我们知道，地球沿着椭圆形轨道运动的，太阳位于该椭圆的一个交点上，因此，在一年中，日地距离不断改变。根据开普勒第二定律，行星在轨道上运动的方式是它和太阳所联结的直线在相同时间内所划过的面积相等，可见，地球在轨道上做的是不等速运动，这样一来，一年之内真太阳日的长度便不断改变，不易选做计时单位，于是引进平太阳的概念。天文学上假定由一个太阳（平太阳）在天赤道上（而不是在黄赤道上）作等速运行，其速度等于运行在黄赤道上真太阳的平均速度，这个假想的太阳连续两次上中天的时间间隔，叫做一个平太阳日，这也相当于把一年中真太阳日的平均称为平太阳日，并且把1/24平太阳日取为1平太阳时。通常所谓的“日”和“时”，就是平太阳日和平太阳时的简称。 真太阳日究竟有多长？ 真太阳日是以太阳为参照系的地球的自转周期。由于地球公转的原因，真太阳日并不等于地球自转的恒星周期（恒星日），而是比恒星日约长3分56秒。又由于地球公转轨道是椭圆形的，根据
开普勒定律，在近日点的公转速度快于在远日点的公转速度，因此一年之内不同时间的运动并不匀速，所以每个真太阳日的长短也不相等。我们在生活中通常使用的是平太阳日。 我国古代对真太阳日的运用 自古以来，地球的运动很自然地给人们提供了计量时间的依据，给出两种天然的时间单位，这就是日和年。“日”是指昼夜更替的周期，古时人们用圭表测日影的方法来测定日的长度，如某天正午太阳位于正南方时，表影最短，从这一时刻起算到第二天正午，太阳再次位于正南，表影最短的时间间隔就是一天，也就是一个真太阳日。大家都知道地球自转一周为一日。可是，怎么才能确定地球已经转了一圈呢？要回答这个问题，得讲讲恒星日、真太阳日、平太阳日。连接一个地方正南正北两点所得的直线为
子午线，子午线和铅垂线所决定的平面是正南正北方向的子午面。某地天文子午面两次对向同一恒星的时间间隔叫做恒星日，恒星日是以恒星为参考的地球自转周期。如果把时间单位，定义为某地天文子午面两次对向太阳圆面中心（即太阳圆面中心两次上中天）的时间间隔，则这个时间单位就称作真太阳日，简称真时，也叫视时。它是以太阳为参考的地球自转周期。恒星日总是比真太阳日要短一些。这是因为地球离恒星非常遥远，远到从恒星上看来，地球似乎是不动的，地球的公转轨道相对于如此遥远的距离已变作一个点了。从这些遥远天体来的光线是平行的，无论地球处于公转轨道上的哪一点，某地子午面两次对向某星的时间间隔都没有变化。比较起来，太阳离地球却近多了，从地球上看，太阳沿黄道自西向东移动，一昼夜差不多移动1度。 对于某地子午面来说，当完成一个恒星日后，由于太阳已经移动，地球自转也是自西向东，所以地球必须再转过一个角度，太阳才再次过这个子午面，既完成了一个真太阳日。恒星日只在天文工作中使用，实际生活中我们所用的“日”是指昼夜更替的周期，显然更接近于真太阳日。根据真太阳日制定的时间系统称为“真太阳时”。太阳中心相继两次上中天所经历的时间。由于太阳周年视运动的不均匀性，故真太阳日的长度不一样，一年中最长和最短的太阳日约差51秒。平太阳日中文名称：平太阳日英文名称：mean solar day定义：平太阳连续两次过同一子午圈的时间间隔。所属学科：天文学（
一级学科） ；天体测量学（
二级学科）太阳连续两次经过中午的时间间隔，称为真太阳日。我们知道，地球沿着椭圆形轨道运动的，太阳位于该椭圆的一个焦点上，因此，在一年中，日地距离不断改变。根据开普勒第二定律，行星在轨道上运动的方式是它和太阳所联结的直线在相同时间内所划过的面积相等，可见，地球在轨道上做的是不等速运动，这样一来，一年之内真太阳日的长度便不断改变，不易选做计时单位，于是引进平太阳的概念。天文学上假定由一个太阳（平太阳）在天赤道上（而不是在黄赤道上）作等速运行，其速度等于运行在黄赤道上真太阳的平均速度，这个假想的太阳连续两次上中天的时间间隔，叫做一个平太阳日，这也相当于把一年中真太阳日的平均称为平太阳日，并且把1/24平太阳日取为1平太阳时。通常所谓的“日”和“时”，就是平太阳日和平太阳时的简称。真太阳日又叫视太阳日，其长度是由观测得来的，也叫实测太阳日。这种太阳日具有明显的季节性变化，是长短不等的。其原因有：地球公转速度不等 太阳日所以不同于地球自转周期，是由于它不但同地球自转有关，而且还同地球公转有关，一日之长是地球自转和公转两种运动的复合反映。由于地球公转轨道呈椭圆形，所以日地距离不断变化着。在近日点，地球公转速度最大，每日达61′，所以冬至前后真太阳日长；在远日点，地球公转速度最小，每日运行57′，所以
