Эфемеридное время

Термин «время эфемерид» (часто сокращенно ET ) в принципе может относиться ко времени в сочетании с любыми эфемеридами (маршрутом траектории астрономического объекта). На практике оно использовалось более конкретно для обозначения:

1. бывшая стандартная астрономическая шкала времени, принятая в 1952 году МАС , и заменен в 1970-х годах. Эта шкала времени была предложена в 1948 году, чтобы преодолеть недостатки нерегулярного колебания среднего солнечного времени . Намерение состояло в том, чтобы определить единое время (насколько это было тогда возможно) на основе теории Ньютона (см. Ниже: Определение эфемеридного времени (1952) ). Эфемеридное время было первым применением концепции динамической шкалы времени , в которой время и шкала времени определяются неявно, выводятся из наблюдаемого положения астрономического объекта с помощью динамической теории его движения.
2. современная релятивистская координатная шкала времени, реализованная Лаборатории реактивного движения аргументом эфемеридного времени _{T eph} в серии численно интегрированных эфемерид развития . Среди них DE405 широко распространенные в настоящее время эфемериды . Временная шкала, представленная T _eph, , но отличается (смещением и постоянной скоростью) от нее . тесно связана с временной шкалой TCB , принятой в настоящее время в качестве стандарта IAU ( см. ниже: аргумент времени эфемерид JPL Teph )

Большая часть следующих разделов относится к эфемеридному времени стандарта 1952 года.

Иногда возникало впечатление, что эфемеридное время использовалось с 1900 года: это, вероятно, возникло потому, что ET, хотя и было предложено и принято в период 1948–1952 годов, подробно определялось с использованием формул, которые ретроспективно использовали дату эпохи 1900 года 0 января и Ньюкомба ​ Таблиц Солнца .

Эфемеридное время стандарта 1952 года оставляет после себя постоянное наследие благодаря своей исторической единице эфемеридной секунды , которая стала тесно дублироваться по длине текущей стандартной секунды СИ (см. Ниже: Переопределение секунды ).

История (стандарт 1952 года)

Эфемеридное время ( ET ), принятое в качестве стандарта в 1952 году, изначально было разработано как подход к единой шкале времени, чтобы освободиться от эффектов неравномерности вращения Земли «для удобства астрономов и других ученых». например, для использования в эфемеридах Солнца (наблюдаемых с Земли), Луны и планет. Он был предложен в 1948 году Г. М. Клеменсом .

Со времен Джона Флемстида (1646–1719) считалось, что суточное вращение Земли равномерно. Но в конце девятнадцатого и начале двадцатого веков, с ростом точности астрономических измерений, начали подозревать и в конечном итоге установили, что вращение Земли ( т.е. продолжительность дня ) демонстрирует неравномерность в коротких временных масштабах, и замедлялся в более длительных временных масштабах. Доказательства были собраны В. де Ситтером (1927). который написал: «Если мы примем эту гипотезу, то «астрономическое время», заданное вращением Земли и используемое во всех практических астрономических вычислениях, отличается от «равномерного» или «ньютоновского» времени, которое определяется как независимая переменная уравнения небесной механики». Де Ситтер предложил внести поправку к среднему солнечному времени, обусловленному вращением Земли, чтобы получить однородное время.

Другие астрономы того периода также внесли предложения по получению единообразного времени, в том числе А. Данжон (1929), который, по сути, предположил, что наблюдаемые положения Луны, Солнца и планет по сравнению с их хорошо установленными гравитационными эфемеридами могут быть лучше и более однородны. определять и определять время.

Таким образом, была поставлена ​​цель предоставить новую шкалу времени для астрономических и научных целей, избежать непредсказуемых неравномерностей средней солнечной шкалы времени и заменить для этих целей Всемирное время (UT) и любую другую шкалу времени, основанную на вращении Солнца. Земля вокруг своей оси, например звездное время .

