Epocha (astronomie) - Epoch (astronomy)

V astronomii , An epocha nebo referenční epocha je okamžik v čase použit jako referenční bod pro některé časově proměnlivé astronomické množství. To je užitečné pro nebeských souřadnic nebo okružní elementy jednoho nebeské těleso , protože podléhají odchylkám a mění se s časem. Tyto časově proměnné astronomické veličiny mohou zahrnovat například střední délku nebo průměrnou anomálii tělesa, uzel jeho oběžné dráhy vzhledem k referenční rovině , směr apogee nebo aphelion jeho oběžné dráhy nebo velikost hlavní osa jeho oběžné dráhy.

Hlavní použití takto specifikovaných astronomických veličin je pro výpočet dalších relevantních parametrů pohybu, aby bylo možné předpovědět budoucí polohy a rychlosti. Aplikované nástroje disciplín nebeské mechaniky nebo její podpolní orbitální mechaniky (pro predikci orbitálních cest a poloh těles v pohybu pod gravitačními účinky jiných těles) lze použít ke generování efemeridy , tabulky hodnot udávající polohy a rychlosti astronomických objektů na obloze v daném čase nebo časech.

Astronomické veličiny lze určit některým z několika způsobů, například jako polynomiální funkce časového intervalu s epochou jako časovým počátkem (jedná se o běžný současný způsob použití epochy). Alternativně lze časově proměnnou astronomickou veličinu vyjádřit jako konstantu, která se rovná míře, kterou měla v epochě, přičemž její variabilitu v čase lze specifikovat jiným způsobem - například tabulkou, jak to bylo běžné během 17. a 18. století.

Slovo epocha bylo ve starší astronomické literatuře často používáno jiným způsobem, např. V průběhu 18. století, v souvislosti s astronomickými tabulkami. V té době bylo zvykem označovat „epochy“, nikoli standardní datum a čas vzniku pro časově proměnné astronomické veličiny, ale spíše hodnoty v tomto datu a čase samotných těchto časově proměnných veličin . V souladu s tímto alternativním historickým použitím by výraz jako „oprava epoch“ odkazoval na úpravu hodnot tabulkových astronomických veličin použitelných pro pevné standardní datum a čas odkazu (obvykle nikoli v malém množství) (a nikoli , jak lze očekávat od aktuálního použití, ke změně z jednoho data a času odkazu na jiné datum a čas).

Epocha versus rovnodennost

Astronomická data jsou často specifikována nejen ve vztahu k epochě nebo referenčnímu datu, ale také ve vztahu k jiným referenčním podmínkám, jako jsou souřadnicové systémy specifikované výrazem „ rovnodennost “ nebo „rovnodennost a rovník “ nebo „rovnodennost a ekliptika“ "- pokud jsou potřebné pro úplnou specifikaci astronomických dat uvažovaného typu.

Referenční data pro souřadnicové systémy

Pokud jsou data závislá na svých hodnotách na konkrétním souřadnicovém systému, je třeba přímo nebo nepřímo zadat datum daného souřadnicového systému.

Nebeské souřadnicové systémy, které se v astronomii nejčastěji používají, jsou rovníkové souřadnice a ekliptické souřadnice . Ty jsou definovány ve vztahu k (pohybující se) jarní rovnodennost pozice, což samo o sobě je dána orientací Země s osou otáčení a na oběžné dráze kolem Slunce . Jejich orientace se liší (i když pomalu, např. V důsledku precese ) a takových souřadnicových systémů je nekonečno . Souřadnicové systémy nejpoužívanější v astronomii tedy potřebují svůj vlastní datový odkaz, protože souřadnicové systémy tohoto typu jsou samy v pohybu, např. Precesí rovnodenností , dnes často rozdělených do precesních složek, samostatných precesí rovníku a ekliptiky .

Epocha souřadnicového systému nemusí být stejná a často v praxi není stejná, jako epocha pro data samotná.

Rozdíl mezi samotným odkazem na epochu a odkazem na určitou rovnodennost s rovníkem nebo ekliptikou je tedy v tom, že odkaz na tuto epochu přispívá ke specifikaci data samotných hodnot astronomických proměnných; zatímco odkaz na rovnodennost spolu s rovníkem / ekliptikou určitého data se týká identifikace nebo změn v souřadnicovém systému, pokud jde o vyjádření těchto astronomických proměnných. (Někdy může být slovo „rovnodennost“ použito samostatně, např. Tam, kde je uživatelům z kontextu zřejmé, v jakých formách jsou uvažované astronomické proměnné vyjádřeny, v rovníkové nebo ekliptické podobě.)

