Efemeridní čas

Ephemerid time , EV  je jednotné časové měřítko založené na definici druhého , představeného v roce 1952 na 8. kongresu Mezinárodní astronomické unie , který nezávisí na měnící se rychlosti rotace Země. V roce 1956 doporučila tuto definici používat Generální konference pro váhy a míry (CGPM) a v roce 1960 byla efemeridní sekunda přijata jako základní jednotka času v Mezinárodní soustavě jednotek SI [1] . V roce 1967 zavedla SI další definici druhého, založenou na atomových hodinách [2]. V roce 1984 byla časová stupnice ET efemerid v astronomii nahrazena pozemskou časovou stupnicí TDT, která byla v roce 2001 nahrazena pozemskou časovou stupnicí TT .

ET = UT + ∆T,

kde ΔT ( delta T ) je korekce pro sekulární zpomalení rotace Země, které se v naší době určuje měřením polohy Země vůči extragalaktickým rádiovým zdrojům.

Jako první přiblížení lze ET systém reprezentovat jako systém založený na denní rotaci Země, ale korigovaný kvůli nerovnoměrnosti této rotace.

Vzhledem k tomu, že efemeridní sekunda je vázána na dobu trvání přesně definovaného roku, nelze ET standard reprodukovat - to je ideální konstrukce.

Spojení s univerzálním časem

Efemeridní čas se obvykle označuje . A je definován pomocí univerzálního času takto:

kde  je tabulková roční změna v astronomických denících.

Historie efemeridního času

Ephemeris Time (ET) , představený jako standard v roce 1952, byl původně vyvinut jako přiblížení k jednotné časové stupnici, osvobozené od účinků nepravidelné rotace Země, „pro pohodlí astronomů a dalších vědců“, např. použití v efemeridách Slunce, Měsíce a planet. V roce 1948 ji navrhl J. M. Clemens [5] .

Od dob Johna Flamsteeda (1646-1719) se věřilo, že denní rotace Země je rovnoměrná. Ale na konci 19. - začátku 20. století, s nárůstem přesnosti astronomických pozorování, bylo zjištěno, že perioda rotace Země kolem své osy (tj. délka hvězdného dne ) kolísá . v krátkých časových intervalech, ale obecně se pomalu zvyšuje (v důsledku přílivového brzdění ). Důkazy pro tuto skutečnost shrnul de Sitter v roce 1927:

Přijmeme-li tuto hypotézu, pak se „astronomický čas“ daný rotací Země a používaný ve všech praktických astronomických výpočtech liší od „jednotného“ nebo „newtonského“ času, který je definován jako nezávislá proměnná rovnic nebeská mechanika.

Původní text  (anglicky)[ zobrazitskrýt] Pokud přijmeme tuto hypotézu, pak se „astronomický čas“, daný rotací Země a používaný ve všech praktických astronomických výpočtech, liší od „jednotného“ nebo „newtonského“ času, který je definován jako nezávislá proměnná rovnic nebeská mechanika. - [6]

De Sitter navrhl použít korekci na střední sluneční čas daný rotací Země, aby se získal jednotný čas.

S využitím výsledků G. S. Jonese (1939) [7 ] navrhl J. M. Clemens v roce 1948 [5] podrobné schéma pro konstrukci jednotné stupnice. V této práci Clemens vysvětlil, že takové měřítko je „pouze pro pohodlí astronomů a dalších vědců“ a že „pro civilní účely je logické nadále používat střední sluneční čas“ [8] .

De Sitter a Clemens označovali navrhovaný čas jako „newtonovský“ nebo „uniformní“. D. Brouwer navrhl název „efemeridní čas“ [9] .

V návaznosti na tyto návrhy astronomická konference v Paříži (1950) doporučila „ve všech případech, kdy střední sluneční sekunda není uspokojivá jako jednotka času kvůli své proměnlivosti, jako jednotka [času] by měl být hvězdný rok 1900,0, [ a] že čas měřený v těchto jednotkách bude označován jako „efemeridní čas“ “ [10] a schválil Clemensův vzorec (viz Definice efemeridního času (1952) ) pro přechod od středního slunečního času k efemeridnímu.