Американский астроном Г.М. Клеманс (1948 г.) сделал подробное предложение такого типа на основе результатов английского астронома Ройала Х. Спенсера Джонса (1939). Клеманс (1948) дал понять, что его предложение было предназначено «только для удобства астрономов и других ученых» и что «логично продолжать использовать среднее солнечное время в гражданских целях».

Де Ситтер и Клеманс назвали это предложение «ньютоновским» или «единым» временем. Д. Брауэр предложил название «эфемеридное время».

После этого астрономическая конференция, состоявшаяся в Париже в 1950 году, рекомендовала, «что во всех случаях, когда средняя солнечная секунда неудовлетворительна как единица времени из-за ее изменчивости, принятой единицей должен быть сидерический год в 1900,0, чтобы исчисляемое время в этой единице обозначаться эфемеридным временем » и дал формулу Клеменса (см. «Определение эфемеридного времени» (1952) ) для перевода среднего солнечного времени в эфемеридное время.

Международный астрономический союз одобрил эту рекомендацию на своей генеральной ассамблее 1952 года. Практическое внедрение заняло некоторое время (см. Использование эфемеридного времени в официальных альманахах и эфемеридах ); эфемеридное время (ET) оставалось стандартом до тех пор, пока в 1970-х годах его не заменили другие шкалы времени (см. «Пересмотр» ).

Во время введения эфемеридного времени в качестве стандарта детали были немного пересмотрены. Единица была переопределена в терминах тропического года в 1900,0 вместо звездного года; а стандартная секунда была определена сначала как 1/31556925,975 тропического года в 1900,0, а затем вместо этого слегка измененная дробь 1/31556925,9747, наконец, в 1967/8 году было пересмотрено определение в терминах стандарта атомных часов цезия (см. Ниже).

Хотя ET больше не используется напрямую, он оставляет после себя постоянное наследие. Его последующие шкалы времени, такие как TDT, а также атомная шкала времени IAT (TAI) , были разработаны с учетом взаимосвязи, которая «обеспечивает непрерывность с эфемеридным временем». ET использовался для калибровки атомных часов в 1950-х годах. Близкое равенство между секундой ET и более поздней секундой SI (как определено со ссылкой на атомные часы цезия) было подтверждено с точностью до 1 части из 10. ¹⁰ .

Таким образом, решения, принятые первоначальными разработчиками эфемеридного времени, повлияли на длину сегодняшней стандартной секунды СИ , и, в свою очередь, это оказывает постоянное влияние на количество дополнительных секунд , которые были необходимы для вставки в текущие шкалы времени вещания, чтобы держите их примерно в ногу со средним солнечным временем .

Определение (1952)

Эфемеридное время в принципе определялось орбитальным движением Земли вокруг Солнца. (но его практическая реализация обычно достигалась другим путем, см. ниже). Его подробное определение было основано на Саймона Ньюкомба » «Таблицах Солнца (1895 г.). реализовано по-новому, чтобы учесть некоторые наблюдаемые несоответствия:

Во введении к Таблицам Солнца Солнца в основу таблиц (стр. 9) включена формула средней долготы в момент времени, обозначенный интервалом Т (в единицах юлианских столетий, равных 36525 средним солнечным суткам). ), отсчитывается от среднего полудня по Гринвичу 0 января 1900 года:

Ls = 279° 41' 48".04 + 129 602 768".13T +1".089T ² . . . . . (1)

Работа Спенсера Джонса 1939 года. показали, что различия между наблюдаемыми положениями Солнца и предсказанными положениями, заданными формулой Ньюкомба, свидетельствуют о необходимости следующей поправки к формуле:

ΔLs = + 1,00 + 2,97T + 1,23T ² +0,0748Б

где «время наблюдений указано по всемирному времени, без поправки на ньютоновское время», а 0,0748B представляет собой нерегулярное колебание, рассчитанное на основе лунных наблюдений.

