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时间是物质存在的形式之一。既然时间离不开物质的运动，那么测量时间的基本原理就是通过选定的物质运动过程计量时间。把其他一切物质的运动过程与这个选定的过程进行比较、判别和排列事情发生的先后顺序和运动的快慢程度，从而对它进行观察、分析和研究。
通常所说的时间测量，实际上包含着既有差别又有联系的两个内容：一个是计量时间间隔，即客观物质运动的两种不同状态经历了多长时间；另一个是确定时刻，即客观物质运动某种运动状态发生在哪一瞬间。
时间计量所包含的以上两个方面只有通过满足下述三点要求的物质运动才能体现出来：
1）物质的运动规律应当是已知的，并且它的运动状态是可观测的。
2）物质运动中的某一过程（即某一段运动），可以作为时间计量基本单位。
3）物质运动的某一状态可作为计量时间的起算点。
适当选取满足这三条基本要求的某种物质运动，就可以建立时间的计量系统。
历史上，建立时间的计量系统所依据的物质运动是不同的，相继产生了几种计量时间的系统，概括地说有三大类：一类是以地球自转运动为依据建立的计时系统，称为世界时；另一类是以地球公转为依据建立的计时系统，称为历书时；还有一类是所谓的现代的计时系统，是以原子内部能级跃迁时辐射电磁波的振荡频率为依据建立的计时系统，称为原子时。
天体周日视运动经过测站天子午圈的瞬间称为天体的中天。如图2.19所示，显然，所有天体的周日平行圈与天子午圈都有两个交点 σ 、 σ′ 。过北天极 P 、南点 S 和南天极 P′ 所在部分天子午圈的点 σ ，这时天体达到最高位置，称为上中天；过北天极 P 、北点 N 和南天极 P′ 所在部分天子午圈的点 σ′ ，这时天体达到最低位置，称为下中天。当天体的上、下中天都在地平线以上，称为不落的星或拱极星，即图2.19所示的 σ 1 ；当天体的上、下中天都在地平线以下，这时人们是无法观测到的，称为不见的星或不升的星，即图2.19所示的 σ 3 ；当天体周日平行圈的一部分在地平圈以上、一部分在地平圈以下，称为天体的东升西落现象，也称为天体的出没，即图2.19所示的 σ 2 。
地球上的观测者借助天球上的某些特定点的周日视运动就可以得到地球的自转运动，利用这些特定点中天的状态作为计量时间系统的起点就可以建立世界时系统。由于所选取的特定点不同，而引入了几种时间系统。
以春分点♈作为参考点，由它的周日视运动所确定的时间称为恒星时，记为 s 。春分点连续两次上中天的时间间隔称为一个恒星日。每一个恒星日等分成24个恒星时，每一个恒星时再等分为60个恒星分，每一个恒星分又等分为60个恒星秒，所有这些单位称为计量时间的恒星时单位。
恒星时的起点是春分点♈刚好在观测站上中天的时刻，所以恒星时在数值上等于春分点♈的时角 t r ，即
但由于春分点♈不是一个实在的天体，而只是天球上一个看不见的想象点。因此需要通过观测恒星来推春分点所在的位置。如图2.20所示，春分点的时角 t r 等于任一颗恒星的时角与其赤经之和，即
图2.19 天体的中天
图2.20 恒星时与春分点的时角
如已知某一恒星 σ 的赤经为 α ，则只要测定它在某一瞬间的时角 t ，则可用式（2.61）求出观测瞬间的恒星时 s 。当恒星 σ 上中天时， t =0 h ，则有
由此可见，任何瞬间的恒星时正好等于该瞬间上中天恒星的赤经。
如春分点在天球上的位置保持不变，则一恒星日自然是地球的真实自转周期。在过去很长的时期内，人们都以为地球的自转是十分均匀而稳定的运动。事实上，由于岁差和章动的影响，春分点♈在天球上的位置也有缓慢的变化。
太阳视圆面中心称为真太阳。
以真太阳作参考点，由它的周日视运动所确定的时间称为真太阳时，简称真时或视时，记为 m ☉。真太阳连续两次上中天的时间间隔称为真太阳日。同样，每一个真太阳日等分成24个真太阳小时，每一个真太阳小时再等分为60个真太阳分，每一个真太阳分又等分为60个真太阳秒，所有这些单位称为计量时间的真太阳时单位。显然，真太阳时就是真太阳视圆面中心的时角。但为了照顾生活的习惯，实际上把真太阳时定义为 m ☉= t ☉+12 h （其中， t ☉为真太阳的时角，如 t ☉>12，则应从 m ☉减去24 h ），亦可理解为起点定在真太阳的下中天时刻。