Rovnodennost s rovníkem / ekliptikou daného data definuje, který souřadný systém se použije. Většina standardních souřadnic, které se dnes používají, se vztahuje na 2000 TT (tj. Na 12h na pozemské časové stupnici 1. ledna 2000), ke kterému došlo o 64 sekund dříve než v poledne UT1 ke stejnému datu (viz ΔT ). Před asi 1984 byly běžně používány souřadnicové systémy datované do roku 1950 nebo 1900.

Výraz „rovnodennost (a ekliptika / rovník) data “ má zvláštní význam . Jsou-li souřadnice vyjádřeny jako polynomy v čase vzhledem k referenčnímu rámci definovanému tímto způsobem, znamená to, že hodnoty získané pro souřadnice vzhledem k jakémukoli intervalu t po uvedené epochě jsou ve smyslu souřadnicového systému stejného data jako samotné získané hodnoty, tj. datum souřadného systému se rovná (epocha + t).

Je vidět, že datum souřadnicového systému nemusí být stejné jako epocha samotných astronomických veličin. Ale v takovém případě (kromě výše popsaného případu „rovnodennosti data“) budou s daty spojena dvě data: jedno datum je epochou časově závislých výrazů udávajících hodnoty a druhé datum je datum souřadnicový systém, ve kterém jsou hodnoty vyjádřeny.

Například orbitální prvky , zejména oscilační prvky pro menší planety, jsou běžně uváděny s odkazem na dvě data: první, relativní k nedávné epochě pro všechny prvky: ale některá data jsou závislá na zvoleném souřadnicovém systému a poté je obvyklé určit souřadnicový systém standardní epochy, který často není stejný jako epocha dat. Příklad je následující: Pro planetku (5145) Pholus byly uvedeny orbitální prvky, včetně následujících údajů:

Epocha 2010, leden 4,0 TT. . . = JDT 2455200,5
M 72 00071. . . . . . . . (2000,0)
n. 0,01076162 ... . . Peri. 354,75938
a 20,3181594. . . . . Uzel. 119,42656
e. 0,5715321. . . . . Vč. 24.66109

kde epocha je vyjádřena jako pozemský čas, s ekvivalentním juliánským datem. Čtyři z prvků jsou nezávislé na jakémkoli konkrétním souřadnicovém systému: M je průměrná anomálie (deg), n: průměrný denní pohyb (deg / d), a: velikost poloviční hlavní osy (AU), e: excentricita (bezrozměrný). Ale argument perihelionu, délky vzestupného uzlu a sklonu jsou všechny závislé na souřadnicích a jsou specifikovány vzhledem k referenčnímu rámci rovnodennosti a ekliptice jiného data „2000.0“, jinak známého jako J2000, tj. 1. ledna 2000 (12h 1. ledna) nebo JD 2451545.0.

Epochy a období platnosti

V konkrétní sadě výše uvedených souřadnic byla většina prvků vynechána jako neznámá nebo neurčená; například prvek n umožňuje vypočítat přibližnou časovou závislost prvku M, ale ostatní prvky an samotné se považují za konstantní, což představuje dočasnou aproximaci (viz Osculating elements ).

Konkrétní souřadnicový systém (rovnodennost a rovník / ekliptika konkrétního data, například J2000.0) by tedy mohl být použit navždy, ale sada oscilačních prvků pro určitou epochu může (přibližně) platit pouze po poměrně omezenou dobu, protože oscilační prvky, jako jsou ty uvedené výše, neukazují účinek budoucích poruch, které změní hodnoty prvků.

Nicméně doba platnosti je v zásadě jiná záležitost a ne výsledek použití epochy k vyjádření údajů. V jiných případech, např. V případě úplné analytické teorie pohybu nějakého astronomického tělesa, budou všechny prvky obvykle uvedeny ve formě polynomů v časovém intervalu od epochy a budou také doprovázeny trigonometrickými termíny přiměřeně specifikovaných periodických poruch . V takovém případě se doba jejich platnosti může na obou stranách uvedené epochy protáhnout několik století nebo dokonce tisíciletí.

Některá data a některé epochy mají dlouhou dobu používání z jiných důvodů. Například hranice souhvězdí IAU jsou určeny relativně k rovnodennosti od začátku roku 1875. Jedná se o konvenci, ale konvence je definována v rovníku a ekliptice, jak tomu bylo v roce 1875. zjistit, ve které souhvězdí konkrétní kometa dnes stojí, musí být aktuální poloha této komety vyjádřena v souřadnicovém systému z roku 1875 (rovnodennost / rovník z roku 1875). Tento souřadnicový systém lze tedy stále používat i dnes, přestože většina předpovědí komet vytvořených původně pro rok 1875 (epocha = 1875) by již dnes nebyla užitečná kvůli nedostatku informací o jejich časové závislosti a poruchách.