Таким образом, традиционно скорректированная форма формулы Ньюкомба, включающая поправки на основе среднего солнечного времени, будет суммой двух предыдущих выражений:

Ls = 279° 41' 49".04 + 129 602 771".10T +2".32T ² +0,0748Б. . . . . (2)

Однако предложение Клеменса 1948 года не предусматривало такой поправки к среднему солнечному времени. Вместо этого использовались те же числа, что и в исходной неисправленной формуле Ньюкомба (1), но теперь они применялись несколько предписывающе, чтобы неявно определить новое время и шкалу времени, основанную на реальном положении Солнца:

Ls = 279° 41' 48".04 + 129 602 768".13E +1".089E ² . . . . . (3)

При таком повторном применении переменная времени, теперь обозначаемая как E, представляет время в эфемеридных столетиях, состоящих из 36525 эфемеридных дней по 86400 эфемеридных секунд каждый. В официальной ссылке 1961 года эта концепция резюмировалась как таковая: «Происхождение и скорость эфемеридного времени определены таким образом, чтобы средняя долгота Солнца согласовывалась с выражением Ньюкомба».

Из сравнения формул (2) и (3), которые выражают одно и то же реальное движение Солнца в одно и то же реальное время, но определены в разных временных масштабах, Клеманс пришел к явному выражению, оценивая разницу в секундах времени между эфемеридами время и среднее солнечное время в смысле (ET-UT):

$\delta t=+24^{s}.349+72^{s}.3165T+29^{s}.949T^{2}+1.821B$ . . . . . (4)

при этом 24,349 секунды соответствуют 1,00 дюймам в ΔLs.Формула Клеменса (сегодня замененная более современными оценками) была включена в первоначальное решение конференции об эфемеридном времени. Ввиду флуктуационного члена практическое определение разницы между эфемеридным временем и UT зависело от наблюдения. Анализ приведенных выше формул показывает, что (идеально постоянные) единицы эфемеридного времени на протяжении всего двадцатого века были очень немного короче, чем соответствующие (но не совсем постоянные) единицы среднего солнечного времени (которые, помимо своей нерегулярности колебания имеют тенденцию постепенно удлиняться). Этот вывод согласуется с современными результатами Моррисона и Стивенсона. (см. статью ΔT ).

Реализации

Вторичные реализации

Хотя эфемеридное время в принципе определялось орбитальным движением Земли вокруг Солнца, На практике его обычно измеряли по орбитальному движению Луны вокруг Земли. Эти измерения можно рассматривать как вторичные реализации (в метрологическом смысле) первичного определения ET в терминах движения Солнца после калибровки среднего движения Луны по отношению к среднему движению Солнца.

Причины использования лунных измерений были практически обоснованы: Луна движется на фоне звезд примерно в 13 раз быстрее соответствующей скорости движения Солнца, и точность определения времени по лунным измерениям соответственно выше.

Когда эфемеридное время было впервые принято, шкалы времени все еще основывались на астрономических наблюдениях, как и всегда. Точность была ограничена точностью оптических наблюдений, а поправки часов и сигналов времени публиковались с опозданием.

Вторичные реализации с

Несколько лет спустя, с изобретением цезиевых атомных часов , появилась альтернатива. После калибровки в 1958 году цезиевых атомных часов по эфемеридному времени все чаще Стали использоваться цезиевые атомные часы, работающие на основе эфемеридных секунд и идущие в ногу с эфемеридным временем. Атомные часы предложили дальнейшую вторичную реализацию инопланетян в квазиреальном времени. вскоре он оказался более полезным, чем основной стандарт ET: не только более удобным, но и более единообразным, чем сам основной стандарт. Такие вторичные реализации использовались и описывались как «ET», с осознанием того, что шкалы времени, основанные на атомных часах, не были идентичны тем, которые определены первичным эфемеридным стандартом времени, а, скорее, были улучшением по сравнению с ним из-за их более близкого приближения. к единообразию. Атомные часы породили атомную шкалу времени и то, что сначала называлось Земным динамическим временем, а теперь называется Земным временем , определяемым как обеспечение непрерывности с инопланетным временем.

