ЭФЕМЕРИДНОЕ ВРЕМЯ
равномерная
шкала времени, соответствующая фундаментальным законам динамики И. Ньютона
и
определяемая гравитац. теорией движения Земли по орбите вокруг Солнца,
разработанной в 19 в. С. Нью-комом. За единицу измерения Э. в. принята
эфемеридная секунд а, равная 1/31556925,9747 части тропич. года. Начало
шкалы Э. в. совпадает с полуднем 31 дек. 1899, когда ср. тропич. 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 дифференц.
ур-ний движения тел Солнечной системы, решаемых методами небесной механики,
служит аргументом гравитац. 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 междунар. конференции по фундаменч тальным астрономич. постоянным.
Величину расхождения &Т = ET-VT между Э. в. ЕТ
и всемирным
временем VT, определяемым вращением Земли, неравномерность к-рого
окончательно была доказана в 1935, можно вычислить, сравнивая момент всемирного
времени, в к-рый получены наблюдаемые координаты небесного тела, с моментом
эфемеридного времени, для к-рого эфемеридные координаты совпадают с наблюдёнными.
Анализируя расхождения между эфемеридными и наблюдёнными значениями долгот
Луны, Солнца, Меркурия и Венеры, англ, астроном X. Спенсер-Джонс в 1939
нашёл, что эти расхождения изменяются пропорции онально скорости видимых
движений светил. Таким образом оказалось,что для получения поправки Э.
в. &T с макс, точностью пелесо образно использовать наблюдения Луны,
движущейся по небу быстрее других светил. Спенсер-Джонс вывел по наблюдениям
Луны принятую позже (в 1952) Междунар. астрономич. союзом формулу для вычисления
&T в секундах:
&T = + 24,349 + 72,318
Т + +
29,950
Т2 + 1,82144В,
где Т - промежуток времени,
протекший от фундаментальной эпохи до данного момента, выраженный в юлианских
столетиях по 36525 сутп, а В - расхождение между вычисленными
и наблюдёнными значениями долготы Луны (флуктуация долготы Луны). Флуктуацию
В
определяют
из наблюдений явления покрытий звёзд Луной и по измерениям положений Луны
относительно звёзд. Определение поправок &T составляет важную задачу
совр. астрономии. Таблицы значений поправки для различных эпох приводятся
в астрономических ежегодниках.
Появление высокостабильных эталонов
.частоты и связанных с ними шкал атомного времени даёт возможность получить
практически точное приближение к Э. в. при помощи шкалы Междунар, атомного
времени
JAT, формируемой Междунар. бюро времени в Париже:
ЕТ = МГ + 32,18 сек.
Лит.: Справочное руководство
по небесной механике и астродинамике, под ред. Г. Н. Дубошина, 2 изд.,
М., 1976.
В. К. Абалакин.
А Б В Г Д Е Ё 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