Změna standardní rovnodennosti a epochy

K výpočtu viditelnosti nebeského objektu pro pozorovatele v určitém čase a na určitém místě na Zemi jsou potřebné souřadnice objektu vzhledem k souřadnicovému systému aktuálního data. Pokud se použijí souřadnice relativní k jinému datu, způsobí to chyby ve výsledcích. Velikost těchto chyb se zvyšuje s časovým rozdílem mezi datem a časem pozorování a datem použitého souřadnicového systému z důvodu precese rovnodenností. Pokud je časový rozdíl malý, pak mohou stačit docela snadné a malé opravy precese. Pokud se časový rozdíl zvětší, je třeba provést úplnější a přesnější opravy. Z tohoto důvodu nelze polohu hvězdy načtenou z atlasu hvězd nebo katalogu založeného na dostatečně staré rovnodennosti a rovníku použít bez oprav, pokud je požadována přiměřená přesnost.

Hvězdy se navíc navzájem pohybují vesmírem. Zdánlivý pohyb po obloze ve srovnání s jinými hvězdami se nazývá správný pohyb . Většina hvězd má velmi malé správné pohyby, ale některé mají správné pohyby, které se hromadí na znatelné vzdálenosti po několika desítkách let. Takže některé hvězdné pozice čtené z hvězdného atlasu nebo katalogu pro dostatečně starou epochu vyžadují pro přiměřenou přesnost také správné korekce pohybu.

Vzhledem k precesi a správnému pohybu se hvězdná data stávají méně užitečnými, protože věk pozorování a jejich epocha a rovnodennost a rovník, ke kterému se vztahují, stárnou. Po chvíli je snazší nebo lepší přejít na novější data, obvykle označovaná jako novější epocha a rovnodennost / rovník, než pokračovat v opravách starších dat.

Určení epochy nebo rovnodennosti

Epochy a rovnodennosti jsou okamžiky v čase, takže je lze specifikovat stejně jako momenty, které označují jiné věci než epochy a rovnodennosti. Nejpopulárnější se zdají být následující standardní způsoby určování epoch a rovnodenností:

Všechny tři z nich jsou vyjádřeny v TT = pozemský čas .

Besselianské roky, které se většinou používají pro hvězdné pozice, lze narazit ve starších katalozích, ale nyní jsou zastaralé. Hipparcos souborný katalog, například, definuje "katalog epochu" jako "J1991.25" (8,75 Julian roky před lednem 1.5, 2000 TT, např dubna 2.5625, 1991 TT).

Besselian let

Besselianský rok je pojmenován podle německého matematika a astronoma Friedricha Bessela (1784–1846). Meeus 1991 , s. 125 definuje začátek besselianského roku jako okamžik, kdy je průměrná zeměpisná délka Slunce, včetně vlivu aberace, měřená od průměrné rovnodennosti data, přesně 280 stupňů. Tento okamžik se blíží začátku příslušného gregoriánského roku . Definice závisela na konkrétní teorii oběžné dráhy Země kolem Slunce, té Newcombové (1895), která je nyní zastaralá; z tohoto důvodu se mimo jiné používání besselianských let stalo nebo stává zastaralým.

Lieske 1979 , s. 282 říká, že „besselianskou epochu“ lze vypočítat z juliánského data podle

B = 1900,0 + (Juliánské datum - 2415020,31352) / 365,242198781

Lieskeova definice není přesně v souladu s dřívější definicí, pokud jde o střední délku Slunce. Při použití besselianských let uveďte, která definice se používá.

Abychom rozlišili mezi kalendářními roky a besselianskými roky, stalo se zvykem přidávat k besselianským rokům „.0“. Od přechodu na juliánské roky v polovině 80. let se stalo zvykem předponu „B“ před besselianskými roky. „1950“ je tedy kalendářní rok 1950 a „1950.0“ = „B1950.0“ je začátek Besselianova roku 1950.

  • Hranice konstelace IAU jsou definovány v rovníkovém souřadnicovém systému vzhledem k rovnodennosti B1875.0.
  • Henry Draper Katalog používá rovnodennosti B1900.0.
  • Klasický hvězdný atlas Tabulae Caelestes používal jako rovnodennost B1925.0.

