El término tiempo de efemérides (a menudo abreviado ET ) puede, en principio, referirse al tiempo asociado con cualquier efeméride (itinerario de la trayectoria de un objeto astronómico). En la práctica se ha utilizado más específicamente para referirse a:
La mayoría de las siguientes secciones se relacionan con el tiempo de efemérides de la norma de 1952.
A veces ha surgido la impresión de que el tiempo de efemérides estuvo en uso a partir de 1900: esto probablemente surgió porque ET, aunque propuesto y adoptado en el período 1948-1952, se definió en detalle usando fórmulas que hacían uso retrospectivo de la fecha de época de 1900 enero 0 y de las Tablas del Sol de Newcomb . [5] [6]
El tiempo de efemérides del estándar de 1952 deja un legado continuo, a través de su unidad histórica de efemérides segundo , que se duplicó estrechamente en la longitud del segundo estándar SI actual (ver más abajo: Redefinición del segundo).
El tiempo de efemérides ( ET ), adoptado como estándar en 1952, fue diseñado originalmente como una aproximación a una escala de tiempo uniforme, libre de los efectos de la irregularidad en la rotación de la Tierra, "para comodidad 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 . [7]
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 la creciente precisión de las mediciones astronómicas, comenzó a sospecharse, 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 compilada por W de Sitter (1927) [8] quien escribió: "Si aceptamos esta hipótesis, entonces el 'tiempo astronómico', dado por la rotación de la Tierra, y utilizado en todos los cálculos astronómicos prácticos, difiere del 'uniforme' o tiempo 'newtoniano', que se define como la variable independiente de las ecuaciones de la mecánica celeste". De Sitter propuso aplicar una corrección 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 que las posiciones observadas de la Luna, el Sol y los planetas, en comparación con sus efemérides gravitacionales bien establecidas, podrían ser mejores y más uniformes. definir y determinar el tiempo. [9]
Así se desarrolló el objetivo de proporcionar una nueva escala de tiempo para fines astronómicos y científicos, evitar las irregularidades impredecibles de la escala de tiempo solar media y reemplazar para estos fines el Tiempo Universal (UT) y cualquier otra escala de tiempo basada en la rotación de la Tierra alrededor de su eje, como el tiempo sidéreo .
El astrónomo estadounidense GM Clemence (1948) [7] hizo una propuesta detallada de este tipo basándose en los resultados del astrónomo inglés Royal H Spencer Jones (1939). [10] Clemence (1948) dejó claro que su propuesta estaba destinada "sólo a la conveniencia de los astrónomos y otros científicos" y que era "lógico continuar utilizando el tiempo solar medio con fines civiles". [11]
Tanto De Sitter como Clemence se refirieron a la propuesta como tiempo "newtoniano" o "uniforme". D Brouwer sugirió el nombre "tiempo de efemérides". [12]
A continuación, 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 es el tiempo calculado". en esta unidad se designará tiempo de efemérides ", y dio la fórmula de Clemence (ver Definición de tiempo de efemérides (1952)) para traducir el tiempo solar medio en tiempo de efemérides.
La Unión Astronómica Internacional aprobó esta recomendación en su asamblea general de 1952. [12] [13] La introducción práctica tomó algún tiempo (ver Uso del 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 escalas de tiempo adicionales (ver Revisión).
Durante la vigencia del tiempo de efemérides como norma, los detalles fueron revisados un poco. La unidad se redefinió en términos del año tropical en 1900,0 en lugar del año sidéreo; [12] y el segundo estándar se definió primero como 1/31556925.975 del año tropical en 1900.0, [12] [14] y luego como la fracción ligeramente modificada 1/31556925.9747, [15] finalmente se redefinió en 1967/8 en términos del estándar del reloj atómico de cesio (ver más abajo).
Aunque la ET ya no se utiliza directamente, deja un legado continuo. Sus escalas de tiempo sucesoras, como la TDT, así como la escala de tiempo atómico IAT (TAI) , fueron diseñadas con una relación que "proporciona continuidad con el tiempo de efemérides". [16] La ET se utilizó para la calibración de relojes atómicos en la década de 1950. [17] Se ha verificado una estrecha igualdad entre el segundo ET y el segundo SI posterior (como se define con referencia al reloj atómico de cesio) dentro de 1 parte en 10 10 . [18]
De esta manera, las decisiones tomadas por los diseñadores originales del tiempo de efemérides influyeron en la duración del segundo SI estándar actual y, a su vez, esto tiene una influencia continua en el número de segundos intercalares que han sido necesarios para su inserción en las escalas de tiempo de transmisión actuales, para manténgalos aproximadamente al día con el tiempo solar medio .
