時間標準

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時間標準是一種規範測定時間:可按時間流易的速度、在時間點或兩者。近代以來,幾次規範已被正式承認為標準,在以往是習慣與慣例的問題。一個時間標準為例子可以是指一個時間刻度,並指定用於測定時間劃分之方法。民間時間標準可以同時指定了時間間隔內的時間與日。

標準化的時間測量均使用一時鐘來計算部分週期性變化之週期,這可能是一個人造的機械的自然現象或任一的變化作出。

歷史上,時間標準往往基於地球的自轉週期。從17世紀後期到19世紀,為假設地球每天自轉速率是恆定的[註 1]。數種,包括日食記錄,研究了在19世紀的天文觀測,提出了懷疑,在這地球的自轉速度是逐漸放緩,也顯示了小規模的不規則性,這是在二十世紀早期確診[註 2]。基於地球自轉時間的標準取而代之(或初始補充)從1952年起,根據天文使用的星歷表的時間標準地球的軌道週期,並在實際在月球上的運動。銫原子鐘於1955年發明,導致更換舊的與純屬的天文時間標準,最實際的目的,通過基於全部或部分的原子時間較新的時間標準。

各種類型的第二以及當天的將用作大部分時間尺度上的基本時間間隔。其他的時間間隔內(分鐘、小時與年),在這兩個方面通常被定義。

根據地球自轉時間標準[编辑]

視太陽時間表觀通常用來在英語語言源代碼,但在法國天文文獻‘true’[2]),是基於太陽日,這是一個太陽中午(真正的太陽橫過通道之間的子午線)與接下來的。一個太陽日約24小時的平均時間。因為圍繞太陽地球的軌道是橢圓形的,而且由於地軸相對於軌道(黃道)的平面的傾角,視太陽日變化高於或低於24小時的平均值幾十秒鐘。由於變異積累過了幾個星期,有差異一樣大,視太陽時之間的16分平均太陽時(見均時差)。然而,這些變化抵消了一年多。也有其他因素波動,如地球的擺動,但這些都是少於每年第二次。

恆星時間,就是恆星的時間。所見恆星是一個恆星旋轉需要對地球進行一次轉動方式,約23小時56分4秒的時間。對於在陸地上精確的天文工作,這是通常的觀察恆星時間,而不是太陽時間來衡量平均太陽時間,因為“固定”恆星觀察可以衡量與減少更準確地比太陽的觀察(儘管需要使各種小補償、折射、象差、歲差、章動與適當運動)。這是眾所周知的,太陽觀測構成重大的障礙即以測量實現的精度[3] 。古時候的準確報時信號的分配前,這是常規工作的一部分,在任何天文台觀察選定的“時鐘恆星”子午儀之恆星時間(眾所周知的立場與運動),並使用這些正確的辦刊當地平均恆星時間觀測站鐘;但現在地方恆星時通常是由電腦所產生,基於時間的信號[4]

平均太陽日時間,是由時間的時差修正原先視太陽時。平均太陽時有時衍生,尤其是在海上航行的目的,通過觀察視太陽時,然後加給它的計算校正、時間等式,這對於兩個已知的不規則性,造成地球的軌道是橢圓形與補償傾斜地球赤道和極地軸與黃道(即繞太陽地球軌道的平面)。

格林威治標準時間GMT)最初是指從時間在格林威治皇家天文台(RGO)提出經線觀察推斷。該觀測台的主經線被選為1884年國際子午線會議本初子午線。北京時間無論以該名稱或為“平均時間在格林威治'曾經是國際時間標準,但已不再是同樣的;它最初被命名於1928年,為世界時(UT)(部分原因是從開始天文於每日午夜,而不是在中午時分的改變做法歧義產生的結果,通過了從1925年1月1日)。 UT、UT1較現行成品版本仍然是在現實中的平均時間在格林威治。格林威治標準時間仍是在英國法律的時間(在冬季和夏季時間調整一小時)。 但世界協調時間(UTC)(以原子為基礎時間刻度而始終保持在0.9秒以內的UT1)是在英國共同實際使用中,並且名稱GMT往往不精確用來參考。 (見格林威治時間世界時世界協調時間與引用來源。)