Podle Meeuse a také podle výše uvedeného vzorce

  • B1900.0 = JDE 2415020.3135 = 1900 leden 0,8135 TT
  • B1950.0 = JDE 2433282.4235 = 1950 leden 0,9235 TT

Julianská data a J2000

Juliánský rok je interval s délkou průměrného roku v juliánském kalendáři , tj. 365,25 dne. Toto intervalové opatření samo o sobě nedefinuje žádnou epochu: gregoriánský kalendář se obecně používá pro datování. Ale standardní konvenční epochy, které nejsou besselianskými epochami, byly dnes často označovány předponou „J“ a kalendářní datum, ke kterému se vztahují, je široce známé, i když ne vždy stejné datum v roce: tedy „J2000“ označuje okamžik 12. poledne (poledne) 1. ledna 2000 a J1900 odkazuje na okamžik 12. poledne 1. ledna 2000, což se rovná 31. prosinci 1899. Nyní je také obvyklé určit, na jakém časovém měřítku je čas den je vyjádřen v tomto epochálním označení, např. často pozemský čas .

Navíc epocha s předponou „J“ a označená jako rok s desetinnými místy ( 2000 + x ), kde x je kladné nebo záporné a je uváděna na 1 nebo 2 desetinná místa, znamená datum, které je interval x juliánských let 365,25 dnů od epochy J2000 = JD 2451545,0 (TT), stále odpovídající (navzdory použití předpony „J“ nebo slova „Julian“) gregoriánskému kalendářnímu datu 1. ledna 2000 ve 12 hodin TT (přibližně 64 sekund před polednem UTC ve stejný kalendářní den). (Viz také Juliánský rok (astronomie) .) Stejně jako besselianská epocha, i libovolná juliánská epocha souvisí s juliánským datem

J = 2000 + (Juliánské datum - 2451545,0) ÷ 365,25

IAU na svém Valném shromáždění v roce 1976 rozhodla, že nová standardní rovnodennost J2000.0 by měla být používána od roku 1984. Před tím se zdálo, že standardní je rovnodennost B1950.0.

Různí astronomové nebo skupiny astronomů dříve definovali jednotlivě, ale dnes jsou standardní epochy obecně definovány mezinárodní dohodou prostřednictvím IAU , takže astronomové po celém světě mohou efektivněji spolupracovat. Je neefektivní a náchylné k chybám, pokud data nebo pozorování jedné skupiny musí být překládána nestandardními způsoby, aby ostatní skupiny mohly porovnávat data s informacemi z jiných zdrojů. Příklad toho, jak to funguje: pokud dnes někdo měří polohu hvězdy, použije standardní transformaci k získání polohy vyjádřené ve standardním referenčním rámci J2000 a často je to právě tato poloha J2000, která je sdílena s ostatní.

Na druhou stranu existuje také astronomická tradice uchovávání pozorování pouze ve formě, ve které byly provedeny, takže ostatní mohou později opravit redukce na standardní úroveň, pokud se to ukáže jako žádoucí, jak se to někdy stalo.

Aktuálně používaná standardní epocha „J2000“ je definována mezinárodní dohodou jako ekvivalent:

  1. Gregorian datum 1.1.2000 ve 12:00 TT ( Terrestrial Time ).
  2. Julian datum 2.451.545,0 TT ( Terrestrial Time ).
  3. 1. ledna 2000, 11: 59: 27,816 TAI ( mezinárodní atomový čas ).
  4. 1. ledna 2000, 11: 58: 55,816 UTC ( koordinovaný světový čas ).

Epocha dne

V kratších časových lhůtách existuje řada postupů, jak určit, kdy každý den začíná. Při běžném používání se civilní den počítá v půlnoční epochě, to znamená, že civilní den začíná o půlnoci. Ale ve starším astronomickém využití bylo obvyklé, až do 1. ledna 1925, počítat s polední epochou, 12 hodin po začátku civilního dne stejné nominální hodnoty, takže den začal, když průměrné slunce překročilo poledník v poledne. To se stále odráží v definici J2000, která začala v poledne, Terrestrial Time.

V tradičních kulturách a ve starověku byly používány jiné epochy. Ve starověkém Egyptě byly dny počítány od východu do východu slunce po ranní epochě. To může souviset se skutečností, že Egypťané regulovali svůj rok heliakálním vzestupem hvězdy Sirius , což je jev, ke kterému dochází ráno těsně před úsvitem.

V některých kulturách po lunárním nebo lunisolarním kalendáři , ve kterých je začátek měsíce určen večerním výskytem Nového Měsíce, se počátek dne počítal od západu slunce k západu slunce, následoval večerní epochu, např. Židovský a islámské kalendáře a ve středověké západní Evropě při počítání dat náboženských svátků, zatímco v jiných byla sledována ranní epocha, např. hinduistické a buddhistické kalendáře .

Viz také

Reference

Poznámky

Citace

Zdroje

Další čtení

  • Standish, EM Jr. (listopad 1982). "Převod pozic a správných pohybů z B1950.0 do systému IAU na J2000.0". Astronomie a astrofyzika . 115 (1): 20–22. Bibcode : 1982A & A ... 115 ... 20S .

externí odkazy