El tiempo de efemérides se definió en principio por el movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol [12] (pero su implementación práctica generalmente se lograba de otra manera, ver más abajo). Su definición detallada se basó en las Tablas del Sol de Simon Newcomb (1895), [5] implementadas de una nueva manera para acomodar ciertas discrepancias observadas:
En la introducción a las Tablas del Sol, la base de las tablas (p. 9) incluye una fórmula para la longitud media del Sol en un momento, indicada por el intervalo T (en unidades de siglos julianos de 36525 días solares medios [19] ). , contado a partir del mediodía de Greenwich del 0 de enero de 1900:
El trabajo de Spencer Jones de 1939 [10] mostró que las diferencias entre las posiciones observadas del Sol y las posiciones predichas dadas por la fórmula de Newcomb demostraban la necesidad de la siguiente corrección a la fórmula:
donde "los tiempos de observación están en tiempo universal, no corregidos al tiempo newtoniano", y 0,0748B representa una fluctuación irregular calculada a partir de observaciones lunares. [20]
Así, 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:
Sin embargo, la propuesta de Clemence de 1948 no adoptó tal corrección del tiempo solar medio. En cambio, se usaron los mismos números que en la fórmula original sin corregir de Newcomb (1), pero ahora se aplicaron de manera algo prescriptiva, para definir implícitamente un nuevo tiempo y escala de tiempo, basados en la posición real del Sol:
Con esta reaplicación, la variable 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 concuerde con la expresión de Newcomb" [21]
De la comparación de las fórmulas (2) y (3), que expresan el mismo movimiento solar real en el mismo tiempo real pero definido en escalas de tiempo separadas, Clemencia llegó a una expresión explícita, estimando la diferencia en segundos de tiempo entre efemérides tiempo y tiempo solar medio, en el sentido (ET-UT):
. . . . . (4) [20]
con los 24,349 segundos de tiempo correspondientes a 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 efemérides. En vista del término de fluctuación, la determinación práctica de la diferencia entre el tiempo de efemérides y UT dependía de la observación. La inspección de las fórmulas anteriores muestra que las unidades (idealmente constantes) de tiempo de efemérides han sido, durante todo el siglo XX, ligeramente más cortas que las unidades correspondientes (pero no precisamente constantes) de tiempo solar medio. (que, además de sus fluctuaciones irregulares, tienden a alargarse gradualmente). Este hallazgo es consistente con los resultados modernos de Morrison y Stephenson [22] (ver artículo ΔT ).
Aunque el tiempo de efemérides se definía en principio por el movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol, [23] normalmente se medía en la práctica por el movimiento orbital de la Luna alrededor de la Tierra. [24] Estas mediciones pueden considerarse como 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. [25]
Las razones para utilizar las mediciones lunares tenían fundamentos prácticos: la Luna se mueve sobre el fondo de las estrellas aproximadamente 13 veces más rápido que el correspondiente ritmo de movimiento del Sol, y la precisión de las determinaciones del tiempo a partir de las mediciones lunares es correspondientemente mayor.
Cuando se adoptó por primera vez el tiempo de efemérides, las escalas de tiempo todavía se basaban en la observación astronómica, como siempre lo habían sido. La precisión estaba limitada por la precisión de la observación óptica y las correcciones de los relojes y las señales horarias se publicaban con retraso.
Unos años más tarde, con la invención del reloj atómico de cesio , se presentó una alternativa. Después de la calibración en 1958 del reloj atómico de cesio por referencia al tiempo de efemérides, [17] comenzaron a utilizarse cada vez más relojes atómicos de cesio que funcionaban sobre la base de segundos de efemérides y se mantenían al día con el tiempo de efemérides. Los relojes atómicos ofrecieron una realización secundaria adicional de ET, en tiempo casi real [25] que pronto demostró ser más útil que el estándar ET primario: no sólo más conveniente, sino también más precisamente uniforme que el estándar primario mismo. Tales realizaciones secundarias fueron utilizadas y descritas 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 primario de efemérides, sino más bien una mejora debido a su mayor aproximación. a la uniformidad. [26] Los relojes atómicos dieron origen a la escala de tiempo atómico , y a lo que primero se llamó Tiempo Dinámico Terrestre y ahora es Tiempo Terrestre , definido para dar continuidad a los ET. [dieciséis]
La disponibilidad de relojes atómicos, junto con la creciente precisión 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 despreciadas), [27] condujo a la eventual sustitución de las efemérides estándar de tiempo por escalas de tiempo más refinadas que incluyen el tiempo terrestre y el tiempo dinámico baricéntrico , a las cuales ET puede verse como una aproximación.
