Timpul efemeridelor

Timpul efemeridelor , EV este o scară de timp  uniformă bazată pe definiția celui de-al doilea , introdusă în 1952 la cel de-al 8-lea Congres al Uniunii Astronomice Internaționale , care nu depinde de viteza de schimbare a rotației Pământului. În 1956, Conferința Generală pentru Greutăți și Măsuri (CGPM) a recomandat această definiție pentru utilizare, iar în 1960, secunda efemeridei a fost adoptată ca unitate de bază a timpului în Sistemul Internațional de Unități SI [1] . În 1967, SI a introdus o altă definiție a celei de-a doua, bazată pe ceasurile atomice [2]. În 1984, scara de timp a efemeridelor ET în astronomie a fost înlocuită cu scara de timp terestră TDT, care a fost înlocuită cu scara de timp terestră TT în 2001 .

ET = UT + ∆T,

unde ΔT ( delta T ) este corecția pentru decelerația seculară a rotației Pământului, care în timpul nostru este determinată prin măsurarea poziției Pământului în raport cu sursele radio extragalactice.

Ca o primă aproximare, sistemul ET poate fi reprezentat ca un sistem bazat pe rotația zilnică a Pământului, dar corectat din cauza neuniformității acestei rotații.

Deoarece secunda efemeridei este legată de durata unui an bine definit, standardul ET nu poate fi reprodus - aceasta este o construcție ideală.

Legătura cu timpul universal

Timpul efemeridelor este de obicei notat cu . Și este definit folosind timpul universal după cum urmează:

unde  este modificarea anuală întabulată în jurnalele astronomice.

Istoria timpului efemeridelor

Timpul efemeridei (ET) , introdus ca standard în 1952, a fost dezvoltat inițial ca o aproximare la o scară de timp uniformă, eliberată de efectele rotației neregulate a Pământului, „pentru comoditatea astronomilor și a altor oameni de știință”, de exemplu, pentru utilizat în efemeridele Soarelui, Lunii și planetelor. A fost propusă în 1948 de J. M. Clemens [5] .

De pe vremea lui John Flamsteed (1646-1719), se crede că rotația zilnică a pământului este uniformă. Dar la sfârșitul secolului al XIX-lea - începutul secolului al XX-lea, odată cu creșterea preciziei observațiilor astronomice, s-a descoperit că perioada de rotație a Pământului în jurul axei sale (adică durata unei zile siderale ) fluctuează. pe intervale scurte de timp, dar în general crește lent (din cauza frânării de maree ). Dovezile pentru acest fapt au fost rezumate de de Sitter în 1927:

Dacă acceptăm această ipoteză, atunci „timpul astronomic” dat de rotația Pământului și utilizat în toate calculele astronomice practice este diferit de timpul „uniform” sau „newtonian”, care este definit ca o variabilă independentă a ecuațiilor lui mecanica cerească.

Text original  (engleză)[ arataascunde] Dacă acceptăm această ipoteză, atunci „timpul astronomic”, dat de rotația pământului și utilizat în toate calculele astronomice practice, diferă de timpul „uniform” sau „newtonian”, care este definit ca variabila independentă a ecuațiilor de mecanica cerească. - [6]

De Sitter a propus să aplice o corecție timpului solar mediu dat de rotația Pământului pentru a obține un timp uniform.

Folosind rezultatele lui G. S. Jones (1939) [7] , J. M. Clemens în 1948 [5] a propus o schemă detaliată pentru construirea unei scale uniforme. În această lucrare, Clemens a explicat că o astfel de scară este „doar pentru comoditatea astronomilor și a altor oameni de știință” și că „în scopuri civile, este logic să se folosească în continuare timpul solar mediu” [8] .

De Sitter și Clemens s-au referit la timpul propus drept „newtonian” sau „uniform”. D. Brouwer a propus denumirea de „timp efemeride” [9] .

În urma acestor sugestii, conferința astronomică de la Paris (1950) a recomandat „ca în toate cazurile în care secunda solară medie este nesatisfăcătoare ca unitate de timp din cauza variabilității sale, unitatea [de timp] utilizată să fie anul sideral 1900.0, [ și] acel timp , măsurat în aceste unități, va fi denumit „timp efemeride” ” [10] , și a aprobat formula Clemens (vezi Definiția timpului efemeridei (1952) ) pentru trecerea de la timpul solar mediu la efemeride.