Доступность атомных часов вместе с растущей точностью астрономических наблюдений (а это означало, что релятивистские поправки, по крайней мере в обозримом будущем, уже не будут настолько малы, чтобы ими можно было пренебречь), привело к возможной замене эфемеридного стандарта времени более точными шкалами времени, включая земное время и барицентрическое динамическое время , к которому ET можно рассматривать как приближение.

Пересмотр временных шкал

В 1976 году МАС решил, что теоретическая основа его действующего на тот момент (с 1952 года) стандарта эфемеридного времени была нерелятивистской, и что, следовательно, начиная с 1984 года эфемеридное время будет заменено двумя релятивистскими шкалами времени, предназначенными для создания динамических шкал времени. : Земное динамическое время (TDT) и барицентрическое динамическое время (TDB) . Были признаны трудности, которые привели к тому, что в 1990-е годы они, в свою очередь, были заменены шкалами времени земного времени (TT) , геоцентрического координатного времени GCT (TCG) и барицентрического координатного времени BCT (TCB) .

Аргумент времени эфемерид JPL T _eph

Высокоточные эфемериды Солнца, Луны и планет разрабатывались и рассчитывались в Лаборатории реактивного движения (JPL) в течение длительного периода, а последние доступные версии были приняты для эфемерид в Астрономическом альманахе, начиная с 1984 года. Хотя это и не стандарт МАС, но Аргумент эфемеридного времени T _eph используется в этом учреждении с 1960-х годов. Временная шкала, представленная T _eph, характеризуется как релятивистское координатное время, которое отличается от земного времени лишь небольшими периодическими членами с амплитудой, не превышающей 2 миллисекунды времени: оно линейно связано с временем, но отличается (смещением и постоянной скоростью что составляет порядка 0,5 с/год) по шкале времени TCB , принятой в 1991 году в качестве стандарта МАС . Таким образом, для часов на геоиде или вблизи него T _eph (в пределах 2 миллисекунд), но не так близко к TCB, может использоваться в качестве приближения к земному времени, а через стандартные эфемериды T _eph широко используется.

Частично в знак признания широкого использования T _eph через эфемериды JPL, резолюция 3 МАС от 2006 г. (пере) определил барицентрическое динамическое время (TDB) как текущий стандарт. Согласно новому определению, данному в 2006 году, TDB представляет собой линейную трансформацию TCB . JPL В той же резолюции МАС также указано (в примечании 4), что «независимый временной аргумент эфемериды DE405 , который называется T _eph » (здесь источник МАС цитирует ), «для практических целей аналогична БТР, определенной в настоящей Резолюции». Таким образом, новый TDB, как и T _eph , по существу является более точным продолжением старого эфемеридного времени ET и (за исключением периодических колебаний < 2 мс ) имеет ту же среднюю скорость, что и установленная для ET в 1950-х годах.

в официальных альманахах

Эфемеридное время, основанное на стандарте, принятом в 1952 году, было введено в «Астрономические эфемериды» (Великобритания) и « Американский эфемеридный и морской альманах» , заменив UT в основных эфемеридах в выпусках за 1960 год и позже. (Однако эфемериды в «Морском альманахе», который к тому времени стал отдельной публикацией для использования навигаторами, продолжали выражаться в единицах UT.) Эфемериды продолжали использоваться на этой основе до 1983 года (с некоторыми изменениями, связанными с принятием улучшенных значений астрономических значений). константы), после чего, с 1984 года, они приняли эфемериды JPL .

До изменения 1960 года «Улучшенные лунные эфемериды» уже были доступны в эфемеридном времени за 1952–1959 годы. (вычислено У. Дж. Эккертом на основе теории Брауна с модификациями, рекомендованными Клеменсом (1948)).