图2.21 地球绕太阳的公转运动及太阳在天球上的周年视运动
与地球的自转运动造成了天球旋转和天体的周日视运动道理相同，地球绕太阳的公转运动也使地球上的人们在不同的日子里看到的星空景象不相同。反映在天球上，那就是太阳不同于一般恒星，它除了有顺时针方向（自东向西）的周日视运动外，还同时在沿黄道作逆时针方向（自西向东）的运动。这种恒星所没有的视运动是一种周年视运动，如图2.21a所示。太阳每年沿着黄道从春分点出发再回到春分点，如图2.21b所示。所以太阳的周年视运动方向与周日视运动方向相反。但是真太阳日是长短不一的。
（1）太阳在黄道上运动的速度是不均匀的
由开普勒第二定律可知，在相等的时间间隔内，如果太阳在黄道上不同的位置，则其位移是不相等的。如用恒星日这个时间间隔来比较地球在黄道上两个不同位置（如近日点和远日点）的真太阳日，就可以发现这两个真太阳日不一样长。
如图2.22所示， O 1 O 2 和 O 3 O 4 分别表示在近日点和远日点附近一个恒星日内地球在黄道上的位移， θ 1 和 θ 2 是相应的角位移。根据开普勒第二定律可知， O 1 O 2 > O 3 O 4 ，也就是 θ 1 > θ 2 ；由于地球公转的同时还有自转，对于地球上某测站 A 来说，假设在近日点附近，地球从 O 1 运行到 O 2 ，如地球自转以春分点为基准，则刚好过了一个恒星日。但对于真太阳来说，地球还需继续转过一个角 θ 1 才是一个真太阳日。同样，在远日点附近，经过一个恒星日，地球从 O 3 运行到 O 4 ，但地球还需继续转过一个角 θ 2 才是一个真太阳日。因 θ 1 > θ 2 ，所以在近日点附近的真太阳日要大于在远日点附近的真太阳日。
图2.22 真太阳时与恒星时
实际上由于地球公转的速度是不断变化的，所以不仅在近日点和远日点的真太阳日长短不一，而且在地球公转轨道上任何位置的真太阳日彼此也都不相等。
（2）太阳的周年视运动不是沿着天赤道而是沿着黄道运行的
但是，真太阳时是以真太阳时角表示的，而时角是沿着天赤道的弧长度量的，所以由于黄赤交角，即使太阳周年视运动的速度是均匀的，反映在天赤道上时角变化也是不均匀的。
假设太阳在黄道上做匀速的周年视运动，如图2.23所示，令
、
、
、
表示太阳在相同时间间隔内所走过的黄道弧长，它们是相等的。这些弧长在天赤道上的投影分别为
、
、
、
。如图2.23所示，在春分点♈附近，天赤道上的弧段分别小于黄道弧段；而在夏至点
附近，天赤道弧段反而大于黄道弧段（秋分点
附近与春分点♈的情况相似，冬至点
附近与夏至点
的情况相似）。所以，春分点、秋分点附近的真太阳日要比夏至点、冬至点附近的真太阳日短些。
通过观察发现，最长的和最短的真太阳日相差51秒之多，显然它不宜于作为计量时间的单位。
首先设想在黄道上有一个做等速运动的假想点，其运动速度等于太阳周年视运动的平均速度，因此这个假想点在黄道上运动速度是均匀的，并且与真太阳同时经过近地点和远地点。再引入一个在赤道上做等速运动的第二个假想点，它的运动速度和黄道上的假想点相同，并且应同时通过春分点。这个在天赤道上的第二个假想点称为平太阳，记为 m 。平太阳在天赤道上的周日视运动是均匀的。
图2.23 太阳周年视运动在赤道上的投影
以平太阳作为参考点，由它的周日视运动所确定的时间称为平太阳时。平太阳时简称平时，记为 m 。平太阳上中天的时刻称为平正午，下中天的时刻称为平子夜。平太阳连续两次下中天的时间间隔为一个平太阳日。一个平太阳日分为24个平太阳时，一个平太阳时再分为60个平太阳分，一个平太阳分又再分为60个平太阳秒。1960年国际单位制（SI）的时间基本单位定义为平太阳秒，即一个平太阳日的1/86400。
