Efemeridin aika

Efemeridiaika , EV  on yhtenäinen aika -asteikko , joka perustuu kansainvälisen tähtitieteellisen liiton 8. kongressissa vuonna 1952 käyttöön otettuun toisen määritelmään , joka ei riipu Maan pyörimisnopeuden muuttumisesta. Vuonna 1956 General Conference on Weights and Measures (CGPM) suositteli tätä määritelmää käytettäväksi, ja vuonna 1960 efemeridi toinen otettiin käyttöön perusaikayksiköksi kansainvälisessä yksikköjärjestelmässä SI [1] . Vuonna 1967 SI esitteli toisen määritelmän, joka perustuu atomikelloihin [2]. Vuonna 1984 ET efemeridin aikaasteikko tähtitieteessä korvattiin TDT:n maanpäällisellä aikaasteikolla, joka korvattiin TT:n maanpäällisellä aikaasteikolla vuonna 2001 .

ET = UT + ∆T,

missä ΔT ( delta T ) on Maan pyörimisen maallisen hidastumisen korjaus, joka meidän aikanamme määritetään mittaamalla Maan sijainti suhteessa ekstragalaktisiin radiolähteisiin.

Ensimmäisenä likiarvona ET-järjestelmä voidaan esittää järjestelmänä, joka perustuu Maan päivittäiseen pyörimiseen, mutta korjataan tämän pyörimisen epätasaisuuden vuoksi.

Koska ephemeris-sekunti on sidottu tarkasti määritellyn vuoden kestoon, ET-standardia ei voida toistaa - tämä on ihanteellinen rakenne.

Yhteys yleisaikaan

Efemeridiaika on yleensä merkitty . Ja se määritellään käyttämällä universaalia aikaa seuraavasti:

missä  on vuosimuutos taulukoitu tähtitieteellisiin päiväkirjoihin.

Efemeridiajan historia

Ephemeris Time (ET) , joka otettiin käyttöön standardina vuonna 1952, kehitettiin alun perin likiarvoksi yhtenäiselle aika-asteikolle, joka vapautettiin Maan epäsäännöllisen pyörimisen vaikutuksista "tähtitieteilijöiden ja muiden tutkijoiden avuksi", esimerkiksi käyttää auringon, kuun ja planeettojen efemeridissä . Sitä ehdotti vuonna 1948 J. M. Clemens [5] .

John Flamsteedin (1646-1719) ajoista lähtien on uskottu, että maapallon päivittäinen kierto on tasaista. Mutta 1800-luvun lopulla - 1900-luvun alussa, tähtitieteellisten havaintojen tarkkuuden lisääntyessä, havaittiin, että Maan pyörimisjakso akselinsa ympäri ( eli sidereaalisen päivän pituus ) vaihtelee . lyhyin aikavälein, mutta yleensä kasvaa hitaasti ( vuorovesijarrutuksen vuoksi ). De Sitter tiivisti todisteet tästä tosiasiasta vuonna 1927:

Jos hyväksymme tämän hypoteesin, niin Maan pyörimisen antama ja kaikissa käytännön tähtitieteellisissä laskelmissa käytetty "astronominen aika" eroaa "uniformista" tai "Newtonin" ajasta, joka määritellään itsenäiseksi muuttujaksi taivaan mekaniikka.

Alkuperäinen teksti  (englanniksi)[ näytäpiilottaa] Jos hyväksymme tämän hypoteesin, niin "tähtitieteellinen aika", jonka antaa maan kierto ja jota käytetään kaikissa käytännön tähtitieteellisissä laskelmissa, eroaa "uniformista" tai "Newtonin ajasta", joka määritellään yhtälöiden riippumattomaksi muuttujaksi. taivaan mekaniikka. - [6]

De Sitter ehdotti korjauksen soveltamista Maan pyörimisen antamaan keskimääräiseen aurinkoaikaan tasaisen ajan saamiseksi.

