今天鞋百科给各位分享日前太阳怎么算的的知识，其中也会对日出和日落时间怎么算？(日出日落时间的计算公式)进行解释，如果能碰巧解决你现在面临的问题，别忘了关注本站，现在我们开始吧！

日出和日落时间怎么算？

日出时间＝12－昼长日落时间＝12＋昼长相反，根据某地某一天日出日落时间可计算昼长、夜长，其方法为：某地昼长＝日落时间－日出时间＝（正午12点－日出时间）×2＝（日落时间－正午12点）×2某地夜长＝（子夜24点－日落时间）×2＝（日出时间－子夜0点）×2日出日落的时刻：夏半年时，6点前日出，18点后日落；冬半年时，6点后日出，18点前日落。春秋二分，6点日出，18点日落。日出日落的方位：除极昼、极夜外，当太阳直射在北半球时，各地日出东北，日落西北。当太阳直射点在南南半球是，各地日出东南，日落西南。春秋二分,东升西落。

日出时间和日落时间怎么计算？

日出时间＝12－昼长日落时间＝12＋昼长相反，根据某地某一天日出日落时间可计算昼长、夜长，其方法为：某地昼长＝日落时间－日出时间＝（正午12点－日出时间）×2＝（日落时间－正午12点）×2某地夜长＝（子夜24点－日落时间）×2＝（日出时间－子夜0点）×2日出日落的时刻：夏半年时，6点前日出，18点后日落；冬半年时，6点后日出，18点前日落。春秋二分，6点日出，18点日落。日出日落的方位：除极昼、极夜外，当太阳直射在北半球时，各地日出东北，日落西北。当太阳直射点在南南半球是，各地日出东南，日落西南。春秋二分,东升西落。

日出时间和日落时间怎么计算

日出时间＝12－昼长日落时间＝12＋昼长相反，根据某地某一天日出日落时间可计算昼长、夜长，其方法为：某地昼长＝日落时间－日出时间＝（正午12点－日出时间）×2＝（日落时间－正午12点）×2某地夜长＝（子夜24点－日落时间）×2＝（日出时间－子夜0点）×2日出日落的时刻：夏半年时，6点前日出，18点后日落；冬半年时，6点后日出，18点前日落。春秋二分，6点日出，18点日落。日出日落的方位：除极昼、极夜外，当太阳直射在北半球时，各地日出东北，日落西北。当太阳直射点在南南半球是，各地日出东南，日落西南。春秋二分,东升西落。

太阳的大小是怎么测量出来的?

