Термин эфемеридное время (часто сокращенно ET ) в принципе может относиться ко времени в связи с любой эфемеридой (маршрутом траектории астрономического объекта). На практике он использовался более конкретно для обозначения:
Большинство последующих разделов относятся к эфемеридному времени стандарта 1952 года.
Иногда возникало впечатление, что эфемеридное время использовалось с 1900 года: вероятно, это возникло потому, что ET, хотя и было предложено и принято в период 1948–1952 годов, было подробно определено с использованием формул, которые ретроспективно использовали дату эпохи 0 января 1900 года и Таблицы Солнца Ньюкомба . [ 5] [6]
Эфемеридное время стандарта 1952 года оставило после себя продолжающееся наследие благодаря своей исторической единице эфемеридной секунде , которая стала тесно связана с длительностью 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 нерегулярности вращения Земли, «для удобства астрономов и других ученых», например, для использования в эфемеридах Солнца (наблюдаемых с Земли), Луны и планет. Оно было предложено в 1948 году GM Clemence . [7]
Со времен Джона Флемстида (1646–1719) считалось, что суточное вращение Земли равномерно. Но в конце девятнадцатого и начале двадцатого веков, с ростом точности астрономических измерений, начали подозревать, и в конечном итоге было установлено, что вращение Земли ( то есть продолжительность дня ) показывает нерегулярности на коротких временных масштабах и замедляется на больших временных масштабах. Доказательства были собраны У. де Ситтером (1927) [8], который написал: «Если мы примем эту гипотезу, то «астрономическое время», заданное вращением Земли и используемое во всех практических астрономических вычислениях, отличается от «равномерного» или «ньютоновского» времени, которое определяется как независимая переменная уравнений небесной механики». Де Ситтер предложил поправку, которую следует применять к среднему солнечному времени, заданному вращением Земли, чтобы получить равномерное время.
Другие астрономы того периода также выдвигали предложения по получению единого времени, включая А. Данжона (1929), который фактически предположил, что наблюдаемые положения Луны, Солнца и планет, при сравнении с их хорошо известными гравитационными эфемеридами, могли бы лучше и более однородно определять и определять время. [9]
Таким образом, была поставлена цель — создать новую шкалу времени для астрономических и научных целей, избежать непредсказуемых нерегулярностей средней солнечной шкалы времени и заменить для этих целей всемирное время (UT) и любую другую шкалу времени, основанную на вращении Земли вокруг своей оси, например, звездное время .
Американский астроном GM Clemence (1948) [7] сделал подробное предложение такого типа, основанное на результатах английского астронома Royal H Spencer Jones (1939). [10] Clemence (1948) ясно дал понять, что его предложение было предназначено «только для удобства астрономов и других ученых» и что было бы «логично продолжить использование среднего солнечного времени в гражданских целях». [11]
Де Ситтер и Клеманс оба назвали это предложение «ньютоновским» или «равномерным» временем. Д. Брауэр предложил название «эфемеридное время». [12]
После этого на астрономической конференции, состоявшейся в Париже в 1950 году, было рекомендовано, «чтобы во всех случаях, когда средняя солнечная секунда неудовлетворительна как единица времени по причине своей изменчивости, принятой единицей был сидерический год 1900,0, а время, исчисляемое в этой единице, называлось эфемеридным временем », и была предложена формула Клеманса (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, пока в 1970-х годах не было заменено другими шкалами времени (см. Пересмотр).
В период использования эфемеридного времени в качестве стандарта детали были немного пересмотрены. Единица была переопределена в терминах тропического года в 1900,0 вместо сидерического года; [12] а 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 переопределенная в 1967/8 в терминах стандарта атомных часов на цезии (см. ниже).
Хотя ET больше не используется напрямую, она оставляет продолжающееся наследие. Ее последующие шкалы времени, такие как TDT, а также атомная шкала времени IAT (TAI) , были разработаны с соотношением, которое «обеспечивает непрерывность с эфемеридным временем». [16] ET использовалась для калибровки атомных часов в 1950-х годах. [17] Близкое равенство между секундой ET и более поздней секундой SI (определенной со ссылкой на цезиевые атомные часы) было проверено с точностью до 1 части на 10 10 . [18]
Таким образом, решения, принятые первоначальными разработчиками эфемеридного времени, повлияли на длину сегодняшней стандартной секунды СИ , а это, в свою очередь, продолжает оказывать влияние на количество дополнительных секунд , которые потребовались для включения в текущие шкалы времени вещания, чтобы они примерно соответствовали среднему солнечному времени .
