Tiempo de efemérides

El término tiempo de efemérides (a menudo abreviado ET) puede, en principio, referirse al tiempo en asociación con cualquier efemérides (itinerario de la trayectoria de un objeto astronómico). En la práctica se ha utilizado más específicamente para referirse a:

1. una antigua escala de tiempo astronómico estándar adoptada en 1952 por la IAU, y superó durante la década de 1970. Esta escala de tiempo se propuso en 1948, para superar las desventajas de la fluctuación irregular del tiempo solar medio. La intención era definir un tiempo uniforme (en lo que era entonces factible) basado en la teoría de Newtonian (ver abajo: Definición de tiempo de efímero (1952)). El tiempo efímero fue una primera aplicación del concepto de una escala de tiempo dinámica, en la que se define implícitamente la escala de tiempo y tiempo, inferida de la posición observada de un objeto astronómico a través de la teoría dinámica de su movimiento.
2. una moderna escala de tiempo de coordenadas relativista, implementada por el argumento de tiempo de la JPL ephemeris T_eph, en una serie de efímeros de desarrollo integrados numéricamente. Entre ellos está la efímeros DE405 en uso corriente generalizado. La escala de tiempo representada por T_eph está estrechamente relacionada con la escala de tiempo TCB adoptada actualmente como estándar por la IAU (véase abajo: JPL ephemeris time argument Teph).

La mayoría de las siguientes secciones se relacionan con el tiempo de las efemérides del estándar de 1952.

A veces ha surgido la impresión de que el tiempo de efemérides estuvo en uso desde 1900: esto probablemente surgió porque ET, aunque propuesto y adoptado en el período 1948-1952, se definió en detalle usando fórmulas que hicieron uso retrospectivo de la fecha de época de 1900 0 de enero y de Newcomb's Tables of the Sun.

El tiempo de efemérides del estándar de 1952 deja un legado continuo, a través de su segundo de efemérides que se duplicó en gran medida en la longitud del segundo SI estándar actual (ver a continuación: Redefinición del segundo).

Historia (estándar de 1952)

Tiempo de efemérides (ET), adoptado como estándar en 1952, fue originalmente diseñado como una aproximación a una escala de tiempo uniforme, para estar libre de los efectos de la irregularidad en la rotación de la Tierra, "para conveniencia de los astrónomos y otros científicos", por ejemplo, para su uso en efemérides del Sol (observado desde la Tierra), la Luna y los planetas. Fue propuesto en 1948 por GM Clemence.

Desde la época de John Flamsteed (1646–1719), se creía que la rotación diaria de la Tierra era uniforme. Pero a finales del siglo XIX y principios del XX, con el aumento de la precisión de las mediciones astronómicas, se comenzó a sospechar, y finalmente se estableció, que la rotación de la Tierra (es decir, la duración del día) mostraba irregularidades en escalas de tiempo cortas, y se estaba desacelerando en escalas de tiempo más largas. La evidencia fue recopilada por W de Sitter (1927), quien escribió "Si aceptamos esta hipótesis, entonces el 'tiempo astronómico', dado por la rotación de la Tierra, y utilizado en todos los usos prácticos cálculos astronómicos, difiere del 'uniforme' o 'newtoniano' el tiempo, que se define como la variable independiente de las ecuaciones de la mecánica celeste". De Sitter ofreció una corrección para ser aplicada al tiempo solar medio dado por la rotación de la Tierra para obtener un tiempo uniforme.

Otros astrónomos de la época también hicieron sugerencias para obtener un tiempo uniforme, incluido A Danjon (1929), quien sugirió en efecto que las posiciones observadas de la Luna, el Sol y los planetas, en comparación con sus efemérides gravitacionales bien establecidas, podrían mejorar y más uniformemente definir y determinar el tiempo.

Así se desarrolló el objetivo de proporcionar una nueva escala de tiempo para propósitos astronómicos y científicos, para evitar las irregularidades impredecibles de la escala de tiempo solar medio, y para reemplazar para estos propósitos el Tiempo Universal (UT) y cualquier otra escala de tiempo basada en la rotación de la Tierra alrededor de su eje, como el tiempo sideral.

