Эфемери́дное вре́мя, ЭВ — равномерная шкала времени, основанная на определении секунды, введённом в 1952 году на 8-м съезде Международного астрономического союза, которое не зависит от изменяющейся скорости вращения Земли. В 1956 году Генеральной конференцией по мерам и весам (CGPM) это определение было рекомендовано к использованию, а в 1960 году эфемеридная секунда была принята за основную единицу времени в Международной системе единиц СИТочное определение, включая исторический аспект, приведено в 'ESAE 1961': 'Explanatory Supplement (1961), особенно с. 69 и 87.. В 1967 году в СИ было введено другое определение секунды, основанное на атомных часахФ.Риле. Стандарты частоты. Принципы и приложения. М.: Физматлит, 1989, с. 384.. В 1984 году шкала эфемеридного времени ET в астрономии была заменена на шкалу TDT динамического земного времени, которую в 2001 году сменила шкала TT земного времени.
Механизм — обращение Земли в течение года вокруг Солнца. Масштаб — продолжительность одной эфемеридной секунды, равной 1/31556925.9747 тропического года. Так как тропический год не является постоянным, то за эталон принята продолжительность тропического года в фундаментальную эпоху 1900.0 янв.0, 12h ЕТ., в таблицах НьюкомаS. Newcomb, «Tables of the Motion of the Earth on its Axis and Around the Sun», in «Tables of the Four Inner Planets», vol. 6, part 1, of Astronomical Papers prepared for the use of the American Ephemeris and Nautical Almanac (1895), at pages 1-169.. Нульпункт — фундаментальная эпоха 0 января 1900то есть, 31 декабря 1899, 12h ЕТ на начальном меридиане. Способ отсчёта — через посредство системы всемирного времени UT, прибавлением поправки на переход к эфемеридному времени:
ET = UT + ΔT,
где ΔT (дельта T) — поправка на вековое замедление вращения Земли, которую в наше время определяют измерением положения Земли относительно внегалактических радиоисточников.
В первом приближении, систему ЕТ можно представлять как систему, основанную на суточном вращении Земли, но исправленную из-за неравномерности этого вращения.
Так как эфемеридная секунда привязана к продолжительности вполне определённого года, эталон ЕТ не может быть воспроизведен — это идеальное построение.
Связь со всемирным временем Эфемеридное время принято обозначать через . И оно определяется с помощью всемирного времени следующим образом:
где — годичное изменение, табулированное в астрономических ежедневниках.
История эфемеридного времени Эфемеридное время (ET), введённое как стандарт в 1952 году, исходно разрабатывалось как приближение к однородной временной шкале, освобождённой от эффектов нерегулярности вращения Земли, «для удобства астрономов и других учёных», например, для использования в эфемеридах Солнца, Луны и планет. Оно было предложено в 1948 году Дж. М. КлеменсомG. M. Clemence (1948)..
Со времён Джона Флемстида (1646—1719) считалось, что дневное вращение Земли равномерно. Но в конце XIX — начале XX века с увеличением точности астрономических наблюдений было обнаружено, что период вращения Земли вокруг своей оси (то есть длина звёздных суток) испытывает колебания на коротких временных интервалах, а в целом медленно увеличивается (из-за приливного торможения). Доказательства этого факта были суммированы де Ситтером в 1927 году: Если мы примем эту гипотезу, то «астрономическое время», задаваемое вращением Земли и используемое во всех практических астрономических вычислениях, отличается от «равномерного» или «ньютонового» времени, которое определено как независимая переменная уравнений небесной механики. Де Ситтер предложил для получения равномерного времени применять поправку к среднему солнечному времени, даваемому вращением Земли.
Используя результаты Г. С. Джонса (1939)H Spencer Jones (1939). Дж. М. Клеменс в 1948 году предложил детальную схему построения равномерной шкалы. В этой работе Клеменс пояснил, что такая шкала предназначена «только для удобства астрономов и других учёных» и что «для гражданских нужд логично продолжать использовать среднее солнечное время»Clemence (1948), at p.171..
Де Ситтер и Клеменс называли предложенное время «ньютоновым» или «равномерным». Д. Брауэр предложил название «эфемеридное время»ESAA (1992), see page 79 ..
Следуя этим предложениям, астрономическая конференция в Париже (1950 год) рекомендовала, «что во всех случаях, когда средняя солнечная секунда неудовлетворительна как единица времени из-за её вариабельности, применяемой единицей [времени] должен быть сидерический год 1900.0, [и] что время, отсчитываемое в этих единицах, будет обозначаться как „эфемеридное время“»«…that in all cases where the mean solar second is unsatisfactory as a unit of time by reason of its variability, the unit adopted should be the sidereal year at 1900.0, that the time reckoned in this unit be designated ephemeris time», и утвердила формулу Клеменса (см. Определение эфемеридного времени (1952)) для перехода от среднего солнечного времени к эфемеридному.
Международный астрономический союз подтвердил эту рекомендацию на VIII Генеральной ассамблее в 1952 годуНа Генеральной ассамблее IAU в Риме в 1952 году, см. ESAE (1961), раздел 1C, p.9; а также Clemence (1971).. Практическое введение шкалы заняло некоторое время (см. Использование эфемеридного времени в официальных альманахах и эфемеридах), а затем эфемеридное время ET оставалось стандартом, пока в 1970-х не было заменено более точными временными шкалами (см. Пересмотр).
