Hora das efemérides - Ephemeris time

O termo tempo de efeméride (freqüentemente abreviado como ET ) pode, em princípio, referir-se ao tempo em associação com qualquer efeméride (itinerário da trajetória de um objeto astronômico). Na prática, tem sido usado mais especificamente para se referir a:

  1. uma escala de tempo astronômica padrão anterior adotada em 1952 pela IAU e substituída durante os anos 1970. Essa escala de tempo foi proposta em 1948, para superar as desvantagens do tempo solar médio com flutuação irregular . A intenção era definir um tempo uniforme (na medida do possível) com base na teoria newtoniana (ver abaixo: Definição de tempo de efeméride (1952) ). O tempo das efemérides foi uma primeira aplicação do conceito de escala de tempo dinâmica , em que o tempo e a escala de tempo são definidos implicitamente, inferidos da posição observada de um objeto astronômico por meio da teoria dinâmica de seu movimento.
  2. uma escala de tempo coordenada relativística moderna, implementada pelo argumento de tempo de efemérides de JPL T eph , em uma série de efemérides de desenvolvimento numericamente integradas . Entre eles estão as efemérides DE405 , amplamente utilizadas atualmente. A escala de tempo representada por T eph está intimamente relacionada, mas distinta (por um deslocamento e taxa constante) da escala de tempo TCB atualmente adotada como um padrão pela IAU (veja abaixo: argumento de tempo de efemérides JPL Teph ).

A maioria das seções a seguir está relacionada à época das efemérides do padrão de 1952.

Às vezes, surge a impressão de que o tempo de efeméride estava em uso desde 1900: isso provavelmente surgiu porque ET, embora proposto e adotado no período de 1948-1952, foi definido em detalhes usando fórmulas que fizeram uso retrospectivo da data de época de 1900 de janeiro 0 e de Newcomb de Tabelas do Sol .

O tempo de efeméride do padrão de 1952 deixa um legado contínuo, por meio de seu segundo de efemérides, que se tornou praticamente duplicado no comprimento do segundo padrão de SI atual (veja abaixo: Redefinição do segundo ).

História (padrão de 1952)

O tempo das efemérides ( ET ), adotado como padrão em 1952, foi originalmente concebido como uma abordagem a uma escala de tempo uniforme, para se libertar dos efeitos da irregularidade na rotação da Terra, "para conveniência de astrônomos e outros cientistas", por exemplo, para uso em efemérides do Sol (conforme observado da Terra), da Lua e dos planetas. Foi proposto em 1948 por GM Clemence .

Desde a época de John Flamsteed (1646–1719), acreditava-se que a rotação diária da Terra era uniforme. Mas no final do século XIX e no início do século XX, com a crescente precisão das medições astronômicas, começou a suspeitar-se, e foi finalmente estabelecido, que a rotação da Terra ( ou seja, a duração do dia ) mostrava irregularidades em escalas de tempo curtas, e estava diminuindo em escalas de tempo mais longas. A evidência foi compilada por W de Sitter (1927) que escreveu "Se aceitarmos esta hipótese, então o 'tempo astronômico', dado pela rotação da Terra, e usado em todos os cálculos astronômicos práticos, difere do 'uniforme' ou 'Newtoniano 'tempo, que é definido como a variável independente das equações da mecânica celeste ". De Sitter ofereceu uma correção a ser aplicada ao tempo solar médio dado pela rotação da Terra para obter um tempo uniforme.

Outros astrônomos do período também fizeram sugestões para a obtenção de tempo uniforme, incluindo A Danjon (1929), que sugeriu com efeito que as posições observadas da Lua, do Sol e dos planetas, quando comparadas com suas efemérides gravitacionais bem estabelecidas, poderiam melhor e mais uniformemente definir e determinar o tempo.

Assim, o objetivo desenvolvido, para fornecer uma nova escala de tempo para fins astronômicos e científicos, para evitar as irregularidades imprevisíveis da escala de tempo solar média , e para substituir para esses fins o Tempo Universal (UT) e qualquer outra escala de tempo baseada na rotação de a Terra em torno de seu eixo, como o tempo sideral .

O astrônomo americano GM Clemence (1948) fez uma proposta detalhada desse tipo com base nos resultados do astrônomo inglês Royal H Spencer Jones (1939). Clemence (1948) deixou claro que sua proposta se destinava "apenas à conveniência dos astrônomos e outros cientistas" e que era "lógico continuar o uso do tempo solar médio para fins civis".

De Sitter e Clemence se referiram à proposta como tempo 'newtoniano' ou 'uniforme'. D Brouwer sugeriu o nome de 'tempo das efemérides'.