El astrónomo estadounidense G M Clemence (1948) realizó una detallada propuesta de este tipo basándose en los resultados del astrónomo inglés Royal H Spencer Jones (1939). Clemence (1948) dejó en claro que su propuesta estaba pensada 'solo para comodidad de los astrónomos y otros científicos'; y que era "lógico continuar el uso del tiempo solar medio para fines civiles".

De Sitter y Clemence se refirieron a la propuesta como 'newtoniana' o 'uniforme' hora. D Brouwer sugirió el nombre 'tiempo de efemérides'.

Después de esto, una conferencia astronómica celebrada en París en 1950 recomendó "que en todos los casos en que el segundo solar medio no sea satisfactorio como unidad de tiempo debido a su variabilidad, la unidad adoptada debería ser el año sideral en 1900.0, que el tiempo contado en esta unidad se designara como tiempo de efemérides", y dio la fórmula de Clemence (ver Definición de tiempo de efemérides (1952)) para traducir el tiempo solar medio a efemérides hora.

La Unión Astronómica Internacional aprobó esta recomendación en su asamblea general de 1952. La introducción práctica tomó algún tiempo (ver Uso de tiempo de efemérides en almanaques y efemérides oficiales); El tiempo de efemérides (ET) siguió siendo un estándar hasta que fue reemplazado en la década de 1970 por otras escalas de tiempo (ver Revisión).

Durante la vigencia del tiempo de efemérides como estándar, se revisaron un poco los detalles. La unidad se redefinió en términos del año tropical en 1900.0 en lugar del año sideral; y el segundo estándar se definió primero como 1/31556925.975 del año tropical en 1900.0, y luego como la fracción ligeramente modificada 1/31556925.9747, siendo finalmente redefinido en 1967/8 en términos del estándar del reloj atómico de cesio (ver más abajo).

Aunque ET ya no se usa directamente, deja un legado continuo. Sus escalas de tiempo sucesoras, como la TDT, así como la escala de tiempo atómica IAT (TAI), fueron diseñadas con una relación que "proporciona continuidad con el tiempo de las efemérides". ET se utilizó para la calibración de relojes atómicos en la década de 1950. Se ha verificado una estrecha igualdad entre el segundo ET con el segundo SI posterior (como se define con referencia al reloj atómico de cesio) con una precisión de 1 parte en 10¹⁰.

De esta manera, las decisiones tomadas por los diseñadores originales del tiempo de efemérides influyeron en la longitud del segundo SI estándar actual y, a su vez, esto tiene una influencia continua en la cantidad de segundos intercalares que se necesitaron para la inserción. en las escalas de tiempo de transmisión actuales, para mantenerlas aproximadamente en sintonía con el tiempo solar medio.

Definición (1952)

El tiempo de las efemérides se definía en principio por el movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol (pero su implementación práctica generalmente se lograba de otra manera, ver más abajo). Su definición detallada se basó en Tables of the Sun (1895) de Simon Newcomb, implementada de una nueva manera para acomodar ciertas discrepancias observadas:

En la introducción a las Tablas del Sol, la base de las tablas (pág. 9) incluye una fórmula para la longitud media del Sol a la vez, indicada por el intervalo T (en unidades de siglos julianos de 36525 días solares medios), calculados a partir del mediodía de Greenwich del 0 de enero de 1900:

Ls = 279° 41' 48".04 + 129,602,768".13T +1".089T²... 1)

Spencer Jones' El trabajo de 1939 mostró que las diferencias entre las posiciones observadas del Sol y las posiciones predichas dadas por la fórmula de Newcomb demostraron la necesidad de la siguiente corrección de la fórmula:

ΔLs = + 1".00 + 2".97T + 1".23T² + 0,0748B

donde "los tiempos de observación están en tiempo Universal, no corregido al tiempo newtoniano," y 0.0748B representa una fluctuación irregular calculada a partir de observaciones lunares.