世界時UT)是一個基於平均太陽日的時間尺度,定義為盡可能一致的變化,儘管在地球的自轉。

  • UT0是觀察某一特定地點的旋轉時間。據觀察作為分別恆星週日運動或地外無線電波源。
  • UT1透過校正UT0為極移對觀測地點的經度效應計算。從一致性變化的,為在地球自轉的不規則性。

時間標準的行星運動計算[编辑]

下面描述曆書時,其繼任時標都被用於天文用途,如在行星運動的計算,與目標包含一致性,從地球自轉的不規則性,特別是自由性。其中有些標準是協調時間刻度的或與力學時之例子。

  • 曆書時 (ET),為1952年至1976年國際天文學聯合會的正式時標標準;它是根據地球繞太陽,從星歷表第二次是衍生的定義回歸年的分數的軌道運動動力學的時間尺度。該星歷其二是對SI第二個1956年至1967年的標準,它也是銫原子鐘來源校準;其長度一直密切複製,在第1階段1010,在當前的SI的大小第二簡稱原子時間[5]。這曆書時的標準是非相對論並沒有履行相對論協調時標不斷增長的需求。其是在使用本作的官方年鑑和其他行星歷表1960年至1983年,與被替換的官方年鑑1984年後,通過數值積分噴氣推進實驗室的發展歷 DE200(基於JPL的相對論協調時間標度Teph)。

對於在地表的應用,ET的正式更換為地球力學時(TDT),因為重新定義為地球時(TT)。對於星歷的計算,TDB正式建議更換ET,但缺乏中發現TDB的定義(雖然不影響 Teph),而這些導致了國際天文學聯合會定義,並建議進一步的時間尺度上,重心坐標時(TCB)為在太陽能系統作為一個整體使用,並地心坐標時(TCG)在地球附近使用。根據定義,TCB(從地表觀測)的速度相對於所有的ET、Teph與TDT/ TT紛歧之[6];同樣如此,在較小程度上,TCG的。太陽、月亮與行星在目前普遍和正式使用的星歷表仍然是那些在噴氣推進實驗室 的計算(更新為2003年至DE405)使用作為參數Teph

  • 地球力學時TDT)取代曆書時,保持連續性與之。 TDT是一個統一的原子時標,其單位是SI秒。 TDT綁定在其速度到SI第二,由於是國際原子時(TAI),卻因為太有點任意定義在其1958年成立以來是最初等於UT之改良版本,TT是來自TAI的偏移,通過恆定32.184秒。偏移提供從歷書時一個連續性TDT。 TDT已經被重新定義為地球時(TT)。
  • 重心動態時間TDB)相似TDT,但包含移動原點的重心相對論修正。 TDB只有在週期性方面不同於TT。所不同的是在2毫秒。

1991年,為了澄清時空坐標之間的關係,新增時標並進行了介紹,每一個參考有不同的框架。地球時為時間的地表。地心坐標時間是在地球的中心坐標時標。重心坐標時是一個坐標時間刻度以大量的太陽系統,該系統被稱為重心的中心。重心的動態時間是一個動態的時間在重心[7]

  • 地心坐標時TCG),是具有其空間原點在地球質心坐標的時間。 TCG線性相關TT為:TCG - TT = LG * (JD -2443144.5) * 86400秒,與LG定義為6.969290134e-10完全相同的比例差異。
  • 質心坐標時 (TCB),是具有其空間原點在太陽系質心坐標的時間。 TCB不同於TT在速度和其他大多是週期性的條件, TCB - TT = LB * (JD -2443144.5) * 86400秒:忽略週期性方面,平均超過時間的兩個長週期的意義上被有關。據國際天文聯合會的刻度差異LB的最佳估計為1.55051976772e-08。

建立時間標準[编辑]

國際原子時間 (TAI),是根据以下秒的定义的一种国际参照时标, 属于国际单位制(SI)。1967年第13届国际度量衡会议上通过一项决议,定义一秒为铯-133原子基态两个超精细能级间跃迁辐射9,192,631,770周所持续的时间。[8][9]

