Delta T

ΔT ( delta T , Delta T , delta-T , deltaT nebo DT ) je rozdíl mezi pozemským časem (TT) a univerzálním časem (UT) .

Jemnosti definice

V literatuře publikované v různých časech mohou existovat mírně odlišné definice ΔT (v závislosti na tom, které jednotné časové měřítko bylo doporučeno pro použití v astronomických výpočtech v daném období):

Navíc „Universal Time“ může znamenat jednu z jeho verzí (UT0, UT1 atd.). Proto je ve specializované literatuře obvyklé uvádět, co se rozumí ΔT , například „TDT - UT1“, což znamená „Dynamický pozemský čas minus verze univerzálního času UT1“.

Přes určité změny v definici se fyzikální význam ΔT nemění - jde o rozdíl mezi ideálním rovnoměrně aktuálním časem a "časem" určeným rotací Země (která se zpomaluje a nerovnoměrně).

O nerovnoměrné rotaci Země kolem své osy

Univerzální čas (UT) je časové měřítko založené na denní rotaci Země , které není zcela jednotné v relativně krátkých časových intervalech (dny až staletí), a proto jakékoli měření času založené na takovém časovém měřítku nemůže být lepší než 10 − 8 . Hlavní efekt se však objevuje až po dlouhé době: na stupnici staletí slapové tření postupně zpomaluje rychlost rotace Země asi o 2,3 ms / den / století . Existují však i další důvody, které mění rychlost rotace Země. Nejdůležitější z nich jsou účinky tání kontinentálního ledového příkrovu na konci poslední doby ledové . To vedlo ke snížení silného zatížení zemské kůry a postglaciální relaxaci, doprovázené napřímením a zvednutím kůry v cirkumpolárních oblastech – proces, který nyní pokračuje a bude pokračovat, dokud nebude dosaženo izostatické rovnováhy. Tento postglaciální relaxační efekt způsobí, že se hmoty přiblíží k ose rotace Země, což způsobí, že se otáčí rychleji (zákon zachování momentu hybnosti ). Zrychlení získané z tohoto modelu je asi -0,6 ms/den/století. Celkové zrychlení (ve skutečnosti zpomalení) rotace Země neboli změna délky středního slunečního dne je tedy +1,7 ms/den/století. Tato hodnota dobře odpovídá průměrné rychlosti zpomalování rotace Země za posledních 27 století [1] .

Zemský čas (TT) je teoreticky jednotná časová škála definovaná tak, aby byla zachována kontinuita s předchozí časovou škálou jednotného efemeridního času (ET). ET je založen na fyzikální veličině nezávislé na rotaci Země , navržené (a přijaté k použití) v letech 1948-1952 [2] se záměrem získat časové měřítko, které je co nejrovnoměrnější a nezávislé na gravitačních účincích. toho času. Definice ET byla založena na Newcombových slunečních tabulkách , reinterpretovaných tak, aby zohledňovaly určité nesrovnalosti v pozorováních [3] .

Newcombovy tabulky sloužily jako základ pro všechny astronomické sluneční efemeridy od roku 1900 do roku 1983. Zpočátku byly vyjádřeny (a publikovány v této podobě) v termínech greenwichského středního času a středních slunečních dnů [4] . později, zejména ve vztahu k období 1960 až 1983, se s nimi však zacházelo jako s vyjádřenými v ET [5] , v souladu s návrhem na přechod na ET přijatým v letech 1948–1952. Na druhé straně lze nyní ET považovat ve světle nových výsledků [6] za časové měřítko co nejblíže střednímu slunečnímu času v intervalu 1750 a 1890 (se středem kolem roku 1820), protože to bylo v tomto interval, ve kterém byla provedena pozorování, na základě kterých byly sestaveny Newcombovy tabulky. Ačkoli je stupnice TT přísně homogenní (založená na jednotce Sie sekundy a každá sekunda je přísně rovna každé druhé sekundě), v praxi je implementována jako mezinárodní atomový čas (TAI) s přesností asi 10 −14 .