Por lo tanto, una forma convencionalmente corregida de la fórmula de Newcomb, incorporando las correcciones sobre la base del tiempo solar medio, sería la suma de las dos expresiones anteriores:

Ls = 279° 41' 49".04 + 129,602,771".10T +2".32T² +0.0748B.... (2)

Sin embargo, la propuesta de Clemence de 1948 no adoptó tal corrección del tiempo solar medio. En su lugar, se usaron los mismos números que en la fórmula original no corregida de Newcomb (1), pero ahora se aplicaron de manera un tanto prescriptiva, para definir implícitamente un nuevo tiempo y una nueva escala de tiempo, basada en la posición real del Sol:

Ls = 279° 41' 48".04 + 129,602,768".13E +1".089E².... (3)

Con esta nueva aplicación, la variable de tiempo, ahora dada como E, representa el tiempo en siglos de efemérides de 36525 días de efemérides de 86400 segundos de efemérides cada uno. La referencia oficial de 1961 resumió el concepto como tal: 'El origen y la velocidad del tiempo de las efemérides se definen para que la longitud media del Sol coincida con la expresión de Newcomb'.

De la comparación de las fórmulas (2) y (3), las cuales expresan el mismo movimiento solar real en el mismo tiempo real pero definido en escalas de tiempo separadas, Clemence llegó a una expresión explícita, estimando la diferencia en segundos de tiempo entre el tiempo de las efemérides y el tiempo solar medio, en el sentido (ET-UT):

${displaystyle delta t=+24^{s}.349+72^{s}.3165T+29^{s}.949T^{2}+1.821B}$... 4)

con los 24.349 segundos de tiempo correspondientes a los 1.00" en ΔLs. La fórmula de Clemence (hoy reemplazada por estimaciones más modernas) se incluyó en la decisión original de la conferencia sobre el tiempo de las efemérides. En vista del término de fluctuación, la determinación práctica de la diferencia entre el tiempo de las efemérides y UT dependía de la observación. La inspección de las fórmulas anteriores muestra que las unidades (idealmente constantes) del tiempo de las efemérides han sido, durante todo el siglo XX, muy ligeramente más cortas que las unidades correspondientes (pero no precisamente constantes) del tiempo solar medio (que, además de su forma irregular fluctuaciones, tienden a alargarse gradualmente). Este hallazgo es consistente con los resultados modernos de Morrison y Stephenson (ver artículo ΔT).

Implementaciones

Realizaciones secundarias por observaciones lunares

Aunque el tiempo de las efemérides se definía en principio por el movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol, en la práctica se solía medir por el movimiento orbital de la Luna alrededor de la Tierra. Estas medidas pueden considerarse realizaciones secundarias (en un sentido metrológico) de la definición primaria de ET en términos del movimiento solar, después de una calibración del movimiento medio de la Luna con respecto al movimiento medio del Sol.

Las razones para el uso de mediciones lunares se basaron en la práctica: la Luna se mueve contra el fondo de las estrellas unas 13 veces más rápido que la velocidad de movimiento correspondiente del Sol, y la precisión de las determinaciones de tiempo de las mediciones lunares es correspondientemente mayor que.

Cuando se adoptó por primera vez el tiempo de las efemérides, las escalas de tiempo todavía se basaban en la observación astronómica, como siempre se había hecho. La precisión estaba limitada por la precisión de la observación óptica, y las correcciones de relojes y señales de tiempo se publicaron con retraso.