Uniunea Astronomică Internațională a confirmat această recomandare la a VIII-a Adunare Generală din 1952 [9] [11] . Introducerea practică a scalei a durat ceva timp (vezi Utilizarea timpului efemeridelor în almanahurile și efemeridele oficiale ), iar apoi timpul efemeridelor ET a rămas standard până când a fost înlocuit cu scale de timp mai precise în anii 1970 (vezi Revizia ).

În timpul utilizării ET ca standard, timpul efemeridelor a fost supus unor modificări minore. Unitatea de timp a fost redefinită ca anul tropical 1900.0 în loc de sideral [9] , iar secunda standard a fost definită mai întâi ca 1/31556925.975 din anul tropical 1900.0 [9] [12] și apoi ca 1/31556925.9747 [13] / până în 1967 8 nu a fost redefinit prin standardul de frecvență cesiu (vezi mai jos).

Deși ET nu este utilizat în mod direct în prezent, această scară a lăsat o amprentă notabilă în știință. Succesorii săi, cum ar fi TDT și scala de timp atomică TAI , au fost proiectați pentru a oferi continuitate cu timpul efemeridelor [14] . ET a fost folosit pentru calibrarea ceasurilor atomice în anii 1950. [15] Corespondența secundei efemeridei cu secunda SI determinată cu ajutorul ceasurilor atomice de cesiu a fost verificată cu o precizie mai bună decât 1 la 10 10 [16] .

Astfel, deciziile dezvoltatorilor scării de timp efemeride au determinat lungimea secundei curente, care, la rândul său, afectează numărul de secunde bisecătoare care sunt inserate în scalele de timp civil moderne pentru a le menține aproape de timpul mediu solar.

Definiția timpului efemeridei (1952)

Timpul efemeridei a fost determinat în principiu din punct de vedere al mișcării orbitale a Pământului în jurul Soarelui [9] , dar implementarea sa practică a fost obținută de obicei într-un mod diferit.

Definiția detaliată a ET s-a bazat pe „Tabelele mișcării Pământului pe axa sa și în jurul Soarelui” de S. Newcomb (1895) [3] , interpretate într-un mod nou pentru a lua în considerare unele dintre abaterile constatate de la acestea. :

În introducerea la „Tabele” (p. 9), formulele de bază au inclus valoarea mediei longitudinii Soarelui la momentul determinat de intervalul T, măsurată în secole iuliene de la 36525 zile solare medii [17] numărate de la Greenwich Mean Noon 0- ianuarie 1900:

. . . . . (unu)

În 1939, Spencer Jones [7] a arătat că pozițiile reale observate ale Soarelui, în comparație cu cele obținute din formula Newcomb, prezintă discrepanțe sistematice, exprimate prin formula:

unde „timpul de observație este UT necorectat la timpul newtonian”, dar este o fluctuație neregulată determinată din observațiile Lunii [18] .

Astfel, formula corectă condiționat ar fi trebuit să fie suma acestor expresii:

. . . . . (2)

Sugestia lui Clemens (1948) a fost să nu se aplice o corecție de acest tip pe baza timpului solar mediu, ci, dimpotrivă, să se determine o nouă scară de timp E pe baza formulei inițiale Newcomb (1) și a poziției actuale a soarele:

. . . . . (3)

unde acum variabila de timp E este timpul măsurat în secole efemeride (din 36525 zile efemeride din 86400 secunde efemeride) de la Greenwich Mean Noon pe 0 ianuarie 1900. Definiția oficială a anului 1961 spune: „Originea și viteza de curgere a timpului efemeridelor sunt determinate astfel încât longitudinea medie a Soarelui să coincidă cu expresia lui Newcomb” [19] .

