Войти
Термин эфемеридное время (часто сокращенно ET ) в принципе может относиться ко времени в связи с любыми астрономическими эфемеридами. На практике это использовалось более конкретно для обозначения:
Большинство следующих разделов относятся к эфемеридному времени стандарта 1952 года.
Иногда возникало впечатление, что эфемеридное время находилось в использование с 1900 года: это, вероятно, возникло потому, что ET, хотя и было предложено и принято в период 1948–1952 годов, было детально определено с использованием формул, в которых ретроспективно использовалась дата эпохи 1900 января 0 и Таблицы Солнца Ньюкома .
Эфемеридное время стандарта 1952 года остается неизменным наследием, благодаря его секундам эфемерид, которые стали точно повторять длину текущего стандарта SI секунды (см. ниже: Новое определение второго).
Эфемеридное время (ET), принятый в качестве стандарта в 1952 году, первоначально был разработан как подход к единому времени шкала, которая должна быть освобождена от эффектов неравномерности вращения Земли «для удобства астрономов и других ученых», например, для использования в эфемеридах Солнца (наблюдаемых с Земли), Луна и планеты. Он был предложен в 1948 году Г.М. Клеменсом.
. Со времен Джона Флэмстида (1646–1719) считалось, что суточное вращение Земли однородно. Но в конце девятнадцатого и начале двадцатого веков, с увеличением точности астрономических измерений, начали подозреваться и, в конце концов, было установлено, что вращение Земли (то есть продолжительность дня ) демонстрирует нарушения. на коротких временных масштабах и замедлялся на более длительных временных масштабах. Доказательства были собраны W de Sitter (1927), который написал: «Если мы примем эту гипотезу, то« астрономическое время », определяемое вращением Земли и используемое во всех практических астрономических вычислениях, отличается от «равномерное» или «ньютоновское» время, которое определяется как независимая переменная уравнений небесной механики ». Де Ситтер предложил применить поправку к среднему солнечному времени, определяемому вращением Земли, чтобы получить равномерное время.
Другие астрономы того периода также внесли предложения по получению единого времени, в том числе A Danjon (1929), который предположил, что фактически наблюдаемые положения Луны, Солнца и планет по сравнению с их устоявшиеся гравитационные эфемериды могли бы лучше и более единообразно определять и определять время.
Таким образом, была разработана цель - предоставить новую шкалу времени для астрономических и научных целей, чтобы избежать непредсказуемых отклонений шкала среднего солнечного времени, и заменить для этих целей всемирное время (UT) и любую другую шкалу времени, основанную на вращении Земли вокруг своей оси, например, звездное время.
Американский астроном Г.М. Клеменс (1948) сделал подробное предложение этого типа, основываясь на результатах английского Королевского астронома Х. Спенсера Джонса (1939). Клеменс (1948) ясно дал понять, что его предложение было предназначено «только для удобства астрономов и других ученых» и что «логично продолжить использование среднего солнечного времени в гражданских целях».
Де Ситтер и Клеманс оба назвали это предложение «ньютоновским» или «равномерным» временем. Д. Брауэр предложил название «эфемеридное время».
Вслед за этим астрономическая конференция, состоявшаяся в Париже в 1950 году, рекомендовала, «чтобы во всех случаях, когда средняя солнечная секунда была неудовлетворительной как единица измерения время из-за его изменчивости, принятая единица измерения должна быть звездным годом в 1900.0, чтобы время, отсчитываемое в этой единице, было обозначено как эфемеридное время », и дал формулу Клеманса (см. Определение эфемеридного времени (1952)) для перевода среднего солнечного времени в эфемеридное время.
Международный астрономический союз одобрил эту рекомендацию на своем общем собрании 1952 года. Практическое введение 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. Редакция).
В стандартную валюту эфемеридного времени детали были немного изменены. Единица была переопределена с точки зрения тропического года на 1900,0 вместо звездного года; и стандартная секунда была определена сначала как 1 / 31556925,975 тропического года в 1900,0, а затем вместо этого как слегка измененная фракция 1 / 31556925,9747, окончательно переопределенная в 1967/8 году в терминах стандарта атомных часов цезия (см. ниже).
Хотя ET больше не используется напрямую, он продолжает оставаться в наследство. Последующие шкалы времени, такие как TDT, а также шкала атомного времени IAT (TAI), были разработаны с соотношением, которое «обеспечивает непрерывность с эфемеридным временем». ET использовался для калибровки атомных часов в 1950-х годах. Тесное равенство между секундой ET и более поздней секундой SI (как определено со ссылкой на атомные часы цезия) было проверено с точностью до 1 части из 10.
Таким образом были приняты решения Первоначально разработчики эфемерид время повлияли на длину сегодняшней стандартной секунды СИ, и, в свою очередь, это имеет постоянное влияние на количество дополнительных секунд, которые потребовались для вставки в текущие шкалы времени вещания, чтобы они приблизительно соответствовали среднему солнечному времени.