Realizaciones secundarias por relojes atómicos

Unos años más tarde, con la invención del reloj atómico de cesio, se presentó una alternativa. Cada vez más, después de la calibración en 1958 del reloj atómico de cesio con referencia al tiempo de las efemérides, los relojes atómicos de cesio que funcionan sobre la base de los segundos de las efemérides comenzaron a usarse y se mantuvieron al paso con el tiempo de las efemérides. Los relojes atómicos ofrecieron una realización secundaria adicional de ET, sobre una base de tiempo casi real que pronto demostró ser más útil que el estándar ET primario: no solo más conveniente, sino también uniforme con mayor precisión que el estándar primario en sí. Estas realizaciones secundarias se utilizaron y describieron como 'ET', con la conciencia de que las escalas de tiempo basadas en los relojes atómicos no eran idénticas a las definidas por el estándar de tiempo de las efemérides primarias, sino más bien una mejora sobre él. cuenta de su mayor aproximación a la uniformidad. Los relojes atómicos dieron origen a la escala de tiempo atómica, ya lo que primero se llamó Tiempo Dinámico Terrestre y ahora es Tiempo Terrestre, definido para dar continuidad con ET.

La disponibilidad de relojes atómicos, junto con la precisión cada vez mayor de las observaciones astronómicas (lo que significaba que las correcciones relativistas, al menos en un futuro previsible, ya no serían lo suficientemente pequeñas como para ser ignoradas), condujo al eventual reemplazo de las efemérides. estándar de tiempo por escalas de tiempo más refinadas que incluyen el tiempo terrestre y el tiempo dinámico baricéntrico, al cual ET puede verse como una aproximación.

Revisión de escalas de tiempo

En 1976, la IAU resolvió que la base teórica para su estándar vigente en ese momento (desde 1952) de Ephemeris Time no era relativista y que, por lo tanto, a partir de 1984, Ephemeris Time sería reemplazado por dos escalas de tiempo relativistas destinadas a constituyen escalas de tiempo dinámicas: Tiempo Dinámico Terrestre (TDT) y Tiempo Dinámico Baricéntrico (TDB). Se reconocieron dificultades que llevaron a que estas, a su vez, fueran sustituidas en la década de 1990 por las escalas de tiempo Tiempo Terrestre (TT), Tiempo de Coordenadas Geocéntricas GCT (TCG) y Tiempo de Coordenadas Baricéntricas BCT (TCB).

JPL efemérides tiempo argumento Teph

Las efemérides de alta precisión del sol, la luna y los planetas se desarrollaron y calcularon en el Jet Propulsion Laboratory (JPL) durante un largo período, y las últimas disponibles se adoptaron para las efemérides en el Astronomical Almanac a partir de 1984. Aunque no es un estándar de la IAU, el argumento de tiempo de efemérides T_eph ha estado en uso en esa institución desde la década de 1960. La escala de tiempo representada por T_eph ha sido caracterizada como un tiempo de coordenadas relativistas que difiere del Tiempo Terrestre solo por pequeños términos periódicos con una amplitud que no excede los 2 milisegundos de tiempo: está relacionado linealmente, pero es distinto (por una tasa compensada y constante que es del orden de 0,5 s/a) de la escala de tiempo TCB adoptada en 1991 como estándar por la IAU. Por lo tanto, para relojes en o cerca del geoide, T_eph (dentro de 2 milisegundos), pero no tan cerca de TCB, se puede usar como aproximaciones al tiempo terrestre, y a través de las efemérides estándar T_{eph< /sub> es de uso generalizado.}

En parte como reconocimiento del uso generalizado de T_eph a través de las efemérides del JPL, la resolución 3 de la IAU de 2006 (re)definió el tiempo dinámico baricéntrico (TDB) como un estándar actual. Como se redefinió en 2006, TDB es una transformación lineal de TCB. La misma resolución de la IAU también estableció (en la nota 4) que el "argumento de tiempo independiente de las efemérides DE405 del JPL, que se llama T_eph" (aquí cita la fuente de la IAU), "es para fines prácticos lo mismo que TDB definido en esta Resolución". Por lo tanto, el nuevo TDB, como T_eph, es esencialmente una continuación más refinada de las efemérides más antiguas de tiempo ET y (aparte del < 2 ms periódico fluctuaciones) tiene la misma tasa media que la establecida para ET en la década de 1950.

