1有关时间的一些基本概念91.时间基准主要时间基准及其依赖的运动:原子谐波振荡--建立原子时的时间基准，其稳定度为1×10-10。2.1.1有关时间的一些基本概念102.守时系统定义被用来建立和维持时间频率基准，确定任一时刻的时间的系统（时钟）。方法通过时间频率测量和比对技术来评价和维持该系统的不同时钟的稳定度和准确度，并据此给与不同的权重，以便用多台钟来共同建立和维持时间系统的框架。2.1.1有关时间的一些基本概念113.授时过程通过授时设施向用户传递准确的时间信息和频率信息。服务用户不同用户有着不同的精度和方便程度需要，为此建立了不同的传递精度、和不同方便程度授时方法，满足他们需求：电话、网络、无线电、专用长波和短波电台，电视、卫星等授时单位和机构国际计量局(BIPM)的时间部(提供国际原子时和协议世界时)；美国海军天文台(提供GPS时)；我国时间服务由国家授时中心(NTSC)提供；2.1.1有关时间的一些基本概念12yZXrM2.1.2天球的基本概念天球是为了研究天体视位置和视运动而引进的一个假想的天球，其定义为以任一点为球心，以无穷大为半径所做的球体。13（1）天轴和天极过天球中心并平行于地球自转轴的直线称为天轴；天轴与天球的交点称为天极，其中：北天极PN南天极PS。（2）天球赤道面及天球赤道通过天球中心M作一个与天轴垂直的平面，该平面称为天球赤道面。天球赤道面与天球的交线称为天球赤道。PNrMPS天球赤道2.1.2天球的基本概念14（3）天顶和天底过测站点的铅垂线向上方延伸与天球的交点称为该点的(天文)天顶。向下方延伸与天球的交点称为该点的(天文)天底。（4）天球子午面与子午圈通过天轴及某点的天顶所做的平面称为天球子午面。天球子午面与天球的交线称为天球子午圈。rMPNPS天球赤道天球子午圈2.1.2天球的基本概念1515/95（5）时圈通过天轴的平面与天球相交而形成的半个大圆称为时圈。（6）黄道地球绕日公转的轨道平面与天球的交线称为黄道。在地球上观测太阳时，太阳在黄道上进行视运动。黄道平面与赤道平面的夹角称为黄赤交角ε，大约为23.5°。MPNPS天球赤道天球子午圈ε黄道ПNПS2.1.2天球的基本概念16（7）黄极过天球中心作垂直于黄道平面的垂线，该垂线与天球的交点称为黄极。（8）春分点黄道和赤道的交点称为春分点和秋分点。其中太阳从天球南半球穿越赤道进入北半球时的交点称为春分点。春分点、北天极，以及天球赤道等是建立天球坐标系中重要的基准点和基准面。MPNPS春分点秋分点天球子午圈ε黄道ПNПS天球赤道2.1.2天球的基本概念17地球自转是一种连续性的周期性运动。早期由于受观测精度和计时工具的限制，人们认为这种自转是均匀的，所以被选作时间基准。恒星时和太阳时都是以地球自转作为时间基准的，其主要差异在于量测自转时所选取的参考点不同。2.2恒星时和太阳时18恒星时是以春分点作为参考点的。春分点连续两次经过地方上子午圈的时间间隔为一恒星日。以恒星日为基础均匀分割而获得恒星系统中的“小时”、“分”和“秒”。由于章动的影响，地球自转轴在空间的方向是不断变化的，故春分点有真春分点和平春分点之分。相应的恒星时也有真恒星时和平恒星时之分。真恒星时也即真春分点的地方时角记为LAST，平恒星时也即平春分点的地方时角记为LMST，这两者只差即为真春分点和平春分点之差，为黄经章动，为黄赤交角。2.2恒星时和太阳时2.2.1恒星时（SiderealTime,ST）cosLASTLMST2.2恒星时和太阳时2.2.1恒星时（SiderealTime,ST）191.真太阳时真太阳时是以太阳中心作为参考点的，太阳中心连续两次经过某地的上子午圈的时间间隔称为一个真太阳日；再均匀分割为小时、分和秒。由于地球围绕太阳的公转轨道为一椭圆，其运动角速度是不相同的，再加上地球公转是位于黄道平面，而时角是在赤道平面量度这一因素，故真太阳时的长度是不相同的。2.2恒星时和太阳时2.2.2太阳时（SolarTime,ST）202.平太阳时用一个假太阳来代替真太阳。这个假太阳也和真太阳一样在做周年视运动，但有两点不同：其周年视运动轨迹位于赤道平面而不是黄道平面；它在赤道上的运动角速度是恒定的，等于真太阳的平均角速度。我们称这个假太阳为平太阳；以地球自转为基础，以上述的平太阳中心作为参考点而建立起来的时间系统称为平太阳时。2.2.2太阳时（SolarTime,ST）212.2.2太阳时（SolarTime,ST）2.平太阳时由于平太阳是一个假想的看不见的东西，所以可以通过直接观测真太阳然后再根据真太阳和平太阳之间的关系将真太阳时化为平太阳时，但精度不高。也可以通过观测恒星，然后化算为平太阳时。真太阳时与平太阳时之差称为，即其值可以从天文年历中查取。