Käyttämällä G. S. Jonesin (1939) [7] tuloksia , J. M. Clemens vuonna 1948 [5] ehdotti yksityiskohtaista kaaviota yhtenäisen asteikon rakentamiseksi. Tässä työssä Clemens selitti, että tällainen asteikko on "vain tähtitieteilijöiden ja muiden tiedemiesten hyödyksi" ja että "siviilitarkoituksiin on loogista jatkaa keskimääräisen aurinkoajan käyttöä" [8] .

De Sitter ja Clemens viittasivat ehdotettuun aikaan "newtonilaiseksi" tai "uniformiksi". D. Brouwer ehdotti nimeä "efemeridiaika" [9] .

Näiden ehdotusten mukaisesti Pariisissa (1950) pidetyssä tähtitieteellisessä konferenssissa suositeltiin, että "kaikissa tapauksissa, joissa keskimääräinen aurinkosekunti on epätyydyttävä aikayksikkönä sen vaihtelevuuden vuoksi, käytettävä [aika]yksikkö olisi sideerinen vuosi 1900.0, [ ja], että aikaa, mitattuna näissä yksiköissä, kutsutaan "efemeridiajaksi" [10] , ja hyväksyi Clemensin kaavan (katso efemeridiajan määritelmä (1952) ) siirtymiseen keskimääräisestä aurinkoajasta efemeridiin.

Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto vahvisti tämän suosituksen VIII yleiskokouksessa vuonna 1952 [9] [11] . Asteikon käytännön käyttöönotto kesti jonkin aikaa (katso Efemeridiajan käyttö virallisissa almanakoissa ja efemeridiissä ), ja sitten ET-efemeridiaika pysyi vakiona, kunnes se korvattiin tarkemmilla aika-asteikoilla 1970-luvulla (katso tarkistus ).

ET:n käytön aikana standardina efemeridiaika joutui vähäisiin muutoksiin. Ajan yksikkö määriteltiin uudelleen trooppiseksi vuodeksi 1900.0 sidereaalisen sijaan [9] , ja vakiosekunti määriteltiin ensin 1/31556925.975 trooppisesta vuodesta 1900.0 [9] [12] ja sitten 1/31556925.9747 [13] vuoteen 1967 asti. 8 sitä ei ole määritelty uudelleen cesiumtaajuusstandardin avulla (katso alla).

Vaikka ET:tä ei tällä hetkellä käytetä suoraan, tämä asteikko on jättänyt huomattavan jäljen tieteeseen. Sen seuraajat, kuten TDT ja TAI -atomiaikaasteikko , suunniteltiin tarjoamaan jatkuvuutta efemeridiajan kanssa [14] . ET:tä käytettiin atomikellojen kalibroimiseen 1950-luvulla. [15] Efemeridisekuntien ja cesiumin atomikellojen avulla määritettyjen SI - sekuntien vastaavuus on varmistettu paremmalla tarkkuudella kuin 1:10 10 [16] .

Näin ollen efemeridiaika-asteikon kehittäjien päätökset määrittelivät nykyisen sekunnin pituuden, mikä puolestaan ​​vaikuttaa niiden karkaussekuntien määrään, jotka lisätään nykyaikaisiin siviiliaika-asteikoihin niiden pitämiseksi lähellä keskimääräistä aurinkoaikaa.

Efemeridiajan määritelmä (1952)

Efemeridiaika määriteltiin periaatteessa Maan kiertoradalla Auringon ympäri [9] , mutta sen käytännön toteutus saatiin yleensä eri tavalla.