由于平太阳时是从下中天计量的，因此平太阳时 m 等于平太阳时角 t m 加上12小时，即
平太阳时与日常生活中使用的时间系统（即民用时）是一致的，通常钟表所指示的时刻正是平太阳时。如前所述，平太阳时虽然是均匀的，但平太阳是地球上的一个假想点，无法观测。因此不能直接得到平太阳时 m 。平太阳时是通过观测得到恒星时，然后再换算为平太阳日。所以，平太阳时与恒星时并不是互相独立的时间计量系统。
真太阳时、平太阳时、恒星时都与天体的时角有关，而时角是以观测站的天子午圈起算的。各地的天子午圈不同，因此这些计时系统具有地方性，即同一天体过两地的天子午圈不在同一瞬间，各地所得的时间也不一样，形成了各自的计时系统，即地方时系统，且分别称为地方真地方时、地方平太阳时、地方恒星时。
在同一瞬间，不同观测站观测同一天体的时角，其数值是不同的，如图2.24所示。
图2.24所示为一个地心天球， Z A 为观测站 A 的天顶， Z B 为观测站 B 的天顶， PP′ 为天轴。 Q A Q B ♈为天赤道，半圆周 PZ A Q A P′ 为观测站 A 的天子午圈，半圆周 PZ B Q B P′ 为观测站 B 的天子午圈。因此， Q A Q B 为 A 、 B 两观测站的天文经差Δ λ 。
设在同一时刻，由 A 、 B 两观测站同时观测一天体 σ ， t A 、 t B 分别是由 A 、 B 两观测站测得的天体 σ 时角，则 t A = Q A ♈、 t B = Q B ♈。 λ A 、 λ B 分别表示 A 、 B 两观测站的天文经度，则有
如果观测的天体为真太阳、平太阳、春分点，则上式仍然成立，从而导出非常重要的关系：在同一时间计量系统中，同一瞬间两观测站的地方时之差在数值上等于两观测站的天文经度之差，即
图2.24 地方时之差与天文经度之差的关系
由式（2.65）和式（2.66）可知，如已知天文经度 λ =0 ° 的地方时，则在同一瞬间天文经度为 λ 处的地方时也就知道了，这样便可以将地球上任意经度为 λ 处的地方时联系起来。
历史上规定地球上天文经度起算点是格林尼治天文台的子午线（或称本初子午线），它所对应的天文经度 λ =0 ° 。这样一来，格林尼治地方时在时间计量中就具有重要作用。故格林尼治地方时常用特定符号表示，用大写字母 S 表示格林尼之地方恒星时，格林尼治地方平时用大写字母 M 表示。另外，格林尼治地方平时称为世界时（Universal Time，UT）。
天文经度为 λ 的地方时与格林尼治的地方时关系可写成
随着长途铁路运输和远洋航海事业的日益发达，各地采用地方时就带来了很多不便。为此，将世界按统一的标准分区，实行分区计时，建立了时区。
时区的划分是以格林尼治子午线为标准的，从西经7.5°到东经7.5°（经度间隔为15°）为零时区，从零时区的边界线分别向东和向西每隔15°为一个时区，各划出12个时区，东十二时区与西十二时区，全球共划为24个时区。各时区都采用中央子午线的地方平时作为本区的区时。设 N 表示时区的顺序号，东时区为正、西时区为负，则世界时 M 和区时 T N 关系为
我国各地一律采用东八时区的区时，就是通常所说的北京时间，它是120°经线的地方平时，并不是北京的地方平时（北京经度为116°21′30″或7 h 45 m 26 s ），因而北京时间与北京地方平时相差约14.5 m 。显然，北京时=世界时+8小时。
事实上，时区的划分并不严格按子午线划分。为了方便起见，常常利用一些天然的河流、山脉，并同时考虑国界、省界等，即按照地理、政治、经济等情况，人为地划分时区的分界线。
平时与恒星时是两个不同的时间系统。首先，两个系统的时间单位不同，一个是恒星日，一个是平太阳日，两者是不相等的；另外，两个系统的时间起算点不同。因此，同一瞬间两个系统时刻也不一样。下面介绍航天器轨道动力学中常用的平时转换为恒星时的方法，同理可以得到恒星时转换为平时的方法。
（1）回归年及其长度