一年中，其数值在-14m24s至+16m21s间变化tmtm224.世界时民用时是一种地方时。同一瞬间，位于不同经线上的民用时是不同的。1884年在华盛顿召开的国际子午线会议决定,将全球分为24个标准时区。从格林尼治零子午线起，向东西各7.5°为0时区，然后向东每隔150为一个时区，分别记为1、2、3、······23时区。在同一时区统一采用该时区中央子午线的地方民用时，称为区时。2.2.2太阳时（SolarTime,ST）4.世界时民用时是一种地方时。同一瞬间，位于不同经线上的民用时是不同的。1884年在华盛顿召开的国际子午线会议决定,将全球分为24个标准时区。从格林尼治零子午线起，向东西各7.5°为0时区，然后向东每隔150为一个时区，分别记为1、2、3、······23时区。在同一时区统一采用该时区中央子午线的地方民用时，称为区时。2.2.2太阳时（SolarTime,ST）23yZX4.世界时格林尼治零子午线处的民用时(即零时区的区时)称为世界时。随着科学技术的发展，人们发现：地球自转轴在地球内部的位置是在变化的，即存在极移现象；地球自转的速度也是不均匀的。它不仅包含长期减缓的趋势，而且还会有一些短周期的变化和季节性的变化，情况比较复杂。2.2.2太阳时（SolarTime,ST）242.2.2太阳时（SolarTime,ST）4.世界时为了弥补上述缺陷，从1956年起，便在世界时UT中加入极移改正和地球自转速度的季节性改正。由此得到的世界时分别称为UT1和UT2。式中，、分别为天文经度和天文纬度。是以贝塞尔年为单位的日期，；为儒略日。sT1021sUTUTUTUTT1(sincos)15ppXYtg0.022sin20.012cos20.006sin40.007cos4sTttttt(()51544.03)365.2422tMJDt)(tMJD254.世界时在UT2中含有地球自转速度的长周期的变化项和不规则的变化项，所以它仍不是一个严格的均匀的时间系统。由于世界时与太阳时保持密切的联系，因而在天文学和人们的日常生活中被广泛采用。但是这种时间系统在很多高科技高精度的应用领域无法使用。24()24(1)()235604.09053()24()24(1)()24356.55537()10.99726956632908411.002737909350975hhhmshhhmsvv平恒星时平太阳时平太阳时平太阳时平恒星时平恒星时2.2.2太阳时（SolarTime,ST）26定义为了避免世界时的不均匀性，1960年起引入了一种以地球绕日公转周期为基础的均匀时间系统，称为历书时。历书时是一种以牛顿天体力学定律来确定的均匀时间，并成为牛顿时。历书时的秒长为1980年1月0.5日所对应的回归年长度的1/31556925.9747(地球绕日公转时两次通过春分点的时间间隔为1回归年)。历书时的起点定义以1900年初太阳的平黄经为的瞬间即1900年1月0日世界时12h作为历书时1900年1月0日12h。历书时的测量将观测得到的天体位置与用历书时计算得到的天体历表比较，就能内插出观测瞬间的历书时。2.3历书时（EphemerisTime,ET）27缺陷太阳、月球、行星历表中的位置与一些天文常数有关。若修改这些天文常数进行，将导致历书时的不连续；由于月球的视面积很大，边缘又很不规则，很难精确找准其中心的位置，所以求得的历书时比理论精度要差的多；要经过较长时间的观测和数据处理才能得到准确的时间；由于星表本身的误差，同一瞬间观测月球与观测行星得出的历书时ET可能不相同。现状1967年国际计量会议决定用原子时的秒长作为时间计量的基本单位；1976年国际天文协会又决定从1984年起在计算天体位置，编制星历时用力学时取代历书时。2.3历书时（EphemerisTime,ET）281.原子时的定义概念生产力的发展，科技水平的提高，要求高准确度和稳定度的时间系统。原子能级跃迁时，会发射或吸收电磁波；电子波频率很稳定，以上现象很容易复现，所以原子可以作为很好的时间基准。20世纪50年代建立了以物质内部原子运动为基础的原子时。秒长铯133元子基态，在两个超精细的能级间跃迁辐射振荡9192631770周所持取得时间为一个原子秒。起点原子时的起算历元1958年1月1日0h,其值与UT2相同。事实上(AT-UT2)1958.0=-0.0039s2.4原子时（AtomicTime,AT）292.国际原子时(TempsAtomigueInternational—TAI)原子时是由原子钟来确定和维持的。但由于电子元器件及外部运行环境的差异，同一瞬间每台原子钟所给出的时间并不严格相同。为了避免混乱，有必要建立一种更为可靠、更为均匀、能被世界各国所共同接受的统一的时间系统—国际原子时