Yksityiskohtainen ET:n määritelmä perustui S. Newcombin (1895) [3] "Maan liikkeestä sen akselilla ja auringon ympärillä oleviin taulukoihin" , jotka tulkittiin uudella tavalla ottamaan huomioon jotkin niistä löydetyt poikkeamat. :

"Taulukoiden" johdannossa (s. 9) peruskaavat sisälsivät Auringon keskipituuden arvon T-välin määrittämänä aikana, mitattuna Juliaanin vuosisatoja 36525 keskimääräisestä aurinkopäivästä [17] laskettuna Greenwichin keskipäivä 0. tammikuuta 1900:

. . . . . (yksi)

Vuonna 1939 Spencer Jones [7] osoitti, että Auringon todellisissa havaituissa asemissa Newcombin kaavalla saatuihin asemiin verrattuna on systemaattisia eroja, jotka ilmaistaan ​​kaavalla:

jossa "havainnointiaika on UT korjaamaton Newtonin aikaan", mutta se on Kuun havaintojen perusteella määritetty epäsäännöllinen vaihtelu [18] .

Siten ehdollisesti oikean kaavan olisi pitänyt olla näiden lausekkeiden summa:

. . . . . (2)

Clemensin (1948) ehdotus ei ollut soveltaa tämäntyyppistä korjausta keskimääräiseen aurinkoaikaan, vaan päinvastoin määrittää uusi aika-asteikko E alkuperäisen Newcombin kaavan (1) ja todellisen sijainnin perusteella. aurinko:

. . . . . (3)

jossa nyt aikamuuttuja E on aika, joka mitataan efemeridiissä vuosisatoja (36525 efemeridipäivästä 86400 sekuntia) Greenwichin keskipäivästä 0. tammikuuta 1900. Vuoden 1961 virallinen määritelmä kuuluu: "Efemeridiajan alku ja virtausnopeus määritetään siten, että Auringon keskimääräinen pituus on sama kuin Newcombin lauseke" [19] .

Vertailemalla kaavoja (2) ja (3), jotka ilmaisevat samaa Auringon liikettä, mutta laskettiin eri aika-asteikoilla, Clemens sai implisiittisen lausekkeen, joka arvioi efemeridiajan ja keskimääräisen aurinkoajan välisen eron sekunneissa [18] . :

. . . . . (neljä)

Clemensin kaava, joka on nyt korvattu tarkemmilla arvioilla, sisällytettiin alkuperäiseen konferenssin päätökseen efemeridiajasta. Fluktuaatiotermistä johtuen ET:n ja UT:n välisen eron käytännön määrittäminen riippui havainnoista. Yllä olevien kaavojen vertailu osoittaa, että (ihanteellisesti vakio) efemeridiajan yksikkö, esimerkiksi efemeridisekundaari, on ollut hieman lyhyempi kuin vastaava (mutta ei ihanteellisesti vakio) keskimääräisen aurinkoajan yksikkö koko 1900-luvun (joka Epäsäännöllisten vaihteluiden lisäksi kokee asteittaisen tasaisen kasvun), mikä on myös yhdenmukainen Morrisonin ja Stephensonin uudempien tulosten kanssa [20] (katso ΔT ).

Toteutukset

Toissijainen toteutus perustuu Kuun havaintoihin

Vaikka efemeridiaika määritellään periaatteessa Maan kiertoradalla Auringon ympäri [21] , käytännössä se on yleensä mitattu Kuun kiertoradalla Maan ympäri [22] . Näitä mittauksia, kun Kuun keskimääräinen liike on kalibroitu suhteessa Auringon keskiliikenteeseen, voidaan pitää ET-asteikon toissijaisena standardina ( metrologisessa mielessä ) [23] .

Syynä Kuun liikkeen käyttämiseen oli käytännöllinen mukavuus: koska Kuun liikkeen nopeus tähtien taustaa vasten on noin 13 kertaa suurempi kuin Auringon nopeus, samalla tarkkuudella Kuun sijainnin mittauksessa , efemeridiaika määritettiin yhtä paljon tarkemmin.

Kun efemeridiaika otettiin ensimmäisen kerran käyttöön, aika-asteikot perustuivat edelleen tähtitieteellisiin havaintoihin. Asteikkojen tarkkuutta rajoitti optisten havaintojen tarkkuus ja aikakorjaukset määritettiin jälkikäteen.

