Вимірювання часу - Астрономічний словник - Сайт з астрономії

Все життя людини пов'язане з часом, і необхідність його виміру виникла ще в давнину.

Першою природною одиницею міри часу була доба, що регулювала працю та відпочинок людей. З доісторичної доби доба ділилася на дві частини - день і ніч. Потім виділилися ранок (початок дня), опівдні (середина дня), вечір (кінець дня) та опівночі (середина ночі). Ще пізніше добу було поділено на 24 рівні частини, кожна з яких отримала назву годину. Для виміру більш коротких проміжків часу годину почали ділити на 60 хвилин, хвилину - на 60 секунд, секунду - на десяті, соті, тисячні і т. Д. Частки секунди.

Періодична зміна дня і ночі відбувається внаслідок обертання Землі навколо осі. Але ми, перебуваючи на поверхні Землі та беручи участь разом з нею в цьому обертанні, не відчуваємо його і судимо про її обертання за добовим рухом Сонця, зірок та інших небесних тіл.

Проміжок часу між двома послідовними верхніми (або нижніми) кульмінаціями центру Сонця на тому самому географічному меридіані, рівний періоду обертання Землі щодо Сонця, називається справжньою сонячною добою, а час, виражений у частках цієї доби — годинах, хвилинах і секундах, — істинним сонячним часом T0.

За початок справжньої сонячної доби приймається момент нижньої кульмінації центру Сонця (справжня північ), коли вважається Т0 = 0 год. t0 де годинний кут (див. Небесні координати) центру Сонця, який може бути визначений, коли Сонце знаходиться над горизонтом.

Але вимірювати час справжньою сонячною добою незручно: протягом року вони періодично змінюють свою тривалість – узимкувони довші, влітку коротші. Найбільш довга справжня сонячна доба на 51 з триваліша за найкоротшу. Відбувається це тому, що Земля окрім обертання навколо своєї осі рухається еліптичною орбітою і навколо Сонця. Наслідком цього руху Землі є видимий річний рух Сонця серед зірок з екліптики, у протилежному напрямку його добовому руху, тобто із заходу на схід.

Рух Землі орбітою відбувається зі змінною швидкістю. Коли Земля знаходиться поблизу перигелія, швидкість її руху орбітою найбільша, і коли вона проходить поблизу афелія — її швидкість найменша. Нерівномірний рух Землі по орбіті, а також нахил її осі обертання до площини орбіти спричиняють нерівномірність зміни прямого сходження Сонця протягом року, а отже, і непостійності тривалості справжньої сонячної доби.

Для того, щоб усунути цю незручність, запровадили поняття так званого середнього сонця. Це уявна точка, яка протягом року (за такий самий час, як і справжнє Сонце з екліптики) здійснює один повний оберт по небесному екватору, рухаючись при цьому серед зірок із заходу на схід абсолютно рівномірно і проходячи точку весняного рівнодення одночасно з Сонцем. Проміжок часу між двома послідовними верхніми (або нижніми) кульмінаціями середнього сонця на тому самому географічному меридіані називається середньою сонячною добою, а час, виражений у їх частках — годинах, хвилинах і секундах, — середнім сонячним часом Тср. Тривалість середньої сонячної доби, очевидно, дорівнює середньої тривалості за рік справжньої сонячної доби.

За початок середньої сонячної доби приймається момент нижньої кульмінації середнього сонця (середня опівночі). У цей момент ТСр = 0 год.момент верхньої кульмінації середнього сонця (в середній опівдні) середній сонячний час Tср = 12 год, а будь-якої іншої доби Tср = 12 год + tcp, де tcp - годинний кут середнього сонця.

Середнє сонце - це уявна точка, на небі нічим не відзначена, так що визначити годинний кут tср безпосередньо зі спостережень не можна. Але його можна обчислити, якщо відоме рівняння часу.

Рівнянням часу називається різницю між середнім сонячним часом і істинним сонячним часом в той самий момент, або різницю годинникових кутів середнього і істинного Сонця, тобто.

Рівняння часу може бути теоретично обчислено для будь-якого моменту часу. Зазвичай воно публікується в астрономічних щорічниках та календарях для середнього півночі на Грінвічському меридіані. Наближена величина рівняння часу може бути знайдена за графіком, що додається.

