El término tiempo de efemérides (a menudo abreviado como ET ) puede, en principio, referirse al tiempo asociado a 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 del estándar de 1952.
A veces ha surgido la impresión de que el tiempo de efemérides se utilizó desde 1900: esto probablemente surgió porque el ET, aunque propuesto y adoptado en el período 1948-1952, se definió en detalle utilizando fórmulas que hicieron uso retrospectivo de la fecha de época del 0 de enero de 1900 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, el segundo de efemérides , que llegó a duplicarse estrechamente en la longitud del segundo del SI estándar actual (ver a continuación: 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, para liberarse 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 (tal como se observa 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 había creído 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 ralentizando en escalas de tiempo más largas. La evidencia fue recopilada 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 tiempo 'uniforme' o 'newtoniano', que se define como la variable independiente de las ecuaciones de la mecánica celeste". De Sitter propuso una corrección que se aplicaría al tiempo solar medio dado por la rotación de la Tierra para obtener el tiempo uniforme.
Otros astrónomos de la época también hicieron sugerencias para obtener un tiempo uniforme, entre ellos 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 definir y determinar el tiempo de manera mejor y más uniforme. [9]
Así se desarrolló el objetivo de proporcionar una nueva escala de tiempo para fines astronómicos y científicos, para evitar las irregularidades impredecibles de la escala de tiempo solar medio , y reemplazar para estos fines el Tiempo Universal (TU) y cualquier otra escala de tiempo basada en la rotación de la Tierra alrededor de su eje, como el tiempo sideral .
El astrónomo norteamericano 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 pensada "solamente para la conveniencia de los astrónomos y otros científicos" y que era "lógico continuar utilizando el tiempo solar medio para fines civiles". [11]
Tanto De Sitter como Clemence se refirieron a la propuesta como tiempo "newtoniano" o "uniforme". D Brouwer sugirió el nombre de "tiempo de efemérides". [12]
A raíz 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 sea el año sideral en 1900.0, y que el tiempo calculado en esta unidad se denomine tiempo de efemérides ", y dio la fórmula de Clemence (véase Definición de tiempo de efemérides (1952)) para traducir el tiempo solar medio a tiempo de efemérides.
La Unión Astronómica Internacional aprobó esta recomendación en su asamblea general de 1952. [12] [13] La introducción práctica llevó algún tiempo (véase Uso del tiempo de efemérides en almanaques oficiales y efemérides); el tiempo de efemérides (ET) siguió siendo un estándar hasta que fue reemplazado en la década de 1970 por otras escalas de tiempo (véase Revisión).
Durante la vigencia del tiempo de efemérides como estándar, los detalles se revisaron un poco. La unidad se redefinió en términos del año trópico en 1900.0 en lugar del año sideral; [12] y el segundo estándar se definió primero como 1/31556925.975 del año trópico en 1900.0, [12] [14] y luego como la fracción ligeramente modificada 1/31556925.9747 en su lugar, [15] siendo finalmente redefinido en 1967/8 en términos del reloj atómico de cesio estándar (ver abajo).
Aunque la ET ya no se utiliza directamente, deja un legado que perdura. Las escalas de tiempo que la sucedieron, como la TDT, así como la escala de tiempo atómico IAT (TAI) , se diseñaron 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 igualdad cercana entre el segundo de la ET y el segundo posterior del SI (tal como se definió con referencia al reloj atómico de cesio) con una precisión 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 se han necesitado para su inserción en las escalas de tiempo de transmisión actuales, para mantenerlas aproximadamente en sintonía con el tiempo solar medio .
El tiempo de efemérides se definía en principio por el movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol [12] (pero su implementación práctica se lograba normalmente de otra manera, véase más adelante). Su definición detallada se basaba en las Tablas del Sol de Simon Newcomb (1895), [5] implementadas de una nueva manera para dar cabida a 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 dado, indicada por el intervalo T (en unidades de siglos julianos de 36525 días solares medios [19] ), calculados a partir del mediodía del meridiano 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 demostraron 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 corregida convencionalmente de la fórmula de Newcomb, incorporando las correcciones en función del tiempo solar medio, sería la suma de las dos expresiones anteriores:
Sin embargo, la propuesta de Clemence de 1948 no adoptó esa corrección del tiempo solar medio. En su lugar, se utilizaron los mismos números que en la fórmula original sin corregir de Newcomb (1), pero ahora aplicados de manera un tanto prescriptiva, para definir un nuevo tiempo y una nueva escala temporal de manera implícita, basándose en la posición real del Sol:
Con esta nueva aplicación, la variable tiempo, ahora expresada 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 de la siguiente manera: "El origen y la velocidad del tiempo de efemérides se definen para que la longitud media del Sol coincida con la expresión de Newcomb" [21].
A partir 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, Clemence llegó a una expresión explícita, estimando la diferencia en segundos de tiempo entre el tiempo de efemérides y el 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 sustituida 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 el UT dependía de la observación. La inspección de las fórmulas anteriores muestra que las unidades (idealmente constantes) del tiempo de 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 sus fluctuaciones irregulares, tienden a alargarse gradualmente). Este hallazgo es coherente con los resultados modernos de Morrison y Stephenson [22] (véase el artículo ΔT ).