Mezinárodní astronomická unie toto doporučení potvrdila na VIII Valném shromáždění v roce 1952 [9] [11] . Praktické zavedení měřítka nějakou dobu trvalo (viz Použití efemeridového času v oficiálních kalendářích a efemeridách ), a pak ET efemeridní čas zůstal standardem, dokud nebyl v 70. letech nahrazen přesnějšími časovými měřítky (viz Revize ).

Během používání ET jako standardu podléhal efemeridový čas menším změnám. Jednotka času byla nově definována jako tropický rok 1900.0 namísto hvězdné [9] a standardní sekunda byla nejprve definována jako 1/31556925.975 tropického roku 1900.0 [9] [12] a poté jako 1/31556925.9747 [13] až do roku 1967 / 8 nebyla předefinována prostřednictvím cesiového frekvenčního standardu (viz níže).

Přestože se ET v současnosti přímo nepoužívá, tato škála zanechala ve vědě znatelnou stopu. Jeho nástupci, jako je TDT a atomová časová stupnice TAI , byly navrženy tak, aby poskytovaly kontinuitu s efemeridním časem [14] . ET byl použit ke kalibraci atomových hodin v 50. letech minulého století. [15] Korespondence efemeridové sekundy s SI sekundou určenou pomocí cesiových atomových hodin byla ověřena s přesností lepší než 1 ku 10 10 [16] .

Rozhodnutí vývojářů efemeridní časové stupnice tedy určila délku aktuální sekundy, která následně ovlivňuje počet přestupných sekund , které jsou vloženy do moderních civilních časových stupnic, aby se udržely blízko středního slunečního času.

Definice efemeridního času (1952)

Efemeridní čas byl v zásadě určován z hlediska orbitálního pohybu Země kolem Slunce [9] , ale jeho praktická realizace byla obvykle získána jiným způsobem.

Podrobná definice ET byla založena na „Tabulkách pohybu Země na její ose a kolem Slunce“ od S. Newcomba (1895) [3] , interpretovaných novým způsobem, aby byly zohledněny některé nalezené odchylky od nich :

V úvodu „Tabulek“ (str. 9) byla v základních vzorcích uvedena hodnota střední délky Slunce v čase určeném intervalem T, měřená v juliánských staletích z 36525 středních slunečních dnů [17] počítaných od r. Greenwichské střední poledne 0. ledna 1900:

. . . . . (jeden)

V roce 1939 Spencer Jones [7] ukázal, že skutečné pozorované polohy Slunce ve srovnání s polohami získanými z Newcombova vzorce vykazují systematické nesrovnalosti, vyjádřené vzorcem:

kde „doba pozorování je UT nekorigovaná na newtonovský čas“, ale jde o nepravidelnou fluktuaci určenou z pozorování Měsíce [18] .

Podmíněně správný vzorec by tedy měl být součtem těchto výrazů:

. . . . . (2)

Clemens (1948) navrhl neaplikovat korekci tohoto typu na základě středního slunečního času, ale naopak určit novou časovou stupnici E na základě původního Newcombova vzorce (1) a skutečné polohy slunce:

. . . . . (3)

kde nyní časová proměnná E je čas měřený v efemeridních staletích (z 36 525 efemeridních dnů z 86 400 efemeridních sekund) od Greenwichského středního poledne 0. ledna 1900. Oficiální definice z roku 1961 zní: „Původ a rychlost toku efemeridního času jsou určeny tak, aby se průměrná délka Slunce shodovala s Newcombovým výrazem“ [19] .