Em seguida, uma conferência astronômica realizada em Paris em 1950 recomendou "que em todos os casos em que o segundo solar médio é insatisfatório como uma unidade de tempo em razão de sua variabilidade, a unidade adotada deve ser o ano sideral em 1900,0, que o tempo contado nesta unidade ser designado tempo de efeméride ", e deu a fórmula de Clemence (ver Definição de tempo de efeméride (1952) ) para traduzir o tempo solar médio em tempo de efeméride.

A União Astronômica Internacional aprovou esta recomendação em sua assembléia geral de 1952. A introdução prática demorou algum tempo (consulte Uso do tempo das efemérides em almanaques e efemérides oficiais ); o tempo de efemérides (ET) permaneceu um padrão até ser substituído na década de 1970 por outras escalas de tempo (ver Revisão ).

Durante a vigência da época das efemérides como padrão, os detalhes foram um pouco revisados. A unidade foi redefinida em termos do ano tropical em 1900,0 em vez do ano sideral; e o segundo padrão foi definido primeiro como 1 / 31556925.975 do ano tropical em 1900.0 e, em seguida, como a fração ligeiramente modificada 1 / 31556925.9747, finalmente sendo redefinido em 1967/8 em termos do padrão do relógio atômico de césio (veja abaixo).

Embora o ET não esteja mais diretamente em uso, ele deixa um legado contínuo. Suas escalas de tempo sucessoras, como a TDT, bem como a escala de tempo atômica IAT (TAI) , foram projetadas com uma relação que "fornece continuidade com o tempo das efemérides". ET foi usado para a calibração de relógios atômicos na década de 1950. Igualdade próxima entre o segundo ET com o segundo SI posterior (conforme definido com referência ao relógio atômico de césio) foi verificada dentro de 1 parte em 10 10 .

Desta forma, as decisões tomadas pelos designers originais do tempo de efeméride influenciaram a duração do segundo SI padrão de hoje e, por sua vez, isso tem uma influência contínua no número de segundos bissextos que foram necessários para a inserção nas escalas de tempo de transmissão atuais, para mantenha-os aproximadamente em sintonia com o tempo solar médio .

Definição (1952)

O tempo das efemérides era definido em princípio pelo movimento orbital da Terra em torno do Sol (mas sua implementação prática geralmente era alcançada de outra forma, veja abaixo).

A sua definição detalhada dependia Simon Newcomb 's Tabelas do Sol (1895), interpretada de uma maneira nova para acomodar certos discrepâncias observadas:

Na introdução às Tabelas do Sol, a base das tabelas (p. 9) inclui uma fórmula para a longitude média do Sol, em um tempo indicado pelo intervalo T (em séculos Julianos de 36525 dias solares médios) contado a partir do meio-dia de Greenwich em 0 de janeiro de 1900:

Ls = 279 ° 41 '48 ".04 + 129.602.768" .13T +1 ".089T 2 ..... (1)

O trabalho de Spencer Jones de 1939 mostrou que as posições do Sol realmente observadas, quando comparadas com as obtidas a partir da fórmula de Newcomb, mostram a necessidade da seguinte correção na fórmula para representar as observações:

ΔLs = + 1 "0,00 + 2" .97T + 1 ".23T 2 + 0,0748B

(onde "os tempos de observação estão no tempo universal, não corrigidos para o tempo newtoniano", e 0,0748B representa uma flutuação irregular calculada a partir de observações lunares).

Assim, uma forma convencionalmente corrigida da fórmula de Newcomb, para incorporar as correções com base no tempo solar médio, seria a soma das duas expressões anteriores:

Ls = 279 ° 41' 49" 0,04 + 129602771" .10T 2" .32T 2 + 0.0748B..... (2)

A proposta de Clemence de 1948 não adotou uma correção deste tipo em termos de tempo solar médio: em vez disso, os mesmos números foram usados ​​como na fórmula original não corrigida de Newcomb (1), mas agora em um sentido inverso, para definir o tempo e a escala de tempo implicitamente , com base na posição real do Sol:

Ls = 279 ° 41 '48 ".04 + 129.602.768" .13E +1 ".089E 2 ..... (3)

onde a variável de tempo, aqui representada como E, agora representa o tempo em efemérides séculos de 36525 efemérides dias de 86400 efemérides segundos cada. A referência oficial de 1961 colocou desta forma: "A origem e a taxa de tempo das efemérides são definidas para fazer a longitude média do Sol concordar com a expressão de Newcomb"

