ΔT (cronometragem)

?T vs. tempo de 1657 a 2022

Na cronometragem precisa, ΔT (Delta T, delta-T , deltaT ou DT) é uma medida do cumulativo efeito da partida do período de rotação da Terra do dia de duração fixa do Tempo Atômico Internacional (86.400 segundos). Formalmente, ΔT é a diferença de tempo ΔT = TT − UT entre o Tempo Universal (UT, definido pela Terra&# 39;s rotação) e Tempo Terrestre (TT, independente da rotação da Terra). O valor de ΔT para o início de 1902 era aproximadamente zero; em 2002, foi de cerca de 64 segundos. Portanto, as rotações da Terra naquele século levaram cerca de 64 segundos a mais do que o necessário para dias de tempo atômico. Além desse desvio de longo prazo na duração do dia, existem flutuações de curto prazo na duração do dia (Δτ) que são tratados separadamente.

Desde 2017, a duração do dia passou a ser muito próxima do valor convencional e ΔT permaneceu dentro de um segundo de 69 segundos.

Cálculo

A velocidade de rotação da Terra é ν = 1/2π dθ/dt, e um dia corresponde a um período P = 1/ν. Uma aceleração rotacional dν/dt fornece uma taxa de variação do período de dP/ dt = −1/ν²  dν/dt, que geralmente é expresso como α = ν dP/dt = −1/ν  dν/dt. Isso tem unidades de 1/tempo e é comumente citado como milissegundos por dia por século (escrito como ms/dia/cy, entendido como (ms/dia)/cy). A integração de α fornece uma expressão para ΔT em função do tempo.

Hora universal

O Tempo Universal é uma escala de tempo baseada na rotação da Terra, que é um pouco irregular em períodos curtos (dias até um século), portanto, qualquer tempo baseado nele não pode ter uma precisão melhor que 1 em 10⁸. No entanto, um efeito maior e mais consistente foi observado ao longo de muitos séculos: a taxa de rotação da Terra está inexoravelmente diminuindo. Essa mudança observada na taxa de rotação é atribuível a duas forças primárias, uma diminuindo e outra aumentando a taxa de rotação da Terra. A longo prazo, a força dominante é a fricção de maré, que está diminuindo a taxa de rotação, contribuindo com cerca de α = +2,3 ms/day/cy ou dP/dt = +2,3 ms/cy, que é igual ao muito pequeno variação fracionária +7,3 ×10⁻¹³ dia/dia. Acredita-se que a força mais importante atuando na direção oposta, para acelerar o ritmo, seja resultado do derretimento das camadas de gelo continental no final do último período glacial. Isso removeu seu peso tremendo, permitindo que a terra sob eles começasse a se recuperar nas regiões polares, um efeito que ainda ocorre hoje e continuará até que o equilíbrio isostático seja alcançado. Essa "recuperação pós-glacial" aproxima a massa do eixo de rotação da Terra, o que faz a Terra girar mais rápido, de acordo com a lei da conservação do momento angular, semelhante a um patinador no gelo puxando os braços para girar mais rápido. Os modelos estimam que esse efeito contribui com cerca de -0,6 ms/dia/ci. Combinando esses dois efeitos, a aceleração líquida (na verdade, uma desaceleração) da rotação da Terra, ou a mudança na duração do dia solar médio (LOD), é de +1,7 ms/dia/ci ou +62 s/ci² ou +46,5 ns/dia². Isso corresponde à taxa média derivada de registros astronômicos nos últimos 27 séculos.

Tempo terrestre

O Tempo Terrestre é uma escala teórica de tempo uniforme, definida para dar continuidade ao antigo Tempo das Efemérides (ET). ET foi uma variável de tempo independente, proposta (e sua adoção foi acordada) no período de 1948-52 com a intenção de formar uma escala de tempo gravitacionalmente uniforme tanto quanto possível na época, e dependendo para sua definição de Simon Newcomb's Tabelas do Sol (1895), interpretadas de uma nova maneira para acomodar certas discrepâncias observadas. As tabelas de Newcomb formaram a base de todas as efemérides astronômicas do Sol de 1900 a 1983: elas foram originalmente expressas (e publicadas) em termos do horário de Greenwich e do dia solar médio, mas posteriormente, em relação ao período de 1960 –1983, foram tratados como expressos em termos de ET, de acordo com a proposta de ET adotada de 1948–52. ET, por sua vez, pode agora ser visto (à luz dos resultados modernos) como próximo da média do tempo solar entre 1750 e 1890 (centrado em 1820), porque esse foi o período durante o qual as observações em que os estudos de Newcomb tabelas foram baseadas foram realizadas. Embora o TT seja estritamente uniforme (sendo baseado no segundo SI, cada segundo é o mesmo que qualquer outro segundo), na prática é realizado pelo Tempo Atômico Internacional (TAI) com uma precisão de cerca de 1 parte em 10¹⁴.