1609年，德国天文学家开普勒发现行星轨道是椭
圆形而不是圆形，从而开辟了正确测定距离的途径。人们不仅第
一次能够精确计算出行星的轨道，而且可以绘制出太阳系的比例
图，就是说能够绘制出太阳系所有已知行星的相对距离和轨道形
状。因此，只要测出太阳系中任何两个行星间的距离有多少公里，
所有其他行星的距离就可以立即计算出来。于是，太阳的距离不
必像阿利斯塔克和温德林那样去直接计算，而只要测出地球与月
球系统以外任何一个较近的天体（如火星或金星）的距离就可以
了。
　　另一种用来估计宇宙距离的方法是利用视差。要说明什么是
视差并不困难。将你的手指放在眼前大约8厘米远处， 先以左眼
看，再用右眼看，你的手指会相对于背影而移动了位置，这是因
为你已经改变了你的观察点。假若你重复这一过程，把手指放远
一些，比如说一臂远，你的手指仍会相对于背影位移，但这回移
动得没有那么多。所以，可以利用移动的量来测定手指到眼睛的
距离。
　　如果一个物体在50米远的地方，那么两眼可观察到的位移将
会大小而测不出来，因此必须利用比双眼距离更宽的“基线”。
但是我们只要先从某一点看那个物体，然后向右移20米再来观察
它，便可以加大视差而很容易地测出物体的距离。测量员就是用
这种方法测量河流或溪谷的宽度。
　　用同样的方法，以恒星为背景，可以精确地测出月球的距离。
例如，从加利福尼亚天文台观测到月球相对于恒星的某个位置，
而同时在英国的天文台观测，月球的位置则会稍有不同。从这种
位置的改变，以及已知的两个天文台穿过地球的直线距离，便可
以计算出月球和地球的距离。当然，在理论上，我们可以从地球
两侧相对的两个天文台进行观测，这样就可以把基线扩展为地球
的直径，这时基线长度为12800公里。这样得到的视差角度除以2
就是地心视差。
　　天体在天空的位移是以度或分、秒为单位来测量的。 1度为
环绕天空1周的1/360，1度又分为60弧分，1弧分再分为60弧秒。
因此1弧分为天空1周的1/（360×60）或1/21600， 而1弧秒为天
空1周的1/（21600×60）或1/1296000。
　　托勒玫利用三角学根据视差测出了月球的距离，而他的结果
和早期喜帕恰斯的数据相吻合。月球的地心视差为57弧分（接近
1度），这个位移相当于从5米处看到的一枚5分**的宽度。 这
即使用肉眼也可以测量出来。但是，如果要测量太阳或一个行星
的视差，所涉及的角度就太小了。可以得出的惟一的结论是，其
他天体比月球远得多。至于究竟有多远，没有人说得出来。
　　虽然中古时代的阿拉伯人及16世纪的欧洲数学家进一步完善
了三角学，但是单靠三角学还是无法得到答案。直到1609年望远
镜发明以后，才有可能测量微小的视差角度。（1609年，伽利略
在听到荷兰眼镜师做成放大镜筒之后，几个月内便发明了望远镜，
并用来观测天空。）
　　意大利出生的法国天文学家J.D.卡西尼于1673年测出火星的
视差，使视差法越出了月球。在他测定出火星相对于恒星的位置
的同时，在同一天的黄昏，法国天文学家里奇在法属圭亚那也在
进行同样的观测。卡西尼将两个结果结合起来得到了火星的视差，
从而计算出了太阳系的大小。他算出的地球到太阳的距离为13800
万公里，比实际距离仅少7％。
　　从那时起，对太阳系中各种视差的测量越来越准确。1931年，
人们制定了一个测量小行星爱神星视差的庞大国际计划。当时，
除了月球以外，爱神星是最接近地球的一个天体。此时爱神星显
示出较大的视差，因此可以测量得非常精确，从而可以比以前任
何时候都更精确地测定太阳系的大小。根据这些计算和利用比视
差法更为精确的方法，现在我们已知道，地球与太阳间的平均距
离约为1.5×l0^8公里，误差约为1600公里。 （因为地球的轨道
为椭圆形，所以实际距离变化为14710万～15220万公里）
　　日地的平均距离叫做二个天文单位（A.U.），太阳系内的其
他距离也用天文单位表示。比方说土星和太阳的平均距离为14.3
×10^8公里，等于9.54个天文单位。随着天王星、海王星及冥王
星等外行星的发现，太阳系的边界向外不断扩展。冥王星离太阳
的平均距离为59×l0^8公里，相当于39.87个天文单位， 而有些
替星距离太阳更远。
　　到1830年时，已经知道太阳系横跨数十亿里的空间，但显然
这绝非整个宇宙的大小，因为宇宙中还有许多其他恒星。

为什么太阳日比恒星日多59分,怎么算出来的

地球日也叫恒星日，它是以恒星作为参照物，一个恒星日，地球自转一周360度，用时23小时56分4秒。太阳日是以太阳作为参照物，一个太阳日，地球自转了360度59分，用时24小时。

