1、第一章 （地理坐标与天球坐标）参考答案1.1 地理坐标：纬线和经线、纬度和经度、整圆与半圆1.2 地球上的方向（地平面）：南北极、南北半球、东西半球、东方西方2.1 引出两个重要概念：天球周日运动、太阳周年运动2.2 天球坐标：天球大圆及其两极地平圈：Z、Z ；子午圈：E、W；天赤道：P、P卯酉圈：S、 N；黄道：K、K ；六时圈：Q、Q2.3 天球坐标：天球大圆的交点：子午圈与地平圈：S、 N；子午圈与天赤道：Q、Q子午圈与卯酉圈：Z、Z ；子午圈与六时圈： P、P天赤道与地平圈：E、W ；天赤道与黄道：、黄赤交角（=2326 ）2.4 第一赤道坐标系：时角，右旋坐标系，与天球周日运动（地球
2、自转）相联系，天球周日运动方向向西，时角向西度量。第二赤道坐标系：赤经，属左旋坐标系，与太阳周年运动相联系，太阳周年运动方向向东（地球向西），赤经向东度量。2.5 第二赤道坐标系（, ）、黄道坐标系（, ）均以为原点，所以有：（0、0 h）、（0、0）2.6 在黄道坐标系中：P（90-，90）；在第二赤道坐标系中：K（90-，18 h）2.7 西南方半空（地平坐标系）2.8 当 s=hs，t s= As 时，地处南、北两极（即地平坐标系与第一赤道坐标系完全重合在一起）2.9 已知：St Q=6h38m，t =21h50m，故根据公式：St 有： =-15h12m（8 h48m）2.10 t2
3、h39m2.11 90-35+=7826，90-35+=31242.12（答案顺序）太阳黄纬（）、太阳黄经（ ）、太阳赤纬（）、太阳赤经（ ） 春分（）：0、0、0 、0 h；夏至（）：0、90、 、6 h秋分（）：0、180、0、 12h；冬至（）：0、270、-、18 h2.13（答案顺序）高度（h）、方位（A）、赤纬（）、时角（t）、赤经（）天顶 Z：90、任意、31.5、0 h、9 h5m；天底 Z：-90 、任意、-31.5、12 h、21 h45m天北极 P：31.5 、180 、90、任意、任意；天南极 P：-31.50、-90 、任意、任意东点 E：0、270、0、18 h、5
4、 h45m；西点 W：0、90、0、6 h、3 h5m南点 S：0、 0、-58.5、0 h、 9h5m；北点 N：0、80、58.5、12 h、21 h45m上点 Q：58.5、0、0、0 h、9 h45m；下点 Q：-58.5 、180、0、12 h、12 h第二章（地球的宇宙环境）参考答案3.1 恒星-（如同太阳）发光：质量巨大/中心温度很高/热核反应/能量释放；光谱信息：表面温度、物理性质、化学成分、运动方向，确定恒星光度，比较视亮度，推知恒星距离等。3.2 亮度与光度-恒星的明暗程度，恒星本身的发光强度。视星等与绝对星等-亮度等级（m）和光度等级（M）。M=m+5-5lgd（d 指该
5、恒星的距离），因为大部分恒星的距离都在 10 秒差距之外，故有 Mm。3.3 （天球周日运动、太阳周年运动、夜半中星）3.4 0 等星。5.1 等，天空全黑时可见3.5 赫罗图是根据恒星的光谱型和光度绘制的坐标关系图，表明恒星温度越高，其光度就越大；可求主序星的位置，反映恒星的演化历程。3.6 银河与银河系；河外星系和总星系4.1 太阳距离、大小和质量测量方法：（P37 第 18-34 行）太阳半径 R 等于太阳平均视半径（ 16）乘日地距离。利用太阳半径可求太阳大小；利用万有引力可求太阳质量：M=RV 2/G （R=1.49610 11m，V=2.97810 4m/s，G=6.6710 -1
6、1m2/kg）4.2 太阳大气：太阳可直接观察到外部等离子体层次；太阳风：日冕高速膨胀，行星际空间不断地得到从太阳喷发出来的高速离子流。太阳活动：太阳磁场支配下太阳外层大气的剧烈运动；对地球影响：黑子/气候，耀斑/无线电通讯，磁暴/极光等。4.3 哥白尼“日心 ”体系：把周日运动归之于地球绕轴自转，而把周年运动归之于地球绕太阳公转；行星的复杂的环状视运动，则是地球和行星同时绕太阳公转的复合运动的结果。唯有月球才是唯一绕地球运动的卫星。日心说是整个近代天文学的基石。开普勒定理（即行星运动三定理）：轨道定理、面积定理、周期定理。牛顿对开普勒定理的发展：他指出天球轨道可以是任意圆锥曲线，速度是决定轨
