Эфемеридное Время

Эфемеридное Время в Энциклопедическом словаре:
Эфемеридное Время - время, являющееся независимой переменной в уравненияхдвижения небесных тел (в отличие от всемирного времени, определяемоговращением Земли и поэтому неравномерного, эфемеридное время - равномернотекущее время). Единицей эфемеридного времени служит эфемеридная секунда,равная 1/31556925,9747 доли тропического года, определенного для 1900,январь 0, в 12 ч эфемеридного времени.

Определение «Эфемеридное Время» по БСЭ:
Эфемеридное время - равномерная шкала времени, соответствующая фундаментальным законам динамики И. Ньютона и определяемая гравитационной теорией движения Земли по орбите вокруг Солнца, разработанной в 19 в. С. Ньюкомом. За единицу измерения Э. в. принята эфемеридная секунда, равная 1/31556925,9747 части тропического года. Начало шкалы Э. с. совпадает с полуднем 31 дек. 1899, когда средняя тропическая долгота Солнца, по теории Ньюкома, была равна 279°41 48,04 (это - фундаментальная эпоха планетных теорий Ньюкома, обозначаемая в астрономии 1900, январь 0, в 12 ч эфемеридного времени). Э. в. как независимая переменная дифференциальных уравнений движения тел Солнечной системы, решаемых методами небесной механики, служит аргументом гравитационных теорий движения этих тел и вычисленных на их основе эфемерид (с чем связано и само название «Э. в.»).
Э. в. было введено в 1950 решением Парижской международной конференции по фундаментальным астрономическим постоянным. Величину расхождения ΔT = ET - VT между Э. в. ЕТ и всемирным временем VT, определяемым вращением Земли, неравномерность которого окончательно была доказана в 1935, можно вычислить, сравнивая момент всемирного времени, в который получены наблюдаемые координаты небесного тела, с моментом эфемеридного времени, для которого зфемеридные координаты совпадают с наблюденными. Анализируя расхождения между эфемеридными и наблюденными значениями долгот Луны, Солнца, Меркурия и Венеры, английским астроном Х. Спенсер-Джонс в 1939 нашел, что эти расхождения изменяются пропорционально скорости видимых движений светил. Таким образом оказалось, что для получения поправки Э. в.
ΔТ с максимальной точностью целесообразно использовать наблюдения Луны, движущейся по небу быстрее других светил. Спенсер-Джонс вывел по наблюдениям Луны принятую позже (в 1952) Международным астрономическим союзом формулу для вычисления AT в секундах:
ΔТ = + 24,349 + 72,318 T + 29,950 TІ + 1,82 144 В,
где T - промежуток времени, протекший от фундаментальной эпохи до данного момента, выраженный в юлианских столетиях по 36525 сут, а В - расхождение между вычисленными и наблюденными значениями долготы Луны (флуктуация долготы Луны). Флуктуацию В определяют из наблюдений явления покрытий звезд Луной и по измерениям положений Луны относительно звезд. Определение поправок (T составляет важную задачу современной астрономии. Таблицы значений поправки для различных эпох приводятся в астрономических ежегодниках.
Появление высокостабильных эталонов частоты и связанных с ними шкал атомного времени дает возможность получить практически точное приближение к Э. в. при помощи шкалы Международного атомного времени IAT, формируемой Международным бюро времени в Париже:
ET = IAT + 32,18 сек.
Лит.: Справочное руководство по небесной механике и астродинамике, под ред. Г. Н. Дубошина, 2 изд., М., 1976.
В. К. Абалакин.

Эфемеридная Астрономия    Эфемеридное Время    Эфемериды