通过一个恒星日和一个平太阳日之间的转换关系，可以建立恒星时和平时之间的转换。
平太阳是在天赤道上做匀速的周年视运动，所以平太阳在随天球做周日视运动的同时，还以与周日视运动相反方向离开春分点而做周年视运动。平太阳沿赤道做周年视运动连续两次过春分点的时间间隔为一个回归年。长期观测表明，一个回归年长度等于365.2422个平太阳日。
假定在某一瞬间，平太阳和春分点同时在某地 A 的上中天，如图2.25a所示。当天球旋转一周后，春分点再次上中天，刚好完成一个恒星日，但这时平太阳并未上中天，如图2.25b所示。平太阳必须随天球再转过一个角 θ 后才能完成一个平太阳日，如图2.25c所示。由此可见，一个平太阳日比一个恒星日长。等到再过去一个恒星日，对于平太阳来说又要再转过一个角 θ 才能完成第二个平太阳日，这时平太阳已离开春分点2 θ ，如图2.25d所示。这样继续下去，直到平太阳完成一个周年视运动，即一个回归年之后，它与春分点之间整整相差360°，如图2.25e所示。
图2.25 恒星时和平时单位之间的换算
所以，在一个回归年内，假如平太阳上中天 n 次，则春分点上中天应为 n +1。换言之，如果一个回归年有365.2422平太阳日，那么便有366.2422恒星日，即
（2）平太阳时间单位转换为恒星时间单位
根据式（2.70）可知
令
则
同样有
综合上述四式可以写出一般的形式，即
上式表明，可将等于 m 个平太阳时单位用 m （1+ μ ）个恒星时单位表示出来。另外，有
但是，对于某一时间间隔，如设以平太阳时单位记为 m ，以恒星时单位表示记为 s ，则有
（3）格林尼治的平时时刻转换为恒星时时刻
格林尼治平时与恒星时两个系统的时间起算点的时间间隔可以用格林尼治平时0 h （即世界时0 h ）的格林尼治恒星时 S 0 表示。 S 0 可根据公式计算，也可在《天文年历》的“世界时和恒星时”表中查取。《天文年历》是按年度出版的反映天体运动的历表。
用一根直线坐标轴表示无尽流逝的时间，直线上每一点代表一个时刻。取直线上某一点为原点，即时间系统的起算点，以一定的间隔为单位组成一个时间系统，就可以确定每一点的时刻，也能确定两点的间隔。这样的直线坐标轴为时间轴，如图2.26所示。规定在时间轴的上方表示世界时，下方为恒星时。已知世界时0 h 为一天的起点，并标以日期，但恒星时系统没有日期。
当已知某日 D 格林尼治的平时时刻 M ，求其相应的格林尼治恒星时时刻 S 时，如图2.26所示，有
（4）经度为 λ 处的平时时刻转换为恒星时时刻
图2.26 时间轴
当已知经度为 λ 的任一地点的地方平时 m ，求相应的地方恒星时 s ，首先根据式（2.68）的第二式将地方平时 m 转换为格林尼治的平时时刻 M （即世界时），然后按（2.78）将 M 转换为 S ，再根据式（2.67）由 S 求得地方恒星时 s ，综合起来可得下式：
（5）世界时的修正
世界时系统有UT0、UT1和UT2之分。UT0是直接由观测得到的世界时，对应瞬时极的子午圈。从1956年起对于世界时引进了两项小的重要修正：一项是因为地极移动所引起的观测站的经度变化改正Δ λ ，修正后的世界时称为UT1；另一项是因地球自转速度所引起的季节性变化改正Δ T s ，修正后的世界时称为UT2，它们之间的关系是
近代的天文观测发现地球自转的速度并不是均匀不变的，存在长期慢变化（这是由于潮汐摩擦造成平太阳日的长度平均每百年增长0″.0016）、季节性变化及一些无法预测的不规则变化。UT2系统未消除地球自转的长期变化和不规则变化的影响，仍然是不均匀的，因而动摇了世界时作为时间测量基准的地位。
由于Δ T s 较小，而UT1又直接与地球瞬时位置相联系，因此，对于一般的精度要求可用UT1作为统一的时间系统；而对于高精度的要求，即使UT2也不能满足，必须寻求更均匀的时间尺度。
由于地球自转运动的不均匀性，以地球自转周期为基础建立的世界时不能作为时间测量基准，因此必须寻求另外的运动形式作为时间测量基准。历书时就是在这样的背景下产生的时间系统，历书时是1960～1966年的时间计量基准。
