埃弗米斯時間

期限埃弗米斯時間（經常縮寫等）原則上是指時間與任何內容有關埃弗默里斯（天文對象軌蹟的行程）。實際上，它已被更具體地用於參考：

  1. 以前的標準天文學時間尺度1952年通過伊族，[1]並在1970年代取代。[2]這個時間量表是在1948年提出的，以克服不規則波動的缺點平均太陽時間。目的是根據牛頓理論來定義一個統一的時間（就當時而言）（請參見下文：埃弗米斯時間的定義（1952））。埃菲美里（Ephemeris）時間是一個概念的第一個應用動態時間尺度，其中時間和時間尺度被隱式定義，通過其運動的動力學理論從天文對象的觀察到的位置推斷出來。[3]
  2. 現代相對論坐標時間尺度，由JPL埃弗默里斯時間參數t弗，一系列數值集成發展世代。其中是DE405在廣泛的當前用途中的埃弗美里。由t代表的時間尺度弗與與（通過偏移和恆定速率）密切相關，但與TCB時間量表當前被作為標準伊族（見下文：jpl serphemeris時間論點teph）。[4]

以下大多數部分都涉及1952年標準的埃菲默里斯時間。

有時會出現一種印象，即從1900年開始使用埃菲米利的時間：這可能是因為ET雖然在1948年至1952年期間提出和採用，但使用了對回顧性使用的公式進行了詳細的定義。時代1900年的日期1月0日和Newcombt.[5][6]

1952年標準的埃菲米爾人時間留下了持續的遺產，其埃菲米爾人的第二次在當前標準SI的長度上緊密複製第二（見下文：重新定義第二）。

歷史（1952年標準）

埃弗米斯時間（等）在1952年作為標准採用，最初被設計為統一時間尺度的方法，將擺脫“地球旋轉中的不規則性”的影響，“為了方便天文學家和其他科學家，在臨時層太陽（從地球上觀察到的），月亮和行星。它是在1948年提出的G M Clemence.[7]

從約翰·弗拉姆斯蒂德（John Flamsteed）（1646–1719）人們認為地球的每日旋轉是均勻的。但是，在19世紀後期和20世紀初，隨著天文測量的精確度，它開始被懷疑，並最終確定，地球的旋轉（IE。長度天）在短時間內顯示出不規則性，並且在更長的時間尺度上放慢速度。證據是由W de Sitter（1927）[8]誰寫了“如果我們接受這一假設，那麼地球旋轉給出的'天文學時間'，並用於所有實際的天文計算中，與“統一”或“牛頓”時間不同，該時間定義為定義的自變量天體力學方程”。De Sitter提供了一種校正，以應用於地球旋轉給出的平均太陽時間以獲得均勻的時間。

該時期的其他天文學家還提出了獲得統一時間的建議，包括丹瓊（1929年）實際上建議觀察到月球，陽光和行星的位置，與其公認的重力胚層相比，可以更好，更均勻地定義和確定時間。[9]

因此，該目標為天文學和科學目的提供了新的時間尺度，以避免不可預測的不規則性平均太陽時間擴展並為這些目的替換普遍的時間（UT）和任何其他時間尺度，基於地球圍繞其軸的旋轉，例如恆星時間.

美國天文學家G M Clemence（1948）[7]根據英語的結果對此類建議進行詳細建議天文學家皇家H Spencer Jones（1939）。[10]克萊蒙斯（Clemence，1948）明確表示，他的提議是“為了方便天文學家和其他科學家的方便”，並且“繼續將平均太陽時間用於民用目的是合乎邏輯的”。[11]

de Sitter和Clemence都將該提案稱為“牛頓”或“統一”時間。D Brouwer提出了“ Ephemeris Time”的名稱。[12]

此後，1950年在巴黎舉行的一場天文學會議建議：“在所有平均太陽能第二次的情況下，由於其可變性而不令人滿意，因此採用的單位應為1900.0的恆星年，這是當時的時間，這是算出時間的時間。在本單元中被指定埃弗米斯時間”，並給了克萊門斯的公式（請參閱埃弗米斯時間的定義（1952））用於將平均太陽時間轉換為埃弗默里斯時間。

這國際天文聯盟在1952年大會上批准了這一建議。[12][13]實用介紹花了一些時間（請參閱在官方年鑑和埃弗默里德式中使用臨時時間）；在1970年代取代了進一步的時間尺度之前，埃弗米斯時間（ET）一直是標準（請參閱修訂）。

