Efemérides segundo

La segunda efeméride es una medida histórica de un segundo . En 1960 reemplazó el segundo solar medio utilizado en ese momento . Por tanto, la definición del segundo ya no se remonta a la rotación diaria de la tierra alrededor de sí misma (→ rotación ), sino al movimiento anual más uniforme de la tierra alrededor del sol (→ revolución ).

En el curso del desarrollo de los relojes atómicos , la definición del segundo se cambió a relojes atómicos en 1967.

historia

Originalmente, el segundo se definió como la fracción 1/86 400 de un día soleado medio (24 horas de 60 minutos de 60 segundos cada uno). Este día solar medio dura un poco más que una rotación completa de la tierra a su alrededor, que dura sólo unas 23 horas 56 minutos y 4 segundos, lo que corresponde a un día sidéreo .

Sin embargo, a principios del siglo XX , cuando por primera vez se dispuso de relojes suficientemente precisos para comprobar de forma independiente la rotación de la Tierra, quedó claro que la velocidad de rotación de la Tierra está sujeta a ligeras fluctuaciones y, debido a la fricción de las mareas. , una desaceleración a largo plazo (0,002 s por siglo). Una unidad de tiempo derivada de la rotación de la Tierra, como el segundo solar, también tiene estas irregularidades y, por lo tanto, no es lo suficientemente uniforme para algunos propósitos técnicos y científicos.

Principios

Las leyes físicas y, por tanto, en particular las leyes del movimiento de la mecánica celeste que subyacen al tiempo, son por definición completamente regulares. Por tanto, si se parte de una posición observada de un cuerpo celeste y se utiliza una teoría planetaria adecuada para calcular el punto en el tiempo en el que se asume esta posición según la teoría, los puntos en el tiempo así determinados forman básicamente una escala de tiempo uniforme ; El requisito previo es que la teoría planetaria utilizada describa la realidad física con suficiente precisión. A finales del siglo XIX ya se disponía de sofisticadas teorías que permitían utilizar este método.

Aunque los movimientos de los cuerpos celestes no son estrictamente regulares debido a sus perturbaciones mutuas, las perturbaciones están sujetas a leyes físicas conocidas con mucha precisión y, por lo tanto, pueden calcularse con casi cualquier precisión.

En contraste con esto, las fluctuaciones en la rotación de la tierra son solo parcialmente accesibles para el cálculo.

definición

En la década de 1950, como parte de la redefinición de la escala de tiempo, se introdujo una nueva definición de la segunda, que no se basaba en la rotación , sino en el movimiento orbital de la Tierra. Según S. Newcomb , la longitud eclíptica media geométrica del sol observada desde la Tierra es

{\ displaystyle L = 279 ^ {\ circ} 41'48 {,} 04 '' + 129,602,768 {,} 13 '' \ cdot T + 1 {,} 089 '' \ cdot T ^ {2}}

,

donde el tiempo que ha transcurrido desde el 0 de enero de 1900 (= 31 de diciembre de 1899) 12 ^hUT está en siglos julianos de 36525 días cada uno. ${\ Displaystyle T}$

Esta fórmula describe el movimiento aparente del sol a lo largo de la eclíptica , dando vueltas al cielo una vez al año, es decir, cubriendo 360 ° o 1.296.000 segundos de arco ( ). Según la fórmula anterior, la longitud media del sol aumenta con la velocidad. ${\ Displaystyle ''}$

{\ displaystyle {\ frac {\ mathrm {d} L} {\ mathrm {d} T}} \, = \, 129,602,768 {,} 13 ^ {\ frac {''} {\ mathrm {siglo J}}} \, + \, 2 \ cdot 1 {,} 089 ^ {\ frac {''} {\ mathrm {siglo ^ {2}}}} \ cdot T}

.

Tenga en cuenta que la velocidad no es estrictamente constante, sino que aumenta ligeramente con el tiempo (segundo término en la fórmula anterior). Esto se debe a que la velocidad se mide con respecto al equinoccio de primavera , que a su vez se mueve como resultado de la precesión y cuyo movimiento de precesión actualmente se acelera ligeramente debido a las perturbaciones planetarias.

