（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；四季变化不明显 8.11
全球性夏季或冬季 8.12
热带变宽，为45°×2=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 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
小月
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=α*+t*得，S=α*+t* =14h22m+13h02m=27h24m，所以有S=3h24m 10.2
（1）视太阳时:以真太阳时角推算的时刻叫做视太阳时。特点：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-21s；而时差的极大值和极小值，却分别可达+16.4m和-14.4m。 10.3 10.4 两者都是 10.5 h55′12\10.6
E67°34′ 10.7
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，决定于它们的时区之差，而不直接决定于两地的经度。例如，115°E和125°E，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110°E和120°E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，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。34．6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
地球各个部分受到太阳的差别吸引，其中，地心受到的太阳引力，不论方向
还是大小，无疑都是全球的平均值。同这个平均引力相比较，各地实际上受到的太阳引力，总是存在一个差值，这个差值就是使地球发生潮汐变形的直接原因，因此被称为引潮力。万有引力定律。 12.3
因为太阴日长度为24小时50分，因此逐日推迟。朔望时，月球，太阳，地
球成一条直线，月球和太阳的垂点最接近，因此太阳潮最大程度加强了太阴