在埃菲美里（Ephemeris）時期的貨幣貨幣中，細節進行了一些修訂。該單元是根據1900.0而不是恆星年的熱帶年份重新定義的；[12]第二個標準的定義為1900.0的熱帶年份的1/31556925.975[12][14]然後作為略微修改的分數1/31556925.9747，[15]最終，根據剖腹時鐘標准在1967/8年重新定義（見下文）。

儘管ET不再直接使用，但它留下了持續的遺產。它的後繼時間尺度（例如TDT）以及原子時間尺度IAT（TAI），設計的關係“提供了與埃菲利斯時間的連續性”。[16]ET用於1950年代的原子鐘的校準。[17]ET第二與以後的近距離平等SI第二（根據參考銫原子時鐘的定義）已被驗證為10的1份10.[18]

通過這種方式，埃弗默里斯時間的原始設計師做出的決定影響了當今的長度標準SI第二，反過來，這對數量有持續的影響跳躍秒插入當前廣播時間尺度所需的需要，以使它們大致保持一致平均太陽時間.

定義（1952）

在太陽周圍的軌道運動原則上定義了埃弗米爾的時間[12]（但是它的實際實施通常以另一種方式實現，請參見下文）。它的詳細定義是基於西蒙·紐科姆（Simon Newcomb）t（1895），[5]以一種新的方式實施，以適應某些觀察到的差異：

在介紹陽光的桌子，表的基礎（第9頁）包括一個太陽公式平均經度一次用間隔t表示（以36525個平均太陽日的朱利安世紀單位表示[19]），從格林威治（Greenwich）估計，1900年1月0日中午：

LS = 279°41'48“ .04 + 129,602,768” .13T +1” .089T2。 。 。 。 。 （1）

斯賓塞·瓊斯（Spencer Jones）的1939年作品[10]結果表明，紐科姆公式所觀察到的太陽位置與預測位置之間的差異表明，需要對公式進行以下校正：

Δls= + 1“ .00 + 2” .97T + 1” .23T2+ 0.0748b

在“觀察時間在通用時間，未能校正到牛頓時間”，而0.0748b表示根據月球觀測計算出的不規則波動。[20]

因此，在平均太陽時間的基礎上合併校正的Newcomb公式的常規校正形式將是兩個先前表達式的總和：

LS = 279°41'49“ .04 + 129,602,771” .10T +2“ .32T2+0.0748b。 。 。 。 。 （2）

然而，克萊門斯（Clemence）的1948年提案沒有採用這種平均太陽時間的糾正。取而代之的是，與Newcomb原始未校正的公式（1）中使用相同的數字，但現在有些處方應用，以根據Sun的真實位置隱式地定義新的時間和時間尺度：

LS = 279°41'48“ .04 + 129,602,768” .13E +1” .089E2。 。 。 。 。 （3）

通過此重新塗來，現在以e給出的時間變量代表了埃弗里斯世紀36525的時間白天86400埃弗默里斯秒每個。1961年的官方參考總結了這樣的概念：“定義了埃弗米爾人時間的起源和速率，以使太陽平均經度與紐科姆的表達一致”[21]

從公式（2）和（3）的比較中，這兩者都在同一實時表達相同的真實太陽運動，但在單獨的時間尺度上定義，Clemence到達明確的表達式，估計了ephemeris之間的秒時間差異時間和平均太陽時間，從意義上（ET-UT）：

。 。 。 。 。 （4）[20]

隨著24.349秒的時間對應於Δls中的1.00“。克萊蒙斯的公式（如今已被更多現代估計取代）包括在埃菲米利時間的原始會議決定中。鑑於波動術語，實際確定了埃弗米斯時間之間差異之間的差異UT取決於觀察。對上面的公式的檢查表明，在整個二十世紀，（理想情況下是常數）單位（理想的恆定）單位比相應的（但不是恆定的）平均太陽能時間短得多（但不是恆定的單位）（除了它們的不規則波動外，它傾向於逐漸延長）。這一發現與莫里森和斯蒂芬森的現代結果一致[22]（請參閱文章ΔT）。

實施

次要實現月球觀察

儘管在太陽周圍的地球軌道運動原則上定義了埃弗米爾的時間，但[23]通常，它是通過月球圍繞地球的軌道運動來測量的。[24]這些測量值可以視為次要實現（在計量學在太陽運動的平均運動相對於太陽的平均運動的平均運動後，就在太陽運動方面的主要定義。[25]

