历书时

天体运动的方程式中采用的时间

描述天体运动的方程式中采用的时间﹐或天体历表中应用的时间﹐简称ET。

定义

它是由天体力学的定律确定的均匀时间﹐又称牛顿时。由于地球自转的不均匀性﹐1958年国际天文学联合会决议﹐自1960年开始用历书时代替世界时作为基本的时间计量系统﹐并规定世界各国天文年历的太阳﹑月球﹑行星历表﹐都以历书时为准进行计算。

原则上﹐对于太阳系中任何一个天体﹐只要精确地掌握了它的运动规律﹐都可以用来规定历书时。十九世纪末﹐纽康根据地球绕太阳的公转运动﹐编制了太阳历表﹐是最基本的太阳历表。因此﹐人们把纽康太阳历表作为历书时定义的基础。历书时秒的定义为1900年 1月0日12时正回归年长度的1/31﹐556﹐925.9747﹔历书时起点与纽康计算太阳几何平黄经的起始历元相同﹐即取1900年初太阳几何平黄经为279°414804的瞬间﹐作为历书时1900年 1月0日12时正。

简介

历书时（ET）是过去用于天体的星历表中，特别是太阳（从地球观测）、月球、行星和其他许多太阳系内天体位置所用的时间尺度，但现已经废弃不用了。这不同于世界时（UT）：依据地球绕轴自转制定的时间尺度。历书时已经在1976年经国际天文联合会议决由地球力学时（Terrestrial Dynamical Time，TDT）与质心力学时（Barycentric Dynamical Time，TDB）取代，在1991年TDT重新更名为地球时（Terrestrial Time，TT）。

发展历史

在19世纪末期，地球的自转（也就是说日的长度）被发现不仅不规则，而且在增长中。事实上，观测太阳、月球和行星的位置与星历表比较，是确定时间更好的方法。

以纽康在1895年依据太阳视运动编辑的星历表，国际单位制的秒在1960年被定义为：

铯原子钟在1955年开始运转，并且很明显地显示出地球自转的任意起伏，证实了平太阳秒完全不适宜做为世界时的时间测量单位。经过三年的比较和观测月球的位置，确定了历书秒相当于9,192,631,770周期的铯共振，在1960年和1984年之间的国际单位秒被定义成和原子秒一致。

测定

历书时的测定有了天体的历表﹐根据给定的历书时时刻﹐可以查到天体的相应位置。相反﹐由某一时刻观测到的天体的位置与其历表比较﹐可以得到这一时刻的历书时。根据太阳历表﹐观测太阳的位置就可以得到历书时。太阳比月球难以观测﹐而且月球在天球上的视运动速度为太阳的13.37倍﹐因此观测它们所得历书时的精度也会相差同样的倍数。实际上历书时是通过观测月球得到的。E.W.布朗根据他对月球运动理论的芯咯o计算并出版了改进月历表。把观测到的月球位置与布朗改进月历表进行比较﹐即可得历书时。观测月球的方法有中天观测﹑等高观测﹑月掩星观测和照相观测。通常使用的仪器有子午环﹑中星仪﹑等高仪和双速月球照相仪。由于月球视面比较大﹐边缘不整齐﹐因而观测精度不高﹐所得历书时的精度也很低。

修正

在1976年，国际天文学联合会确认历书时的理论依据是非相对论性的，因此，从1984年起历书时将由两个相对性的时间尺度，建立在力学时间尺度上的地球力学时和质心力学时来取代。为了实用的目的，历书秒的长度和TDT或TBD的秒完全一样。

历书时和世界时的差异为ΔT，它会规则的改变，但是在长期项上倾向抛物线，从古代逐渐递减到19世纪，然后开始以每年约0.7秒的速率增加（参见闰秒）。国际原子时（International Atomic Time，TAI）被设定在1958年1月1日0:00:00与UT2相同。在当时，ΔT已经大约是32.18秒，原子时和地球时（历书时的接班者）以后的差量被定义如下式：

相差的数值被假设为常数－地球时和原子时被设计成是相同的。

计算方法

历书时和世界时历书时和世界时 UT2的关系用下式表示﹕

ET=UT2+ΔT 。

ΔT 中除包含长期变化外﹐还包含不规则变化﹐它只能由观测决定﹐而不能用任何公式推测。五十年代以来﹐对布朗月历表进行过三次修订。根据这些不同的月历表得到的历书时﹐分别称为ET﹑ET﹑ET。由于历书时的测定精度较低﹐1967年起已用原子时代替历书时作为基本的时间计量系统，但在天文历表上仍用历书时。1976年的第十六届国际天文学联合会决议，从1984年起天文计算和历表上所用的时间单位，也都以原子时秒为基础。

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