地球自西向东的自转，从地球上看地球以外的任何天体都有东升西落的周日运动。以恒星为参考体的自转周期，即恒星的周日运动周期，定义为恒星日，再划分为恒星时，分，秒，构成恒星时系统。以太阳为参考体的自转周期，即太阳的周日运动周期，定义为太阳日，再划分为太阳时，分，秒，构成太阳时系统。两者的时间差异在于地球在自转的同时也在绕太阳公转。 已知地球公转一周为365.2564 日，则地球日平均角速度是：360°÷365.256日=0.98561°（即59′8〃.196）当地球自转一周，完成一个恒星日后，还须绕过△t=59′8〃.196，才能完成一个太阳日。可见，太阳日比恒星日多出59′8〃.196。已知恒星日地球自转一周为23 时56 分4 秒（即1436.06667 分），则地球自转1°的时间是：1436.06667 分÷360°=3.989074 分（或24 时÷360°59′8〃.196=3.989074 分），3.989074分×59′8〃.196=3 分55.9622 秒=3 分56 秒，所以一太阳日：23 时56 分4 秒+3 分56 秒=24 时。

太阳方位角怎么计算

如果不确定所在地，这种问题是没有任何实质意义的。因为无论是太阳高度角还是太阳方位角，都跟纬度有关。　　夏至日太阳到达北回归线上，在北回归线上，太阳高度角在正午（12:00）是九十度。但是随着纬度的增加，太阳高度角越来越小。在北极点而上，太阳高度角是0,也就是说在地平线上。　　北半球的其他地点，其各时段的太阳高度角从日出时分的0°，到正午时分的最大角度，再到日落时的0度。太阳高度角在0°到（所在地的维度-23°26′）之间变化。　　太阳方位角，同样要定所在地的纬度之后，才能精确计算。以北纬40度为例，早晨的太阳方位角是59°，正午时分是180°，傍晚时分是321°。

我们看到的太阳光约是（）几分钟之前从太阳发出的

我们看到的太阳光约是（8）分钟之前从太阳发出的

地球和太阳之间的平均距离为149,590,787公里。光速是299,792公里/秒。所以平均来说需要499秒，就是8分19秒。(按：某些书使用150，000，000公里和300，000公里/秒的约数，所以计算结果是8分20秒)

太阳直射时是什么时候（一天中）

并不是每个地方或每天都有太阳直射的机会，首先应该考虑有太阳直射的地区，是南北回归线即南北纬23度26分之间的地区，另外是时间，这些地区一年中只有两次机会有太阳直射（南北回归线上只有一次，分别为冬至和夏至），而一天中直射的时间应该是太阳高度角最高的时候，是真太阳时的十二时，而不是我们平时用的平太阳时的十二时，这是由我们平时用的时间系统于太阳实际运行的误差造成的

一天的时间怎么计算？

计算一天时间的方法，主要有恒星日和太阳日两种。

恒星日是某一恒星（或春分点）连续两次经过同一子午线平面的时间间隔。这是地球自转的真正周期。所需的时间是23时56分4秒。这叫做一个恒星日，是以恒星为标准来测定的，长度没有明显的变化，在天文观测上很重要。

但是，恒星日同人们日常生活、昼夜变化的节律不很适应。同人类生活关系最密切的是太阳，人们最关心的时间是太阳时。

人们平常说，一天24小时，是太阳连续两次经过同一子午线平面的时间间隔，叫做一个“真太阳日”。将一个真太阳日分为24等分，每一等分即为一真太阳时（或称视时）。由于地球在自转的同时还在绕日公转，一个太阳日，地球要转360°59′，比恒星日多59′，所以时间上比恒星日多分56秒钟。

地球公转的轨道为椭圆形，地球距离太阳有时近，有时远；公转的速度有时快些，有时慢些。这样，一天就有长有短了。一天有时超过24小时，有时却不到24小时，在使用上很不方便。人们在一年中长短不等的太阳日中，求得一个平均数来，这叫平“太阳日”，一般叫它“太阳日”。一个太阳日的24等分之一为一“平太阳时”。日常钟表所示的时间就是平太阳时。每小时分为60分，每分钟为60秒。这是人们日常使用的时间单位。

平太阳日和真太阳日两次经过同一子午线平面的时间间隔是不同的。最多能相差16分钟。一年中只有4天的时间间隔才一样。因此，很早以前巴黎的钟表匠在自己的招牌上写道：“太阳所指示的时间是骗人的。”