使用月球測量值的原因實際上是基於：月球在恆星背景上移動的速度約為太陽相應的運動速率的速度約為13倍，並且來自月球測量的時間確定的準確性相應地更大。

當首次採用埃菲美里（Ephemeris）時間時，時間尺度仍然基於天文學觀察，一如既往。精度受到光學觀察的準確性的限制，時鐘和時間信號的校正以欠款發表。

原子鐘的次要實現

幾年後，隨著發明剖宮產，另一種替代品。越來越多的是，在1958年通過埃菲默里斯時間進行校準之後，[17]基於埃弗默里斯秒延伸的銫原子鐘開始使用並與埃弗米斯時間保持一致。原子鐘以準真實時間為基礎提供了ET的進一步實現[25]事實證明，這比主要ET標準更有用：不僅更方便，而且比主要標準本身更精確。使用這種次要實現並將其描述為“ ET”，並意識到基於原子時鐘的時間尺度與主要埃菲默里斯時間標準所定義的時間不相同，而是由於其更接近的近似值而對其進行了改進統一。[26]原子鐘產生了原子時間尺度，以及最初稱為地面動態時間的時間，現在是陸地時間，定義為提供連續性。[16]

原子鐘的可用性，以及天文觀測的越來越精確性（這意味著相對論的校正至少在可預見的將來不再足夠小，以至於被忽視）[27]導致最終替換了Ephemeris時間標準的時間標準，包括陸地時間和氣室動力學時間，可以將ET視為近似值。

時間尺度的修訂

1976年，伊族決心的是，其當時流動的理論基礎（自1952年以來）的埃菲米利時間標準是非依據的，因此，從1984年開始，埃菲默里斯時間將被兩個相對論的時間表所取代動力學時間尺度：陸地動力學時間（TDT）和氣室動力學時間（TDB）.[28]認識到困難，這導致了這些困難，反過來在1990年代被時間尺度取代陸地時間（TT），地理坐標時間GCT（TCG）和Barycentric坐標時間BCT（TCB）.[16]

jpl serphemeris時間參數t弗

高精準度臨時層在太陽，月亮和行星的開發和計算噴氣推進實驗室（JPL）很長一段時間，最新的可用ephemerides採用了天文數字從1984年開始。儘管不是IAU標準弗自1960年代以來一直在該機構使用。由t代表的時間尺度弗已被描述為相對論協調時間與陸地時間僅以較小的周期性術語，幅度不超過2毫秒的時間：它是線性相關的，但與眾不同（按偏移率和恆定速率，均為0.5 s/a）TCB1991年通過的時間量表作為標準伊族。因此，對於時鐘或附近Geoid，t弗（在2毫秒內），但不太接近TCB，可以用作近似時間的近似弗在廣泛使用中。[4]

部分地在承認T的廣泛使用中弗通過JPL Ephemerides，IAU 2006年第3號決議[29]（重新）定義氣室動力學時間（TDB）作為當前標準。正如2006年重新定義的那樣，TDB是一種線性轉換TCB。同樣的IAU分辨率也指出（在註4中），“ JPL Ephemeris的獨立時間論點DE405，稱為t弗”（在這裡，IAU來源引用[4]），“出於實際目的與TDB在此決議中定義”。因此，新的TDB，例如T弗，本質上是較舊的erphemeris tim et et et et et et et et et et et et et et et et et et et et et et et et et et et et et et et et et et et eT的延續< 2 ms週期性波動）具有與1950年代ET建立的平均率相同。

用於官方歷史和濱海

基於1952年採用的標準的埃菲米爾人時間被引入了天文學（英國）和美國濱海和航海年鑑，在1960年及之後的問題中代替主要臨時層中的UT。[30]（但是，到達航海者的單獨出版物中，航海歷史中的臨時層繼續以UT表示。常數），之後，在1984年，他們採用了JPL臨時層。

在1960年更改之前，“改善的月球埃弗梅里斯”已經在1952年至1959年的埃弗米利斯時間上獲得[31]（由W J Eckert從棕色的Clemence（1948）推薦的修改理論。

重新定義第二

上面提到了埃菲米利時間單位的連續定義（上述歷史）。1956/1960標準的第二種價值第二：

分數1/31 556 925.9747熱帶年1900年1月0日在12個小時的臨時時間。

是從Newcomb在太陽平均經度（上）表達中的線性時間表達式中獲得的，在該時間含義與上面公式（3）中的時間相同。從Newcomb的係數可以看出：

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

銫原子鐘1955年開始運營，並迅速證實了地球旋轉不規則波動的證據。[32]這證實了普遍時間的平均太陽能第二個時間間隔的不合適性，以最精確的目的。經過三年與月球觀察的比較，馬克維茨等。（1958年）確定了埃菲米爾人的第二次對應於9 192 631 770±20個週期的剖宮產。[17]

