Вся жизнь человека связана с временем, и необходимость его измерения возникла еще в глубокой древности.
Первой естественной единицей меры времени были сутки, регулировавшие труд и отдых людей. С доисторической эпохи сутки делились на две части — день и ночь. Затем выделились утро (начало дня), полдень (середина дня), вечер (конец дня) и полночь (середина ночи). Еще позже сутки были разделены на 24 равные части, каждая из которых получила название час. Для измерения более коротких промежутков времени час стали делить на 60 минут, минуту — на 60 секунд, секунду— на десятые, сотые, тысячные и т. д. доли секунды.
Периодическая смена дня и ночи происходит вследствие вращения Земли вокруг своей оси. Но мы, находясь на поверхности Земли и участвуя вместе с нею в этом вращении, не ощущаем его и судим о ее вращении по суточному движению Солнца, звезд и других небесных тел.
Промежуток времени между двумя последовательными верхними (или нижними) кульминациями центра Солнца на одном и том же географическом меридиане, равный периоду вращения Земли относительно Солнца, называется истинными солнечными сутками, а время, выраженное в долях этих суток — часах, минутах и секундах, — истинным солнечным временем T0.
За начало истинных солнечных суток принимается момент нижней кульминации центра Солнца (истинная полночь), когда считается Т0 =0 ч. В момент верхней кульминации Солнца, в истинный полдень, T0=12 ч. В любой другой момент суток истинное солнечное время T0=12ч+t0, где часовой угол (см. Небесные координаты) центра Солнца, который может быть определен, когда Солнце находится над горизонтом.
Но измерять время истинными солнечными сутками неудобно: в течение года они периодически меняют свою продолжительность — зимой они длиннее, летом короче. Наиболее длинные истинные солнечные сутки на 51 с продолжительнее самых коротких. Происходит это потому, что Земля кроме вращения вокруг своей оси движется по эллиптической орбите и вокруг Солнца. Следствием этого движения Земли является видимое годичное движение Солнца среди звезд по эклиптике, в направлении, противоположном его суточному движению, т. е. с запада на восток.
Движение Земли по орбите происходит с переменной скоростью. Когда Земля находится вблизи перигелия, скорость ее движения по орбите наибольшая, а когда она проходит вблизи афелия — ее скорость наименьшая. Неравномерное движение Земли по орбите, а также наклон ее оси вращения к плоскости орбиты служат причинами неравномерности изменения прямого восхождения Солнца в течение года, а следовательно, и непостоянства продолжительности истинных солнечных суток.
Для того чтобы устранить это неудобство, ввели понятие так называемого среднего солнца. Это воображаемая точка, которая в течение года (за такое же время, как и настоящее Солнце по эклиптике) совершает один полный оборот по небесному экватору, двигаясь при этом среди звезд с запада на восток совершенно равномерно и проходя точку весеннего равноденствия одновременно с Солнцем. Промежуток времени между двумя последовательными верхними (или нижними) кульминациями среднего солнца на одном и том же географическом меридиане называется средними солнечными сутками, а время, выраженное в их долях — часах, минутах и секундах, — средним солнечным временем Тср. Продолжительность средних солнечных суток, .очевидно, равна средней продолжительности за год истинных солнечных суток.
За начало средних солнечных суток принимается момент нижней кульминации среднего солнца (средняя полночь). В этот момент ТСр =0 ч. В момент верхней кульминации среднего солнца (в средний полдень) среднее солнечное время Tср =12 ч, а в любой другой момент суток Tср = 12 ч + tcp, где tcp — часовой угол среднего солнца.
Среднее солнце — это воображаемая точка, на небе ничем не отмеченная, так что определить часовой угол tср непосредственно из наблюдений нельзя. Но его можно вычислить, если известно уравнение времени.
Уравнением временит называется разность между средним солнечным временем и истинным солнечным временем в один и тот же момент, или разность часовых углов среднего и истинного Солнца, т. е.
η = Тср — tcр = tсp — to.
Уравнение времени может быть вычислено теоретически для любого момента времени. Обычно оно публикуется в астрономических ежегодниках и календарях для средней полночи на Гринвичском меридиане. Приближенная величина уравнения времени может быть найдена по прилагаемому графику.
Из графика
видно, что 4 раза в году уравнение времени равно нулю. Это бывает около 15
апреля, 14 июня, 1 сентябрям 24 декабря. Наибольшей положительной величины
уравнение времени достигает около . 11 февраля (η=+14 мин), а
отрицательной — около 2 ноября ( η= — 16 мин).