Знаючи рівняння часу та справжнє сонячне (зі спостережень Сонця) час для даного моменту, можна знайти середній сонячний час. Однак середній сонячний час простіше і точніше обчислюється за зоряним часом, що визначається зі спостережень.

Проміжок часу між двома послідовними верхніми (або нижніми) кульмінаціями точки весняного рівнодення на тому самому географічному меридіані називається зоряною добою, а час, виражений у їх частках — годинах, хвилинах і секундах, — зоряним часом.

За початок зоряної доби приймається момент верхньої кульмінації точки весняного рівнодення. У цей момент зірковий час S = 0 год, а в момент нижньої кульмінації точки весняного рівнодення S = 12 год. У будь-який інший момент зоряної доби зірковий час S = tγ де (tγ - Годинний кут точки весняного рівнодення.

Крапку весняного рівнодення на небі нічим не відзначено, і знайти їїгодинний кут з) спостережень не можна. Тому астрономи обчислюють зоряний час, визначаючи годинний кут зірки t*, на яку відомо пряме сходження а; тоді S = +t *.

У момент верхньої кульмінації зірки, коли t * = 0, зоряний час S = а; у момент нижньої кульмінації зірки t * = 12 год і S = а + 12 год (якщо менше 12ч) чи S = а — 12 год (якщо більше 12 год).

Вимірювання часу зоряною добою та її частками (зоряним годинником, хвилинами та секундами) використовується при вирішенні багатьох астрономічних завдань.

Середній сонячний час визначається за допомогою зоряного часу на основі наступного співвідношення, встановленого численними спостереженнями:

365, 2422 середніх сонячних сут =366,2422 зоряних сут, звідки слід;
24 год зоряного часу = 23 год 56 хв 4,091 із середнього сонячного часу;
24 год середнього сонячного часу = 24 год 3 хв 56,555 із зоряного часу.

Вимірювання часу зоряною та сонячною добою пов'язане з географічним меридіаном. Час, виміряний на даному меридіані, називається місцевим часом цього меридіана, і він є однаковим для всіх пунктів, що знаходяться на ньому. Внаслідок обертання Землі із заходу Схід місцевий час у той самий момент різних меридіанах по-різному. Наприклад, на меридіані, що лежить на 15° на схід відданого, місцевий час буде більше на 1 год, а на меридіані, розташованому на 15° на захід, менше на 1 год, ніж на даному меридіані. Різниця місцевих часів двох пунктів дорівнює різниці їх довготи, вираженої в часовій мірі.

За міжнародною угодою за початковий меридіан для рахунку географічних довгот прийнято меридіан, який проходить через колишню Грінвічську обсерваторію в Лондоні (зараз вона переведена в інше місце, але Грінвічський меридіан залишилипочатковим). Місцевий середній сонячний час Грінвічського меридіана називається всесвітнім часом. В астрономічних календарях та щорічниках моменти більшості явищ вказуються за всесвітнім часом. Моменти цих явищ за місцевим часом якогось пункту легко визначити, знаючи довготу цього пункту від Грінвіча.

У повсякденному житті користуватися місцевим часом незручно, тому що місцевих систем рахунку часу в принципі стільки ж, скільки географічних меридіанів, тобто безліч. Велика різниця між всесвітнім часом та місцевим часом меридіанів, віддалених від Грінвічського на значні відстані, створює незручності та при використанні всесвітнього часу у повсякденному житті. Так, наприклад, якщо в Грінвічі опівдні, тобто 12 год всесвітнього часу, то в Якутії та в Примор'ї на Далекому Сході нашої країни вже настав глибокий вечір.

З 1884 р. у багатьох країнах світу почала застосовуватися поясна система рахунку середнього сонячного часу. Ця система рахунку часу заснована на поділі поверхні Землі на 24 часових пояси: у всіх пунктах в межах одного поясу в кожний момент поясний час однаково, в сусідніх поясах він відрізняється рівно на 1 год. ° один від одного, прийняті за основні меридіани часових поясів. Кордони поясів на морях і океанах, а також у малонаселених місцях проводять по меридіанах, що віддаляються на 7,5° на схід та захід від основного. В інших районах Землі межі поясів для більшої зручності проведені по близьких до цих меридіанам державним та адміністративним кордонам, річкам, гірським хребтам тощо.