Эфемеридное время в принципе определялось орбитальным движением Земли вокруг Солнца [12] (но его практическая реализация обычно достигалась другим способом, см. ниже). Его подробное определение основывалось на таблицах Солнца Саймона Ньюкомба ( 1895), [5] реализованных по-новому, чтобы учесть некоторые наблюдаемые несоответствия:
Во введении к «Таблицам Солнца» в основу таблиц (стр. 9) включена формула для средней долготы Солнца в определенный момент времени, обозначенная интервалом T (в единицах юлианских столетий, равных 36525 средним солнечным дням [19] ), отсчитываемым от среднего гринвичского полудня 0 января 1900 года:
Работа Спенсера Джонса 1939 года [10] показала, что различия между наблюдаемыми положениями Солнца и предсказанными положениями, полученными с помощью формулы Ньюкомба, демонстрируют необходимость внесения в формулу следующей поправки:
где «время наблюдения указано по всемирному времени, не скорректированному по ньютоновскому времени», а 0,0748B представляет собой нерегулярное колебание, рассчитанное на основе лунных наблюдений. [20]
Таким образом, условно исправленная форма формулы Ньюкомба, включающая поправки на основе среднего солнечного времени, будет представлять собой сумму двух предыдущих выражений:
Однако предложение Клеменса 1948 года не принимало такую коррекцию среднего солнечного 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, основанные на реальном положении Солнца:
При таком повторном применении переменная времени, теперь обозначенная как E, представляет время в эфемеридных столетиях из 36525 эфемеридных дней по 86400 эфемеридных секунд каждый. Официальная ссылка 1961 года суммировала концепцию следующим образом: «Происхождение и скорость эфемеридного времени определяются так, чтобы средняя долгота Солнца соответствовала выражению Ньюкомба» [21]
Сравнивая формулы (2) и (3), обе из которых выражают одно и то же реальное движение Солнца в одном и том же реальном времени, но определенном в разных временных шкалах, Клеманс пришел к явному выражению, оценивающему разницу в секундах между эфемеридным временем и средним солнечным временем в смысле (ET-UT):
. . . . . (4) [20]
с 24,349 секундами времени, соответствующими 1,00" в ΔLs. Формула Клеманса (сегодня замененная более современными оценками) была включена в первоначальное решение конференции по эфемеридному времени. Ввиду флуктуационного члена практическое определение разницы между эфемеридным временем и всемирным временем зависело от наблюдения. Проверка приведенных выше формул показывает, что (идеально постоянные) единицы эфемеридного времени были в течение всего двадцатого века совсем немного короче соответствующих (но не точно постоянных) единиц среднего солнечного времени (которые, помимо их нерегулярных колебаний, имеют тенденцию постепенно удлиняться). Это открытие согласуется с современными результатами Моррисона и Стивенсона [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 солнечного движения после калибровки среднего движения Луны относительно среднего движения 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 отношению к эфемеридному времени, [17] цезиевые атомные часы, работающие на основе эфемеридных секунд, стали использоваться и поддерживаться в ногу с эфемеридным временем. Атомные часы предложили еще одну вторичную реализацию ET на основе квазиреального времени [25] , которая вскоре оказалась более полезной, чем первичный стандарт ET: не только более удобной, но и более точной и однородной, 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 ними за счет их более близкого приближения к однородности. [26] Атомные часы дали начало атомной шкале времени и тому, что сначала называлось земным динамическим временем, а теперь называется земным временем , определенным для обеспечения преемственности с инопланетянами. [16]
Доступность атомных часов, а также растущая точность астрономических наблюдений (что означало, что релятивистские поправки, по крайней мере в обозримом будущем, больше не будут настолько малы, чтобы ими можно было пренебречь) [27] привели к окончательной замене стандарта эфемеридного времени более совершенными шкалами времени, включающими земное время и барицентрическое динамическое время , по отношению к которому ET можно рассматривать как приближение.