此後，在1967/68年，舉重與措施（CGPM）取代了SI第二通過以下內容：

第二個是輻射的9 192 631 770時期的持續時間，對應於剖宮產133原子的兩個高精細水平之間的過渡。

儘管這是一個獨立的定義，並未指代埃菲默里斯時間的較舊基礎，但它使用的數量與1958年剖宮產測量的埃菲美里的值相同。SI第二提到原子時間後來由Markowitz（1988）驗證，在10中的1部分之內10，由陣亡觀測結果確定的第二個臨時時間。[18]

出於實際目的氣室動力學時間（TDB）或者陸地時間（TT）或其前身TDT。

ET和UT之間的區別稱為ΔT;它不規則地改變，但長期趨勢是拋物線，從遠古時代到19世紀，[22]從那時起，以對應於每一世紀太陽日長度增加1.7毫秒的速率（見）跳躍秒）。

國際原子時間（TAI）設置為等於UT21958年1月1日0:00:00。當時，ΔT已經約為32.18秒。陸地時間（TT）（Ephemeris時間的繼任者）和原子時間之間的差異後來被定義如下：

1977年1月1.000 3725 TT = 1977年1月1.000 0000 TAI，IE。
tt- tai = 32.184秒

可以假定這種差異是恆定的 - TT和TAI的速率被設計為相同。

註釋和參考

  1. ^'Esae 1961'：'解釋性補充（1961），特別是。 p。 9。
  2. ^'Esaa（1992）'：P K Seidelmann（ed）。， 尤其在第41-42頁和在p。 79.
  3. ^B Guinot和P K Seidelmann（1988），在p。 304-5。
  4. ^一個bcE M Standish（1998）.
  5. ^一個bS Newcomb（1895）.
  6. ^對於定義的組成部分，包括其回顧性方面，請參見G M Clemence（1948），特別是。 p。 172，和'Esae 1961'：'解釋性補充（1961），特別是。第69和87頁。
  7. ^一個bG M Clemence（1948）.
  8. ^W de Sitter（1927）.
  9. ^G M Clemence（1971）.
  10. ^一個bH Spencer Jones（1939）.
  11. ^克萊蒙（1948），在p。 171。
  12. ^一個bcdeESAA（1992）， 看第79頁.
  13. ^在伊族1952年羅馬會議：見Esae（1961）在第1秒，第1頁。 9;還克萊蒙（1971）.
  14. ^Esaa 1992，第1頁。 79：引用決定國際體重與措施委員會（CIPM），1954年9月。
  15. ^ESAA（1992）， 看第80頁，引用CIPM推薦1956年10月，由1960年通過體重和措施大會（CGPM）。
  16. ^一個bcESAA（1992）， 在第42頁.
  17. ^一個bcW Markowitz，R G Hall，L Essen，J V L Parry（1958）
  18. ^一個bWM Markowitz（1988）.
  19. ^單位平均太陽能一天隱含於p。9但在p上明確說明。20紐科姆（1895）.
  20. ^一個b克萊蒙（1948），p。 172，以下斯賓塞·瓊斯（1939）.
  21. ^Esae（1961）在p。 70。
  22. ^一個bL V Morrison＆F R Stephenson（2004）;還F R Stephenson，L V Morrison（1984）， 和F R Stephenson，L V Morrison（1995）.
  23. ^克萊蒙（1948），第171-3頁。
  24. ^W Markowitz及其他（1955年）；W Markowitz（1959）;還W Markowitz，R G Hall，L Essen，J V L Parry（1958）.
  25. ^一個bB Guinot＆P K Seidelmann（1988），在p。 305。
  26. ^W G墨爾本等，1968年，第II.E.4-5節，第15-16頁，包括腳註7，指出了當時使用的Jet推進實驗室航天器跟踪和減少數據減少程序（包括單個精確軌道確定程序），如ET美國原子時鐘時間A.1偏移32.25秒。討論還指出，用法是“不准確的”（所指示的數量與ET諸如ET0等ET0等其他的其他實現都不相同），儘管A.1當然比ET1更接近均勻的時間。“沒有理由將原子鐘或ET的任何其他措施視為（完美）均勻的理由。第II.F第18-19頁，表明在JPL雙重精度軌道測定程序中應用的（A.1 + 32.15秒）的時間度量得到了改進。
  27. ^G M R Winkler和T C Van Flandern（1977）.
  28. ^IAU決議（1976）;另見Esaa（1992）在p。 41.
  29. ^“ IAU 2006決議3”（PDF）.
  30. ^ESAA 1992，在p。 612.
  31. ^1954年，美國政府印刷辦公室的“改善的月球埃菲默里斯”，美國政府印刷辦公室。
  32. ^McCarthy＆Seidelmann（2009）Ch。4，“可變地球旋轉”

參考書目