В астрономии эпоха или эталонная эпоха — это момент времени, используемый в качестве точки отсчета для некоторой изменяющейся во времени астрономической величины. Это полезно для небесных координат или элементов орбиты небесного тела , поскольку они подвержены возмущениям и меняются со временем. [1] Эти изменяющиеся во времени астрономические величины могут включать, например, среднюю долготу или среднюю аномалию тела, узел его орбиты относительно базовой плоскости , направление апогея или афелия его орбиты или размер большой оси своей орбиты.
Основное использование астрономических величин, определенных таким образом, - это расчет других соответствующих параметров движения, чтобы предсказать будущие положения и скорости. Прикладные инструменты дисциплин небесной механики или ее подполя орбитальной механики (для прогнозирования орбитальных траекторий и положений тел, движущихся под гравитационным воздействием других тел) могут использоваться для создания эфемерид , таблицы значений, дающих положения и скорости. астрономических объектов на небе в данный момент времени или периодов времени.
Астрономические величины могут быть заданы любым из нескольких способов, например, как полиномиальная функция временного интервала, с эпохой в качестве временной точки отсчета (это распространенный современный способ использования эпохи). В качестве альтернативы, изменяющуюся во времени астрономическую величину можно выразить как константу, равную мере, которую она имела в данную эпоху, оставив ее изменение во времени для указания каким-либо другим способом — например, с помощью таблицы, как это было принято во времена 17 и 18 веков.
Слово « эпоха» часто использовалось по-другому в старой астрономической литературе, например, в 18 веке, в связи с астрономическими таблицами. В то время под «эпохами» было принято обозначать не стандартную дату и время возникновения изменяющихся во времени астрономических величин, а скорее значения на эту дату и время самих этих изменяющихся во времени величин . [2] В соответствии с этим альтернативным историческим употреблением, такое выражение, как «коррекция эпох», будет относиться к корректировке, обычно на небольшую величину, значений табличных астрономических величин, применимых к фиксированной стандартной дате и времени отсчета. (а не, как можно было бы ожидать из текущего использования, к изменению одной даты и времени ссылки на другую дату и время).
Астрономические данные часто указываются не только в их отношении к эпохе или дате отсчета, но также и к другим условиям отсчета, таким как системы координат, определяемые « равноденствием », или «равноденствием и экватором », или «равноденствием и эклиптикой» . " – когда они необходимы для полного уточнения астрономических данных рассматриваемого типа.
Когда значения данных зависят от определенной системы координат, дату этой системы координат необходимо указать прямо или косвенно.
Небесные системы координат, наиболее часто используемые в астрономии, — это экваториальные координаты и эклиптические координаты . Они определяются относительно (движущегося) положения весеннего равноденствия , которое само по себе определяется ориентацией оси вращения Земли и орбиты вокруг Солнца . Их ориентация меняется (хотя и медленно, например, из-за прецессии ), и существует бесконечное количество таких систем координат. Таким образом, системы координат, наиболее используемые в астрономии, нуждаются в собственной привязке к дате, поскольку системы координат этого типа сами находятся в движении, например, в результате прецессии равноденствий , которая в настоящее время часто разлагается на прецессионные компоненты, отдельные прецессии экватора и эклиптики. .
Эпоха системы координат не обязательно должна совпадать, а часто на практике не совпадает с эпохой самих данных.
Таким образом, разница между ссылкой только на эпоху и ссылкой на определенное равноденствие с экватором или эклиптикой заключается в том, что ссылка на эпоху способствует указанию даты значений самих астрономических переменных; в то время как ссылка на равноденствие вместе с экватором/эклиптикой определенной даты относится к идентификации или изменению системы координат, в терминах которой выражаются эти астрономические переменные. (Иногда слово «равноденствие» может использоваться отдельно, например, когда из контекста для пользователей данных очевидно, в какой форме выражаются рассматриваемые астрономические переменные, в экваториальной форме или эклиптической форме.)
