时角

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时角（HA）是天文学的名词，一个天体的时角被定义为该天体的赤经与当地的恒星时的差值。 在天文学和天文航海中，时角是在赤道坐标系中用于给出天球上点的方向的坐标之一。 一个点的时角是两个平面之间的角度：一个平面包含地轴和天顶（子午面），另一个平面是穿过该点与极点（地轴）的球面大圆切圆所形成的平面（赤经圈）。

时角由子午线确定，遵循的规则是在子午线的东边则为负时角，在子午线的西边则为正时角，或者向西为正的360度，时角与经度的换算方法为24^h = 360°

时角在天文学中被定义为，从子午线沿天赤道，自西向东，到目标所在过地球极点的球面大圆的角距离。^[1]

在天文航海中，惯例则是根据本初子午线（格林尼治天文台的子午线的时角Greenwich hour angle，GHA）、地方子午线（地方时时角local hour angle，LHA）或历元（sidereal hour angle，SHA）计算的。

时角与赤纬结合使用以精确确定天球上一点在赤道坐标系下的坐标。^[2]

在时角赤道坐标系中，时角 ${\displaystyle t}$ 是指从本地的上赤道点 ${\displaystyle Q}$ 算起，沿顺时针方向到观测目标所在的时圈与赤道的交点 ${\displaystyle R}$ 的弧长 ${\displaystyle {\overset {\frown }{QR}}}$。而在赤经赤道坐标系中，赤经 ${\displaystyle \alpha }$ 则是从春分点 ${\displaystyle \gamma }$ 算起，沿逆时针到上述交点 ${\displaystyle R}$ 的弧长 ${\displaystyle {\overset {\frown }{\gamma R}}}$。由于上赤道点 ${\displaystyle Q}$ 沿顺时针方向到春分点 ${\displaystyle \gamma }$ 的弧长 ${\displaystyle {\overset {\frown }{Q\gamma }}}$ 即为春分点的本地时角 ${\displaystyle t_{\gamma }}$，因此观测目标的时角和赤经可通过如下公式转换：

${\displaystyle t_{\gamma }=\alpha +t}$

其中的时角和赤经的通常采用时、分、秒为度量单位，并且值都是非负的。这种度量方式将一周（${\displaystyle 360^{\circ }}$）定义为 ${\displaystyle 24^{h}}$ ，使度、分、秒和时、分、秒的度量方式得以互换。

春分点的本地时角 ${\displaystyle t_{\gamma }}$ 又被定义为本地的恒星时（${\displaystyle \mathrm {LST} }$），则上式同样可以表述成：

${\displaystyle {\begin{aligned}\mathrm {LHA} &=\mathrm {LST} -\alpha \\&=\mathrm {GST} +\lambda _{\text{obs}}-\alpha \end{aligned}}}$

其中, GST 为 格林威治恒星时 (Greenwich sidereal time), 即格林威治所测的的本地恒星时, ${\displaystyle \lambda _{\text{obs}}}$ 为观测者所在的 经度 (由 本初子午线 (prime meridian) 起算，以东为正).^[3]

负时角（−180° < ${\displaystyle LHA}$ < 0°）表示物体正在接近子午线，正时角（0° < ${\displaystyle LHA}$ < 180°）表示物体正在远离子午线。时角为 0，表示物体正在子午线上，即当时为该天体的 中天 时刻。

所以，一个天体的时角也表示该天体是否通过了当地的子午圈（中天）。其数值则表示了该天体与当地子午圈的角距离，并借用时间的单位，以小时(单位为恒星时)来计量（${\displaystyle 1^{h}=15^{\circ }}$）。例如，一个天体的时角是${\displaystyle 2.5^{h}}$，就表示他已经在2.5个(恒星)小时之前通过当地的子午圈，并且在当地子午圈的西方37.5度的距离上。

由于时角所采用的起算面是本地的子午圈，同一天体在不同测站或不同时间内被观测到的时角是不同的，所以时角可以作为测量天文经度的依据。对于同一天体，若经度为 ${\displaystyle {\lambda }_{A}}$ 的测站 ${\displaystyle \mathrm {A} }$ 测得其时角为 ${\displaystyle t_{A}}$， 经度为 ${\displaystyle {\lambda }_{B}}$ 的测站 ${\displaystyle \mathrm {B} }$ 测得其时角为 ${\displaystyle t_{B}}$，则有：

${\displaystyle {\lambda }_{A}-{\lambda }_{B}=t_{A}-t_{B}}$

即两测站的天文经度的差等于它们对同一天体测得的时角的差。特殊地，当测站 ${\displaystyle \mathrm {B} }$ 位于本初子午线上（即经度为 ${\displaystyle 0^{\circ }}$）时，对同一天体测得的时角与格林尼治天文台测得的时角 ${\displaystyle t_{0}}$ 是相同的，则任意测站的经度 ${\displaystyle \lambda }$ 与该测站对某一天体测得的时角 ${\displaystyle t}$ 和格林尼治天文台对同一天体测得的时角之差相等：

${\displaystyle \lambda =t-t_{0}}$