Термин «время эфемерид» (часто сокращенно ET ) в принципе может относиться ко времени в сочетании с любыми эфемеридами (маршрутом траектории астрономического объекта). На практике оно использовалось более конкретно для обозначения:
Большая часть следующих разделов относится к эфемеридному времени стандарта 1952 года.
Иногда возникало впечатление, что эфемеридное время использовалось с 1900 года: это, вероятно, возникло потому, что ET, хотя и было предложено и принято в период 1948–1952 годов, подробно определялось с использованием формул, которые ретроспективно использовали дату эпохи 1900 года, 0 января и Таблиц Солнца Ньюкомба . [5] [6]
Эфемеридное время стандарта 1952 года оставляет после себя постоянное наследие благодаря своей исторической единице эфемеридной секунды , которая стала тесно дублироваться по длине текущей стандартной секунды СИ (см. Ниже: Переопределение секунды).
Эфемеридное время ( ET ), принятое в качестве стандарта в 1952 году, изначально было разработано как подход к единой шкале времени, чтобы освободиться от эффектов неравномерности вращения Земли «для удобства астрономов и других ученых». например, для использования в эфемеридах Солнца (наблюдаемых с Земли), Луны и планет. Он был предложен в 1948 году Г. М. Клеменсом . [7]
Со времен Джона Флемстида (1646–1719) считалось, что суточное вращение Земли равномерно. Но в конце девятнадцатого и начале двадцатого веков, с увеличением точности астрономических измерений, начали подозревать и в конечном итоге установили, что вращение Земли ( т.е. продолжительность дня ) демонстрирует неравномерности в коротких временных масштабах, и замедлялся в более длительных временных масштабах. Доказательства были собраны В. де Ситтером (1927) [8] , который написал: «Если мы примем эту гипотезу, то «астрономическое время», заданное вращением Земли и используемое во всех практических астрономических вычислениях, будет отличаться от «равномерного» времени. или «ньютоновское» время, которое определяется как независимая переменная уравнений небесной механики». Де Ситтер предложил внести поправку к среднему солнечному времени, обусловленному вращением Земли, чтобы получить единообразное время.
Другие астрономы того периода также внесли предложения по получению единообразного времени, в том числе А. Данжон (1929), который, по сути, предположил, что наблюдаемые положения Луны, Солнца и планет по сравнению с их хорошо установленными гравитационными эфемеридами могли бы лучше и более равномерно определять и определять время. [9]
Таким образом, возникла цель — предоставить новую шкалу времени для астрономических и научных целей, избежать непредсказуемых неравномерностей средней солнечной шкалы времени и заменить для этих целей Всемирное время (UT) и любую другую шкалу времени, основанную на вращении Солнца. Земля вокруг своей оси, например звездное время .
Американский астроном Г.М. Клеменс (1948 г.) [7] сделал подробное предложение такого типа, основываясь на результатах английского астронома Ройала Х. Спенсера Джонса (1939 г.). [10] Клеманс (1948) ясно дал понять, что его предложение было предназначено «только для удобства астрономов и других ученых» и что было «логично продолжать использовать среднее солнечное время в гражданских целях». [11]
Де Ситтер и Клеманс назвали это предложение «ньютоновским» или «единым» временем. Д. Брауэр предложил название «эфемеридное время». [12]
После этого астрономическая конференция, состоявшаяся в Париже в 1950 году, рекомендовала, «что во всех случаях, когда средняя солнечная секунда неудовлетворительна как единица времени из-за ее изменчивости, принятой единицей должен быть сидерический год в 1900,0, чтобы исчисляемое время в этой единице обозначаться эфемеридным временем » и дал формулу Клеменса (см. Определение эфемеридного времени (1952)) для перевода среднего солнечного времени в эфемеридное время.
Международный астрономический союз одобрил эту рекомендацию на своей генеральной ассамблее 1952 года. [12] [13] Практическое внедрение 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 дополнительные шкалы времени (см. «Пересмотр»).
Во время введения эфемеридного времени в качестве стандарта детали были немного пересмотрены. Единица измерения была переопределена в терминах тропического года в 1900,0 вместо звездного года; [12] и стандартная секунда была определена сначала как 1/31556925,975 тропического года в 1900,0, [12] [14] , а затем как слегка измененная дробь 1/31556925,9747 вместо этого, [15] окончательно была переопределена в 1967/8 в в соответствии со стандартом атомных часов цезия (см. ниже).
Хотя ET больше не используется напрямую, он оставляет после себя постоянное наследие. Его последующие шкалы времени, такие как TDT, а также атомная шкала времени IAT (TAI) , были разработаны с учетом взаимосвязи, которая «обеспечивает непрерывность с эфемеридным временем». [16] ET использовался для калибровки атомных часов в 1950-х годах. [17] Близкое равенство между секундой ET и секундой SI (как определено со ссылкой на атомные часы цезия) было подтверждено с точностью до 1 части на 10 10 . [18]
Таким образом, решения, принятые первоначальными разработчиками эфемеридного времени, повлияли на длину сегодняшней стандартной секунды СИ , и, в свою очередь, это оказывает постоянное влияние на количество дополнительных секунд , которые были необходимы для вставки в текущие шкалы времени вещания, чтобы держите их примерно в ногу со средним солнечным временем .
Эфемеридное время в принципе определялось орбитальным движением Земли вокруг Солнца [12] (но его практическая реализация обычно достигалась другим способом, см. ниже). Его подробное определение было основано на «Таблицах Солнца » Саймона Ньюкомба ( 1895 г.) [5] , реализованных по-новому, чтобы учесть некоторые наблюдаемые несоответствия:
Во введении к Таблицам Солнца в основу таблиц (стр. 9) включена формула средней долготы Солнца в момент времени, обозначенный интервалом Т (в единицах юлианских столетий 36525 средних солнечных дней [19] ). отсчитывается от среднего полудня по Гринвичу 0 января 1900 года:
Работа Спенсера Джонса 1939 г. [10] показала, что различия между наблюдаемыми положениями Солнца и предсказанными положениями, заданными формулой Ньюкомба, свидетельствуют о необходимости следующей поправки к формуле:
где «время наблюдений указано по всемирному времени, без поправки на ньютоновское время», а 0,0748B представляет собой нерегулярное колебание, рассчитанное на основе лунных наблюдений. [20]
Таким образом, традиционно скорректированная форма формулы Ньюкомба, включающая поправки на основе среднего солнечного времени, будет суммой двух предыдущих выражений:
Однако предложение Клеменса 1948 года не предусматривало такой поправки к среднему солнечному времени. Вместо этого использовались те же числа, что и в исходной неисправленной формуле Ньюкомба (1), но теперь они применялись несколько предписывающе, чтобы неявно определить новое время и шкалу времени, основанную на реальном положении Солнца:
При таком повторном применении переменная времени, теперь обозначаемая как E, представляет время в эфемеридных столетиях, состоящих из 36525 эфемеридных дней по 86400 эфемеридных секунд каждый. В официальном справочнике 1961 года эта концепция резюмировалась как таковая: «Происхождение и скорость эфемеридного времени определены таким образом, чтобы средняя долгота Солнца согласовывалась с выражением Ньюкомба» [21]
Из сравнения формул (2) и (3), которые выражают одно и то же реальное движение Солнца в одно и то же реальное время, но определенные в разных временных масштабах, Клеманс пришел к явному выражению, оценивая разницу в секундах времени между эфемеридами время и среднее солнечное время в смысле (ET-UT):
. . . . . (4) [20]
с 24,349 секундами времени, соответствующими 1,00 дюймам в ΔLs. Формула Клеменса (сегодня замененная более современными оценками) была включена в первоначальное решение конференции об эфемеридном времени. Ввиду флуктуационного члена практическое определение разницы между эфемеридным временем и UT зависели от наблюдений. Анализ приведенных выше формул показывает, что (идеально постоянные) единицы эфемеридного времени на протяжении всего двадцатого века были очень немного короче, чем соответствующие (но не совсем постоянные) единицы среднего солнечного времени. (которые, помимо своих нерегулярных колебаний, имеют тенденцию к постепенному удлинению). Этот вывод согласуется с современными результатами Моррисона и Стефенсона [22] (см. статью ΔT ).
Хотя эфемеридное время в принципе определялось орбитальным движением Земли вокруг Солнца, [23] на практике оно обычно измерялось орбитальным движением Луны вокруг Земли. [24] Эти измерения можно рассматривать как вторичные реализации (в метрологическом смысле) первичного определения ET в терминах движения Солнца после калибровки среднего движения Луны по отношению к среднему движению Солнца. [25]
Причины использования лунных измерений были практически обоснованы: Луна движется на фоне звезд примерно в 13 раз быстрее соответствующей скорости движения Солнца, и точность определения времени по лунным измерениям соответственно выше.
Когда эфемеридное время было впервые принято, шкалы времени все еще основывались на астрономических наблюдениях, как и всегда. Точность была ограничена точностью оптических наблюдений, а поправки часов и сигналов времени публиковались с опозданием.
Несколько лет спустя, с изобретением цезиевых атомных часов , появилась альтернатива. Все чаще, после калибровки в 1958 году цезиевых атомных часов по эфемеридному времени, [17] стали использоваться цезиевые атомные часы, работающие на основе эфемеридных секунд и идущие в ногу с эфемеридным временем. Атомные часы предложили дополнительную вторичную реализацию ET на основе квазиреального времени [25] , которая вскоре оказалась более полезной, чем первичный стандарт ET: не только более удобной, но и более точно единообразной, чем сам первичный стандарт. Такие вторичные реализации использовались и описывались как «ET», с осознанием того, что шкалы времени, основанные на атомных часах, не были идентичны тем, которые определены первичным эфемеридным стандартом времени, а, скорее, были улучшением по сравнению с ним из-за их более близкого приближения. к единообразию. [26] Атомные часы породили атомную шкалу времени и то, что сначала называлось Земным динамическим временем, а теперь называется Земным временем , определяемым как обеспечение непрерывности с внеземным временем. [16]
Доступность атомных часов вместе с растущей точностью астрономических наблюдений (а это означало, что релятивистские поправки, по крайней мере в обозримом будущем, уже не будут настолько малы, чтобы ими можно было пренебречь) [27] привели к окончательной замене эфемерид. стандарт времени с помощью более точных шкал времени, включая земное время и барицентрическое динамическое время , к которому ET можно рассматривать как приближение.
В 1976 году МАС решил, что теоретическая основа его нынешнего (с 1952 года) стандарта эфемеридного времени была нерелятивистской, и что, следовательно, начиная с 1984 года эфемеридное время будет заменено двумя релятивистскими шкалами времени, предназначенными для создания динамических шкал времени. : Земное динамическое время (TDT) и барицентрическое динамическое время (TDB) . [28] Были признаны трудности, которые привели к тому, что они, в свою очередь, были заменены в 1990-х годах временными шкалами земного времени (TT) , геоцентрического координатного времени GCT (TCG) и барицентрического координатного времени BCT (TCB) . [16]
Высокоточные эфемериды Солнца, Луны и планет разрабатывались и рассчитывались в Лаборатории реактивного движения (JPL) в течение длительного периода, а последние доступные версии были приняты для эфемерид в Астрономическом альманахе, начиная с 1984 года. Хотя это и не стандарт МАС, но Аргумент эфемеридного времени T eph используется в этом учреждении с 1960-х годов. Временная шкала, представленная T eph, характеризуется как релятивистское координатное время, которое отличается от земного времени лишь небольшими периодическими членами с амплитудой, не превышающей 2 миллисекунды времени: оно линейно связано с временем, но отличается (смещением и постоянной скоростью что составляет порядка 0,5 с/год) по шкале времени TCB , принятой в 1991 году в качестве стандарта МАС . Таким образом, для часов на геоиде или вблизи него T eph (в пределах 2 миллисекунд), но не так близко к TCB, может использоваться в качестве приближения к земному времени, а через стандартные эфемериды T eph широко используется. [4]
Частично в знак признания широкого использования T eph через эфемериды JPL резолюция 3 МАС от 2006 года [29] (пере) определила барицентрическое динамическое время (TDB) в качестве текущего стандарта. Согласно новому определению, данному в 2006 году, TDB представляет собой линейную трансформацию TCB . В той же резолюции МАС также указано (в примечании 4), что «независимый временной аргумент эфемериды DE405 JPL , который называется T eph » (здесь источник IAU цитирует [4] ), «для практических целей аналогичен тому, который определен TDB в настоящем Постановлении». Таким образом, новый TDB, как и T eph , по существу является более точным продолжением старого эфемеридного времени ET и (за исключением периодических колебаний < 2 мс ) имеет ту же среднюю скорость, что и установленная для ET в 1950-х годах.