夏至日前后真太阳日最短，两者长短相差±8秒。黄赤交角存在 太阳在黄道上运行，而时间的流逝——一日之长是在天赤道上度量的。由于黄道和赤道斜交，故有黄赤交角存在。这样一来，即使地球公转是匀速的，每日太阳黄经差都是59′，而由它所造成的赤经差也是不等的。这是因为，每日太阳赤经差是每日太阳黄经差在天赤道上的投影，其长度也随季节而变化。即由于黄赤交角存在，而使真太阳日在二分前后变短，在二至前后变长，长短相差±21秒。可见，它是导致真太阳日长短不等的主要因素。由于近日点、远日点、中日点都在二至点和二分点之后大约十日多，所以秋分较春分距日远些。因此，秋分比春分的真太阳日更短些。这样，关于真太阳日的季节变化就可得出这样结论：一年之中，真太阳日冬至前后最长、秋分前后最短，即“冬至长、秋分短”的结论。两者长短相差达51秒。这是地球公转速度不等和黄赤交角存在两个因素同时发生作用的结果，而主要因素是后者。太阳在黄道上运行的速度不均匀，又因黄道和天赤道不在同一平面内，所以一年中真太阳日的长短不一样，用它来计时很不方便。在天文学中为了弥补这一缺陷，假想有一天体在天球赤道上以匀速由西向东运行；此速度等于太阳在黄道上运行的平均速度。这个假想的天体，称为“平太阳”。平太阳相继两次下中天所经历的时间（即一年内真太阳日的平均值）叫平太阳日。平太阳日比恒星日约长4分钟。一平太阳日分为24平太阳小时，一平太阳小时分为60平太阳分，一平太阳分又分为60平太阳秒。这些就是平常所使用的时间单位。1960 年以前，CIPM（世界度量衡标准会议）以地球自转为基础，定义以平均太阳日之 86400 分之一作为秒定义，即 1秒 = 1/86400 平均太阳日。 然而地球自转并不稳定，会因其他星体引力的牵引而改变。1960~1967 年 CIPM 改以地球公转为基础，定义西元1900年为平均太阳年。秒定义更改为：一秒为平均太阳年之 31556925.9747 分之 一。我们在生活中通常使用的是平太阳日。恒星时中文名称：恒星时英文名称：sidereal time定义：由天球上的春分点周日运动所确定的时间。所属学科：测绘学（一级学科） ；大地测量学（二级学科） 恒星时是天文学和大地测量学中所使用的一种计时单位。恒星时是根据地球自转来计算的,它的基础是恒星日。 恒星时是天文学和大地测量学标示的天球子午圈值，是一种时间系统，以地球真正自转为基础：即从某一恒星升起开始到这一恒星再次升起(23时56分4秒)。考虑地球自转不均匀的影响的为真恒星时，否则为平恒星时。以地球相对于恒星的自转周期为基准的时间计量系统。 恒星时 春分点相继两次上中天所经历的时间称为恒星日，等于23时56分409秒平太阳时，并以春分点在该地上中天的瞬间作为这个计量系统的起点，即恒星时为零时，用春分点时角来计量。为了计量方便，把恒星日分成24个恒星小时，一恒星小时分为60恒星分，一恒星分分为60恒星秒。所有这些单位统称为计量时间的恒星时单位，简称恒星时单位。按上述系统计量时间，在天文学中称恒星时。恒星日与太阳日。一颗遥远的恒星（小红圆）和太阳中天，在当地的子午线上。中间: 只有遥远的恒星中天（一个平恒星日）。右: 几分钟之後太阳才中天完成一个太阳日。以春分点为参考点，由春分点的周日视运动所确定的时间，称为恒星时。春分点连续两次经过本地子午圈的时间间隔为一个恒星日，含24个恒星小时。所以恒星时在数值上等于春分点相对于本地子午圈的时角。因为恒星时是以春分点通过本地子午圈时为原点计算的，同一瞬间对不同测站的恒星时各异，所以恒星时具有地方性，有时也称之为地方恒星时。 计算方法 恒星时：是春分点距子午圈的时角。对应于地球上每一个地方子午圈存在一种地方恒星时。恒星时是