天体力学以牛顿力学为基础建立了太阳系天体的运动理论，从而可以用运动方程中的时间变量为参数计算出天体的位置。显然，这里的时间应当是数学上均匀的自变量，这种时间称为牛顿时。如果通过观测到的某一瞬间天体的位置，就可以从其位置历表获得牛顿时，这种由天体位置历表给出的时间称为历书时。但是由于天体运动理论的缺陷及求解运动微分方程时由实测确定的积分常数包含误差，所以任何一个天体位置历表只能给出近似的牛顿时，根据月球、太阳（实际上是地球）、水星、金星等天体的位置历表给出的历书时存在微小差异。在经过仔细研究以后，天文学家选用了纽康（Newcomb）太阳历表中所用的均匀时系统作为历书时系统，即历书时为纽康太阳历表中的时间变量。
历书时的时间起算点是1900年初太阳几何平黄经为279°41′48″.04的瞬间，也就是1900年1月0.5日，即格林尼治平午这一瞬间作为1900年1月0日历书时12 h ，这样就保证了世界时时刻与历书时时刻的衔接。
历书时时间单位的基础是回归年。它的秒长取1900年1月0日历书时12 h 的回归年的倒数，即
有了历书秒就可以定义历书日为86400历书秒，即
以地球绕太阳公转运动为基准的历书时，无论从理论还是实践上都是不完善的。历书时定义中还关联到一些天文常数，天文常数系统的改变又会导致历书时的不连续。此外，实际测定历书时的精度不高，而且提供结果比较迟缓，不能及时满足高精度时间部门的要求。这些都是历书时的严重缺点。
历书时不能作为真正的均匀时间标准，为此人们开始从无限的宇宙空间的宏观世界转向原子内部精细的微观世界。以物质内部原子运动的特征为基础建立了原子时系统。因为人们发现原子内部的稳定性远比地球高很多，原子内部的电子能级之间的跃迁所吸收或发射的电磁波，其频率具有很高的稳定性和复现性。所以，1967年第13届国际计量大会通过了决议：定义位于海平面上的铯原子，基态的两个超精细能级在零磁场中跃迁辐射振荡9192631770周所持续的时间作为1秒的长度，称为国际单位秒（符号为s）。目前，国际上约有100台原子钟，通过相互比对，并经数据处理推算出统一的世界时称为国际原子时（International Atomic Time，TAI）。取1958年1月1日0 h UT1的瞬间作为起算点，即调整原子时所指示的时间与该时刻世界时的钟面所指示的时刻一致。但是，由于技术上的原因，当时人们并没有能够做到这一点。事后发现，在这一瞬间，两者存在一个微小差异，即
这一差值后来被保留下来。
原子时和历书时的定义虽然存在概念性的差异，但TAI和ET之间的差值却是一个常数，即
原子时虽然是秒长均匀、稳定度很高的时间系统，但它却与地球自转无关，而有很多问题却涉及计算地球的瞬时位置，这又需要世界时。因此，为了兼顾对世界时时刻和原子时秒长两者的需要建立了一种折中的时间系统，称为协调时（Universal Time Coordinated，UTC）。根据国际规定，协调世界时的秒长与原子时秒长一致，在时刻上则要求尽量与世界时接近。从1972年起规定两个的差值在±0.9秒以内。为此可能在每年的年中或年底对协调世界时的时刻作1整秒的调整，加上1秒叫正跳秒，取消1秒叫负跳秒，具体的调整由国际时间局提前两个月公布。
1976年，国际天文学联合会（International Astronomic Union，IAU）决议从1984年起的天体动力学理论研究以及天体历表的编算中采用力学时以取代历书时。力学时分两类：一种是相对于太阳系质心的运动方程所采用的时间变量，称为太阳系质心力学时，简称质心力学时（Barycentric Dynamical Time，TDB）；另一种是相对地球质心的运动方程所采用的时间变量，称为地球力学时（Terrestrial Dynamical Time，TDT）。1991年后改称为地球时（Terrestrial Time，TT）。
TDT是建立在国际原子时基础上，它与TAI的关系为