Stanovení delta T z pozorování

Čas daný polohou Země (přesněji orientace Greenwichského poledníku vzhledem k fiktivnímu střednímu Slunci ) je integrálem rychlosti otáčení. Při integraci se zohledněním změny délky dne o +1,7 ms/den/století a volbě výchozího bodu v roce 1820 (přibližný střed intervalu pozorování, který Newcomb používá k určení délky dne) , pro ΔT, parabola 31 × ((rok − 1820)/100)² v sekundách. Vyhlazená data získaná z analýzy historických pozorování úplného zatmění Slunce dávají hodnoty ΔT asi +16800 s při -500, +10600 s při 0, +5700 s při 500, +1600 s při 1000 a +180 s při 1500. Po dobu od vynálezu dalekohledu se ΔT určuje z pozorování zákrytů hvězd Měsícem , což umožňuje přesnější a častější velikosti. Korekce ΔT se po 16. století dále snižovala, dokud mezi lety 1680 a 1866 nedosáhla plató +11±6s. Po tři desetiletí až do roku 1902 zůstal záporný s minimem -6,64 s, poté se začal zvyšovat na +63,83 s v roce 2000. V budoucnu se bude ΔT zvyšovat rostoucí rychlostí (kvadraticky). To bude vyžadovat, aby se do koordinovaného světového času (UTC) přidávalo více a více přestupných sekund , protože UTC musí být udržováno v rozmezí jedné sekundy jednotného měřítka UT1. ( Sekunda SI nyní používaná pro UTC byla již v době přijetí o něco kratší než současná hodnota sekundy středního slunečního času. [7] ) Fyzicky je nultý poledník pro světový čas téměř vždy na východ od poledníku pozemského času. jak v minulosti, tak v budoucnosti. +16800 s nebo 4⅔ hodiny odpovídá 70°E. To znamená, že za −500 let došlo vlivem rychlejší rotace Země k zatmění Slunce 70° východně od polohy, která vyplývá z výpočtů pomocí jednotného času TT.

Všechny hodnoty ΔT před rokem 1955 závisí na pozorováních Měsíce spojených buď se zatměními , nebo se zákryty . Zachování momentu hybnosti v systému Země-Měsíc vyžaduje, aby se moment hybnosti Země v důsledku slapového tření přenesl na Měsíc, čímž se zvýší jeho moment hybnosti, což znamená, že se jeho vzdálenost od Země musí zvětšit, což zase ke třetímu Keplerovu zákonu vede k pomalejší rotaci Měsíců kolem Země. Výše uvedené hodnoty ΔT předpokládají, že měsíční zrychlení spojené s tímto efektem je dn /dt = −26"/sec², kde n je  střední úhlová hvězdná rychlost Měsíce. To se blíží nejlepším experimentálním odhadům pro d n /dt získané v roce 2002: −25,858±0,003"/c2 [8] , a proto odhady ΔT získané dříve na základě hodnoty −26"/cc2, při zohlednění nejistot a vyhlazovacích efektů v experimentálních pozorováních, nemohou V současné době je UT určeno měřením orientace Země vzhledem k inerciální referenční soustavě spojené s extragalaktickými rádiovými zdroji, opravené o přijatý vztah mezi hvězdným a slunečním časem. Tato měření, prováděná na několika observatořích, jsou koordinována Mezinárodní služba rotace Země (IERS).

Hodnoty delta T

Pro roky 1900-1995 jsou hodnoty uvedeny podle Astronomy on a Personal Computer, čtvrté vydání, 2002, Montenbrook O., Pfegler T., pro rok 2000 - z anglické Wiki.

Rok delta T
1900 -2,72
1905 3,86
1910 10.46
1915 17:20
1920 21.16
1925 23,62
1930 24.02
1935 23,93
1940 24,33
1945 26,77
1950 29.15
1955 31.07
1960 33,15
1965 35,73
1970 40,18
1975 45,48
1980 50,54
1985 54,34
1990 56,86
1995 60,82
2000 63,83
2005 64,69
2010 66.07

Výpočet delta T

Přibližný vzorec pro výpočet delta T

Od roku 1972 do naší doby lze ΔT vypočítat pomocí znalosti počtu sekund koordinace pomocí vzorce:

kde
32,184 sekund je rozdíl mezi TT a TAI ,
10 sekund je rozdíl mezi TAI a UTC na začátku roku 1972, N je počet přestupných sekund
zavedených od roku 1972 .

Vzorec dává chybu ne větší než 0,9 sekundy. Například na začátku roku 1995 bylo zavedeno 19 sekund koordinace a vzorec dává ΔT = 61,184 sekund, což je pouze o 0,364 sekund vyšší než tabulková hodnota.