A partir da comparação das fórmulas (2) e (3), ambas expressando o mesmo movimento solar real no mesmo tempo real, mas em escalas de tempo diferentes, Clemence chegou a uma expressão explícita, estimando a diferença em segundos de tempo entre o tempo das efemérides e tempo solar médio, no sentido (ET-UT):

. . . . . (4)

A fórmula de Clemence, agora substituída por estimativas mais modernas, foi incluída na decisão original da conferência sobre o tempo das efemérides. Tendo em vista o termo de flutuação, a determinação prática da diferença entre o tempo das efemérides e o UT dependia de observação. A inspeção das fórmulas acima mostra que a unidade (idealmente constante) do tempo das efemérides, como a efeméride segundo, foi durante todo o século XX muito ligeiramente mais curta do que a unidade correspondente (mas não precisamente constante) do tempo solar médio (que além suas flutuações irregulares tendem a aumentar gradualmente), de forma consistente também com os resultados modernos de Morrison e Stephenson (ver artigo ΔT ).

Implementações

Realizações secundárias por observações lunares

Embora o tempo das efemérides fosse definido em princípio pelo movimento orbital da Terra em torno do Sol, era geralmente medido na prática pelo movimento orbital da Lua ao redor da Terra. Essas medições podem ser consideradas como realizações secundárias (no sentido metrológico ) da definição primária de ET em termos do movimento solar, após uma calibração do movimento médio da Lua em relação ao movimento médio do Sol.

As razões para o uso de medições lunares foram baseadas na prática: a Lua se move contra o fundo das estrelas cerca de 13 vezes mais rápido que a taxa de movimento correspondente do Sol, e a precisão das determinações de tempo das medições lunares é correspondentemente maior.

Quando o tempo das efemérides foi adotado pela primeira vez, as escalas de tempo ainda eram baseadas na observação astronômica, como sempre foram. A precisão era limitada pela precisão da observação óptica, e as correções de relógios e sinais de tempo eram publicadas no atraso.

Realizações secundárias por relógios atômicos

Alguns anos depois, com a invenção do relógio atômico de césio , uma alternativa se ofereceu. Cada vez mais, após a calibração em 1958 do relógio atômico de césio por referência ao tempo das efemérides, os relógios atômicos de césio funcionando com base em segundos de efeméride começaram a ser usados ​​e mantidos em sintonia com o tempo das efemérides. Os relógios atômicos ofereceram uma realização secundária adicional de ET, em uma base quase em tempo real que logo provou ser mais útil do que o padrão primário de ET: não apenas mais conveniente, mas também mais precisamente uniforme do que o próprio padrão primário. Essas realizações secundárias foram usadas e descritas como 'ET', com a consciência de que as escalas de tempo baseadas nos relógios atômicos não eram idênticas às definidas pelo padrão de tempo das efemérides primárias, mas sim uma melhoria em relação a ele devido à sua maior aproximação à uniformidade. Os relógios atômicos deram origem à escala de tempo atômica , e ao que foi inicialmente chamado de Tempo Dinâmico Terrestre e agora é Tempo Terrestre , definido para fornecer continuidade com ET.

A disponibilidade de relógios atômicos, juntamente com a precisão crescente das observações astronômicas (o que significava que as correções relativísticas não seriam mais pequenas o suficiente para serem negligenciadas em um futuro previsível), levou à eventual substituição do padrão de tempo das efemérides por escalas de tempo mais refinadas, incluindo tempo terrestre e tempo dinâmico baricêntrico , para o qual ET pode ser visto como uma aproximação.

Revisão de escalas de tempo

Em 1976, a IAU resolveu que a base teórica para seu padrão atual (1952) do Tempo das Efemérides era não relativística e que, portanto, a partir de 1984, o Tempo das Efemérides seria substituído por duas escalas de tempo relativísticas destinadas a constituir escalas de tempo dinâmicas : Dinâmica Terrestre Tempo (TDT) e Tempo Dinâmico Baricêntrico (TDB) . Dificuldades foram reconhecidas, o que levou a estas serem, por sua vez, substituídas na década de 1990 pelas escalas de tempo Tempo Terrestre (TT) , Tempo Coordenado Geocêntrico GCT (TCG) e Tempo Coordenado Baricêntrico BCT (TCB) .

JPL efeméride tempo argumento T eph

Efemérides de alta precisão do sol, lua e planetas foram desenvolvidas e calculadas no Laboratório de Propulsão a Jato (JPL) por um longo período, e as últimas disponíveis foram adotadas para as efemérides no Almanaque Astronômico a partir de 1984. Embora não seja um padrão IAU, o argumento do tempo das efemérides T eph está em uso naquela instituição desde 1960. A escala de tempo representada por T eph foi caracterizada como uma coordenada relativística de tempo que difere do Tempo Terrestre apenas por pequenos termos periódicos com uma amplitude não superior a 2 milissegundos de tempo: é linearmente relacionada, mas distinta (por um deslocamento e taxa constante que é da ordem de 0,5 s / a) da escala de tempo TCB adotada em 1991 como padrão pelo IAU . Assim, para relógios no geóide ou próximo a ele , T eph (dentro de 2 milissegundos), mas não tão próximo de TCB, pode ser usado como aproximações para o Tempo Terrestre e, por meio das efemérides padrão, T eph é amplamente usado.

Parcialmente em reconhecimento ao uso generalizado de T eph por meio das efemérides do JPL, a resolução 3 da IAU de 2006 (re) definiu o Tempo Dinâmico Baricêntrico (TDB) como um padrão atual. Conforme redefinido em 2006, TDB é uma transformação linear de TCB . A mesma resolução IAU também afirmou (na nota 4) que o "argumento de tempo independente da efeméride JPL DE405 , que é denominado T eph " (aqui cita a fonte IAU), "é para fins práticos o mesmo que TDB definido nesta Resolução " Assim, o novo TDB, como T eph , é essencialmente uma continuação mais refinada das efemérides mais antigas do tempo ET e (além das flutuações periódicas <2 ms ) tem a mesma taxa média estabelecida para ET na década de 1950.

Use em almanaques e efemérides oficiais

O tempo das efemérides baseado no padrão adotado em 1952 foi introduzido nas Ephemeris Astronômicas (UK) e nas Ephemeris and Nautical Almanac americanas , substituindo UT nas principais efemérides nas edições de 1960 e posteriores. (Mas as efemérides no Nautical Almanac, então uma publicação separada para o uso de navegadores, continuaram a ser expressas em termos de UT.) As efemérides continuaram nesta base até 1983 (com algumas mudanças devido à adoção de valores aprimorados de astronômicos constantes), após o que, a partir de 1984, adotaram as efemérides do JPL .

Antes da mudança de 1960, o 'Improved Lunar Ephemeris' já havia sido disponibilizado em termos de tempo de efeméride para os anos 1952-1959 (calculado por WJ Eckert a partir da teoria de Brown com modificações recomendadas por Clemence (1948)).

Redefinição do segundo

Definições sucessivas da unidade de tempo das efemérides são mencionadas acima ( História ). O valor adotado para o segundo padrão 1956/1960:

a fração 1/31 556 925,9747 do ano tropical para 1900 janeiro 0 às 12 horas de tempo de efemérides.

foi obtido a partir do coeficiente de tempo linear na expressão de Newcomb para a longitude média solar (acima), tomado e aplicado com o mesmo significado para o tempo como na fórmula (3) acima. A relação com o coeficiente de Newcomb pode ser vista em:

1/31 556 925,9747 = 129 602 768,13 / (360 × 60 × 60 × 36 525 × 86 400).

Os relógios atômicos de césio tornaram-se operacionais em 1955 e rapidamente confirmaram as evidências de que a rotação da Terra flutuava irregularmente. Isso confirmou a inadequação do segundo solar médio do Tempo Universal como uma medida de intervalo de tempo para os propósitos mais precisos. Após três anos de comparações com observações lunares, Markowitz et al. (1958) determinou que a efeméride segundo correspondeu a 9 192 631 770 ± 20 ciclos da ressonância de césio escolhida.

Em seguida, em 1967/68, a Conferência Geral de Pesos e Medidas (CGPM) substituiu a definição do segundo SI pelo seguinte:

A segunda é a duração de 9 192 631 770 períodos de radiação correspondentes à transição entre os dois níveis hiperfinos do estado fundamental do átomo de césio 133.

Embora esta seja uma definição independente que não se refere à base mais antiga do tempo das efemérides, ela usa a mesma quantidade que o valor do segundo das efemérides medido pelo relógio de césio em 1958. Este segundo SI referido ao tempo atômico foi posteriormente verificado por Markowitz (1988) para estar de acordo, dentro de 1 parte em 10 10 , com a segunda do tempo de efeméride, conforme determinado a partir de observações lunares.

Para fins práticos, o comprimento do segundo da efeméride pode ser considerado igual ao comprimento do segundo do Tempo Dinâmico Baricêntrico (TDB) ou Tempo Terrestre (TT) ou seu antecessor TDT.

A diferença entre ET e UT é chamada de ΔT ; muda irregularmente, mas a tendência de longo prazo é parabólica , diminuindo desde os tempos antigos até o século XIX, e aumentando desde então a uma taxa correspondente a um aumento na duração do dia solar de 1,7 ms por século (ver segundos bissextos ).

O Tempo Atômico Internacional (TAI) foi definido igual a UT2 em 1 de janeiro de 1958 0:00:00. Naquela época, o ΔT já era de cerca de 32,18 segundos. A diferença entre o tempo terrestre (TT) (o sucessor do tempo das efemérides) e o tempo atômico foi posteriormente definida da seguinte forma:

1977 janeiro 1,000 3725 TT = 1977 janeiro 1,000 0000 TAI, ie
TT - TAI = 32,184 segundos

Essa diferença pode ser considerada constante - as taxas de TT e TAI são projetadas para serem idênticas.

Notas e referências

  1. ^ 'ESAE 1961': 'Suplemento explicativo (1961) , esp. p. 9
  2. ^ 'ESAA (1992)': PK Seidelmann (ed). , especialmente nas páginas 41-42 e na p. 79 .
  3. ^ B Guinot e PK Seidelmann (1988) , na p. 304-5.
  4. ^ a b c E M Standish (1998) .
  5. ^ a b S Newcomb (1895) .
  6. ^ Para os componentes da definição, incluindo seu aspecto retrospectivo, consulte GM Clemence (1948) , esp. p. 172 e 'ESAE 1961': 'Suplemento Explicativo (1961) , esp. páginas 69 e 87.
  7. ^ a b G M Clemence (1948) .
  8. ^ W de Sitter (1927) .
  9. ^ GM Clemence (1971) .
  10. ^ a b H Spencer Jones (1939) .
  11. ^ Clemence (1948) , p. 171
  12. ^ a b c d e ESAA (1992) , consulte a página 79 .
  13. ^ Nareuniãoda IAU em Roma 1952: veja ESAE (1961) em sect.1C, p. 9; também Clemence (1971) .
  14. ^ ESAA 1992, p. 79: citando decisão do Comitê Internacional de Pesos e Medidas (CIPM), setembro de 1954.
  15. ^ ESAA (1992) , veja a página 80 , citando a recomendação CIPM de outubro de 1956, adotada em 1960 pela Conferência Geral de Pesos e Medidas (CGPM).
  16. ^ a b c ESAA (1992) , na página 42 .
  17. ^ a b c W Markowitz, RG Salão, L Essen, JVL Parry (1958)
  18. ^ a b Wm Markowitz (1988) .
  19. ^ A unidade dedia solar médio fica implícita na pág. 9, mas explicitado na p. 20 de Newcomb (1895) .
  20. ^ a b Clemence (1948) , p. 172, seguindo Spencer Jones (1939) .
  21. ^ ESAE (1961) na p. 70
  22. ^ a b L V Morrison & FR Stephenson (2004) ; também FR Stephenson, LV Morrison (1984) e FR Stephenson, LV Morrison (1995) .
  23. ^ Clemence (1948) , pp. 171-3.
  24. ^ W Markowitz e outros (1955) ; W Markowitz (1959) ; também W Markowitz, RG Hall, L Essen, JVL Parry (1958) .
  25. ^ a b B Guinot & PK Seidelmann (1988) , na p. 305.
  26. ^ WG Melbourne e outros, 1968 , seção II.E.4-5, páginas 15-16, incluindo a nota de rodapé 7, observou que o rastreamento de espaçonaves do Jet Propulsion Laboratory e programas de redução de dados da época (incluindo o Programa de Determinação de Órbita de Precisão Única) usado, como ET, o tempo atual do relógio atômico dos EUA A.1 deslocado em 32,25 segundos. A discussão também observou que o uso era "impreciso" (a quantidade indicada não era idêntica a nenhuma das outras realizações de ET, como ET0, ET1), e que enquanto A.1 deu "certamente uma aproximação mais próxima do tempo uniforme do que ET1 "não havia motivos para considerar os relógios atômicos ou quaisquer outras medidas de ET como (perfeitamente) uniformes. A Seção II.F, páginas 18-19, indica que uma medida de tempo aprimorada de (A.1 + 32,15 segundos), aplicada no Programa de Determinação de Órbita de Dupla Precisão JPL, também foi designada ET.
  27. ^ GMR Winkler e TC van Flandern (1977) .
  28. ^ Resoluções IAU (1976) ; ver também ESAA (1992) na p. 41 .
  29. ^ Resolução 3 de IAU 2006
  30. ^ ESAA 1992 , na p. 612 .
  31. ^ "Improved Lunar Ephemeris", US Government Printing Office, 1954.
  32. ^ McCarthy & Seidelmann (2009) cap. 4, "Rotação variável da Terra"

Bibliografia