Ze srovnání vzorců (2) a (3), vyjadřujících stejný pohyb Slunce, ale počítaný v různých časových měřítcích, Clemens získal implicitní výraz, který odhaduje rozdíl v sekundách mezi efemeridním časem a středním slunečním časem [18] :

. . . . . (čtyři)

Clemensův vzorec, nyní nahrazený přesnějšími odhady, byl zahrnut do původního rozhodnutí konference o efemeridním čase. Kvůli fluktuačnímu členu záviselo praktické určení rozdílu mezi ET a UT na pozorováních. Srovnání výše uvedených vzorců ukazuje, že (ideálně konstantní) jednotka efemeridního času, například efemeridní sekunda, byla o něco kratší než odpovídající (ale ne ideálně konstantní) jednotka středního slunečního času po celé 20. století (která v r. kromě nepravidelných fluktuací dochází k postupnému trvalému nárůstu, což je rovněž v souladu s novějšími výsledky Morrisona a Stephensona [20] (viz ΔT ).

Implementace

Sekundární realizace založená na pozorování Měsíce

I když je efemeridní čas v principu definován z hlediska oběžného pohybu Země kolem Slunce [21] , v praxi byl obvykle měřen z hlediska oběžného pohybu Měsíce kolem Země [22] . Tato měření lze po kalibraci středního pohybu Měsíce vzhledem ke střednímu pohybu Slunce považovat za sekundární standard (v metrologickém smyslu ) stupnice ET [23] .

Důvodem využití pohybu Měsíce byla praktická pohodlnost: jelikož rychlost pohybu Měsíce na pozadí hvězd je asi 13x vyšší než rychlost Slunce, při stejné přesnosti měření polohy Měsíce , efemeridní čas byl určen jako mnohem přesněji.

Když byl efemeridní čas poprvé představen, byly časové měřítka stále založeny na astronomických pozorováních. Přesnost vah byla omezena přesností optických pozorování a korekce času byly stanoveny ex post.

Sekundární implementace založená na atomových hodinách

Několik let po vynálezu cesiových atomových hodin se objevila alternativa k astronomické implementaci efemeridní časové stupnice. Po kalibraci atomové časové stupnice na ET (1958 [15] ) se k ukládání efemeridového času začaly používat cesiové hodiny. Atomové hodiny poskytly novou sekundární implementaci ET v téměř reálném čase [23] , která brzy prokázala svou užitečnost a výhody oproti primárnímu standardu ET: nejen větší pohodlí, ale také lepší měření času ve srovnání s efemeridami. Takové implementace byly také používány a označovány jako „ET“, i když bylo naznačeno, že atomové časové škály nejsou zcela totožné s primárním standardem efemeridního času, ale spíše představují jeho vylepšené verze ve smyslu samozřejmě větší jednotnosti [ 24] . Atomové hodiny pak daly vzniknout atomové časové stupnici a stupnici nejprve nazývané "pozemský dynamický čas" a nyní " pozemský čas ", definovanou tak, aby byla zajištěna kontinuita se stupnicí ET [14] .

Dostupnost atomových hodin spolu se zvyšující se přesností astronomických pozorování (která dospěla do bodu, kdy relativistické korekce již nejsou zanedbatelné) [25] , vedla k nahrazení efemeridního časového standardu přesnějšími časovými stupnicemi, vč. pozemský čas a barycentrický dynamický čas , k nimž samotný ET může být považován za méně přesnou aproximaci.

Předefinování časových os

V rezoluci z roku 1976 Mezinárodní astronomická unie poznamenala, že teoretický základ současné implementace (1952) efemeridního časového standardu byl nerelativistický, a proto počínaje rokem 1984 bude efemeridový čas nahrazen dvěma relativistickými dynamickými časovými stupnicemi : pozemský dynamický čas TDT a barycentrický dynamický čas TDB [26] . Potíže, které vznikly, vyřešil přechod v 90. letech. k novým pozemským časovým měřítkům TT , Geocentric Coordinate Time GCT (TCG) a Barycentric Coordinate Time BCT (TCB) [14] .