Равноденствие с экватором/эклиптикой данной даты определяет, какая система координат используется. Большинство стандартных координат, используемых сегодня, относятся к 2000 году TT (т.е. к 12 часам (полдню) по шкале земного времени 1 января 2000 года, см. ниже), который произошел примерно на 64 секунды раньше, чем полдень UT1 того же дня (см. ΔT ). Примерно до 1984 года обычно использовались системы координат, датированные 1950 или 1900 годами.
Существует особое значение выражения «равноденствие (и эклиптика/экватор) даты ». Когда координаты выражаются в виде полиномов во времени относительно определенной таким образом системы отсчета, это означает, что значения, полученные для координат в отношении любого интервала t после указанной эпохи, выражаются в системе координат той же даты, что и сами полученные значения, т.е. дата в системе координат равна (эпоха + t). [а]
Видно, что дата системы координат не обязательно должна совпадать с эпохой самих астрономических величин. Но в этом случае (кроме случая «равноденствия даты», описанного выше), с данными будут связаны две даты: одна дата — это эпоха для зависящих от времени выражений, дающих значения, а другая дата — это эпоха система координат, в которой выражаются значения.
Например, элементы орбит , особенно соприкасающиеся элементы малых планет, обычно приводятся со ссылкой на две даты: во-первых, относительно недавней эпохи для всех элементов; но некоторые данные зависят от выбранной системы координат, а затем обычно указывается система координат стандартной эпохи, которая часто не совпадает с эпохой данных. Пример следующий: Для малой планеты (5145) Фол элементы орбиты приведены со следующими данными: [3]
Эпоха 2010 Январь 4.0 TT . . . = ДжДТ 2455200,5М 72.00071 . . . . . . . .(2000.0)н. 0,01076162 .. . . . Пери. 354,75938а 20.3181594. . . . . Узел. 119,42656е. 0,5715321 . . . . . Вкл.. 24.66109
где эпоха выражается в терминах земного времени с эквивалентной юлианской датой. Четыре элемента не зависят от какой-либо конкретной системы координат: M — средняя аномалия (град), n: среднесуточное движение (град/сут), a: размер большой полуоси (AU), e: эксцентриситет (безразмерный). Но аргумент перигелия, долгота восходящего узла и наклонение зависят от координат и задаются относительно системы отсчета равноденствия и эклиптики другой даты «2000.0», иначе известной как J2000, то есть 1,5 января 2000 г. (12 часов 1 января) или JD 2451545.0. [4]
В конкретном наборе координат, приведенном выше, большая часть элементов опущена как неизвестные или неопределенные; например, элемент n позволяет вычислить приблизительную зависимость элемента M от времени, но другие элементы и сам n рассматриваются как константы, что представляет собой временное приближение (см. Соприкасающиеся элементы ).
Таким образом, конкретная система координат (равноденствие и экватор/эклиптика определенной даты, например J2000.0) может использоваться вечно, но набор соприкасающихся элементов для конкретной эпохи может быть (приблизительно) действительным только в течение довольно ограниченного времени. потому что соприкасающиеся элементы, подобные приведенным выше, не проявляют эффекта будущих возмущений , которые изменят значения элементов.
Тем не менее, период действия — это принципиально другой вопрос, а не результат использования эпохи для выражения данных. В других случаях, например в случае полной аналитической теории движения какого-либо астрономического тела, все элементы обычно будут даны в виде полиномов в интервале времени от эпохи, а также будут сопровождаться тригонометрическими членами. периодических возмущений, заданных соответствующим образом. В этом случае срок их действия может растянуться на несколько столетий или даже тысячелетий по обе стороны от указанной эпохи.