Přesný vzorec pro výpočet delta T

Z Bulletinu A (Bulletin - A) služby IERS Earth Rotation Service můžete zjistit rozdíl mezi TAI a UTC (závisí na počtu sekund koordinace, hodnota se mění jen zřídka) a mezi UT1 a UTC (hodnota je neustále mění, bulletin je vydáván denně o půlnoci), pak lze delta T vypočítat přesně podle vzorce:

Přibližný vzorec pro výpočet delta T pro budoucnost

Výpočet delty T pro budoucnost je možný pouze přibližně, protože změna rotace Země není dobře pochopena. Přesto pro výpočet například dráhy stínu od zatmění Slunce nebo doby zákrytu hvězd Měsícem je nutné provést alespoň přibližný výpočet. Fred Espegnakpři výpočtu zatmění Slunce pro období 2005–2050 použil vzorec [10]

kde y je rok, pro který se určuje delta T.

Viz také

Slapové zrychlení

Poznámky

  1. ↑ McCarthy & Seidelmann 2009, 88-89
  2. ↑ Vysvětlující příloha k Astronomické efemeridy a Americké efemeridy a námořní almanach , Úřady námořních almanachů Spojeného království a USA (1961), na str. 9 a 71.
  3. ↑ Viz návrh H. M. Clemense v jeho článku GM Clemence „ On the System of Astronomical Constants Archived 18 January, 2015 at the Wayback Machine “, Astronomical Journal v.53 (1948), #1170, 169-179; a GM Clemence , „ The Concept of Ephemeris Time Archived 28. září 2018 na Wayback Machine “, Journal for the History of Astronomy v.2 (1971), 73-79 (vyprávěl historii přijetí návrhu efemeridového času) .
  4. ↑ Viz Newcomb's Tables of the Sun (Washington, 1895), Úvod a Část I. Základy tabulek, c.9 a 20, odkazují na jednotky času vzhledem k GMT poledne, GMT, v jednotkách středního slunečního dne: a W de Sitter, na str. 38 Bulletinu of the Astronomical Institutes of the Netherlands , v4 (1927), str. 21-38, " O sekulárních zrychleních a fluktuacích Měsíce, Slunce, Merkuru a Venuše Archivovaná kopie ze dne 28. září 2018 na Wayback Machine “, kde je „astronomický čas, daný rotací Země a používaný ve všech praktických astronomických výpočtech“, a zdůrazňuje, že se „liší od „homogenního“ nebo „newtonského“ času“.
  5. ↑ Viz str. 612 ve vysvětlujícím doplňku k Astronomickému almanachu archivovaném 2. listopadu 2015 ve Wayback Machine , ed. PK Seidelmann, 1992, která potvrzuje použití ET v Almanachu efemerid od vydání z roku 1960.
  6. ↑ Viz FR Stephenson (1997) a Stephenson & Morrison (1995) a další níže citované publikace.
  7. ↑ :(1) „The Physical Basis of the Leap Second“, od DD McCarthy, C Hackman a RA Nelson, Astronomical Journal, sv. 136 (2008), 1906-1908: „sekunda SI je ekvivalentem staršího měření druhý z UT1, který byl příliš malý pro začátek a dále, jak se trvání sekundy UT1 prodlužuje, nesrovnalost se rozšiřuje." sluneční čas (9192631830 period) a pro určení sekundy efemeridové stupnice (ET) (9192631770 + /-20 period), viz "Time Scale", L. Essen Archived 14. prosince 2017 ve Wayback Machine , in Metrologia, sv. 4 (1968), s. 161-165, na s. 162. Pro druhý standard SI byla zvolena hodnota 9192631770 period.
  8. ↑ J.Chapront, M.Chapront-Touzé, G.Francou (2002): " Nové určení parametrů lunárních orbitálních drah, precesní konstanty a slapového zrychlení z měření LLR Archivováno 15. října 2015 na Wayback Machine " (také v PDF Archived 1. června 2013 na Wayback Machine ). Astronomy & Astrophysics 387 , 700-709
  9. ↑ Středisko rychlé služby/předpovědi IERS (kolem roku 1986). Historic Delta T a LOD Archivováno 23. června 2017 na Wayback Machine . Zdroj připisoval data McCarthymu a Babcockovi (1986). Staženo prosinec 2009.
  10. ↑ Fred Espenak, Jan Meeus: Polynomiální výrazy pro Delta T (ΔT) Archivováno 28. srpna 2020 na Wayback Machine

Odkazy