世界时0时（北京时间8时）的格林尼治恒星时。粗略地说，此恒星时可看作是各地子夜0时的地方恒星时，也就是当地子午圈上恒星赤经的数值。例如，5月6日子夜0时的恒星时为14时55分48秒。此时可见牧夫座a星（赤经为14时16分）在子午圈偏西一点，天蝎座a星（赤经为16时29分）在子午圈东面。要求某地任意时刻的地方恒星时s可由下式s = m+So+Mμ计算。式中m为地方平时，M为与m对应的格林尼治平时，So为当日的世界时0h的恒星时，μ＝1/365.2422。 恒星时的起点 例如求南京（经度λ＝7h55m04s）3月31日北京时间19h35m时的地方恒星时。由已知的北京时间求南京地方平时m＝19h35m＋（7h55m04s－8h）＝19h30m04s；查天文普及年历可知3月31日世界时0h的恒星时So＝12h33m52s； 由地方时m求对应的格林尼治平时M=m－λ＝11h35m，进一步求得Mμ＝1m54s。所以地方恒星时s = m+So+Mμ＝8h05m50s。时角t＝赤经a－地方恒星时s。 测量方法 在黑洞吞噬恒星时才会产生的现象1、 干涉测量法（nterferometry）是解决遥远星体观测问题的最好方法之一，该方法将两个或更多望远镜的观测结果结合起来，所以观测结果的分辨率能够达到一种“超级望远镜”的效果，这个超级望远镜的直径等于这两个（或更多个）望远镜之间的距离，这个距离可能会有好几百英尺。这种超级望远镜干涉计（Very Large Telescope Interferometer ，简称VLTI)能够让天文学家达到1毫角秒（milli-arcsecond）分辨率的目标，这相当于在50千米之外看英文的句号那样的小点。天文学家将干涉测量法和光谱学结合，或将不同的光着上不同颜色，来检测这些年轻恒星喷射的气体，这种喷射可能与恒星的形成过错有关。对于造成这种喷射的确切原因，天文学家们已经争论了很久。“至今这种年轻恒星气体喷射的原因仍在争论之中，因为以前的设备分辨率过低，不能用来研究靠近恒星周围的喷射气体。” 德国马克斯·普朗克协会射电天文研究所的斯特凡·克劳泽（Stefan Kraus）说：“但是结合光谱学和干涉测量法，VLTI给了我们机会，让我们能够区别造成我们所观察到的气体喷射的物理机制。” 2、 气体喷射，至今为止的大部分干涉测量法都只研究了紧紧围绕着年轻恒星周围的尘埃，但天文学家想更靠近地观察同一区域内的气体。“尘埃只占拱星盘总质量的百分之一，气体是主要组成部分，而气体的喷射可能决定了正在形成的行星系统的构造。”该研究领导人之一，法国格勒诺布尔观察研究所（Observatoire de Grenoble）的埃里克·塔图利（Eric Tatulli）说。科学家猜想，气体喷射可能有两种机制：一种是物质被吸到恒星表面上，另一种是气体就像来自于拱星盘的风一样喷射出。该研究为这两种机制都找到了证据。对这六颗恒星的研究中，其中两颗显示出吸收物质的证据。另外四颗则显示物质流出的证据，不是作为恒星风（stellar wind）延伸出来，就是像来自于拱星盘的风。其中一颗恒星的尘埃区域似乎比预计的更接近这颗恒星。尘埃如此接近恒星，因此温度可能高得足以让它们蒸发。但实际情况并不是这样，所以天文学家怀疑，该区域的气体可以屏蔽来自恒星的光，使它们不至于被加热到蒸发。 在黑洞吞噬恒星时才会产生的现象 这些新的观测报告显示，我们有可能研究围绕新生恒星的拱星盘中的气体部分，而将来的观测可能产生更多关于恒星形成的有价值的资料。恒星虽然遥远，相信将来会变的离我们的视线很近，人类的智慧是可以克服任何困难的，肯能等不到那天，能感觉到它们一点点向我靠近。 （累死我了，我的脑细胞死了n多个了，我把我知道的都告诉你了）