Toissijainen toteutus perustuu atomikelloihin

Muutama vuosi cesiumatomikellon keksimisen jälkeen syntyi vaihtoehto efemeridiaika-asteikon tähtitieteelliselle toteutukselle. Atomiaika-asteikon ET:n kalibroinnin jälkeen (1958 [15] ) alettiin käyttää cesiumkelloja efemeridiajan tallentamiseen. Atomikellot tarjosivat lähes reaaliaikaisen ET:n uuden toissijaisen toteutuksen [23] , joka osoitti pian hyödyllisyytensä ja etunsa ensisijaiseen ET-standardiin verrattuna: ei vain suurempi käyttömukavuus, vaan myös parempi ajanotto verrattuna efemeridiin. Tällaisia ​​toteutuksia on myös käytetty ja niitä on kutsuttu nimellä "ET", vaikka annettiin ymmärtää, että atomiaika-asteikot eivät ole täysin identtisiä efemeridiajan ensisijaisen standardin kanssa, vaan edustavat pikemminkin sen parannettuja versioita suuremman yhtenäisyyden mielessä . 24] . Atomikellot synnyttivät sitten atomiaika- asteikon, ja asteikkoa kutsuttiin ensin "maan dynaamiseksi ajaksi" ja nyt " maanajaksi ", joka määriteltiin varmistamaan jatkuvuus ET-asteikon kanssa [14] .

Atomikellojen saatavuus yhdessä tähtitieteellisten havaintojen tarkkuuden lisääntymisen kanssa (joka on saavuttanut pisteen, jossa relativistiset korjaukset eivät ole enää merkityksettömiä) [25] on johtanut efemeridiaikastandardin korvaamiseen tarkemmilla aika-asteikoilla, mukaan lukien maanpäällinen aika ja barysentrinen dynaaminen aika , joille ET itse voidaan pitää vähemmän tarkana approksimaationa.

Aikajanan uudelleenmäärittely

Vuonna 1976 antamassaan päätöslauselmassa Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto totesi, että efemeridiaikastandardin nykyisen toteutuksen (1952) teoreettinen perusta ei ollut relativistinen, ja siksi vuodesta 1984 alkaen efemeridiaika korvattaisiin kahdella relativistisella dynaamisella aika -asteikolla : maanpäällinen dynaaminen aika TDT ja barysentrinen dynaaminen aika TDB [26] . Syntyneet vaikeudet ratkesivat 1990-luvun siirtymävaiheessa. uuteen Maan aika-asteikkoon TT , geosentriseen koordinaattiaikaan GCT (TCG) ja barysentriseen koordinaattiaikaan BCT (TCB) [14] .

Efemeridiajan käyttö virallisissa almanakoissa ja efemeridiissä

Vuoden 1952 standardiaikaa käytettiin Astronomical Ephemerisissä (Yhdistynyt kuningaskunta) ja American Ephemeris and Nautical Almanakissa , joka korvasi UT:n pääefemeridissä vuodesta 1960 alkaen [27] . (Kuitenkin Nautical Almanakissa, siitä lähtien erillisenä navigaattoreille tarkoitettuna julkaisuna, efemeridit ilmaistaan ​​edelleen UT:na.) Vuodessa käytetään JPL .

Jo ennen siirtymistä ET:hen vuonna 1960 almanakat "Paranneltu kuun ephemeris" muutettiin ET:ksi vuosille 1952-1959. [28] W. J. Eckert perustuu Brownin kuun liikkeen teoriaan Clemensin (1948) suosittelemilla modifikaatioilla.