En particular, la velocidad del sol en el momento T = 0 (es decir, el 0 de enero de 1900, 12 ^h UT):

{\ displaystyle {\ begin {alineado} {\ frac {\ mathrm {d} L} {\ mathrm {d} T}} (T = 0) & = {\ frac {129,602,768.13 \, \ mathrm {Arc segundos}} {36,525 \, \ mathrm {días}}} \\\\ & = {\ frac {360 ^ {\ circ}} {31,556,925.9747 \, \ mathrm {efemérides segundos}}} \\\\ & = {\ frac { 0.041 \, 068 \, 638 \, 974 \, 4 \, \ mathrm {segundos de arco}} {\ mathrm {segundo de efemérides}}} \ end {alineado}}}

.

Esta conexión se obtuvo originalmente observando el curso del sol y tomando como base los segundos solares. Ahora se ha invertido y se ha utilizado para redefinir el segundo. La duración del segundo debe seleccionarse de modo que la relación anterior, que anteriormente solo se daba dentro del alcance de la precisión de la observación, se cumpla exactamente con el nuevo segundo . Esto también proporcionó una escala de tiempo definitiva para la teoría solar completa, que contenía perturbaciones planetarias y otros efectos secundarios, y por medio de la cual se podía deducir el momento relevante en el tiempo a partir de una observación.

El período de tiempo que la longitud media del sol necesita para cubrir 360 ° también se llama año tropical . Por tanto, la definición fue:

"Un segundo de efemérides es la fracción 1 / 31,556,925.9747 del año tropical el 0 de enero de 1900 a las 12 en punto, tiempo de efemérides ".

Tenga en cuenta que la definición de la duración del año tropical en se refiere a 0. Enero de 1900, pero no que la duración del año tropical en 0. Comenzó enero de 1900 . Si coloca la primera ecuación y la resuelve , encuentra que el sol solo necesitó 31,556,925.97 21 efemérides segundos para cubrir 360 ° completos entre el 0 de enero de 1900 y el 0 de enero de 1901; su velocidad había aumentado ligeramente durante este período en comparación con el valor inicial. ${\ displaystyle L = 279 ^ {\ circ} 41'48 {,} 04 '' + 360 ^ {\ circ}}$ ${\ Displaystyle T}$

La definición de efemérides segundos, por otro lado, solo se refiere a la velocidad actual (en jerga técnica: instantánea ) del aumento de longitud el 0 de enero de 1900: la duración de las efemérides segundos se debe elegir de modo que la velocidad en este momento asume el valor numérico mencionado anteriormente.

Esto es comparable a la afirmación de que un vehículo se mueve actualmente a una velocidad de, por ejemplo, 85 kilómetros por hora. La velocidad actual se expresa mediante la distancia extrapolada que cubriría el vehículo si se estuviera moviendo constantemente a esta velocidad todo el tiempo. Si la velocidad cambia, no es una declaración de cuánto tiempo le tomará al vehículo cubrir una distancia de 85 kilómetros. Para hacer esto, deberían conocerse todas las velocidades actuales a lo largo de la ruta.

final

La segunda efeméride fue ratificada en 1960 por la Conferencia General de Pesas y Medidas (CGPM) como una unidad de tiempo en el sistema SI , pero fue reemplazada por la segunda atómica en 1967 por resolución de la 13a Asamblea General de la CGPM. Su definición fue elegida para que coincidiera con la segunda efemérides dentro del alcance de la precisión de la medición . Por tanto, a efectos prácticos, el segundo efeméride puede considerarse idéntico al segundo atómico.

Incluso hoy en día, el día de las efemérides todavía se encuentra ocasionalmente como una unidad astronómica de tiempo. Esto significa un período de 86,400 segundos de efemérides o segundos atómicos.

Ver también

UTC

hinchar

Nelson, RA y col. : El segundo bisiesto: su historia y posible futuro , Metrologia , 2001, 38 , 509-529 ( PDF; 381 kB )

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