Переопределение второго

Последовательные определения единицы эфемеридного времени упомянуты выше ( «История» ). Значение, принятое за стандартную секунду 1956/1960 годов:

доля 1/31 556 925,9747 тропического года для 1900 января 0 в 12 часов эфемеридного времени.

было получено из линейного коэффициента времени в выражении Ньюкомба для средней солнечной долготы (выше), взятого и примененного с тем же смыслом для времени, что и в формуле (3) выше. Связь с коэффициентом Ньюкомба можно увидеть из:

1/31 556 925.9747 = 129 602 768.13 / (360×60×60×36 525×86 400).

на основе цезия Атомные часы начали работать в 1955 году и быстро подтвердили доказательства нерегулярности вращения Земли. Это подтвердило непригодность средней солнечной секунды Всемирного времени как меры временного интервала для самых точных целей. После трех лет сравнений с лунными наблюдениями Марковиц и др. (1958) определили, что эфемеридная секунда соответствует 9 192 631 770 ± 20 циклам выбранного цезиевого резонанса.

После этого, в 1967/68 году, Генеральная конференция по мерам и весам (CGPM) заменила определение секунды СИ следующим:

Второй — длительность 9 192 631 770 периодов излучения, соответствующего переходу между двумя сверхтонкими уровнями основного состояния атома цезия 133.

Хотя это независимое определение, которое не относится к более старой основе эфемеридного времени, оно использует ту же величину, что и значение эфемеридной секунды, измеренное цезиевыми часами в 1958 году. Эта секунда СИ, относящаяся к атомному времени, была позже проверена Марковицем. (1988) согласие, в пределах 1 части из 10 ¹⁰ , со секундой эфемеридного времени, определенной по лунным наблюдениям.

Для практических целей длину эфемеридной секунды можно принять равной длине секунды барицентрического динамического времени (TDB) или земного времени (TT) или его предшественника TDT.

Разница между ET и UT называется ΔT ; он меняется неравномерно, но долгосрочная тенденция имеет параболический характер , уменьшаясь с древних времен до девятнадцатого века, и с тех пор увеличивается со скоростью, соответствующей увеличению продолжительности солнечного дня на 1,7 мс за столетие (см. Високосные секунды ).

Международное атомное время (TAI) было установлено равным UT2 1 января 1958 года в 0:00:00. На тот момент ΔT составляло уже около 32,18 секунды. Разница между земным временем (TT) (преемником эфемеридного времени) и атомным временем была позже определена следующим образом:

1000 января 1977 г. 3725 TT = 1000 января 1977 г. 0000 TAI, т.е.

ТТ − ТАЙ = 32,184 секунды

Эту разницу можно считать постоянной — ставки TT и TAI задуманы одинаковыми.