Зная уравнение времени и истинное солнечное (из наблюдений Солнца) время для данного момента, можно найти среднее солнечное время. Однако среднее солнечное время проще и точнее вычисляется по определяемому из наблюдений звездному времени.
Промежуток времени между двумя последовательными верхними (или нижними) кульминациями точки весеннего равноденствия на одном и том же географическом меридиане называется звездными сутками, а время, выраженное в их долях — часах, минутах и секундах, — звездным временем.
За начало звездных суток принимается момент верхней кульминации точки весеннего равноденствия. В этот момент звездное время S = 0 ч, а в момент нижней кульминации точки весеннего равноденствия S=12 ч. В любой другой момент звездных суток звездное время S =tγ где (tγ — часовой угол точки весеннего равноденствия.
Точка весеннего равноденствия на небе ничем не отмечена, и найти ее часовой угол из) наблюдений нельзя. Поэтому астрономы вычисляют звездное время, определяя часовой угол звезды t*, для которой известно прямое восхождение а; тогда S =а +t*.
В момент верхней кульминации звезды, когда t* =0, звездное время S =а; в момент нижней кульминации звезды t * =12 ч и S =а + 12 ч (если а меньше 12ч) или S =а — — 12 ч (если а больше 12 ч).
Измерение времени звездными сутками и их долями (звездными часами, минутами и секундами) используется при решении многих астрономических задач.
Среднее солнечное время определяется с помощью звездного времени на основе следующего соотношения, установленного многочисленными наблюдениями:
- 365, 2422 средних солнечных сут =366,2422 звездных сут, откуда следует;
- 24 ч звездного времени=23 ч 56 мин 4,091 с среднего солнечного времени;
- 24 ч среднего солнечного времени = 24 ч 3 мин 56,555 с звездного времени.
Измерение времени звездными и солнечными сутками связано с географическим меридианом. Время, измеренное на данном меридиане, называется местным временем этого меридиана, и оно одинаково для всех пунктов, находящихся на нем. Вследствие вращения Земли с запада на восток местное время в один и тот же момент на разных меридианах различно. Например, на меридиане, лежащем на 15° к востоку отданного, местное время будет больше на 1 ч, а на меридиане, расположенном на 15° к западу,— меньше на 1 ч, чем на данном меридиане. Разность местных времен двух пунктов равна разности их долгот, выраженной в часовой мере.
По международному соглашению за начальный меридиан для счета географических долгот принят меридиан, проходящий через бывшую Гринвичскую обсерваторию в Лондоне (сейчас она переведена в другое место, но Гринвичский меридиан оставили начальным). Местное среднее солнечное время Гринвичского меридиана называется всемирным временем. В астрономических календарях и ежегодниках моменты большинства явлений указываются по всемирному времени. Моменты этих явлений по местному времени какого-либо пункта легко определить, зная долготу этого пункта от Гринвича.
В повседневной жизни пользоваться местным временем неудобно, потому что местных систем счета времени в принципе столько же, сколько географических меридианов, т. е. бесчисленное множество. Большое различие между всемирным временем и местным временем меридианов, удаленных от Гринвичского на значительные расстояния, создает неудобства и при использовании всемирного времени в повседневной жизни. Так, например, если в Гринвиче полдень, т. е. 12 ч всемирного времени, то в Якутии и в Приморье на Дальнем Востоке нашей страны уже наступил глубокий вечер.
С 1884 г. во многих странах мира стала применяться поясная система счета среднего солнечного времени. Эта система счета времени основана на разделении поверхности Земли на 24 часовых пояса: во всех пунктах в пределах одного пояса в каждый момент поясное время одинаково, в соседних поясах оно отличается ровно на 1 ч. В системе поясного времени 24 меридиана, отстоящих по долготе на 15° друг от друга, приняты за основные меридианы часовых поясов. Границы поясов на морях и океанах, а также в малонаселенных местах проводят по меридианам, отстоящим на 7,5° к востоку и западу от основного. В остальных районах Земли границы поясов для большего удобства проведены по близким к этим меридианам государственным и административным границам, рекам, горным хребтам и т. п.
По международному соглашению за начальный был принят меридиан с долготой 0° (Гринвичский). Соответствующий часовой пояс считается нулевым. Остальным поясам в направлении от нулевого на восток присвоены номера от 1 до 23.