Toisen

Peräkkäiset efemeridiaikayksikön uudelleenmäärittelyt on kuvattu Historia -osiossa. Vakiosekuntien arvo 1956/1960:

31.1.556 925.9747 trooppisesta vuodesta tammikuun 0. päivänä 1900 kello 12 efemeridin aikaa,

saatiin Newcombin kaavan (1) aikalineaarisesta osasta (ottaen kaavan (3) merkityksessä). Suhde Newcomb-kertoimeen voidaan nähdä lausekkeesta:

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

Cesiumatomikellojen seuranta vuodesta 1955 lähtien osoitti nopeasti, että Maan pyörimisnopeus vaihteli. Tämä vahvisti, että universaaliajan UT:n keskimääräistä aurinkosekuntia ei voida hyväksyä tarkimpien mittausten mittayksikkönä. Kolmen vuoden ajan atomiaika-asteikon ja kuun havaintojen vertailun jälkeen W. Markowitz et al. (1958) määritteli, että efemeridisekunti vastaa 9 192 631 770 ± 20 säteilyvärähtelyjaksoa kellosiirtymäksi valitulle cesiumatomille [15] .

Näiden mittausten jälkeen 1967/68. Painoja ja mittoja käsittelevä yleiskonferenssi korvasi SI :n toisen määritelmän seuraavasti:

Sekunti vastaa 9 192 631 770 säteilyjaksoa , joka vastaa siirtymää cesium-133- atomin perustilan kahden hyperhienon tason välillä .

Vaikka tämä määritelmä on täysin riippumaton efemeridisekunnin määritelmästä, se määrittelee sekunnin, jonka suuruus on mahdoton erottaa efemeridisekunnista (mitattuna vuonna 1958 atomikelloilla). Myöhemmin, vuonna 1988, suoritettiin toinen sekuntivertailu (Markowitz, 1988 [16] ) ja kävi ilmi, että ero atomien cesiumin ja efemeridisekuntien välillä (määritettynä Kuun havainnoista) ei ylitä 1-10 10 .

Käytännön sovelluksissa efemeridisekunnin pituudeksi voidaan ottaa barysentrisen dynaamisen ajan (TDB) , maanpäällisen ajan (TT) tai edeltävän TT - maanpäällisen dynaamisen ajan (TDT) sekunnin kesto.

ET:n ja UT:n välistä eroa kutsutaan ΔT :ksi . Se vaihtelee epäsäännöllisesti, mutta pitkän aikavälin trendi on parabolinen, koska aurinkopäivän pituus on pidentynyt keskimäärin 1,7 ms:lla vuosisadassa: tämä on laskeva arvo muinaisista ajoista 1800-luvun loppuun asti [20] . , ja se on lisääntynyt siitä lähtien (katso toinen koordinointi ).

Kansainvälinen atomiaika TAI asetettiin UT2 :ksi klo 00:00:00 1. tammikuuta 1958. Tässä vaiheessa ΔT oli noin 32,18 sekuntia. Myöhemmin ero maanpäällisen ajan TT (efemeridiajan seuraaja) ja atomiajan TAI välillä määritettiin:

1977 tammikuu 1,0003725 TT = 1977 tammikuu 1,0000000 TAI tai TT − TAI = 32,184 s.

Tätä eroa voidaan pitää vakiona, koska TT:n ja TAI:n nopeudet ovat määritelmänsä mukaan samat.