Эфемеридное время, основанное на стандарте, принятом в 1952 году, было введено в «Астрономические эфемериды» (Великобритания) и « Американский эфемеридный и морской альманах» , заменив UT в основных эфемеридах в выпусках за 1960 год и позже. [30] (Однако эфемериды в «Морском альманахе», который к тому времени стал отдельной публикацией для использования навигаторами, продолжали выражаться в единицах UT.) Эфемериды продолжали использоваться на этой основе до 1983 года (с некоторыми изменениями, связанными с принятием улучшенного значения астрономических констант), после чего, с 1984 года, они приняли эфемериды JPL .
До изменения 1960 года «Улучшенные лунные эфемериды» уже были доступны в терминах эфемеридного времени за 1952–1959 годы [31] (вычислены У. Дж. Эккертом на основе теории Брауна с модификациями, рекомендованными Клеменсом (1948)) .
Последовательные определения единицы эфемеридного времени упомянуты выше (История). Значение, принятое за стандартную секунду 1956/1960 годов:
было получено из линейного коэффициента времени в выражении Ньюкомба для средней солнечной долготы (выше), взятого и примененного с тем же смыслом для времени, что и в формуле (3) выше. Связь с коэффициентом Ньюкомба можно увидеть из:
Атомные часы на основе цезия начали действовать в 1955 году и быстро подтвердили доказательства нерегулярности вращения Земли. [32] Это подтвердило непригодность средней солнечной секунды Всемирного времени в качестве меры временного интервала для самых точных целей. После трех лет сравнений с лунными наблюдениями Марковиц и др. (1958) определили, что эфемеридная секунда соответствует 9 192 631 770 ± 20 циклам выбранного цезиевого резонанса. [17]
После этого, в 1967/68 году, Генеральная конференция по мерам и весам (CGPM) заменила определение секунды СИ следующим:
Второй — 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 более старой основе эфемеридного времени, оно использует ту же величину, что и значение эфемеридной секунды, измеренное цезиевыми часами в 1958 году. Эта секунда СИ, относящаяся к атомному времени, была позже проверена Марковицем. (1988) согласуются в пределах 1 части из 10 10 со секундой эфемеридного времени, определенной по лунным наблюдениям. [18]
Для практических целей длину эфемеридной секунды можно принять равной длине секунды барицентрического динамического времени (TDB) или земного времени (TT) или его предшественника TDT.
Разница между ET и UT называется ΔT ; она меняется нерегулярно, но долгосрочная тенденция имеет параболический характер , уменьшаясь с древних времен до девятнадцатого века [22] и увеличиваясь с тех пор со скоростью, соответствующей увеличению длины солнечного дня на 1,7 мс за столетие (см. дополнительные секунды ).
Международное атомное время (TAI) было установлено равным UT2 1 января 1958 года в 0:00:00. На тот момент ΔT составляло уже около 32,18 секунды. Разница между земным временем (TT) (преемником эфемеридного времени) и атомным временем позже была определена следующим образом:
Эту разницу можно считать постоянной — ставки TT и TAI задуманы одинаковыми.
