Ефемеридний час
 
а б в г д е ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ъ ы ь э ю я
 

Ефемеридний час

Ефемеридний час, рівномірна шкала часу, відповідна фундаментальним законам динаміки І. Ньютона і визначувана гравітаційною теорією руху Землі по орбіті довкола Сонця, розробленій в 19 ст С. Ньюкомом . За одиницю виміру Е. ст прийнята ефемеридна секунда, рівна 1/31556925,9747 частин тропічного роки. Початок шкали Е. с. збігається з полуднем 31 дек.(грудень) 1899, коли середня тропічна довгота Сонця, по теорії Ньюкома, була рівна 279°41'' 48,04'''' (це — фундаментальна епоха планетних теорій Ньюкома, що позначається в астрономії 1900, січень 0, в 12 ч ефемеридного часу). Е. ст як незалежна змінна диференціальних рівнянь руху тіл Сонячної системи, що вирішуються методами небесної механіки, служить аргументом гравітаційних теорій рухи цих тіл і обчислених на їх основі ефемерид (з чим зв'язана і само назва «Е. ст»).

загрузка...

  Е. ст було введено в 1950 вирішенням Паризької міжнародної конференції з фундаментальних астрономічних постійних. Величину розбіжності D Т = ET — VT між Е. ст ЕТ і усесвітнім часом VT, визначуваним обертанням Землі, нерівномірність якого остаточно була доведена в 1935, можна обчислити, порівнюючи момент усесвітнього часу, в який отримані спостережувані координати небесного тіла, з моментом ефемеридного часу, для якого зфемерідниє координати збігаються з наблюденнимі. Аналізуючи розбіжності між ефемеридними і наблюденнимі значеннями довгот Луни, Сонця, Меркурія і Венери, англійським астроном Х. Спенсер-Джонс в 1939 знайшов, що ці розбіжності змінюються пропорційно швидкості видимих рухів світив. Таким чином виявилось, що для здобуття поправки Е. ст DТ з максимальною точністю доцільно використовувати спостереження Луни, рухомої по піднебінню швидше за інші світила. Спенсер-Джонс вивів за спостереженнями Місяці прийняту пізніше (у 1952) Міжнародним астрономічним союзом формулу для обчислення AT в секундах:

  DТ = + 24,349 + 72,318 Т + 29,950 T 2 + 1,82 144 В ,

  де Т — проміжок часу, що протік від фундаментальної епохи до даного моменту, виражений в юліанських століттях по 36525 сут, а В — розбіжність між обчисленими і наблюденнимі значеннями довготи Луни (флуктуація довготи Луни). Флуктуацію В визначають із спостережень явища покриттів зірок Луной і по вимірах положень Луни відносно зірок. Визначення поправок ( Т складає важливе завдання сучасної астрономії. Таблиці значень поправки для різних епох приводяться в астрономічних щорічниках.

  Появу високостабільних еталонів частоти і пов'язаних з ними шкал атомного часу дає можливість отримати практично точне наближення до Е. ст за допомогою шкали Міжнародного атомного часу IAT, формованою Міжнародним бюро часу в Парижі:

ET = IAT + 32,18 сек.

 

  Літ.: Довідкове керівництво по небесній механіці і астродинаміці, під ред. Р. Н. Дубошина, 2 видавництва, М., 1976.

  Ст До. Абалакин.