Во время использования ET как стандарта эфемеридное время подвергалось незначительным изменениям. Единица времени была переопределена через тропический год 1900.0 вместо сидерического, а стандартная секунда сначала определялась как 1/31556925,975 тропического года 1900.0ESAA 1992, p.79: со ссылкой на решение Международного комитета мер и весов (CIPM), Сентябрь 1954., а затем как 1/31556925,9747ESAA (1992), см. page 80, со ссылкой на рекомендацию CIPM от октября 1956 года, одобренную в 1960 году Генеральной конференцией по мерам и весам (GCPM)., пока в 1967/8 она не была переопределена через цезиевый стандарт частоты (см. ниже).
Хотя ET сейчас напрямую не применяется, эта шкала оставила заметный след в науке. Её преемники, такие как TDT и атомная шкала времени TAI, были разработаны так, чтобы обеспечить непрерывность с эфемеридным временем («provides continuity with ephemeris time»)ESAA (1992), at page 42.. ET использовалось для калибровки атомных часов в 1950-х гг. Соответствие эфемеридной секунды с секундой СИ, определённой посредством цезиевых атомных часов, было проверено с точностью выше 1 к 1010Wm Markowitz (1988)..
Таким образом, решения разработчиков шкалы эфемеридного времени определили длину нынешней секунды, что, в свою очередь, влияет на количество секунд координации, которые вставляются в современные гражданские временные шкалы для поддержания их близости к среднему солнечному времени.
Определение эфемеридного времени (1952) Эфемеридное время было в принципе определено через орбитальное движение Земли вокруг Солнца, но его практическая реализация обычно получалась иным образом.
Детальное определение ET основывалось на «Таблицах движения Земли на ее оси и вокруг Солнца» С. Ньюкома (1895), интерпретированных новым способом для учёта некоторых найденных отклонений от них:
Во введении к «Таблицам» (p. 9) базисные формулы включали величину средней долготы Солнца во время, определяемое интервалом T, измеряемым в юлианских столетиях из 36525 средних солнечных сутокДлительность средних солнечных суток не определена на с. 9, но выражена на с. 20 «Таблиц» (1895)., отсчитанных от среднего гринвичского полудня (Greenwich Mean Noon) 0-го января 1900 года:
. . . . . (1)
В 1939 году Спенсер Джонс показал, что действительные наблюдаемые положения Солнца при сравнении с получаемыми из формулы Ньюкома показывают систематические расхождения, выражаемые формулой:
где «время наблюдения есть всемирное время UT, не скорректированное к ньютонову времени», а представляет собой нерегулярную флуктуацию, определяемую из наблюдений ЛуныClemence (1948), p.172, following Spencer Jones (1939)..
Таким образом условно правильная формула должна была быть суммой этих выражений:
. . . . . (2)
Предложение Клеменса (1948) состояло не в применении коррекции подобного типа, исходя из среднего солнечного времени, а наоборот — в определении новой временной шкалы E, исходя из оригинальной формулы Ньюкома (1) и реального положения Солнца:
. . . . . (3)
где сейчас временная переменная E представляет собой время, отсчитанное в эфемеридных столетиях (из 36525 эфемеридных дней из 86400 эфемеридных секунд) от среднего гринвичского полудня (Greenwich Mean Noon) 0-го января 1900 года. Официальное определение 1961 года гласит: «Начало отсчёта и скорость течения эфемеридного времени определены так, чтобы средняя долгота Солнца совпадала с выражением Ньюкома»«The origin and rate of ephemeris time are defined to make the Sun’s mean longitude agree with Newcomb’s expression». ESAE (1961), p. 70..
Из сравнения формул (2) и (3), выражающих одно и то же движение Солнца, но отсчитанное в разных временных шкалах, Клеменс получил неявное выражение, оценивающее разницу в секундах между эфемеридным временем и средним солнечным временем :
. . . . . (4)
Формула Клеменса, сейчас заменённая более точными оценками, была включена в исходное решение конференции по эфемеридному времени. Из-за флуктуационного члена практическое определение разницы между ET и UT зависело от наблюдений. Сравнение формул выше показывает, что (идеально постоянная) единица эфемеридного времени, например, эфемеридная секунда, весь XX век была чуть-чуть короче соответствующей (но не идеально постоянной) единицы среднего солнечного времени (которая помимо нерегулярных флуктуаций испытывает постепенное стабильное увеличение), в соответствии также с более новыми результатами Моррисона и СтефенсонаL V Morrison & F R Stephenson (2004); also F R Stephenson, L V Morrison (1984), and F R Stephenson, L V Morrison (1995). (см. ΔT).
Реализации
Вторичная реализация на основе наблюдений Луны Хотя эфемеридное время в принципе определено через орбитальное движение Земли вокруг СолнцаClemence (1948), at pp.171-3., на практике оно обычно измерялось по орбитальному движению Луны вокруг ЗемлиW Markowitz & others (1955); W Markowitz (1959); also W Markowitz, R G Hall, L Essen, J V L Parry (1958).. Эти измерения после калибровки среднего движения Луны по отношению к среднему движению Солнца можно рассматривать как вторичный стандарт (в метрологическом смысле) шкалы ETB Guinot & P K Seidelmann (1988), at p.305..
Причиной использования движения Луны было практическое удобство: так как скорость движения Луны на фоне звёзд примерно в 13 раз выше скорости движения Солнца, при той же точности измерения положения Луны эфемеридное время определялось во столько же раз точнее.
Когда эфемеридное время только вводилось, временные шкалы всё ещё базировались на астрономических наблюдениях. Точность шкал была ограничена точностью оптических наблюдений, а поправки ко времени определялись постфактум.
Вторичная реализация на основе атомных часов