Din compararea formulelor (2) și (3), care exprimă aceeași mișcare a Soarelui, dar numărate în scări de timp diferite, Clemens a obținut o expresie implicită care estimează diferența în secunde dintre timpul efemeridei și timpul mediu solar [18] :

. . . . . (patru)

Formula lui Clemens, acum înlocuită cu estimări mai precise, a fost inclusă în decizia inițială a conferinței privind timpul efemeridelor. Din cauza termenului de fluctuație, determinarea practică a diferenței dintre ET și UT ​​a depins de observații. Compararea formulelor de mai sus arată că unitatea (ideal constantă) a timpului efemeridei, de exemplu, secunda efemeridei, a fost puțin mai scurtă decât unitatea corespunzătoare (dar nu în mod ideal constantă) a timpului solar mediu de-a lungul secolului al XX-lea (care, în pe lângă fluctuațiile neregulate, înregistrează o creștere treptată constantă), în concordanță, de asemenea, cu rezultatele mai recente ale lui Morrison și Stephenson [20] (vezi ΔT ).

Implementări

Realizare secundară bazată pe observațiile Lunii

Deși timpul efemeridelor este definit în principiu în termeni de mișcarea orbitală a Pământului în jurul Soarelui [21] , în practică a fost de obicei măsurat în termeni de mișcarea orbitală a Lunii în jurul Pământului [22] . Aceste măsurători, după calibrarea mișcării medii a Lunii în raport cu mișcarea medie a Soarelui, pot fi privite ca un standard secundar (în sens metrologic ) al scării ET [23] .

Motivul utilizării mișcării Lunii a fost comoditatea practică: deoarece viteza de mișcare a Lunii pe fundalul stelelor este de aproximativ 13 ori mai mare decât viteza Soarelui, cu aceeași precizie în măsurarea poziției Lunii. , timpul efemeridei a fost determinat cu mult mai exact.

Când timpul efemeridelor a fost introdus pentru prima dată, scalele de timp erau încă bazate pe observații astronomice. Precizia scalelor a fost limitată de acuratețea observațiilor optice, iar corecțiile de timp au fost determinate ex post.

Implementare secundară bazată pe ceasuri atomice

La câțiva ani după inventarea ceasului atomic cu cesiu , a apărut o alternativă la implementarea astronomică a scalei de timp efemeride. După calibrarea scalei de timp atomice la ET (1958 [15] ), ceasurile cu cesiu au început să fie folosite pentru a stoca timpul efemeridelor. Ceasurile atomice au oferit o nouă implementare secundară a ET în timp aproape real [23] care și-a dovedit în curând utilitatea și avantajele față de standardul ET primar: nu numai o mai mare comoditate, ci și o cronometrare mai bună în raport cu efemeridele. Astfel de implementări au fost, de asemenea, folosite și denumite „ET”, deși s-a implicat că scările de timp atomice nu sunt complet identice cu standardul primar al timpului efemeridelor, ci mai degrabă reprezintă versiuni îmbunătățite ale acestuia în sensul unei mai mari uniformități, desigur . 24] . Ceasurile atomice au dat naștere apoi scării de timp atomice , iar scara numită mai întâi „timp dinamic terestru” și acum „ timp terestru ”, definită pentru a asigura continuitatea cu scara ET [14] .

Disponibilitatea ceasurilor atomice, împreună cu acuratețea crescândă a observațiilor astronomice (care a ajuns într-un punct în care corecțiile relativiste nu mai sunt neglijabile) [25] , a condus la înlocuirea standardului de timp efemeridei cu scale de timp mai precise, inclusiv timpul terestru și timpul dinamic baricentric , față de care ET însuși poate fi privit ca o aproximare mai puțin precisă.

Redefinirea cronologiei

Într-o rezoluție din 1976, Uniunea Astronomică Internațională a remarcat că baza teoretică a implementării actuale (1952) a standardului de timp efemeride nu era relativistică și, prin urmare, începând din 1984, timpul efemeridelor va fi înlocuit cu două scale de timp dinamice relativiste : timp dinamic terestru TDT și timp dinamic baricentric TDB [26] . Dificultățile apărute au fost rezolvate prin tranziția din anii 1990. la noile scale de timp Pământului TT , Geocentric Coordinate Time GCT (TCG) și Barycentric Coordinate Time BCT (TCB) [14] .