Библиография

• Г. М. Клеменс , «О системе астрономических констант» , Астрономический журнал , вып. 53 (6) (1948), выпуск № 1170, стр. 169–179.
• Г.М. Клеменс (1971), «Понятие эфемеридного времени» , Журнал истории астрономии , том. 2 (1971), стр. 73–79.
• Б. Гино и П.К. Зайдельманн (1988), «Временные шкалы – их история, определение и интерпретация» , Астрономия и астрофизика , том. 194 (№ 1–2) (апрель 1988 г.), стр. 304–308.
• «ESAA (1992)»: П. К. Зайдельманн (редактор), «Пояснительное приложение к астрономическому альманаху» , University Science Books, Калифорния, 1992; ISBN   0-935702-68-7 .
• «ESAE 1961»: «Пояснительное приложение к астрономическим эфемеридам, американским эфемеридам и навигационному альманаху» («подготовлено совместно Управлением морских альманахов Соединенного Королевства и Соединенных Штатов Америки», HMSO, Лондон, 1961).
• Резолюции МАС (1976 г.): Резолюции, принятые МАС в 1976 г. в Гренобле .
• «Улучшенные лунные эфемериды», типография правительства США, 1954 г.
• В. Марковиц , Р. Г. Холл, С. Эдельсон (1955), «Эфемеридное время по фотографическим положениям Луны» , Astronomical Journal , vol. 60 (1955), с. 171.
• В. Марковиц , Р. Г. Холл, Л. Эссен, Дж. В. Л. Парри (1958), «Частота цезия в терминах эфемеридного времени» , Physical Review Letters, vol. 1 (1958), 105–107.
• В. Марковиц (1959), «Вариации вращения Земли, результаты, полученные с помощью двухскоростной лунной камеры и фотографических зенитных трубок» , Astronomical Journal , vol. 64 (1959), стр. 106–113.
• Вм Марковиц (1988), «Сравнение ET (солнечной), ET (лунной), UT и TDT» , в книге AK Babcock & GA Wilkins (ред.), « Вращение Земли и системы отсчета для геодезии и геофизики» , Симпозиум IAU № 128. (1988), стр. 413–418.
• Деннис Маккарти и П. Кеннет Зайдельманн (2009), ВРЕМЯ От вращения Земли до атомной физики , Wiley-VCH, Вайнхайм, ISBN   978-3-527-40780-4 .
• У. Г. Мельбурн, Дж. Д. Малхолланд, В. Л. Сьогрен, Ф. М. Штурмс (1968), « Константы и соответствующая информация для астродинамических расчетов », Технический отчет НАСА 32-1306, Лаборатория реактивного движения, 15 июля 1968 г.
• Л. В. Моррисон, Ф. Р. Стивенсон (2004), «Исторические значения ошибки земных часов ΔT и расчет затмений» , Журнал истории астрономии ( ISSN   0021-8286 ), вып. 35(3) (2004), № 120, стр. 327–336 (с дополнением в томе 36, стр. 339 ).
• Саймон Ньюкомб (1895 г.), Таблицы Солнца («Таблицы движения Земли по ее оси и вокруг Солнца», в «Таблицах четырех внутренних планет», том 6, часть 1, Астрономических статей, подготовленных для использование «Американских эфемерид и морского альманаха» (1895 г.), страницы 1–169).
• У де Ситтер (1927), «О вековых ускорениях и колебаниях долгот Луны, Солнца, Меркурия и Венеры» , Бюлл. Астрон. Инст. Нидерланды , том. 4 (1927), страницы 21–38.
• Х. Спенсер Джонс , «Вращение Земли и вековые ускорения Солнца, Луны и планет» , в Ежемесячных заметках Королевского астрономического общества , том. 99 (1939), стр. 541–558.
• Э.М. Стэндиш, «Временные шкалы в эфемеридах JPL и CfA» , Astronomy & Astrophysicals , vol. 336 (1998), 381–384.
• Ф. Р. Стивенсон, Л. В. Моррисон (1984), «Долгосрочные изменения во вращении Земли – с 700 г. до н. э. по 1980 г. н. э.» , (Королевское общество, Дискуссия по вращению в Солнечной системе, Лондон, Англия, 8, 9 марта, 1984) Королевское общество (Лондон), Philosophical Transactions, Series A ( ISSN   0080-4614 ), вып. 313 (1984), № 1524, стр. 47–70.
• Ф. Р. Стивенсон, Л. В. Моррисон (1995), «Долгосрочные колебания вращения Земли: с 700 г. до н. э. по 1990 г. н. э.» , Королевское общество (Лондон), Philosophical Transactions, Series A ( ISSN   0080-4614 ), вып. 351 (1995), № 1695, стр. 165–202.
• Г.М.Р. Винклер и Т.К. ван Фландерн (1977), «Эфемеридное время, относительность и проблема однородного времени в астрономии» , Astronomical Journal , vol. 82 (январь 1977 г.), стр. 84–92.