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ Täsmällinen määritelmä, mukaan lukien historiallinen näkökohta, katso 'ESAE 1961': 'Explanatory Supplement (1961) , sp. 69 ja 87.
  2. ↑ F. Rile. taajuusstandardeja. Periaatteet ja sovellukset. M.: Fizmatlit, 1989, s. 384.
  3. ↑ 1 2 S. Newcomb, "Tables of the Motion of the Earth on its Axis and Around the Sun", julkaisussa "Tables of the Four Inner Planets", voi. 6, osa 1, Astronomical Papers, joka on laadittu American Ephemeris and Nautical Almanac (1895) käyttöä varten, sivuilla 1-169.
  4. ↑ eli 31. joulukuuta 1899
  5. ↑ 1 2 G. M. Clemence (1948) .
  6. ↑ W de Sitter (1927) .
  7. ↑ 1 2 H Spencer Jones (1939) .
  8. ↑ Clemence (1948) , s. 171.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 ESAA (1992) , katso sivu 79 .
  10. ↑ "...että kaikissa tapauksissa, joissa keskimääräinen aurinkosekunti on epätyydyttävä aikayksikkönä sen vaihtelun vuoksi, yksikkönä tulisi olla sideerinen vuosi 1900.0, jotta tässä yksikössä laskettu aika nimetään efemeridiajaksi "
  11. ↑ IAU :n yleiskokouksessa Roomassa vuonna 1952, katso ESAE (1961) , jakso 1C, s. 9; ja myös Clemence (1971) .
  12. ↑ ESAA 1992, s. 79: viitaten kansainvälisen paino- ja mittakomitean (CIPM) syyskuussa 1954 tekemään päätökseen.
  13. ↑ ESAA (1992) , katso sivu 80 , viittaa lokakuun 1956 CIPM-suositukseen, joka hyväksyttiin vuonna 1960 General Conference on Weights and Measures (GCPM).
  14. ↑ 1 2 3 ESAA (1992) , sivulla 42 .
  15. ↑ 1 2 3 W Markowitz, R. G. Hall, L Essen, J. V. L. Parry (1958)
  16. ↑ 12 Wm Markowitz (1988) .
  17. ↑ Keskimääräisen aurinkopäivän kestoa ei määritellä p. 9, mutta ilmaistaan ​​s. 20 "Tables" (1895) .
  18. ↑ 1 2 Clemence (1948) , s. 172, Spencer Jonesin (1939) jälkeen .
  19. ↑ "Efemeridiajan alkuperä ja nopeus on määritelty niin, että Auringon keskipituus on yhtäpitävä Newcombin lausekkeen kanssa". ESAE (1961) , s. 70.
  20. ↑ 1 2 L V Morrison & F. R. Stephenson (2004) ; myös FR Stephenson, LV Morrison (1984) ja FR Stephenson, LV Morrison (1995) .
  21. ↑ Clemence (1948) , s. 171-3.
  22. ↑ W Markowitz ym. (1955) ; W Markowitz ( 1959) myös W Markowitz, R. G. Hall, L Essen, J. V. L. Parry (1958) .
  23. ↑ 1 2 B Guinot & P. ​​​​K. Seidelmann (1988) , s. 305.
  24. ↑ WG Melbourne ym., 1968 , jakso II.E.4-5, s. 15-16, mukaan lukien alaviite 7, totesi, että US Jet Propulsion Laboratoryn (JPL) avaruusalusten käsittely- ja seurantaohjelmat (mukaan lukien yksittäisen tarkkuuden kiertoradan määritysohjelma) käyttivät ET:nä Yhdysvaltain atomikellon A.1 nykyistä arvoa 32 poikkeamalla. .25 sekuntia. Keskustelussa todetaan myös, että tämä käyttö oli "huippua" (määritetty siirtoarvo ei vastannut mitään muuta ET-toteutusta, kuten ET0 ja ET1), ja vaikka A.1 antoi "varmasti paremman likiarvon yhtenäiselle ajalle kuin ET1" teki niin. ei ollut syytä uskoa, että atomikellot tai muut ET:n toteutukset olisivat (täysin) homogeenisia. Kuten jaksosta II.F, s. 18-19, JPL:n kaksoistarkkuuden kiertorataohjelmassa käyttämää parannettua ajanmittausta (A.1 + 32,15 sekuntia) kutsuttiin myös ET:ksi.
  25. ↑ G.M.R. Winkler ja T.C. van Flandern (1977) .
  26. ↑ IAU:n päätöslauselmat (1976) ; katso myös ESAA (1992) , s. 41 .
  27. ↑ ESAA 1992 , s. 612 .
  28. ↑ "Paranneltu Lunar Ephemeris", Yhdysvaltain hallituksen painotoimisto, 1954.

Bibliografia

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat