Em metrologia, o tempo de efemérides, abreviado ET, é o tempo empregado em uma efeméride, que apresenta a trajetória de um astro. Na prática, o termo tem dois usos mais específicos.
Uma antiga escala de tempo astronômica, adotada em 1952 pela União Astronômica Internacional, ou UAI,ESAE, 1961, especialmente p. 9. e substituída na década de 1970.ESAA, 1992, especialmente pp. 41–42 e p. 79. Proposta em 1948, buscava superar os problemas das flutuações irregulares do tempo solar médio. O objetivo era definir um tempo uniforme, dentro das possibilidades técnicas da época, com base na teoria newtoniana, como explicado na seção Definição de 1952. O tempo de efemérides foi uma primeira aplicação do conceito de escala de tempo dinâmico, em que o tempo e sua escala são definidos implicitamente a partir da posição observada de um astro e da teoria dinâmica de seu movimento.B. Guinot e P. K. Seidelmann, 1988, pp. 304–305. Uma escala de tempo de coordenada relativística, implementada pelo argumento de tempo de efemérides Teph do Laboratório de Propulsão a Jato, ou JPL, nas efemérides de desenvolvimento calculadas por integração numérica. Entre elas está a efeméride DE405, de uso difundido. A escala expressa por Teph tem uma relação estreita com o tempo de coordenada baricêntrico, ou TCB, adotado como padrão pela UAI, mas difere dele por um deslocamento de origem e uma diferença constante de ritmo. Essa relação é detalhada na seção sobre o argumento Teph do JPL.E. M. Standish, 1998.
A maior parte das seções a seguir se refere ao tempo de efemérides do padrão de 1952.
Por vezes, supõe-se que o tempo de efemérides esteja em uso desde 1900. Essa impressão provavelmente surgiu porque, embora proposto e adotado entre 1948 e 1952, o ET foi definido por fórmulas que usavam retrospectivamente a época de 0 de janeiro de 1900 e as Tables of the Sun, de Simon Newcomb.S. Newcomb, 1895.Para os elementos da definição, inclusive seu caráter retrospectivo, ver G. M. Clemence, 1948, especialmente p. 172, e ESAE, 1961, especialmente pp. 69 e 87.
O segundo de efemérides, unidade do padrão de 1952, deu origem à duração do segundo do Sistema Internacional de Unidades, ou SI, que o reproduz com grande aproximação, como explicado na seção Redefinição do segundo.
Histórico do padrão de 1952 O tempo de efemérides foi concebido como uma aproximação de uma escala de tempo uniforme, livre dos efeitos das irregularidades da rotação da Terra, "para a conveniência dos astrônomos e de outros cientistas". Entre seus usos previstos estavam as efemérides do Sol, visto da Terra, da Lua e dos planetas. O astrônomo norte-americano G. M. Clemence o propôs em 1948, e sua adoção como padrão ocorreu em 1952.G. M. Clemence, 1948.
Desde a época de John Flamsteed, que viveu de 1646 a 1719, acreditava-se que a rotação diária da Terra fosse uniforme. No fim do século XIX e no início do XX, a crescente precisão das medições astronômicas levantou suspeitas de que a rotação terrestre, e com ela a duração do dia, apresentava irregularidades em intervalos curtos e desacelerava em intervalos mais longos. Essas suspeitas foram confirmadas. O astrônomo neerlandês Willem de Sitter reuniu os dadosW. de Sitter, 1927. e escreveu: "Se aceitarmos essa hipótese, o 'tempo astronômico', dado pela rotação da Terra e usado em todos os cálculos astronômicos práticos, difere do tempo 'uniforme' ou 'newtoniano', definido como a variável independente das equações da mecânica celeste". De Sitter propôs uma correção que permitia obter o tempo uniforme a partir do tempo solar médio dado pela rotação terrestre.
Outros astrônomos também propuseram formas de obter um tempo uniforme. Em 1929, André-Louis Danjon propôs que as posições observadas da Lua, do Sol e dos planetas, comparadas com suas efemérides gravitacionais já bem estabelecidas, poderiam definir e determinar o tempo com maior precisão e uniformidade.G. M. Clemence, 1971.
Buscava-se uma nova escala de tempo para a astronomia e outros usos científicos que evitasse as irregularidades imprevisíveis do tempo solar médio. Para esses fins, ela substituiria o tempo universal, ou UT, e qualquer outra escala baseada na rotação da Terra em torno de seu eixo, como o tempo sideral.
Em 1948, Clemence apresentou uma proposta detalhada desse tipo, baseada nos resultados publicados em 1939 pelo astrônomo real britânico H. Spencer Jones.H. Spencer Jones, 1939. Clemence esclareceu que sua proposta se destinava "apenas à conveniência dos astrônomos e de outros cientistas" e que era "lógico continuar a usar o tempo solar médio para fins civis".Clemence, 1948, p. 171.
De Sitter e Clemence chamavam o tempo proposto de "newtoniano" ou "uniforme". D. Brouwer propôs o nome "tempo de efemérides".ESAA, 1992, p. 79.
Uma conferência astronômica realizada em Paris em 1950 recomendou "que, em todos os casos em que o segundo solar médio seja insatisfatório como unidade de tempo devido à sua variabilidade, a unidade adotada seja o ano sideral em 1900,0, e que o tempo contado nessa unidade seja denominado tempo de efemérides". A recomendação apresentava a fórmula de Clemence para passar do tempo solar médio ao tempo de efemérides, apresentada na seção Definição de 1952.
A União Astronômica Internacional aprovou a recomendação em sua assembleia geral de 1952.Reunião da UAI em Roma, em 1952. Ver ESAE, 1961, seção 1C, p. 9, e Clemence, 1971. Sua aplicação prática levou algum tempo, como explicado na seção Uso em almanaques e efemérides oficiais. O ET permaneceu como padrão até ser substituído por outras escalas na década de 1970, assunto da seção Revisão das escalas de tempo.
Enquanto o tempo de efemérides vigorou como padrão, alguns detalhes foram revistos. A unidade passou a ser definida pelo ano trópico em 1900,0, em lugar do ano sideral. O segundo padrão foi definido primeiro como 1/31.556.925,975 do ano trópico em 1900,0.ESAA, 1992, p. 79, sobre a decisão do Comitê Internacional de Pesos e Medidas, ou CIPM, de setembro de 1954. A fração foi então ligeiramente ajustada para 1/31.556.925,9747.ESAA, 1992, p. 80, sobre a recomendação do CIPM de outubro de 1956, adotada em 1960 pela Conferência Geral de Pesos e Medidas, ou CGPM. Em 1967–1968, o segundo foi redefinido com base no padrão do relógio atômico de césio, como explicado adiante.
Embora o ET tenha deixado de ser usado diretamente, as escalas que o sucederam, como o tempo dinâmico terrestre, ou TDT, e o tempo atômico internacional, ou TAI, foram definidas de modo a manter a continuidade com ele.ESAA, 1992, p. 42. O ET foi usado na calibração de relógios atômicos na década de 1950. A equivalência entre o segundo de ET e o segundo do SI definido a partir do relógio atômico de césio foi verificada com uma precisão de uma parte em 1010.W. Markowitz, 1988.
As decisões dos criadores do tempo de efemérides determinaram, assim, a duração do segundo padrão do SI. Essa duração também afeta a quantidade de segundos intercalares que precisam ser inseridos nas escalas usadas na transmissão de sinais horários para mantê-las aproximadamente alinhadas ao tempo solar médio.
Definição de 1952 O tempo de efemérides foi definido, em princípio, pelo movimento orbital da Terra em torno do Sol, embora sua realização prática geralmente seguisse outro método, explicado adiante. A definição detalhada se baseava nas Tables of the Sun, de Simon Newcomb, publicadas em 1895. As tabelas foram aplicadas de uma nova maneira para acomodar certas discrepâncias observadas.
Na introdução das Tables of the Sun, à página 9, os fundamentos das tabelas apresentam uma fórmula para a longitude média do Sol em um instante dado pelo intervalo T. Esse intervalo é contado a partir do meio-dia médio de Greenwich de 0 de janeiro de 1900, em séculos julianos de 36.525 dias solares médios.A unidade de dia solar médio fica implícita na página 9, mas é explicitada na página 20 de Newcomb, 1895.
O trabalho de Spencer Jones de 1939 estabeleceu que as diferenças entre as posições observadas do Sol e as previstas pela fórmula de Newcomb exigiam a seguinte correção:
Nessa expressão, "os instantes de observação estão em tempo universal, sem correção para o tempo newtoniano", e o termo 0,0748B corresponde a uma flutuação irregular calculada a partir de observações lunares.Clemence, 1948, p. 172, com base em Spencer Jones, 1939.
Uma correção convencional da fórmula de Newcomb, ainda baseada no tempo solar médio, seria a soma das duas expressões anteriores:
A proposta de Clemence de 1948 manteve os números da fórmula original de Newcomb, a expressão 1, sem essa correção. Esses valores passaram a definir implicitamente um novo tempo e uma nova escala, a partir da posição real do Sol:
Nessa aplicação, a variável temporal E expressa o tempo em séculos de efemérides de 36.525 dias de efemérides, cada um com 86.400 segundos de efemérides. A origem e o ritmo do tempo de efemérides são definidos de modo que a longitude média do Sol coincida com a expressão de Newcomb.ESAE, 1961, p. 70.
As expressões 2 e 3 dão o mesmo movimento solar real no mesmo intervalo de tempo, mas usam escalas de tempo distintas. Ao compará-las, Clemence obteve uma expressão explícita para estimar, em segundos, a diferença entre o tempo de efemérides e o tempo solar médio, no sentido ET − UT:
Os 24,349 segundos de tempo correspondem ao 1,00 segundo de arco em ΔLs. A fórmula de Clemence, depois substituída por estimativas mais recentes, integrou a decisão original da conferência sobre o tempo de efemérides. Por causa do termo de flutuação, a determinação prática da diferença entre ET e UT dependia de observações.
Nas fórmulas acima, as unidades de tempo de efemérides, idealmente constantes, são ligeiramente mais curtas ao longo de todo o século XX que as unidades correspondentes de tempo solar médio. Estas não são exatamente constantes e, além das flutuações irregulares, tendem a se alongar gradualmente. Esse resultado é compatível com os obtidos por Morrison e Stephenson.L. V. Morrison e F. R. Stephenson, 2004. Ver também F. R. Stephenson e L. V. Morrison, 1984 e F. R. Stephenson e L. V. Morrison, 1995. A diferença é abordada no artigo ΔT.
Implementações
Realizações secundárias por observações lunares Embora o tempo de efemérides fosse definido, em princípio, pelo movimento orbital da Terra em torno do Sol,Clemence, 1948, pp. 171–173. na prática ele costumava ser medido pelo movimento orbital da Lua em torno da Terra.W. Markowitz e outros, 1955, W. Markowitz, 1959, e W. Markowitz, R. G. Hall, L. Essen e J. V. L. Parry, 1958. No sentido metrológico, essas medições eram realizações secundárias da definição primária de ET baseada no movimento solar. Para obtê-las, era preciso calibrar o movimento médio da Lua em relação ao movimento médio do Sol.B. Guinot e P. K. Seidelmann, 1988, p. 305.
A escolha das medições lunares tinha uma razão prática. A Lua se desloca em relação às estrelas cerca de 13 vezes mais depressa que o Sol, o que permite determinar o tempo com uma precisão proporcionalmente maior.
Quando o tempo de efemérides foi adotado, as escalas de tempo ainda se baseavam na observação astronômica, como sempre ocorrera. Sua precisão era limitada pela observação óptica, e as correções dos relógios e dos sinais horários eram publicadas depois das observações.
Realizações secundárias por relógios atômicos A invenção do relógio atômico de césio, poucos anos depois, trouxe outra possibilidade. Após sua calibração em relação ao tempo de efemérides, em 1958, cresceu o uso de relógios atômicos de césio que contavam segundos de efemérides e eram mantidos em sincronia com o ET. Esses relógios permitiam outra realização secundária do ET, quase em tempo real. Ela logo se mostrou mais útil que o padrão primário, pela facilidade de uso e pela maior uniformidade.