7、道形状的必要条件；他用数学方法证明了在引力作用下行星绕太阳运动的面速度不变；他修正了第三定理公式。牛顿由于发现了万有引力定理而创立了科学的天文学。4.4 绕日公转周期：125a；与太阳的平均距离：4AU4.5 行星分类：（地球轨道/小行星带/质量和化学组成）4.6 彗星-在偏心率很大的轨道上绕太阳运动的冰冻物质；星体-太阳系中围绕太阳运动的微小颗粒；流星-流星体进入地球大气，摩擦发光在天空中划出一道闪量的余迹。没有大气可以看到彗星，但不能看到流星。4.7 康德“星云说 ”基本论点：太阳系由弥漫星云物质演化而来，形成太阳系的动力是自引力（星云各部分之间相互吸引的力）。意义：在僵化的的自然观上打开
8、第一个缺口，关于第一次推动的问题被取消了，地球和整个太阳系表现为某种在时间的进程中逐渐生成的东西。5.1 月球有时会遮掩太阳、行星和恒星，却从没被别的天体遮掩过。月球距离地球最近，是地球唯一的天然卫星，和地球相互绕转产生月相变化，因此产生古代历法。且对地球的潮汐现象有着主导作用。5.2 地球和月球的半径之比5.3 大 81 倍5.4 同步自转-月球自转和绕地公转具有相同的方向和周期。5.5 23.7=7.4min（无升起现象）5.6 恒星月是月球在白道上连续两次通过同一恒星所需的时间；塑望月是月相变化的周期。恒星月是月球绕转地球的恒星周期，长度为 27d43m12s；塑望月是月球同太阳的会合周
9、期，长度为 29d12h44m3s。5.7 上弦月傍晚（日落）中天；下弦月早晨（日出）中天；半夜满月位于南方上空（中天）。5.8 满月或将满月-太阳与月球之间的距角为 180o。5.9 上弦月-月落时太阳在下中天，月球在太阳东侧（后升后落）5.10 判断 1：首先，否定（c）和（d），因为月亮凸向上方意味着太阳尚未西落；其次，月亮的赤纬是：m5 o9，我国位于北半球中低纬度，绝大部分地区只能朝南看月亮。（b）图中的月相是新月，与题词中所说的“残月“ 不符，故只有选（ a）。判断 2：直接根据“晓风” 二字判断当时为凌晨，当你朝南看时只有（a）符合，亦即：太阳位于东方地平以下。第三章(地球的运动
10、)参考答案6.1 北半球右偏（南偏），南半球左偏（北偏），赤道不偏，7.5/h6.2 南北两极在地面上的移动叫极移。南北两极在天球上的移动，反映了地轴在宇宙空间的运动叫做地轴进动。进动造成天极的移动，但不涉及地极在地面上位置的变化。6.3 5/20=15a。在地球形状变圆、黄赤交角（）变小、地球自转的速度变快时，岁差（p）将会消失。6.4 地球越扁，合力矩力臂的长度差越大，则进动越快。月地距离越近则引力越大，合力矩越大，故进动越快。地球的密度大时，合力矩对地球作用的效果就不明显，则进动慢些，地球自转快些时，自转力矩与合力矩相抵消一部分，所以变慢些。6.5 因为黄赤交角（）和地球椭圆轨道这两个因
11、素同时存在，以致太阳每日的赤经差因季节而变化，所以视太阳日长度因季节而变化。因为黄赤交角和地球椭圆轨道这两个因素同时存在并互相干扰，前者使视太阳日长度发生21s 的变化；后者使真太阳日发生 8s 的变化。二者之中，前者是主要的，因此视太阳日的变化，大体是二至日最长，二分日最短。因为视太阳日长度因黄赤交角和日地距离而变化，二者的叠加主极发生南至后，这是因为，地球过近日点在冬至后不久。6.6 V（）=V*cos=456m/s*cos。在同一纬度处地球自转速度随高度的增加而增大。当 =60 时地球自转的速度减为在赤道的一半。6.7 天顶赤纬等于当地纬度，而该恒星又刚好位于当地的天顶，所以恒星的赤纬也