За міжнародною угодою за початковий був прийнятий меридіан із довготою 0° (Грінвічський). Відповідний часовий пояс вважаєтьсянульовим. Решті поясів у напрямку від нульового на схід присвоєно номери від 1 до 23.

Поясним часом якогось пункту називається місцевий середній сонячний час основного меридіана того часового поясу, на території якого цей пункт знаходиться. Різниця між поясним часом до якогось часового поясу та всесвітнім часом (часом нульового поясу) дорівнює номеру часового поясу.

Годинник, поставлений за поясним часом у всіх часових поясах, показує одне й те саме кількість секунд і хвилин, та його показання різняться лише з ціле число годин. Система поясного часу усуває незручності, пов'язані з використанням як місцевого, так і всесвітнього часу.

Поясний час деяких часових поясів має особливу назву. Так, наприклад, час нульового поясу називається західноєвропейським, час пояса – середньоєвропейським, пояси – східноєвропейським. У час 16, 17, 18, 19 і поясів називають відповідно тихоокеанським, гірським, центральним, східним і атлантичним часом.

На карті поясного часу за меридіаном 180° довготи проведено лінію зміни дати.

У повсякденному житті декретний, чи поясний, час якогось населеного пункту; часто називають місцевим часом цього пункту; його не слід плутати з астрономічним поняттям місцевого часу, про яку йшлося вище.

Починаючи з 1960 р. в астрономічних щорічниках координати Сонця, Місяця, планет: їх супутників публікуються в системах ефемеридного часу.

Ще в мм. XX ст. було остаточно встановлено, що Земля обертається довкола своєї осі нерівномірно. При зменшенні швидкості обертання Землі добу (зоряні та сонячні) подовжуються, а при збільшенні її - коротшають. Величина середньої сонячної доби внаслідок нерівномірності обертання Землізбільшується за 100 років на тисячні частки секунди. Це дуже мала зміна несуттєво для повсякденного життя людини, проте їм не можна нехтувати в деяких розділах сучасної науки і техніки. Було введено рівномірну систему рахунку часу — ефемеридний час.

Ефемеридний час – рівномірно поточний час, який ми маємо на увазі у формулах та законах динаміки при обчисленні координат (ефемерид) небесних тіл. Для того щоб обчислити різницю між ефемеридним часом і всесвітнім часом, порівнюють спостережені в системі всесвітнього часу координати Місяця та планет з їх координатами, обчисленими за формулами та законами динаміки. Різниця ця дорівнювала нулю на самому початку XX ст. Але оскільки швидкість обертання Землі у XX ст. в середньому зменшилася, тобто спостерігається доба була довшою за рівномірну (ефемеридну) добу, то ефемеридний час «виходив» вперед щодо всесвітнього часу і в 1980 р. різниця становила плюс 50 с.

Отже, нове визначення секунди пов'язані з рухом Землі навколо Сонця, тоді як старе визначення грунтувалося лише з її обертанні навколо осі.

Створення атомного годинника дозволило одержати принципово нову шкалу часу, яка залежить від рухів Землі і отримав назву атомного часу. У 1967 р. на Міжнародній конференції з мір і ваг як одиниці міри часу була прийнята атомна секунда, яка визначається як «час, рівний 9 192 631 770 періодів випромінювання відповідного переходу між двома надтонкими рівнями основного стану атома цезію-133».

Тривалість атомної секунди обрана таким чином, щоб вона була максимально близька до ефемеридної тривалості секунди. Атомна секунда є однією із семи основних одиниць Міжнародної системи одиниць (СІ). Шкалаатомного часу ґрунтується на показаннях цезієвого атомного годинника обсерваторій та лабораторій служб часу кількох країн світу, у тому числі і Радянського Союзу.

Отже, ми познайомилися з безліччю різних систем виміру часу, але потрібно чітко уявити, що всі ці різні системи часу ставляться до одного й тому реально і об'єктивно існуючого часу. Іншими словами, жодних різних часів не існує, є лише різні одиниці міри часу та різні системи рахунку цих одиниць.