Utilizarea timpului efemeridelor în almanahurile și efemeridele oficiale

Ora efemeridelor standard din 1952 a fost folosită în Efemeridele astronomice (Marea Britanie) și în Efemeridele americane și Almanahul nautic , înlocuind UT în efemeridele principale începând cu 1960 [27] . (Cu toate acestea, efemeridele din Almanahul nautic, de atunci o publicație separată pentru navigatori, continuă să fie exprimată în UT.) an, se folosește efemeride JPL .

Chiar înainte de trecerea la ET în 1960, almanahurile „Efemeride lunare îmbunătățite” au fost convertite în ET pentru perioada 1952-1959. [28] W. J. Eckert bazat pe teoria mișcării lunare a lui Brown cu modificări recomandate de Clemens (1948).

Redefinirea celui de-al doilea

Redefinirile succesive ale unității de timp efemeride sunt descrise în secțiunea Istoric . Valoarea secundei standard 1956/1960:

1/31 556 925.9747 al anului tropical pentru 0 ianuarie 1900 la ora 12, ora efemeridelor,

a fost obținut din partea liniară în timp a formulei Newcomb (1) (luată în sensul formulei (3)). Relația cu coeficientul Newcomb poate fi văzută din expresia:

1/31.556.925,9747 = 129.602.768,13 / (360x60x60x36525x86400).

Monitorizarea ceasurilor atomice cu cesiu din 1955 a arătat rapid că viteza de rotație a Pământului a fluctuat. Acest lucru a confirmat inacceptabilitatea secundei solare medii a timpului universal UT ca unitate de măsură pentru cele mai precise măsurători. După trei ani de comparare a scalei de timp atomice cu observațiile lunare , W. Markowitz și colab. (1958) au determinat că secunda efemeridei corespunde la 9 192 631 770 ± 20 de perioade de oscilații de radiație pentru atomul de cesiu ales ca tranziție de ceas [15] .

În urma acestor măsurători, în 1967/68. Conferința Generală pentru Greutăți și Măsuri a înlocuit definiția a doua SI cu următoarele:

O secundă este egală cu 9 192 631 770 de perioade de radiație corespunzătoare tranziției între două niveluri hiperfine ale stării fundamentale a atomului de cesiu-133 .

Deși această definiție este complet independentă de definiția secundei efemeride, ea definește o secundă care nu se poate distinge ca mărime de o secundă efemeridă (măsurată în 1958 de ceasurile atomice). Mai târziu, în 1988, a fost efectuată o altă comparație de secunde (Markowitz, 1988 [16] ) și s-a dovedit că diferența dintre secundele atomice de cesiu și efemeride (determinată din observațiile Lunii) nu depășește 1 până la 10 10 .

Pentru aplicații practice, lungimea secundei efemeridei poate fi considerată egală cu durata secundei de timp dinamic baricentric (TDB) , timp terestru (TT) sau TT precedent - timp dinamic terestru (TDT).

Diferența dintre ET și UT ​​se numește ΔT . Acesta variază neregulat, dar tendința pe termen lung este parabolică datorită creșterii duratei zilei solare cu o medie de 1,7 ms pe secol: aceasta este o valoare în scădere din cele mai vechi timpuri până la sfârșitul secolului al XIX-lea [20] , și a crescut de atunci (vezi a doua coordonare ).

International Atomic Time TAI a fost setat egal cu UT2 la 00:00:00 pe 1 ianuarie 1958. În acest moment, ΔT a fost de aproximativ 32,18 secunde. Mai târziu, diferența dintre timpul terestru TT (succesorul timpului efemeridelor) și timpul atomic TAI a fost determinată de:

1977 ianuarie 1,0003725 TT = 1977 ianuarie 1,0000000 TAI sau TT − TAI = 32,184 s.

Această diferență poate fi considerată constantă, deoarece vitezele TT și TAI, prin definiția lor, sunt aceleași.