世界協調時間 (UTC),是最主要的世界時間標準,其以原子时秒长为基础,在时刻上尽量接近于格林尼治平時中國大陸採用ISO 8601:2000的国家标准GB/T 7408-2005《数据元和交换格式 信息交换 日期和时间表示法》中亦称之为协调世界时台灣採用CNS 7648的《資料元及交換格式–資訊交換–日期及時間的表示法》(與ISO 8601類似)稱之爲世界協調時間

標準時間民用時間在一個區域偏差固定的圓形的數額,小時通常是一個整數,從某種形式的通用時間,現在通常是UTC。偏移是選擇這一個新的一天開始大致上當太陽橫過最低點子午線;就是看到的時區。另外的區別並不是真正固定的,但該改變了一年兩次圓量,通常是一個小時後,見日光節約時間

其他時間範圍[编辑]

儒略日儒略日是日已過的計數自格林威治標準公元前4713年正午1月1日,儒略預期歷。 朱利安日期是儒略日數後面的日子,源自前面的中午經過部分。方便的天文學家,這是避免了日期跳過期間觀察一夜。

修飾後儒略日(MJD)被定義為MJD= JD - 2400000.5。修飾後儒略日一天由此開始在半夜之民間日期。朱利安日期可以表現在UT、TAI、TDT等,所以精確的應用程序應該在規定的時間刻度,如:MJD49135.3824TAI。

參閱[编辑]

註釋[编辑]

  1. ^ 古代的約翰·佛蘭斯蒂德與會者普遍認為,地球的自轉有季節性變化相媲美與現在所謂的均時差大小。參見條目文森特翼托馬斯·司奇狄對於佛蘭斯蒂德之前天文學家所認為這個的例子。該均時差, 正常基於視運動的太陽不規則性的兩個主要組成部分,即黃赤交角與地球軌道偏心率之影響的效果,約翰·佛蘭斯蒂德的資料表直到1672/3之後,沒有被普遍採用,發表傑雷米亞·霍羅克斯之作品追授版。請參閱s Vince[1];參見均時差
  2. ^ 參見曆書時,與已有顯示之來源。

參考資料[编辑]

  1. ^ "A Complete System of Astronomy", 2nd edition, volume 1, 1814, at p.49
  2. ^ See for example a recent description of "temps vrai" by the Bureau des Longitudes; and for an older example S Vince, 'A complete system of astronomy' (1814), esp. at page 46.
  3. ^ See H A Harvey, "The Simpler Aspects of Celestial Mechanics", in Popular Astronomy 44 (1936), 533-541.
  4. ^ A E Roy, D Clarke, 'Astronomy: Principles and Practice' (4th edition, 2003) at p.89.
  5. ^ W Markowitz, R G Hall, L Essen, J V L Parry (1958), 'Frequency of caesium in terms of ephemeris time', Phys Rev Letters v1 (1958), 105-107; and Wm Markowitz (1988) 'Comparisons of ET(Solar), ET(Lunar), UT and TDT', in (eds.) A K Babcock & G A Wilkins, 'The Earth's Rotation and Reference Frames for Geodesy and Geophysics', IAU Symposia #128 (1988), at pp 413-418.
  6. ^ P K Seidelmann & T Fukushima (1992), "Why new time scales?", Astronomy & Astrophysics vol.265 (1992), pages 833-838, including Fig. 1 at p.835, a graph giving an overview of the rate differences and offsets between various standard time scales, present and past, defined by the IAU.
  7. ^ V Brumberg, S Kopeikin (1990), 'Relativistic time scales in the solar system', Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (1990), Vol. 48, 23-44
  8. ^ 国际原子时. 香港天文台. 2012年12月20日. 
  9. ^ Resolution 1 of the 13th meeting of the CGPM (1967/68). BIPM. [2013年11月7日]. 
  • Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac, P. K. Seidelmann, ed., University Science Books, 1992, ISBN 0-935702-68-7

外部連結[编辑]