Поясным временем какого-либо пункта называется местное среднее солнечное время основного меридиана того часового пояса, на территории которого этот пункт находится. Разность между поясным временем к каком-либо часовом поясе и всемирным временем (временем нулевого пояса) равна номеру часового пояса.
Часы, поставленные по поясному времени во всех часовых поясах, показывают одно и то же количество секунд и минут, и их показания различаются только на целое число часов. Система поясного счета времени устраняет неудобства, связанные с использованием как местного, так и всемирного времени.
Поясное время
некоторых часовых поясов имеет особые названия. Так, например, время
нулевого пояса называется западноевропейским, время
В нашей стране
поясное время было введено с 1 июля 1919 г. На территории СССР проходят 11
часовых поясов— от
На карте поясного времени по меридиану 180° долготы проведена линия перемены даты.
В целях
экономии и более рационального распределения электроэнергии в течение
суток, особенно в летний период, в некоторых странах весной стрелки часов,
идущих по поясному времени, переводят на час вперед и такое время называют
летним временем. Осенью часы снова ставят по поясному времени. Летнее
время вводилось неоднократно и в СССР. Но с 16 июня 1930 г. декретом
Советского правительства стрелки часов во всех часовых поясах СССР были
переведены на один час вперед, впредь до отмены. Поясное время,
увеличенное на один час, получило у нас название декретного времени.
Столица нашей родины Москва находится в(
В обыденной жизни декретное, или поясное, время какого-нибудь населенного пункт; часто называют местным временем этой пункта; его не следует путать с астрономическим понятием местного времени, о которой говорилось выше.
Начиная с 1960 г. в астрономических ежегодниках координаты Солнца, Луны, планет : их спутников публикуются в систем эфемеридного времени.
Еще в
Эфемеридное время — равномерно текущее время, которое мы подразумеваем в формулах и законах динамики при вычислении координат (эфемерид) небесных тел. Для того чтобы вычислить разность между эфемеридным временем и всемирным временем, сравнивают наблюденные в системе всемирного времени координаты Луны и планет с их координатами, вычисленными по формулам и законам динамики. Разность эта была равна нулю в самом начале XX в. Но так как скорость вращения Земли в XX в. в среднем уменьшилась, т. е. наблюдаемые сутки были длиннее равномерных (эфемеридных) суток, то эфемеридное время «уходило» вперед относительно всемирного времени и в 1980 г. разность составляла плюс 50 с.
До открытия неравномерности вращения Земли производная единица меры времени—секунда— определялась как у86400 доля средних солнечных суток. Непостоянство средних солнечных суток вследствие неравномерного вращения Земли заставило отказаться от такого определения и дать следующее: «Секунда есть 1/31556925,9747 доля тропического года для 1900 г., января 0, в 12 ч эфемеридного времени».
Так определяемая секунда получила название эфемеридной. Число 31 556 925,9747, равное произведение 86400X365,2421988, есть число секунд в тропическом году, продолжительность которого для 1900 г., января 0, в 12 ч эфемеридного времени равнялась 365,2421988 средних солнечных суток.
Иначе, эфемеридная секунда есть промежуток времени, равный 1/86400 Для средней продолжительности средних солнечных суток, которую они имели в 1900 г., в январе О, в 12 ч эфемеридного времени.
Таким образом, новое определение секунды связано с движением Земли вокруг Солнца, тогда как старое определение основывалось только на ее вращении вокруг своей оси.
Создание атомных часов позволило получить принципиально новую шкалу времени, не зависящую от движений Земли и получившую название атомного времени. В 1967 г. на Международной конференции по мерам и весам в качестве единицы меры времени была принята атомная секунда, определяемая как «время, равное 9 192 631 770 периодам излучения соответствующего перехода между двумя сверхтонкими уровнями основного состояния атома цезия-133».
Продолжительность атомной секунды выбрана таким образом, чтобы она была максимально близка к продолжительности эфемеридной секунды. Атомная секунда является одной из семи основных единиц Международной системы единиц (СИ). Шкала атомного времени основывается на показаниях цезиевых атомных часов обсерваторий и лабораторий служб времени нескольких стран мира, в том числе и Советского Союза.
Итак, мы познакомились со множеством различных систем измерения времени, но нужно четко представить себе, что все эти различные системы времени относятся к одному и тому же реально и объективно существующему времени. Иными словами, никаких различных времен не существует, есть лишь различные единицы меры времени и различные системы счета этих единиц.