12、等于 行星分类6.8 天体中天时，其时角等于 0 或 180。因为时角的起点和方位角的起点都是午圈，所以其方位角也为 0 或 180。不是所有天体都一样，只对于恒星。6.9 因为恒星离北天极 23北上新雅开墨8.41/71/61/81/51/91/41/101/31/111/21/121/18.5正午太阳高度公式：H=90-+（1）90-：二分时的正午太阳高度；（2）正午太阳当顶：当 = 时，H=90正午太阳高度为零：当 -=90时，H=0（3）H=90-+=90-6634+2326=4652（4）4652 =90-2326 = =1942（5）3634=90-30+=-2326，南回归线附近
13、，在 12 月 22 日观测的。8.6根据题意，=0，H=45，所以 =45（即 45N 或 45S）8.7（1）H=90-+=90-5330+2326=59568.8（1）约 280；（2）南半球；（3）向北移动；（4）向赤道移动8.9（1）季节的半球性因素：昼夜的长短和正午太阳高度是半球性的,主要 影响太阳热量在南北半球之间的分配；季节的全球性因素：日地距离变化决定全球所得太阳辐射热能总量。（2）按距日远近是季节变化的全球性因素，而起决定作用的是半球性因素。尽管过近日点时，全球接受的热量较多，但较多的热量大多集中在南半球。北半球这时昼短夜长，正午太阳高度小，是冬季。8.10昼夜等长；四季变
14、化不明显8.11全球性夏季或冬季8.12热带变宽，为 452=90；寒带也变宽，半径为 45；温带消失9.1（1）历法问题的复杂性，在于回归年和朔望月这两个周期都太零碎，且彼此不能通约。历日制度在回归年和朔望月之间，即在历月和历年之间，总是顾此失彼，必然有所侧重。正是由于这个原因历法一般分为三类，太阴历，太阳历和阴阳历。（2）a.阴历。历月，它按照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。历年，12 个历月的累积为它的历年。概括地说，阴历的基本原则是：平均历月=朔望月；平均历年= 朔望月12。b.阳历。概括地说，阳历的基本原则是：平均历
15、月=回归年12；平均历年=回归年。c.阴阳历。概括地说，阴阳历的基本原则是：平均历月=朔望月；平均历年=12.3683 朔望月=回归年。（3）无必要9.2用来指导农业生产；以月相定日序。逐一推算日月合朔的日期和时刻，把每次合朔的日期定为初一；根据先后两次合朔所包含的日数多寡，来确定月的大小：如果包含 30日，当月就是大月；如果只含 29d，便是小月。干支纪年法：我国古代以天为主，地为从；天同干相联，叫天干；地同支相联，叫地支。两者合称天干地支，简称干支。天干共有 10 个（甲乙丙丁戊己庚辛壬癸），地支有 12 个（子丑寅卯辰巳午未申酉戌亥），天干和地支循环搭配为甲子、乙丑、丙寅亥癸，正好以六十
16、为一周，周而复始，用于纪年、纪月、纪日和纪辰。9.3下弦月9.4夏历月序 大小月三月 小月四月 大月五月 小月闰五月 小月六月 大月七月 大月9.5（1）儒略历：365d 为 1a（平年），每 4a 一润，润年为 366d；平均历年为365.25d。格里历：格里历对儒略历的置润法则进行了调整，改 4 年 1 润为 400a97 润，以消除新的误差，使春分固定在 3 月 21 日；凡遇世纪年必须能被 400 整除才算润年，如 1700 年、 1800 年、1900 年不再是润年。（2）为了宗教事务上的方便。旧历由于每年有 0.0078d 的误差，自公元 325年到 1582 年，春分日从 3 月
17、 21 日提前到了 3 月 11 日，使复活节的推算在3 月 21 日和真正的春分日之间无所适从。为了克服这个混乱的状况，格雷果里决定修改儒略历。（3）使当时的春分回到 3 月 21 日；使以后的春分固定在 3 月 21 日。（4）十月革命按照旧历发生在 10 月 25 日，而按照新历是同年的 11 月 7 日。（5）1643 年 1 月 4 号9.6平年 364 天，五年一闰，闰年 365 天。一年 4 个大月，8 个小月10.1根据 S=*+t*得，S=*+t* =14h22m+13h02m=27h24m，所以有 S=3h24m10.2（1）视太阳时:以真太阳时角推算的时刻叫做视太阳时。特