Použití efemeridového času v oficiálních almanaších a efemeridách

Standardní efemeridový čas z roku 1952 byl použit v Astronomických efemeridách (UK) a v Americkém efemeridovém a námořním almanachu , nahrazující UT v hlavních efemeridách počínaje rokem 1960 [27] . (Efemeridy v Námořním almanachu, od té doby samostatné publikaci pro navigátory, se však nadále vyjadřují v UT.) rok, používá se efemeridy JPL .

Ještě před přechodem na ET v roce 1960 byly almanachy „Improved Lunar Ephemeris“ převedeny na ET pro období 1952-1959. [28] W. J. Eckert na základě Brownovy teorie pohybu Měsíce s úpravami doporučenými Clemensem (1948).

Předefinování druhého

Postupné redefinice časové jednotky efemerid jsou popsány v části Historie . Hodnota druhého standardu 1956/1960:

1/31 556 925,9747 tropického roku pro 0. ledna 1900 ve 12 hodin efemeridního času,

byl získán z časově lineární části Newcombova vzorce (1) (ve smyslu vzorce (3)). Vztah s Newcombovým koeficientem lze vidět z výrazu:

1/31 556 925,9747 = 129 602 768,13 / (360x60x60x36525x86400).

Sledování cesiových atomových hodin od roku 1955 rychle ukázalo, že rotační rychlost Země kolísá. To potvrdilo nepřijatelnost střední sluneční sekundy univerzálního času UT jako jednotky měření pro nejpřesnější měření. Po třech letech porovnávání atomového časového měřítka s měsíčními pozorováními W. Markowitz et al. (1958) určili, že efemeridní sekunda odpovídá 9 192 631 770 ± 20 periodám oscilací záření pro atom cesia vybraný jako hodinový přechod [15] .

Po těchto měřeních v roce 1967/68. Generální konference pro váhy a míry nahradila definici druhého SI takto:

Sekunda se rovná 9 192 631 770 periodám záření , což odpovídá přechodu mezi dvěma hyperjemnými úrovněmi základního stavu atomu cesia-133 .

Ačkoli je tato definice zcela nezávislá na definici efemeridní sekundy, definuje sekundu, která je velikostí nerozeznatelná od efemeridní sekundy (jak bylo změřeno v roce 1958 atomovými hodinami). Později, v roce 1988, bylo provedeno další srovnání sekund (Markowitz, 1988 [16] ) a ukázalo se, že rozdíl mezi atomovým cesiem a efemeridními sekundami (určený z pozorování Měsíce) nepřesahuje 1 až 10 10 .

Pro praktické aplikace může být délka efemeridní sekundy rovna trvání sekundy barycentrického dynamického času (TDB) , pozemského času (TT) nebo předcházejícího TT - terestriálního dynamického času (TDT).

Rozdíl mezi ET a UT se nazývá ΔT . Mění se nepravidelně, ale dlouhodobý trend je parabolický kvůli nárůstu délky slunečního dne v průměru o 1,7 ms za století: to je klesající hodnota od starověku až do konce 19. století [20] , a od té doby se zvyšuje (viz druhá koordinace ).

Mezinárodní atomový čas TAI byl stanoven na UT2 v 00:00:00 1. ledna 1958. V tomto okamžiku bylo AT asi 32,18 sekund. Později byl rozdíl mezi pozemským časem TT (nástupce po efemeridním čase) a atomovým časem TAI určen:

1977 leden 1,0003725 TT = 1977 leden 1,0000000 TAI, popř . TT − TAI = 32,184 s.

Tento rozdíl lze považovat za konstantní, protože rychlosti TT a TAI jsou podle jejich definice stejné.