En 1976, la IAU resolvió que la base teórica para su estándar entonces vigente (desde 1952) de Tiempo de Efemérides no era relativista y que, por lo tanto, a partir de 1984, el Tiempo de Efemérides sería reemplazado por dos escalas de tiempo relativistas destinadas a constituir escalas de tiempo dinámicas. : Tiempo Dinámico Terrestre (TDT) y Tiempo Dinámico Baricéntrico (TDB) . [28] Se reconocieron dificultades que llevaron a que éstas, a su vez, fueran reemplazadas en la década de 1990 por las escalas de tiempo Tiempo Terrestre (TT) , Tiempo Coordenado Geocéntrico GCT (TCG) y Tiempo Coordenado Baricéntrico BCT (TCB) . [dieciséis]
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 del tiempo de efemérides Teph se ha utilizado en esa institución desde la década de 1960. La escala de tiempo representada por Teph se ha caracterizado como un tiempo coordinado relativista que difiere del tiempo terrestre sólo en pequeños términos periódicos con una amplitud que no excede los 2 milisegundos de tiempo: está linealmente relacionado, pero es distinto (por un desplazamiento y una tasa 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 el geoide o cerca de él , Teph ( dentro de 2 milisegundos), pero no tan estrechamente como TCB, se puede utilizar como aproximaciones al tiempo terrestre y, a través de las efemérides estándar, Teph tiene un uso generalizado. [4]
En parte en reconocimiento del uso generalizado de Teph a través de las efemérides del JPL, la resolución 3 de la IAU de 2006 [29] (re)definió el tiempo dinámico baricéntrico (TDB) como un estándar actual. Tal como se redefinió en 2006, TDB es una transformación lineal de TCB . La misma resolución de la IAU también declaró (en la nota 4) que el "argumento de tiempo independiente de las efemérides DE405 del JPL , que se llama Teph " (aquí la fuente de la IAU cita [4] ), "es para fines prácticos lo mismo que la definición de TDB en esta Resolución". Por lo tanto, el nuevo TDB, como Teph , es esencialmente una continuación más refinada del antiguo tiempo de efemérides ET y (aparte de las fluctuaciones periódicas < 2 ms ) tiene la misma tasa media que la establecida para ET en la década de 1950.
El tiempo de efemérides basado en el estándar adoptado en 1952 se introdujo en Astronomical Efemérides (Reino Unido) y en American Efemérides and Nautical Almanac , reemplazando a UT en las principales efemérides en las ediciones de 1960 y posteriores. [30] (Pero las efemérides en el Almanaque Náutico, para entonces una publicación separada para el uso de navegantes, continuaron expresadas en términos de UT.) Las efemérides continuaron sobre esta base hasta 1983 (con algunos cambios debido a la adopción de una versión mejorada). valores de constantes astronómicas), después de lo cual, a partir de 1984, adoptaron las efemérides del JPL .
Antes del cambio de 1960, las 'Efemérides Lunares Mejoradas' ya estaban disponibles en términos de tiempo de efemérides para los años 1952-1959 [31] (calculado por WJ Eckert a partir de la teoría de Brown con modificaciones recomendadas por Clemence (1948)) .
Las sucesivas definiciones de la unidad de tiempo de efemérides se mencionan anteriormente (Historia). El valor adoptado para el segundo estándar de 1956/1960:
se obtuvo a partir 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:
Los relojes atómicos de cesio entraron en funcionamiento en 1955 y rápidamente confirmaron la evidencia de que la rotación de la Tierra fluctuaba de manera irregular. [32] Esto confirmó la inadecuación del segundo solar medio del Tiempo Universal como medida del intervalo de tiempo para los propósitos más precisos. Después de tres años de comparaciones con observaciones lunares, Markowitz et al. (1958) determinaron que la segunda de efemérides correspondía a 9 192 631 770 ± 20 ciclos de la resonancia de cesio elegida. [17]
A continuación, 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 radiación correspondientes a la transición entre los dos niveles hiperfinos del estado fundamental del átomo de cesio 133.
Aunque se trata de una definición independiente que no se refiere a la base más antigua del tiempo de efemérides, utiliza la misma cantidad que el valor del segundo de efeméride medido por el reloj de cesio en 1958. Este segundo SI referido al tiempo atómico fue verificado más tarde por Markowitz. (1988) concuerdan, dentro de 1 parte en 10 10 , con el segundo del tiempo de efemérides determinado a partir de observaciones lunares. [18]
A efectos prácticos, la duración del segundo de efemérides se puede tomar como igual a la duración del segundo del Tiempo Dinámico Baricéntrico (TDB) o del Tiempo Terrestre (TT) o su predecesor TDT.
La diferencia entre ET y UT se llama ΔT ; cambia irregularmente, pero la tendencia a largo plazo es parabólica , disminuyendo desde la antigüedad hasta el siglo XIX, [22] 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 intercalares) . ).
El Tiempo Atómico Internacional (TAI) se fijó en 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) (sucesor del tiempo de efemérides) y el tiempo atómico se definió posteriormente de la siguiente manera:
Esta diferencia puede suponerse constante: las tasas de TT y TAI están diseñadas para ser idénticas.