Эфемеридное время в принципе определялось орбитальным движением Земли вокруг Солнца (но его практическая реализация обычно достигалась другим способом, см. ниже).
Его подробное определение зависело от Саймона Ньюкомба Таблицы Солнца (1895), интерпретированных по-новому, чтобы учесть некоторые наблюдаемые расхождения:
Во введении к Таблицам Солнца в основу таблиц (стр. 9) включена формула для средней долготы Солнца во время, обозначенное интервалом T (в юлианских столетиях из 36525 средних солнечных дней), отсчитываемое от среднего по Гринвичу Полдень 0 января 1900 г.:
Работа Спенсера Джонса 1939 года показала, что позиции Фактически наблюдаемое Солнце, при сравнении с результатами, полученными по формуле Ньюкомба, показывает необходимость следующей поправки к формуле для представления наблюдений:
(где «времена наблюдения указаны во всемирном времени, без поправки на ньютоновское время», а 0,0748B представляет собой нерегулярное колебание, вычисленное по лунным наблюдениям).
Таким образом, условно скорректированная форма формулы Ньюкома, включающая поправки на основе среднего солнечного времени, будет суммой двух предыдущих выражений:
В предложении Клеманса 1948 года поправка такого рода в отношении среднего солнечного времени не принималась: вместо этого в качестве в исходной неисправленной формуле Ньюкома (1), но теперь в обратном смысле, чтобы неявно определить время и шкалу времени, основываясь на реальном положении Солнца:
где переменная времени, представленная здесь как E, теперь представляет время в эфемеридах столетий из 36525 эфемеридных дней из 86400 эфемеридных секунд. Официальная ссылка 1961 г. гласит: «Происхождение и скорость эфемеридного времени определены таким образом, чтобы средняя долгота Солнца совпадала с выражением Ньюкома»
Из сравнения формул (2) и (3), обе из которых выражают одно и то же реальное движение Солнца в том же реальном времени, но в разных временных масштабах, Клеменс пришел к явному выражению, оценивая разницу в секундах времени между эфемеридным временем и средним солнечным временем в смысле (ET-UT):
..... (4)Формула Клеманса, замененная теперь более современными оценками, была включена в исходное решение конференции по эфемеридному времени. С учетом флуктуационного члена практическое определение разницы между эфемеридным временем и UT зависело от наблюдения. Анализ приведенных выше формул показывает, что (идеально постоянная) единица эфемеридного времени, такая как секунда эфемерид, была на протяжении всего двадцатого века очень немного короче, чем соответствующая (но не совсем постоянная) единица среднего солнечного времени (которая, кроме его нерегулярные колебания имеют тенденцию постепенно увеличиваться), что согласуется также с современными результатами Моррисона и Стивенсона (см. статью ΔT ).
Хотя эфемеридное время в принципе определялось орбитальным движением Земли вокруг Солнца, на практике оно обычно измерялось орбитальное движение 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 относительно среднего движения Солнце.
Причины использования лунных измерений были практически основаны: Луна движется на фоне звезд примерно в 13 раз быстрее, чем соответствующая скорость движения Солнца, и точность определения времени по лунным измерениям соответственно больше.
Когда впервые было принято эфемеридное время, шкалы времени, как и всегда, все еще основывались на астрономических наблюдениях. Точность ограничивалась точностью оптического наблюдения, а поправки часов и сигналов времени публиковались с задержкой.
Несколько лет спустя, с изобретением атомных часов цезия, альтернатива была предложена сама собой. После калибровки в 1958 году атомных часов цезия по эфемеридному времени стали использоваться атомные часы цезия, работающие на основе эфемеридных секунд, которые синхронизировались с эфемеридным временем. Атомные часы предложили дальнейшую вторичную реализацию ET на основе квази-реального времени, которая вскоре оказалась более полезной, чем первичный стандарт ET: не только более удобной, но и более однородной, чем сам первичный стандарт. Такие вторичные реализации использовались и описывались как `` ET '' с осознанием того, что шкалы времени, основанные на атомных часах, не идентичны шкалам, определенным первичным эталоном времени эфемерид, а скорее являются улучшением по сравнению с ним за счет их более близкого приближения к единообразию. Атомные часы дали начало шкале атомного времени и тому, что сначала называлось Земным динамическим временем, а теперь называется Земным временем, определенным для обеспечения преемственности с ET.
Доступность атомных часов вместе с растущей точностью астрономических наблюдений (что означало, что релятивистские поправки, по крайней мере, в обозримом будущем больше не будут достаточно малы, чтобы ими можно было пренебречь) привели к возможной замене эфемеридного стандарта времени по более точным шкалам времени, включая земное время и барицентрическое динамическое время, к которым ET можно рассматривать как приближение.