Taxa de rotação da Terra

A taxa de rotação da Terra deve ser integrada para obter o tempo, que é a posição angular da Terra (especificamente, a orientação do meridiano de Greenwich em relação ao sol médio fictício). Integrando +1,7 ms/d/cy e centralizando a parábola resultante no ano de 1820 resulta (para uma primeira aproximação) 32 × (ano − 1820/100)²
- 20 segundos para ΔT. Medições históricas suavizadas de ΔT usando eclipses solares totais são de cerca de +17190 s no ano −500 (501 BC), +10580 s em 0 (1 BC), +5710 s em 500, +1570 s em 1000 e +200 s em 1500. Após a invenção do telescópio, as medições foram feitas observando ocultações de estrelas pela Lua, o que permitiu a derivação de valores mais espaçados e mais precisos para ΔT. ΔT continuou a diminuir até atingir um platô de +11 ± 6 s entre 1680 e 1866. Por cerca de três décadas imediatamente antes de 1902 foi negativo, atingindo -6,64 s. Em seguida, aumentou para +63,83 s em janeiro de 2000 e +68,97 s em janeiro de 2018 e +69,361 s em janeiro de 2020, após uma ligeira queda de 69,358 s em julho de 2019 para 69,338 s em setembro e outubro de 2019 e um novo aumento em novembro e dezembro de 2019. Isso exigirá a adição de um número cada vez maior de segundos bissextos ao UTC, desde que o UTC rastreie UT1 com ajustes de um segundo. (O segundo SI como agora usado para UTC, quando adotado, já era um pouco mais curto que o valor atual do segundo do tempo solar médio.) Fisicamente, o meridiano de Greenwich no Tempo Universal está quase sempre a leste do meridiano em Tempo Terrestre, tanto no passado como no futuro. +17190 s ou cerca de 4+3⁄4 h corresponde a 71,625°E. Isso significa que no ano −500 (501 BC), a rotação mais rápida da Terra causaria a ocorrência de um eclipse solar total 71,625° a leste do local calculado usando o TT uniforme.

Valores anteriores a 1955

Todos os valores de ΔT antes de 1955 dependem de observações da Lua, seja por meio de eclipses ou ocultações. O momento angular perdido pela Terra devido ao atrito induzido pelo efeito de maré da Lua é transferido para a Lua, aumentando seu momento angular, o que significa que seu braço de momento (aproximadamente sua distância da Terra, ou seja, precisamente o semi- eixo principal da órbita da Lua) é aumentado (por enquanto cerca de +3,8 cm/ano), o que, por meio das leis de movimento planetário de Kepler, faz com que a Lua gire em torno da Terra em um ritmo mais lento. Os valores citados de ΔT assumem que a aceleração lunar (na verdade uma desaceleração, ou seja, uma aceleração negativa) devido a este efeito é dn/dt = −26″/cy², onde n é o movimento angular sideral médio da Lua. Isso está próximo da melhor estimativa para dn /dt a partir de 2002 de −25,858 ± 0,003″/cy², então ΔT não precisa ser recalculado dadas as incertezas e suavização aplicadas aos seus valores atuais. Atualmente, UT é a orientação observada da Terra em relação a um referencial inercial formado por fontes de rádio extragalácticas, modificado por uma razão adotada entre o tempo sideral e o tempo solar. Sua medição por diversos observatórios é coordenada pelo Serviço Internacional de Sistemas de Referência e Rotação da Terra (IERS).

Evidências geológicas

As taxas de desaceleração das marés variaram ao longo da história do sistema Terra-Lua. A análise de camadas em conchas de moluscos fósseis de 70 milhões de anos atrás, no período Cretáceo Superior, mostra que havia 372 dias por ano e, portanto, o dia tinha cerca de 23,5 horas de duração. Com base em estudos geológicos de ritmitos de maré, o dia tinha 21,9±0,4 horas de duração há 620 milhões de anos e havia 13,1±0,1 meses sinódicos/ano e 400±7 dias solares/ano. A taxa média de recessão da Lua entre então e agora foi de 2,17±0,31 cm/ano, que é cerca de metade da taxa atual. A alta taxa atual pode ser devida à ressonância próxima entre as frequências naturais do oceano e as frequências das marés.