Aunque el tiempo de efemérides se definía en principio por el movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol, [23] en la práctica se medía habitualmente por el movimiento orbital de la Luna alrededor de la Tierra. [24] Estas mediciones pueden considerarse como realizaciones secundarias (en 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 mediciones lunares eran de carácter práctico: la Luna se mueve respecto al fondo de estrellas aproximadamente 13 veces más rápido que el Sol y la precisión de las determinaciones del tiempo a partir de 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 había 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. Cada vez más, después de la calibración en 1958 del reloj atómico de cesio por referencia al tiempo de efemérides, [17] comenzaron a usarse relojes atómicos de cesio que funcionaban sobre la base de segundos de efemérides y se mantenían sincronizados con el tiempo de efemérides. Los relojes atómicos ofrecían una realización secundaria adicional de ET, sobre una base de tiempo cuasi-real [25] que pronto demostró ser más útil que el estándar primario de ET: no solo más conveniente, sino también más precisamente uniforme que el propio estándar primario. Tales realizaciones secundarias se usaron y se 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 primario de tiempo de efemérides, sino más bien, una mejora sobre este debido a su aproximación más cercana 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 la ET. [16]
La disponibilidad de relojes atómicos, junto con la creciente precisión de las observaciones astronómicas (lo que significaba que las correcciones relativistas, al menos en el futuro previsible, ya no iban a ser lo suficientemente pequeñas como para ser descuidadas), [27] llevaron al eventual reemplazo del estándar de tiempo de efemérides por escalas de tiempo más refinadas que incluyen el tiempo terrestre y el tiempo dinámico baricéntrico , al cual la ET puede verse como una aproximación.
En 1976, la UAI resolvió que la base teórica de su estándar vigente en ese momento (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, lo que llevó a que, a su vez, estas fueran reemplazadas 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) . [16]
Las efemérides de alta precisión del Sol, la Luna y los planetas se desarrollaron y calcularon en el Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL) durante un largo período, y las últimas disponibles se adoptaron para las efemérides en el Almanaque Astronómico 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 se ha caracterizado como un tiempo de coordenadas relativista que difiere del Tiempo Terrestre solo por pequeños términos periódicos con una amplitud que no excede los 2 milisegundos de tiempo: está relacionado linealmente con, pero es distinto (por un desfase 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 los relojes situados en el geoide o cerca de él , T eph (con una precisión de 2 milisegundos), pero no tan cerca de TCB, se puede utilizar como aproximación al tiempo terrestre y, a través de las efemérides estándar, T eph tiene un uso generalizado. [4]
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 [29] (re)definió el Tiempo Dinámico Baricéntrico (TDB) como un estándar actual. Tal como se redefinió en 2006, el TDB es una transformación lineal del TCB . La misma resolución de la IAU también afirmó (en la nota 4) que el "argumento de tiempo independiente de las efemérides del JPL DE405 , que se llama T eph " (aquí la fuente de la IAU cita [4] ), "es para fines prácticos el mismo que el TDB definido en esta Resolución". Por lo tanto, el nuevo TDB, como el T eph , es esencialmente una continuación más refinada del antiguo tiempo de efemérides ET y (aparte de las fluctuaciones periódicas de < 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 la Efemérides Astronómicas (Reino Unido) y en el Almanaque Náutico y de Efemérides Estadounidense , reemplazando a UT en las efemérides principales en las ediciones de 1960 y posteriores. [30] (Pero las efemérides en el Almanaque Náutico, por entonces una publicación separada para uso de los navegantes, continuaron expresándose en términos de UT). Las efemérides continuaron sobre esta base hasta 1983 (con algunos cambios debido a la adopción de valores mejorados 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] (calculadas por WJ Eckert a partir de la teoría de Brown con modificaciones recomendadas por Clemence (1948)).
Las definiciones sucesivas de la unidad de tiempo de efemérides se mencionan más arriba (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), tomada y aplicada 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 las 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. [17]
Posteriormente, en 1967/68, la Conferencia General de Pesas y Medidas (CGPM) sustituyó la definición del segundo SI por la siguiente:
La segunda es la duración de 9 192 631 770 períodos de la radiación correspondiente 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 hace referencia a la base más antigua del tiempo de efemérides, utiliza la misma cantidad que el valor del segundo de efemérides medido por el reloj de cesio en 1958. Este segundo SI referido al tiempo atómico fue verificado posteriormente por Markowitz (1988) como coincidente, dentro de 1 parte en 10 10 , con el segundo del tiempo de efemérides determinado a partir de observaciones lunares. [18]
Para efectos prácticos la longitud del segundo de efemérides puede tomarse como igual a la longitud del segundo del Tiempo Dinámico Baricéntrico (TDB) o 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 una tasa 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 igual al UT2 a las 0:00:00 del 1 de enero de 1958. En ese momento, ΔT ya era de unos 32,18 segundos. La diferencia entre el Tiempo Terrestre (TT) (el sucesor del tiempo de efemérides) y el tiempo atómico se definió posteriormente de la siguiente manera:
Se puede suponer que esta diferencia es constante: las tasas de TT y TAI están diseñadas para ser idénticas.