Uso en almanaques y efemérides oficiales

El tiempo de las efemérides basado en el estándar adoptado en 1952 se introdujo en Astronomical Ephemeris (Reino Unido) y American Ephemeris and Nautical Almanac, reemplazando a UT en las principales efemérides en los números de 1960 y posteriores. (Pero las efemérides en el Almanaque náutico, para entonces una publicación separada para el uso de los navegantes, continuaron siendo expresadas en términos de UT.) Las efemérides continuaron sobre esta base hasta 1983 (con algunos cambios debido a la adopción de valores mejorados de astronómico). constantes), luego de lo cual, a partir de 1984, adoptaron las efemérides del JPL.

Antes del cambio de 1960, las 'Efemérides lunares mejoradas' ya estaba disponible en términos de tiempo de efemérides para los años 1952-1959 (calculado por WJ Eckert a partir de la teoría de Brown con modificaciones recomendadas por Clemence (1948)).

Redefinición de la segunda

Las sucesivas definiciones de la unidad de efemérides tiempo se mencionan arriba (Historia). El valor adoptado para el segundo estándar de 1956/1960:

la fracción 1/31 556 925.9747 del año tropical para 1900 Enero 0 a 12 horas tiempo de efímero.

se obtuvo del coeficiente de tiempo lineal en la expresión de Newcomb para la longitud media solar (arriba), tomado y aplicado con el mismo significado para el tiempo que en la fórmula (3) anterior. La relación con el coeficiente de Newcomb se puede ver en:

1/31 556 925.9747 = 129 602 768.13 / (360×60×60×36 525×86 400).

Los relojes atómicos de cesio comenzaron a funcionar en 1955 y rápidamente confirmaron la evidencia de que la rotación de la Tierra fluctuaba de manera irregular. Esto confirmó la inadecuación del segundo solar medio del Tiempo Universal como medida de intervalo de tiempo para los propósitos más precisos. Después de tres años de comparaciones con observaciones lunares, Markowitz et al. (1958) determinaron que el segundo de efemérides correspondía a 9 192 631 770 ± 20 ciclos de la resonancia de cesio elegida.

Después de esto, en 1967/68, la Conferencia General de Pesos y Medidas (CGPM) reemplazó la definición del segundo SI por la siguiente:

El segundo es la duración de 9 192 631 770 períodos de la radiación correspondiente a la transición entre los dos niveles hiperfinales del estado del suelo del átomo de cesio 133.

Aunque esta es una definición independiente que no se refiere a la base anterior del tiempo de las efemérides, utiliza la misma cantidad que el valor del segundo de las efemérides medido por el reloj de cesio en 1958. Este segundo del SI referido al tiempo atómico fue posterior verificado por Markowitz (1988) para estar de acuerdo, dentro de 1 parte en 10¹⁰, con el segundo del tiempo de las efemérides determinado a partir de las observaciones lunares.

A efectos prácticos, la duración del segundo de las efemérides puede tomarse como igual a la duración del segundo del Tiempo Dinámico Baricéntrico (TDB) o del Tiempo Terrestre (TT) o de su predecesor TDT.

La diferencia entre ET y UT se llama ΔT; cambia de manera irregular, pero la tendencia a largo plazo es parabólica, disminuyendo desde la antigüedad hasta el siglo XIX y aumentando desde entonces a un ritmo correspondiente a un aumento en la duración del día solar de 1,7 ms por siglo (ver segundos bisiestos).

La hora atómica internacional (TAI) se estableció igual a UT2 el 1 de enero de 1958 a las 0:00:00. En ese momento, ΔT ya era de unos 32,18 segundos. La diferencia entre el tiempo terrestre (TT) (el sucesor del tiempo de las efemérides) y el tiempo atómico se definió más tarde de la siguiente manera:

1977 enero 1.000 3725 TT = 1977 enero 1.000 0000 TAI, i.e.

TT - TAI = 32.184 segundos

Esta diferencia se puede suponer constante: las tasas de TT y TAI están diseñadas para ser idénticas.

Notas y referencias