Vezi și

Note

  1. ↑ Pentru o definiție precisă, inclusiv aspectul istoric, vezi 'ESAE 1961': 'Explanatory Supplement (1961) , esp. 69 și 87.
  2. ↑ F. Rile. standarde de frecvență. Principii și aplicații. M.: Fizmatlit, 1989, p. 384.
  3. ↑ 1 2 S. Newcomb, „Tables of the Motion of the Earth on its Axis and Around the Sun”, în „Tables of the Four Inner Planets”, vol. 6, partea 1, din Lucrări astronomice pregătite pentru utilizarea efemeridelor americane și almanahului nautic (1895), la paginile 1-169.
  4. ↑ adică 31 decembrie 1899
  5. ↑ 1 2 G. M. Clemence (1948) .
  6. ↑ W de Sitter (1927) .
  7. ↑ 1 2 H Spencer Jones (1939) .
  8. ↑ Clemence (1948) , la p.171.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 ESAA (1992) , vezi pagina 79 .
  10. ↑ „...că, în toate cazurile în care secunda solară medie este nesatisfăcătoare ca unitate de timp din cauza variabilității sale, unitatea adoptată ar trebui să fie anul sideral la 1900.0, ca timpul socotit în această unitate să fie desemnat timp efemeride ”
  11. ↑ La Adunarea Generală a IAU de la Roma din 1952, vezi ESAE (1961) , secțiunea 1C, p.9; și, de asemenea, Clemence (1971) .
  12. ↑ ESAA 1992, p.79: cu referire la decizia Comitetului Internațional pentru Greutăți și Măsuri (CIPM), septembrie 1954.
  13. ↑ ESAA (1992) , vezi pagina 80 , referindu-se la recomandarea CIPM din octombrie 1956 aprobată în 1960 de Conferința Generală pentru Greutăți și Măsuri (GCPM).
  14. ↑ 1 2 3 ESAA (1992) , la pagina 42 .
  15. ↑ 1 2 3 W Markowitz, R. G. Hall, L Essen, J. V. L. Parry (1958)
  16. ↑ 12 Wm Markowitz (1988) .
  17. ↑ Durata zilei solare medii nu este determinată la p. 9, dar exprimat la p. 20 „Tabelele” (1895) .
  18. ↑ 1 2 Clemence (1948) , p.172, după Spencer Jones (1939) .
  19. ↑ „Originea și rata timpului efemeridelor sunt definite pentru a face ca longitudinea medie a Soarelui să fie în acord cu expresia lui Newcomb”. ESAE (1961) , p. 70.
  20. ↑ 1 2 L V Morrison & F. R. Stephenson (2004) ; de asemenea FR Stephenson, LV Morrison (1984) şi FR Stephenson, LV Morrison (1995) .
  21. ↑ Clemence (1948) , la pp.171-3.
  22. ↑ W Markowitz și alții (1955) ; W Markowitz ( 1959) de asemenea W Markowitz, R. G. Hall, L Essen, J. V. L. Parry (1958) .
  23. ↑ 1 2 B Guinot & P. ​​​​K. Seidelmann (1988) , la p.305.
  24. ↑ WG Melbourne & alții, 1968 , secțiunea II.E.4-5, p. 15-16, inclusiv nota de subsol 7, a notat că programele de procesare și urmărire a navelor spațiale ale Laboratorului de propulsie cu reacție (JPL) din SUA (inclusiv programul de determinare a orbitei cu precizie unică) au folosit ca ET valoarea curentă a ceasului atomic american A.1 cu un offset de 32. .25 de secunde. Discuția notează, de asemenea, că această utilizare a fost „neîncetată” (valoarea deplasării specificată nu se potrivea cu niciuna dintre celelalte implementări ET, cum ar fi ET0 și ET1), și în timp ce A.1 a oferit „cu siguranță o aproximare mai bună a timpului uniform decât ET1” nu exista motive să credem că ceasurile atomice sau alte implementări ale ET sunt (perfect) omogene. După cum rezultă din secțiunea II.F, p. 18-19, măsurarea timpului îmbunătățită (A.1 + 32,15 secunde) folosită de JPL în programul de orbită cu dublă precizie a fost numită și ET.
  25. ↑ G.M.R. Winkler și T.C. van Flandern (1977) .
  26. ↑ Rezoluții IAU (1976) ; vezi, de asemenea, ESAA (1992) la p.41 .
  27. ↑ ESAA 1992 , la p.612 .
  28. ^ „Improved Lunar Ephemeris”, Imprimeria Guvernului SUA, 1954.

Bibliografie

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii