ВРЕМЯ

Время (методы измерения) - ВРЕМЯ (методы измерения). Для измерения В. необходима эталонная единица В. и устройства, позволяющие с известнои степенью точности воспроизводить эту единицу и осуществлять счёт единиц В. Для получения эталонной единицы В. использовались следующие периодич. процессы: вращение Земли вокруг своей оси; вращение Земли вокруг Солнца; излучение (поглощение) эл.-магн. волн атомами или молекулами нек-рых веществ при определённых внеш. условиях. Поскольку жизнедеятельность людей теснейшим образом связана со сменой дня и ночи, т. е. с вращением Земли вокруг своей оси, этот процесс и использовался для измерения В. на протяжении многих тысячелетий. Промежуток В., в течение к-рого Земля делает один оборот вокруг своей оси относительно к.-н. ориентира на небе, наз. сутками. Продолжительность суток будет различна в зависимости от того, какой ориентир используется в качестве точки отсчёта. Для этих целей служат: точка весеннего равноденствия (см. Координаты астрономические); центр видимого диска Солнца; среднее Солнце - фиктивная точка, равномерно движущаяся по экватору со средней за год скоростью движения истинного Солнца по эклиптике. Определяемые таким образом три разных промежутка В. наз. соответственно звёздными, истинными и средними солнечными сутками. Поскольку вращение Земли вокруг оси проявляется в видимом суточном движении небесной сферы, в астрономии сутки определяются как промежуток времени между двумя последовательными одноимёнными кульминациями (прохождениями через меридиан данного места) соответствующей точки на небе. Эталоном В., к-рым впервые научилось пользоваться человечество, стали истинные солнечные сутки. Для измерения долей истинных солнечных суток использовались солнечные часы, простейший вариант к-рых представлял вертикальный шест и нанесённые на земле деления. Тень от шеста, отражая движение Солнца по небу, перемещается от деления к делению, показывая В. Соперником солнечных часов были водяные часы - клепсидра, в к-рых уровень воды, перетекавшей по капле из одного сосуда в другой, показывал, сколько часов прошло с момента пуска клепсидры. Водяные и солнечные часы были известны в Древнем Египте, Китае, Греции, Месопотамии задолго до нашей эры. Первые механич. колёсные часы, снабжённые спусковым устройством, появились в Европе в 13 в. Они имели только часовую стрелку, в движение приводились гирей. Идея маятниковых часов с маятником в качестве регулятора их хода была предложена и реализована голландским физиком X. Гюйгенсом в 1656 г. Во 2-й половине 16 в. у механич. часов появилась минутная стрелка, а в 1760 г.- секундная. Усовершенствование часов - хранителей В., создание астрономич. маятниковых часов привело к тому, что истинные солнечные сутки уже не могли больше использоваться для контроля за ходом часов. Дело в том, что истинные солнечные сутки неодинаковы в течение года в силу двух причин: 1) истинное Солнце, отражая вращение Земли по эллиптич. орбите, движется по эклиптике неравномерно; 2) наклон эклиптики к экватору приводит к тому, что проекции одинаковых отрезков эклиптики на экватор не равны между собой, и, следовательно, часовой угол Солнца (отсчитываемый по экватору) изменяется неравномерно. Поэтому для измерения В. стали использовать ср. солнечные сутки, а поскольку ср. Солнце представляет собой фиктивную точку, его положение на небе вычислялось теоретически, на основании многолетних наблюдений истинного Солнца. Местное ср. солнечное В. на меридиане Гринвича (Великобритания) было названо Всемирным временем и обозначено UT (от англ. Universal Time). Разность между средним и истинным солнечным В. наз. уравнением времени. Четыре раза в году уравнение времени бывает равно нулю, а его макс. и миним. значения равны примерно +15 мин (рис. 1). Рис.1. Уравнение времени Недостатком солнечного В. явл. трудность его определения из астрономич. наблюдений. Солнце имеет большой видимый диск, что затрудняет отсчёт положения его центра. Оно сильно нагревает телескоп, вызывая его деформацию и тем самым уменьшая точность наблюдений. Поэтому астрономич. наблюдения в спец. службах времени производятся ночью по звёздам. Местное звёздное время на данном меридиане (время, прошедшее от момента верхней кульминации точки весеннего равноденствия) определяется по наблюдениям звёзд и равно прямому восхождению каждой звезды в момент её верхней кульминации (т. е. в момент, когда звезда проходит через меридиан южнее северного полюса мира). Т. о., наблюдаются звёзды, а не сама фиктивная, невидимая точка весеннего равноденствия. Службы В. регистрируют моменты прохождения ряда звёзд через меридиан и по ним находят поправки своих часов. Использовать звёздное В. непосредственно в повседневной жизни неудобно, т. к. вследствие годового движения Земли по орбите звёздные сутки короче среднесолнечных на 3 мин 56 с. Звёздное В. и средне-солнечное В. быстро расходятся. Часы служб В., как правило, идут по среднесолнечному В., при вычислении их поправок производится пересчёт от звёздного В. к среднему солнечному. Т. о., из астрономич. наблюдений определяется местное В. для данного меридиана. По местному звёздному В. вычисляется местное ср. солнечное В., а по нему, с учётом долготы места наблюдений от Гринвича,- Всемирное В., получаемое на данной обсерватории. Это В. обозначается UT0. Движение полюсов Земли смещает земные меридианы, на к-рых ведутся наблюдения, и приводит к тому, что шкала UТО, получаемая в различных точках Земли, оказывается неодинаковой. Поэтому для получения более однородной шкалы В., называемой UT1, в наблюдения отдельных служб времени вводятся поправки Dl, за движение полюса, так что UT1 = UTO + Dl. Однако и шкалу UT1 нельзя считать достаточно точной, её искажают все виды неравномерности вращения Земли вокруг своей оси. Неравномерности вращения Земли подразделяют на три вида. 1. Вековое замедление скорости вращения Земли, изменяющее продолжительность суток примерно на 0,002 с за столетие. Эта величина настолько мала, что обычно не принимается во внимание. 2. Сезонная (обусловленная в основном сезонной циркуляцией атмосферы) неравномерность вращения Земли, изменяющая продолжительность суток от их ср. за год значения на величину немного меньшую +0,001 с. Учёт сезонной неравномерности даёт новую шкалу В. UT2 = UT1 + DТсезон. 3. Нерегулярные изменения скорости (являющиеся результатом действия различных факторов, в частности, по-видимому, нестационарных процессов внутри Земли), из-за к-рых продолжительность суток изменяется на величину ~10-3 с на интервале от неск. лет до неск. месяцев. Эти изменения не могут быть прогнозированы заранее и почти целиком входят в UT2. Учёт флуктуации в скорости вращения Земли проводится путём сравнения теоретически вычисленных (эфемеридных) координат небесных тел с их координатами, полученными из наблюдений. Найденные поправки DТе дают возможность ввести шкалу эфемеридного В. ТЕ = UT2 + DТе, к-рая явл. наиболее равномерной астрономич. шкалой В., получаемой из наблюдений. В., отсчитываемое по этой шкале, наз. эфемеридным. Его не следует путать с равномерным эфемеридным В.- математич. понятием, употребляемым в ф-лах небесной механики. Точность определения эфемеридного В. по отдельным наблюдениям из-за случайных ошибок меньше, чем точность определения UT2. Поэтому поправку DТе вычисляют как среднюю по большому ряду наблюдений (обычно за год или за полгода). Т. о., точные значения ТЕ могут быть получены лишь задним числом. Экстраполяция ТЕ вперёд не может быть эффективной. Если до открытия неравномерности вращения Земли осн. единица В.- секунда определялась как 1/86400 доля ср. солнечных суток, то с введением эфемеридного В. в качестве его единицы была принята эфемеридная секунда. В 1956 г. Международное бюро мер и весов дало следующее определение секунды: "Секунда есть 1/31556925,9747 доля тропического года для 1900 г. январь 0, в 12 часов эфемеридного времени". Изобретение атомных стандартов В. и частоты позволило получить новую шкалу В., независимую от вращения Земли и имеющую значительно большую точность. В качестве единицы атомного В. принята атомная секунда, определяемая как "время, равное 9192631770 периодам излучения, соответствующего переходу между двумя сверхтонкими уровнями основного состояния атома цезия 133". Это определение принято в 1967 г. на XIII Генеральной конференции по мерам и весам. Атомная секунда явл. одной из семи осн. единиц Международной системы единиц (СИ). На практике Международная шкала атомного времени (TAI) реализуется путём усреднения показаний неск. десятков атомных (цезиевых) часов служб времени различных стран. Показания всех часов анализируются и усредняются в Международном бюро времени в Париже. Относительная погрешность совр. промышленных атомных часов колеблется от 1.10-13 до 1.10-14, что позволяет отдельным службам В. сохранять шкалу TAI с погрешностью ~1 мкс за год. Несколько отличная от TAI шкала используется при подаче сигналов точного В. Эта шкала получила название Всемирного координированного времени (UTC). В основу UTC положена атомная секунда, а его отличие от TAI состоит в том, что когда разность между UT1 и UTC достигает 0,7 с, часы, с к-рых передаются сигналы В. в системе UTC, переводятся вперёд или назад на 1 с в зависимости от знака разности UT1 - UTC. Т. о., отклонение системы UTC от астрономич. шкалы В. не может превышать 0,7 с (рис. 2). Коррекции часов производятся в последнюю секунду суток, обычно 31 дек. или 30 июня по рекомендации Международного бюро времени. Шкала UTC, удовлетворяющая этим условиям, была введена с 1 янв. 1972 г. Рис.2. Принцип построения шкалы UTC. Шкалу UTC надо считать нек-рым компромиссом между атомным и астрономич. В.: она обладает высокой точностью и отражает вращение Земли. Для тех, кому знание астрономич. В. необходимо оперативно и с точностью большей, чем ~1 с, в сигналы точного В., передаваемые в Международной системе UTC, спец. кодом вносится информация о разности UT1 - UTC. Значения этой разности с точностью до 0,1 с можно получить, подсчитывая специально раздвоенные секундные сигналы В. В системе сигналов СССР разность UT1 - UТС даётся с точностью до 0,02 с. С ещё большей точностью, до 0,0001 с, приводятся разности астрономич. и атомных шкал В. в бюллетенях Международного бюро времени и бюллетенях "Всемирное время", издаваемых Госстандартом СССР. В этих изданиях содержится также обширная информация о вращении Земли, о подачах сигналов В. и эталонных частот, о точности хранения и передачи В. Однако надо учитывать, что время издания этих бюллетеней занимает несколько месяцев, т. е. оперативность информации невелика. Особую группу составляют системы счёта В., устанавливаемые на территориях отдельных государств или группы государств на основании правительств, декретов или международных соглашений. К этим системам относятся поясное, летнее и декретное В. С 1884 г. во многих странах введено поясное время. Вся поверхность Земли разделена на 24 часовых: пояса с границами по меридианам, отстоящим друг от друга по долготе на 15о. Во всех пунктах пояса часы показывают одно и то же В.- местное В. ср. меридиана пояса. При переходе в соседний пояс часовые стрелки переводятся на час вперёд или назад в зависимости от направления движения. Такая система счёта устраняет неудобства местного В., к-рое различно для всех точек земной поверхности, не лежащих на одном меридиане. В нашей стране поясное В. было введено с 1 июля 1919 г. В целях экономии электроэнергии в летние месяцы в нек-рых странах весной стрелки часов переводятся на час вперёд. Это время получило название летнего времени. Осенью часы снова ставят по поясному В. Летнее В. неоднократно вводилось в СССР. Но с 16 июня 1930 г. декретом Советского правительства стрелки всех часов в стране были переведены вперёд и так оставлены. Это В., на час больше поясного, получило название декретного. В 1981 г. в СССР вновь введено летнее В. Т. о., с 1 апр. по 1 окт. В. для пунктов на территории СССР отличается от поясного на 2 ч. Лит.: Завельский Ф. С., Время и его измерение, 4 изд., М., 1977; Абалакин В. К., Основы эфемеридной астрономии, М., 1979; Бакулин П. И., Блинов Н. С., Служба точного времени, 2 изд., М., 1977; Пипуныров В. Н., История часов, М., 1982. (Н.С. Блинов)