式（2.85）表示1977年1月1日0 h 0 m 0 s TAI瞬间对应的TDT为1977年1月1日0 h 0 m 32 s .184（1.0003725日）。此起始历元的差别就是该时刻历书时与国际原子时之差，这样定义的起始历元可使地球力学时能与过去使用的历书时相衔接，于是只要把过去历表中时间变量历书时改为地球力学时就可以继续使用。同样，可得地球力学时与世界时之差为
TDT是描述相对地球质心的运动方程所采用的时间变量，它是一种均匀的时间尺度。在航天器轨道动力学中，相应的运动方程即以它作为时间变量；相对太阳系质心的运动方程所采用的时间变量，TDB是一种抽象、均匀的时间尺度，月球、太阳和行星的历表都是以TDB为时间变量的。两种动力学时的差别TDT-TDB是由相对论效应引起的。
除上述时间系统外，常常会遇到历元的取法以及几种年的长度问题。
（1）“年”的长度
“年”的长度实际反映了地球绕太阳公转的周期。从地球看来，即是太阳在天球上做周年视运动。如果选用不同的参考点计算太阳周年视运动，则就有不同长度的“年”，以适应各种需要。
回归年是太阳中心在天球上两次通过春分点的时间间隔，长度为365.2422平太阳日。
恒星年是太阳中心在天球上连续两次通过某一恒星的黄经圈所需的时间，长度为365.25636平太阳日，这是地球绕太阳的平均公转周期。
儒略年规定为365日，每四年有一闰年（366日），因此儒略年的平均长度为
儒略年比回归年要长，大约400个儒略年比400个回归年长3日。1儒略世纪等于36525日。以儒略年作为基础基本单位定出的历法叫儒略历。
在历法中，一年必须包含日的整数叫历年。为使历年的平均长度更接近回归年，格里高利（R.Gregory）对儒略历做了改进，得到现在通用的公历。在每四个公历年中，设置一个闰年，凡能被4整除的就是闰年，但是在400年中要去掉三个闰年，为此规定只有当世纪数能被4整除才算闰年，这样有
（2）历元
天文上常用年的小数表示某一特殊瞬间的时刻，即历元。
平太阳赤经增加360°所需要的时间间隔称为一个贝塞尔年。贝塞尔年看作与回归年一样长。当平太阳赤经恰好等于18 h 40 m （280°）的瞬间称为贝塞尔年首（或贝塞尔假年岁首），用年份前加符号B、年份后加.0表示。以1950年为例，这一年的贝塞尔年首记为B1950.0。而它指的并不是1950年1月1日0 h UT，而是1949年12月31日22 h 09 m 42 s UT。1984年以前采用的是贝塞尔历元。
儒略历元就是真正的年初，用年份前加符号J、年份号加.0表示，同时时间单位采用儒略世纪代替回归世纪。从1984年起采用新的标准历元J2000.0取代B1900.0，它是纽康基本历元1900年1月0.5日之后整整一个儒略世纪（36525日）。新的标准历元用TDB表示，以代替过去的世界时，所以J2000.0是2000年1月1日12 h TDB。
（3）儒略日
计算相隔若干年两个周期之间的天数可用儒略日数，这是天文上应用的一种长期纪日法。它以倒退到公元前4713年1月1日的格林尼治平午（即世界时12 h ）为起算日期（公元前1年在天文上记为0年，公元前4713年在天文上记为-4712年），每天顺数而下，延续不断。天文年历载有每年每月零日世界时12 h 的儒略日（Julian Data，JD），例如1992年2月1日0 h UT儒略日为2448653.5。随着岁月的推移，儒略日数值很大，为此引入约简儒略日（Modified Julian Date，MJD），其定义为
MJD的起算日期为公元1858年11月17日0 h UT开始。
（a）公历日期转换成儒略日
设给出公历日期的年、月、日（含天的小数部分）分别为 Y 、 M 、 D ，则对应的儒略日为
式中，[ X ]表示取 X 的整数部分，小数点后的位数省略。
（b）儒略日转换成公历日期
设某时刻的儒略日JD（含天的小数部分），对应的公历日期的年、月、日分别为 Y 、 M 和 D 。则