В 1976 году МАС постановил, что теоретическая основа для его тогдашнего (с 1952 года) стандарта эфемеридного времени была нерелятивистской, и что поэтому, начиная с 1984 года, эфемеридное время будет заменено двумя релятивистскими шкалами времени, предназначенными для создания динамических шкал времени : земным динамическим временем (TDT) и барицентрическим динамическим временем (TDB) . [28] Были признаны трудности, которые привели к тому, что они, в свою очередь, были заменены в 1990-х годах шкалами времени 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, и последние из доступных были приняты для эфемерид в Астрономическом альманахе, начиная с 1984 года. Хотя аргумент эфемеридного времени T eph не является стандартом МАС, он используется в этом учреждении с 1960-х годов. Шкала времени, представленная T eph, была охарактеризована как релятивистское координатное время, которое отличается от земного времени только небольшими периодическими членами с амплитудой, не превышающей 2 миллисекунд времени: она линейно связана со шкалой времени TCB , принятой в 1991 году в качестве стандарта МАС , но отличается от нее (смещением и постоянной скоростью, которая составляет порядка 0,5 с/г) . 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, и через стандартные эфемериды T eph широко используется. [4]
Частично в знак признания широкого использования T eph через эфемериды JPL, резолюция IAU 3 от 2006 г. [29] (пере)определила барицентрическое динамическое время (TDB) как текущий стандарт. Согласно переопределению 2006 г., TDB является линейным преобразованием TCB . В той же резолюции IAU также указано (в примечании 4), что «независимый аргумент времени эфемериды JPL DE405 , который называется T eph » (здесь источник IAU ссылается на [4] ), «для практических целей совпадает с TDB, определенным в этой резолюции». Таким образом, новое TDB, как и T eph , по сути является более совершенным 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 Astronomical Ephemeris (Великобритания) и American Ephemeris and Nautical Almanac , заменив UT в основных эфемеридах в выпусках за 1960 год и позже. [30] (Но эфемериды в Nautical Almanac, к тому времени отдельном издании для использования навигаторами, продолжали выражаться в терминах UT.) Эфемериды продолжали действовать на этой основе до 1983 года (с некоторыми изменениями из-за принятия улучшенных значений астрономических констант), после чего, с 1984 года, они приняли эфемериды JPL .
До изменений 1960 года «Улучшенные лунные эфемериды» уже были доступны в терминах эфемеридного времени на 1952—1959 годы [31] (вычисленные У. Дж. Эккертом на основе теории Брауна с изменениями, рекомендованными Клеменсом (1948)).
Последовательные определения единицы эфемеридного времени приведены выше (История). Значение, принятое для стандартной секунды 1956/1960 гг.:
было получено из линейного временного коэффициента в выражении Ньюкомба для средней солнечной долготы (выше), взятого и примененного с тем же значением для времени, что и в формуле (3) выше. Связь с коэффициентом Ньюкомба можно увидеть из:
Атомные часы на основе цезия были введены в эксплуатацию в 1955 году и быстро подтвердили доказательства того, что вращение Земли колебалось нерегулярно. [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 резонанса цезия. [17]
После этого в 1967/68 году Генеральная конференция по мерам и весам (ГКМВ) заменила определение секунды СИ следующим:
Вторая — 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) и согласуется с секундой эфемеридного времени, определенной по наблюдениям за Луной, в пределах 1 части на 10 10 . [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 является параболической , уменьшаясь с древних времен до девятнадцатого века [22] и увеличиваясь с тех пор со скоростью, соответствующей увеличению продолжительности солнечных суток на 1,7 мс за столетие (см. високосные секунды ).
Международное атомное время (TAI) было установлено равным UT2 1 января 1958 года в 0:00:00. В то время ΔT уже составляло около 32,18 секунд. Разница между земным временем (TT) (преемником эфемеридного времени) и атомным временем была позже определена следующим образом:
Эту разницу можно считать постоянной — скорости TT и TAI спроектированы так, чтобы быть идентичными.