Некоторые данные и некоторые эпохи имеют длительный период использования по другим причинам. Например, границы созвездий МАС указаны относительно точки равноденствия примерно с начала 1875 года. Это вопрос соглашения, но соглашение определяется в терминах экватора и эклиптики, как это было в 1875 году. Чтобы узнать, в каком созвездии сегодня находится конкретная комета, текущее положение этой кометы должно быть выражено в системе координат 1875 года (равноденствие/экватор 1875 года). Таким образом, эту систему координат все еще можно использовать сегодня, хотя большинство предсказаний комет, сделанных первоначально для 1875 года (эпоха = 1875 год), больше не будут полезны сегодня из-за отсутствия информации об их зависимости от времени и возмущениях.
Для расчета видимости небесного объекта для наблюдателя в определенное время и в определенном месте на Земле необходимы координаты объекта относительно системы координат текущей даты. Если будут использованы координаты относительно какой-либо другой даты, то это приведет к ошибкам в результатах. Величина этих ошибок увеличивается с увеличением разницы во времени между датой и временем наблюдения и датой используемой системы координат из-за прецессии равноденствий. Если разница во времени невелика, то вполне может быть достаточно достаточно простых и небольших поправок на прецессию. Если разница во времени становится большой, необходимо применять более полные и точные поправки. По этой причине положение звезды, считанное из звездного атласа или каталога, основанного на достаточно старых точках равноденствия и экватора, не может использоваться без поправок, если требуется достаточная точность.
Кроме того, звезды движутся относительно друг друга в пространстве. Видимое движение по небу относительно других звезд называется собственным движением . У большинства звезд собственные движения очень малы, но у некоторых есть собственные движения, которые через несколько десятков лет накапливаются на заметных расстояниях. Таким образом, некоторые положения звезд, считанные из звездного атласа или каталога для достаточно старой эпохи, также требуют соответствующих поправок за движение для разумной точности.
Из-за прецессии и собственного движения данные о звездах становятся менее полезными по мере того, как возраст наблюдений и их эпоха, а также равноденствие и экватор, к которым они относятся, становятся старше. Через некоторое время легче или лучше переключиться на более новые данные, обычно называемые новой эпохой и равноденствием/экватором, чем продолжать вносить поправки к старым данным.
Эпохи и равноденствия — это моменты времени, поэтому их можно указывать так же, как моменты, указывающие на вещи, отличные от эпох и равноденствий. Наиболее популярными кажутся следующие стандартные способы указания эпох и равноденствий:
Все три из них выражаются в TT = земном времени .
Бесселевские годы, используемые в основном для обозначения положения звезд, можно встретить в старых каталогах, но сейчас они устаревают. Например, в сводке каталога Hipparcos [ 5] «эпоха каталога» определяется как «J1991.25» (8,75 юлианских лет до 1,5 января 2000 г. по TT, например, 2.5625 апреля 1991 г. по TT).
Бесселев год назван в честь немецкого математика и астронома Фридриха Бесселя (1784–1846). Меус 1991, с. 125 определяет начало бесселевского года как момент, в который средняя долгота Солнца, включая эффект аберрации и измеренная от среднего равноденствия этой даты, составляет ровно 280 градусов. Этот момент приходится на начало соответствующего григорианского года . Определение зависело от конкретной теории орбиты Земли вокруг Солнца, теории Ньюкомба (1895 г.), которая сейчас устарела; по этой причине, среди прочего, использование бесселевых лет также устарело или становится устаревшим.
Лиске 1979, с. 282 говорит, что «бесселевскую эпоху» можно вычислить по юлианской дате согласно
Определение Лиске не совсем согласуется с предыдущим определением средней долготы Солнца. При использовании бесселевых лет укажите, какое определение используется.
Чтобы различать календарные годы и бесселевские годы, к бесселевским годам стало принято добавлять «.0». После перехода на юлианские годы в середине 1980-х годов к бесселевским годам стало принято добавлять префикс «B». Итак, «1950» — это 1950 календарный год, а «1950,0» = «В1950,0» — начало бесселевского 1950 года.