18、点：流逝不均，但可以直接测定。平太阳时：以平太阳时角推算的时刻叫做平太阳时。特点：流逝均匀，但只能根据恒星时或视时推算。（2）时差：真太阳和平太阳之间的时刻差。时差的周年变化是视太阳日周年变化的结果。具体变化情形可以用视午和平午的比较来说明。如图 4-37（P131）所示，在视太阳日长于平太阳日期间，视午逐日推迟，时差逐日便笑。在这段时期的终了，视午最迟，时差达极小值。反之，在视太阳日短于平太阳日期间，视午逐日提早，时差逐日变大。在这段时期的终了，视午最早，时差达极大值。时差的极大值和极小值，都是视太阳日和平太阳日的差值累积。所以，视太阳日和平太阳日的差值的极大值和极小值，分别只有+29s 和
19、-21s；而时差的极大值和极小值，却分别可达+16.4m 和-14.4m。10.310.4两者都是10.5h5512“10.6E673410.7原因：在全球范围内建立一个既有相对统一性，又保持一定地方性的完善的时间系统。内容：划分标准时区和设立日界线。划分时区：国际经度会议所划分的标准时区，只作理论性规定，这样的时区叫做理论时区；目前世界各国所采用的标准时区称为法定时区。区时：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，即区时。在时刻和经度的关系上，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
20、之差，而不直接决定于两地的经度。例如，115E 和 125E，两地经度相差 10，但它们属于同一时区（+8 区），因而有相同的区时；而 110E 和 120E 两地，经度同样差 10，而区时相差 1小时。10.8法定时：各国为了自身的便利，在制定标准时时，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。“北京时间”不同于“北京地方时”。后者是东 8 区的区时。10.9日界线：日期进退的界线。180经线是它的最佳选择，这是因为：它不仅可以避免环球航行中发生的日期混乱，而且还可以避免时刻换算中出现的日期混乱。日期进退：东 12 区比西 12 区要早 1d。因此，轮船或飞机越过日界线时，
21、要变更日期：自东 12 区向东经过日界线，日期要退回 1d；反之，自西 12 区向西经过日界线，日期要跳过 1d。10.10 10 月 29 日，星期六10.11协调世界时：它是一种介于原子时和世界时之间的时间标准来播发信号。它以原子时为基础，但在时刻上尽量接近世界时。实际上是原子时的秒长和世界时的时刻相互协调的产物。它可以最大限度地满足不同部门对时间的要求。协调方法：一是调整原子钟的速率，将原子秒长每年订正一次，使它的长度接近当年的平太阳秒长，在一年内保持不变，并使协调世界时与世界时的时刻差值，保持在 0.1 秒以内。另一种方法是拨动原子钟的指针。它保持原子时的秒长不便，而对它的时刻则按照实
22、际情形适当进行调整。第五章 （地球和月球） 参考答案11.1 月球体积小。11.2 日全食。11.3 不能。11.4 略。11.5 日月食的发生，要求日月相合（或者相冲）于黄白交点或其附近。这个附近有一定的限度，它就是食限。大小决定于黄白交角的大小，月地距离和日地距离的远近。食季是有可能发生日、月食的一段时间。取决于食限。346 天。11.6 这是因为。月食时见食的地区广，日食地球上只有狭窄地带可见。11.7 不可能，多次月食需要在年初、年终发生一次。11.8 食季固定，食限变小。11.9 朔望月、交点月、近点月和食年组合成一种共同周期，即它们的最小公倍数，叫做沙罗周期。取最小值。沙罗周期并非是太阳日的整数倍，相互对应的二次日食或月食，并不发生在一日内的同一时刻，它的不足一日的尾数 0.32 日，即 1/3 天，使相互对应的二次日食或月食，在时刻上推迟约 8小时，因此在经度上偏西约 120。沙罗周期并不严格等于交点约、近点月和食年的整数倍，因此相应的日食月食不可能完全一样。12.1 从全球范围来看，潮汐现象首先是地球的变形现象。假如地球本来是个正球体，那么它在自转过程中，由正球体变成明显的扁球体，又要在公转中变成不很明显的长球体，后者是周期性变形，成为潮汐变形。12.2