В 1976 году IAU постановил, что теоретическая основа для его текущего (1952) стандарта эфемеридного времени была нерелятивистской, и, следовательно, Начиная с 1984 года, эфемеридное время будет заменено двумя релятивистскими временными шкалами, предназначенными для создания динамических временных шкал : Земное динамическое время (TDT) и Барицентрическое динамическое время (TDB). Были выявлены трудности, которые в свою очередь привели к тому, что в 1990-х годах они были вытеснены шкалами времени Земное время (TT), Геоцентрическое координатное время GCT (TCG) и Барицентрическое координатное время. BCT (TCB).
Высокоточные эфемериды Солнца, Луны и планет были разработаны и рассчитаны в Лаборатории реактивного движения. (JPL) в течение длительного периода, и последние доступные были приняты для эфемерид в Астрономическом альманахе начиная с 1984 года. Хотя это не стандарт МАС, аргумент эфемеридного времени T eph используется в этом учреждении с 1960-х годов. Шкала времени, представленная T eph, была охарактеризована как релятивистское координатное время, которое отличается от Земного времени только небольшими периодическими членами с амплитудой, не превышающей 2 миллисекунды. времени: оно линейно связано, но отличается (смещением и постоянной скоростью порядка 0,5 с / год) от шкалы времени TCB, принятой в 1991 году в качестве стандарта в IAU. Таким образом, для часов на геоиде или рядом с ним, T eph (в пределах 2 миллисекунд), но не так близко TCB, может использоваться как приближение к земному времени и через стандартные эфемериды T eph широко используется.
Отчасти в знак признания широкого использования T eph через эфемериды JPL, резолюция 3 IAU от 2006 г. (повторно) определила Барицентрическое динамическое время (TDB) в качестве текущего стандарта. Как было переопределено в 2006 году, TDB - это линейное преобразование TCB. В той же резолюции IAU также указано (в примечании 4), что «независимый аргумент времени эфемерид JPL DE405, который называется T eph » (здесь цитируется источник IAU) », для практических целей то же самое, что и TDB, определенное в настоящей Резолюции ". Таким образом, новый TDB, как и T eph, по сути, является более усовершенствованным продолжением более старого эфемеридного времени ET и (кроме < 2 ms periodic fluctuations) has the same mean rate as that established for ET in the 1950s.
эфемерид на основе времени по стандарту, принятому в 1952 году, был введен в Астрономические эфемериды (Великобритания) и Американский эфемерид и морской альманах, заменив UT в основных эфемеридах в выпусках за 1960 год и позже (но эфемериды в морских Альманах, к тому времени представлявший собой отдельную публикацию для использования навигаторами, продолжал выражаться в единицах UT.) Эфемериды продолжались на этой основе до 1983 года (с некоторыми изменениями из-за принятия улучшенных значений астрономических констант), после чего для Начиная с 1984 года, они приняли эфемериды JPL.
До изменений 1960 года «Улучшенные лунные эфемериды» уже были доступны с точки зрения эфемеридного времени для 1952-1959 годов ( вычислено WJ Eckert из теории Брауна с модификации, рекомендованные Клеменсом (1948)).
Последовательные определения единицы эфемеридного времени упомянуты выше (History). Значение, принятое для стандартной секунды 1956/1960:
был получен из линейного коэффициента времени в выражении Ньюкома для средней солнечной долготы (см. выше), взятого и примененного с тем же значением для времени, что и в формуле (3) выше. Связь с коэффициентом Ньюкомба можно увидеть из:
Цезий атомные часы вступил в строй в 1955 году и быстро подтвердил доказательства того, что вращение Земли колеблется случайным образом. Это подтвердило непригодность средней солнечной секунды всемирного времени как меры временного интервала для наиболее точных целей. После трех лет сравнений с лунными наблюдениями Markowitz et al. (1958) определили, что вторая эфемерида соответствует 9 192 631 770 ± 20 циклам выбранного цезиевого резонанса.
Вслед за этим, в 1967/68, Генеральная конференция по мерам и весам (CGPM) заменила определение секунды СИ следующим образом:
Вторая - 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 старому основанию эфемеридного времени, оно использует ту же величину, что и значение эфемеридной секунды, измеренной цезиевыми часами в 1958 году. Эта секунда СИ относится к атомным Время было позже подтверждено Марковицем (1988) как согласованное в пределах 1 части из 10 с секундами эфемеридного времени, определенными из лунных наблюдений.
Для практических целей длина эфемеридной секунды может быть принята равной длине секунды Барицентрического динамического времени (TDB) или Земного времени (TT) или его предшественника TDT.
Разница между ET и UT называется ΔT ; она изменяется нерегулярно, но долгосрочная тенденция - параболическая, уменьшающаяся с древних времен до девятнадцатого века и с тех пор увеличивающаяся со скоростью, соответствующей увеличению продолжительности солнечного дня на 1,7 мс за столетие ( см. високосных секунд ).
Международное атомное время (TAI) было установлено равным UT2 на 1 января 1958 г. 0:00:00. В то время ΔT составляла уже около 32,18 секунды. Разница между земным временем (TT) (преемником эфемеридного времени) и атомным временем была позже определена следующим образом:
Это различие можно считать постоянным - скорости TT и TAI должны быть идентичными.