По Мееусу, а также по приведенной выше формуле,
Юлианский год — это интервал продолжительностью среднего года по юлианскому календарю , т. е. 365,25 дней. Эта мера интервала сама по себе не определяет какую-либо эпоху: для датирования обычно используется григорианский календарь . Но стандартные условные эпохи, которые не являются эпохами Бесселя, в настоящее время часто обозначаются префиксом «J», и календарная дата, к которой они относятся, широко известна, хотя и не всегда одна и та же дата в году: таким образом, «J2000» относится к момент 12 часов дня (полдня) 1 января 2000 года, а J1900 относится к моменту 12 часов дня 0 января 1900 года, равному 31 декабря 1899 года. [6] Сейчас также принято указывать, в каком масштабе времени время суток выражается в этом обозначении эпохи, например, часто «Земное время» .
Кроме того, эпоха, опционально обозначаемая префиксом «J» и обозначаемая как год с десятичными знаками ( 2000 + x ), где x является либо положительным, либо отрицательным и указывается с точностью до 1 или 2 десятичных знаков, стала означать дату, которая является интервал x юлианских лет в 365,25 дней от эпохи J2000 = JD 2451545,0 (TT), что по-прежнему соответствует (несмотря на использование префикса «J» или слова «юлианский») дате григорианского календаря 1 января 2000 г. , в 12 часов по тихоокеанскому времени (около 64 секунд до полудня по всемирному координированному времени того же календарного дня). [7] (См. также юлианский год (астрономия) .) Как и бесселева эпоха, произвольная юлианская эпоха поэтому связана с юлианской датой соотношением
МАС решил на своей Генеральной ассамблее 1976 года [8] , что новое стандартное равноденствие J2000.0 должно использоваться, начиная с 1984 года. До этого, похоже, стандартом было равноденствие B1950.0. [ нужна цитата ]
Раньше разные астрономы или группы астрономов определяли индивидуально, но сегодня стандартные эпохи обычно определяются международными соглашениями через МАС , поэтому астрономы во всем мире могут сотрудничать более эффективно. Неэффективно и подвержено ошибкам, если данные или наблюдения одной группы приходится переводить нестандартными способами, чтобы другие группы могли сравнивать данные с информацией из других источников. Пример того, как это работает: если кто-то измеряет положение звезды сегодня, он затем использует стандартное преобразование, чтобы получить положение, выраженное в стандартной системе отсчета J2000, и часто именно это положение J2000 используется совместно с другие.
С другой стороны, в астрономии также существовала традиция сохранять наблюдения именно в той форме, в которой они были сделаны, чтобы другие могли позже исправить приведения к стандарту, если это окажется желательным, как это иногда случалось.
Используемая в настоящее время стандартная эпоха «J2000» определена международным соглашением как эквивалентная:
В более коротких временных рамках существуют различные методы определения начала каждого дня. В обычном использовании гражданский день отсчитывается по полуночи , то есть гражданский день начинается в полночь. Но в более старых астрономических обычаях до 1 января 1925 года было принято вести отсчет по полудню , через 12 часов после начала гражданского дня того же наименования, так что день начинался, когда среднее солнце пересекало меридиан в точке полдень. [11] Это до сих пор отражено в определении J2000, который начался в полдень по земному времени.
В традиционных культурах и в древности использовались другие эпохи. В Древнем Египте дни отсчитывались от восхода солнца до восхода солнца, следующего за утренней эпохой. Это может быть связано с тем, что египтяне регулировали свой год по гелиакическому восходу звезды Сириус — явлению, которое происходит утром перед рассветом. [12]
В некоторых культурах, придерживающихся лунного или лунно-солнечного календаря , в которых начало месяца определяется появлением новолуния вечером, начало дня отсчитывалось от заката до заката, после вечерней эпохи, например, у евреев . и исламских календарях [13] и в средневековой Западной Европе при исчислении дат религиозных праздников, [14] в то время как в других придерживались утренней эпохи, например, в индуистском и буддийском календарях .