Viz také

Poznámky

  1. ↑ Pro přesnou definici, včetně historického aspektu, viz 'ESAE 1961': 'Explanatory Supplement (1961) , esp. 69 a 87.
  2. ↑ F. Rile. frekvenční standardy. Principy a aplikace. M.: Fizmatlit, 1989, str. 384.
  3. ↑ 1 2 S. Newcomb, "Tabulky pohybu Země kolem její osy a kolem Slunce", v "Tabulky čtyř vnitřních planet", sv. 6, část 1, Astronomical Papers připravených pro použití American Ephemeris and Nautical Almanach (1895), na stranách 1-169.
  4. ↑ tj. 31. prosince 1899
  5. ↑ 1 2 G. M. Clemence (1948) .
  6. ↑ W de Sitter (1927) .
  7. ↑ 1 2 H Spencer Jones (1939) .
  8. ↑ Clemence (1948) , na str. 171.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 ESAA (1992) , viz strana 79 .
  10. ↑ "...že ve všech případech, kdy střední sluneční sekunda není uspokojivá jako jednotka času z důvodu její proměnlivosti, měl by být přijatou jednotkou hvězdný rok 1900,0, aby čas počítaný v této jednotce byl označen jako efemeridní čas "
  11. ↑ Na Valném shromáždění IAU v Římě v roce 1952, viz ESAE (1961) , oddíl 1C, s. 9; a také Clemence (1971) .
  12. ↑ ESAA 1992, s.79: s odkazem na rozhodnutí Mezinárodního výboru pro váhy a míry (CIPM), září 1954.
  13. ↑ ESAA (1992) , viz strana 80 , odkazující na doporučení CIPM z října 1956 schválené v roce 1960 Generální konferencí pro váhy a míry (GCPM).
  14. ↑ 1 2 3 ESAA (1992) , na straně 42 .
  15. ↑ 1 2 3 W Markowitz, R. G. Hall, L Essen, J. V. L. Parry (1958)
  16. ↑ 12 Wm Markowitz (1988) .
  17. ↑ Trvání středního slunečního dne není na str. 9, ale vyjádřeno na str. 20 "Tabulky" (1895) .
  18. ↑ 1 2 Clemence (1948) , s. 172, navazující na Spencera Jonese (1939) .
  19. ↑ „Původ a rychlost efemeridového času jsou definovány tak, aby střední délka Slunce souhlasila s Newcombovým výrazem“. ESAE (1961) , str. 70.
  20. ↑ 1 2 L V Morrison & F. R. Stephenson (2004) ; také FR Stephenson, LV Morrison (1984) a FR Stephenson, LV Morrison (1995) .
  21. ↑ Clemence (1948) , na s.171-3.
  22. ↑ W Markowitz & others (1955) ; W Markowitz ( 1959) také W Markowitz, R. G. Hall, L Essen, J. V. L. Parry (1958) .
  23. ↑ 1 2 B Guinot & P. ​​​​K. Seidelmann (1988) , na str. 305.
  24. ↑ WG Melbourne & others, 1968 , sekce II.E.4-5, s. 15-16, včetně poznámky pod čarou 7, poznamenalo, že programy pro zpracování a sledování kosmických lodí US Jet Propulsion Laboratory (JPL) (včetně programu pro přesné určení oběžné dráhy) používaly jako ET aktuální hodnotu amerických atomových hodin A.1 s offsetem 32 .25 sekund. Diskuze také poznamenává, že toto použití bylo „nedbalé“ (zadaná hodnota posunu neodpovídala žádné z jiných implementací ET, jako jsou ET0 a ET1), a zatímco A.1 poskytla „rozhodně lepší aproximaci jednotného času než ET1“ ano. nebyl důvod se domnívat, že atomové hodiny nebo jiné implementace ET jsou (dokonale) homogenní. Jak vyplývá z oddílu II.F, str. 18-19, vylepšené měření času (A.1 + 32,15 sekund) používané JPL v programu pro oběžné dráhy s dvojitou přesností se také nazývalo ET.
  25. ↑ G.M.R. Winkler a T.C. van Flandern (1977) .
  26. ↑ Rezoluce IAU (1976) ; viz také ESAA (1992) na str . 41 .
  27. ↑ ESAA 1992 , na str . 612 .
  28. ↑ „Improved Lunar Ephemeris“, US Government Printing Office, 1954.

Bibliografie

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie