Каталог статей

Каталог статей» Интересное » ЧАСЫ и ВРЕМЯ

ВРЕМЯ

ВРЕМЯ, понятие, позволяющее установить, когда произошло то или иное событие по отношению к другим событиям, т.е. определить, на сколько секунд, минут, часов, дней, месяцев, лет или столетий одно из них случилось раньше или позже другого. Измерение времени подразумевает введение временнóй шкалы, пользуясь которой можно было бы соотносить эти события. Точное определение времени базируется на дефинициях, принятых в астрономии и отличающихся высокой точностью.

Сейчас используются три основные системы измерения времени. В основе каждой из них конкретный периодический процесс: вращение Земли вокруг своей оси – всемирное время UT; обращение Земли вокруг Солнца – эфемеридное время ЕТ; и излучение (или поглощение) электромагнитных волн атомами или молекулами некоторых веществ при определенных условиях – атомное время АТ, определяемое с помощью высокоточных атомных часов. Всемирное время, обычно обозначаемое как «гринвичское среднее время», представляет собой среднее солнечное время на нулевом меридиане (с долготой 0°), который проходит через город Гринвич, входящий в конурбацию Большого Лондона. На основе всемирного времени определяется поясное время, используемое для счета гражданского времени. Эфемеридное время – временнáя шкала, используемая в небесной механике при исследовании движения небесных тел, где требуется высокая точность расчетов. Атомное время – физическая временнáя шкала, применяемая в тех случаях, когда требуется чрезвычайно точное измерение "временных интервалов" для явлений, связанных с физическими процессами.

Поясное время. В повседневной практике на местах используется поясное время, которое отличается от всемирного на целое число часов. Всемирное время используется для счета времени при решении гражданских и военных задач, в астронавигации, для точного определения долготы в геодезии, а также при определении положения искусственных спутников Земли относительно звезд. Поскольку скорость вращения Земли вокруг своей оси не является абсолютно постоянной величиной, всемирное время не является строго равномерным по сравнению с эфемеридным или атомным временем.

Системы счета времени. Единицей используемого в повседневной практике "среднего солнечного времени" являются "средние солнечные сутки", которые, в свою очередь, делятся следующим образом: 1 средние солнечные сутки = 24 средним солнечным часам, 1 средний солнечный час = 60 средним солнечным минутам, 1 средняя солнечная минута = 60 средним солнечным секундам. Одни средние солнечные сутки содержат 86 400 средних солнечных секунд.

Принято, что сутки начинаются в полночь и продолжаются 24 часа. В США для гражданских нужд принято сутки делить на две равные части – до полудня и после полудня, и соответственно в этих рамках вести 12-часовой счет времени.

В вооруженных силах США, а также в большинстве стран континентальной Европы время указывается четырехзначными цифрами по 24-часовому циферблату. В этой системе полночь (начало суток) обозначается как 0000, следующий затем полдень – 1200, 3 ч пополудни – 1500, а следующая полночь (окончание суток) – 2400, 1 ч 25 мин после полуночи – 0125 и т.п.

Время и долгота местности. Местное время любой точки на Земле зависит от ее долготы. При движении на запад от начального меридиана местное время отстает от всемирного на 1 ч каждые 15° долготы. Кратность, равная 15°, объясняется просто: Солнце «обходит» Землю, описывая полный круг (360°), за 24 ч, т.е. угловая скорость его движения по небосклону составляет 15° в час. Таким образом, если на Гринвичском меридиане (долгота 0°) 6 ч вечера, то на 75° з.д. местное время будет 1 ч дня, на 120° з.д. – 10 ч утра, а на 45° в.д. – 9 ч вечера. Значение долготы для пункта, расположенного к западу от Гринвича, можно вычислить, если вычесть значение местного солнечного времени, определенное астрономическими наблюдениями, из значения всемирного времени, полученного по радиосигналам точного времени.

Часовые пояса. Чтобы не вводить местное время для каждого градуса (или каждой минуты) широты, поверхность Земли была условно поделена на 24 часовых пояса. При переходе из одного часового пояса в другой значения минут и секунд (времени) сохраняются, изменяется лишь значение часов.

Существуют некоторые районы, в которых местное время отличается от всемирного не только на целое количество часов, но еще дополнительно на 30, 40 или 45 мин. Правда, такие временные зоны не являются стандартными часовыми поясами.

На Северном и Южном полюсах меридианы сходятся в одной точке, и поэтому там понятие часовых поясов теряет смысл. По сложившейся традиции считается, что время на полюсах соответствует всемирному.

Теоретически все часовые пояса земного шара должны ограничиваться прямыми линиями, проходящими на 7,5° восточнее и западнее среднего меридиана каждого пояса, однако в реальности для сохранения единого времени внутри одной и той же административной или природной единицы их границы часто смещены относительно общепринятой.

Летнее время было введено в период Первой мировой войны с целью экономии электроэнергии. С введением летнего времени часы переводятся на час вперед, таким образом, на конец рабочего дня приходится больше светлого времени. Во время Второй мировой войны в США часы оставались переведенными на час вперед как летом, так и зимой. В Англии использовалось «удвоенное летнее время» – часы устанавливались на два часа вперед летом и на час зимой.

Линия перемены даты. При пересечении границы часового пояса мы переводим часы на 1 ч. На Земле также существует условная граница, при пересечении которой календарная дата меняется на одни сутки. Эта граница называется Линией перемены даты и проходит в Тихом океане по 180-му меридиану.

Чтобы понять, зачем нужна такая линия, рассмотрим следующий пример. Пусть на Гринвичском меридиане в данный момент будет 0300, 10 июня. Тогда на 165° в.д. по местному времени будет на 11 ч позже (165° = 11ґ15°), т.е. 1400, 10 июня. На 165° з.д. местное время будет отставать на 11 ч по сравнению с гринвичским, и, следовательно, там будет еще только 1600 предыдущего дня, т.е. 9 июня. На 180-м меридиане будет 1500 – 10 июня или 9 июня в зависимости от того, как рассматривать этот меридиан – западной или восточной долготы. Чтобы выйти из такого затруднения, для часового пояса со средним меридианом 180° было принято: в той части, которая находится к востоку от Линии перемены даты, календарная дата будет на сутки меньше, чем в той которая расположена к западу от этой линии. В некоторых районах, чтобы избежать изменения даты в пределах одной и той же группы островов, Линия перемены даты проводится не строго по 180-му меридиану.

Если человек пересекает эту линию, следуя на запад, например, из Сан-Франциско в Токио, календарная дата изменяется на более позднюю (на сутки позже), и таким образом путешественник как бы теряет день. При пересечении этой линии с запада на восток дата изменяется на более раннюю, и он еще раз проживает предыдущие календарные сутки. На кораблях практикуется изменение календарной даты в полночь, что аналогично пересечению именно в это время Линии перемены даты.




ОПРЕДЕЛЕНИЕ ВРЕМЕНИ В ЛЮБОЙ ТОЧКЕ МИРА.Чтобы определить время в каком-либо пункте, отыщите его на картосхеме и букву соответствующего часового пояса. Проведите горизонтальную линию от цифры, обозначающей время часового пояса, в котором вы находитесь, до колонки цифр, соответствующей часовому поясу интересующего вас пункта. Цифра, которая окажется на этой горизонтали, будет обозначать время в этом пункте. Если время в вашем поясе и то, которое вы определили для другого пункта, окажутся в цифровой таблице в областях, закрашенных разными оттенками серого цвета, значит, даты в обоих пунктах различаются на сутки. В некоторых районах мира местное время отличается от поясного. Например на о.Ньюфаундленд, расположенном в часовом поясе I, местное время отличается от поясного на 30 мин. (I+30 мин.).




КОГДА В САН-ФРАНЦИСКО 11 ч вечера, в Нью-Йорке 2 ч ночи следующего дня.

Поправки к всемирному времени. Сигналы точного времени по радио передаются в системе координированного времени (UTC), аналогичного среднему гринвичскому времени. Однако в системе UTC ход времени не вполне равномерен, там возникают отклонения с периодом ок. 1 года. В соответствии с международным соглашением в передаваемые сигналы вводится поправка, учитывающая эти отклонения.

На станциях службы времени определяется местное звездное время, по которому вычисляется местное среднее солнечное время. Последнее преобразуется в единое всемирное время (UT0) путем прибавления соответствующего значения, принятого для долготы, на которой расположена станция (к западу от Гринвичского меридиана). Таким образом устанавливается координированное всемирное время.

С 1892 известно, что ось земного эллипсоида испытывает колебания по отношению к оси вращения Земли с периодом примерно 14 мес. Расстояние между этими осями, измеренное на любом полюсе, составляет ок. 9 м. Следовательно, долгота и широта любой точки на Земле испытывают периодические вариации. Для получения более однородной шкалы времени в вычисленную для конкретной станции величину UT0 вводится поправка за изменение долготы, которая может достигать 30 мс (в зависимости от положения станции); таким образом получается время UT1.

Скорость вращения Земли подвержена сезонным изменениям, вследствие которых время, измеряемое вращением планеты, оказывается то «впереди», то «позади» звездного (эфемеридного) времени, причем отклонения в течение года могут достигать 30 мс. UT1, в которое внесена поправка, учитывающая сезонные изменения, обозначается UT2 (предварительное равномерное, или квазиравномерное, всемирное время). Время UT2 определяется на основе средней скорости вращения Земли, но на нем сказываются долгопериодные изменения этой скорости. Поправки, позволяющие рассчитать время UT1 и UT2 по UТ0, вводятся в унифицированной форме Международным бюро времени, находящимся в Париже.

АСТРОНОМИЧЕСКОЕ ВРЕМЯ
Звездное время и солнечное время. Для определения среднего солнечного времени астрономы используют наблюдения не самого солнечного диска, а звезд. По звездам же определяется т.н. звездное, или сидерическое (от лат. siderius – звезда или созвездие), время. С помощью математических формул по звездному времени рассчитывается среднее солнечное время.




Рис. 1. ТОЧКИ ВЕСЕННЕГО И ОСЕННЕГО РАВНОДЕНСТВИЙ – точки на небесной сфере, в которых траектория видимого движения Солнца (эклиптика) пересекается с небесным экватором.

Если воображаемую линию земной оси продлить в обе стороны, она пересечется с небесной сферой в точках т.н. полюсов мира – Северного и Южного (рис. 1). На угловом расстоянии 90° от этих точек проходит большой круг, называемый небесным экватором, который является продолжением плоскости земного экватора. Видимый путь движения Солнца называется эклиптикой. Плоскости экватора и эклиптики пересекаются под углом ок. 23,5°; точки пересечения носят название точек равноденствия. Ежегодно, примерно 20–21 марта, Солнце пересекает экватор при движении с юга на север в точке весеннего равноденствия. Эта точка почти неподвижна по отношению к звездам и используется в качестве репера для определения положения звезд в системе астрономических координат, а также звездного времени. Последнее измеряется величиной часового угла, т.е. угла между меридианом, на котором находится объект, и точкой равноденствия (отсчет производится на запад от меридиана). В пересчете на время один час соответствует 15 дуговым градусам. По отношению к наблюдателю, находящемуся на определенном меридиане, точка весеннего равноденствия ежедневно описывает на небосводе замкнутую траекторию. Промежуток времени между двумя последовательными пересечениями этого меридиана называется звездными сутками.

С точки зрения наблюдателя, находящегося на Земле, Солнце каждый день перемещается по небесной сфере с востока на запад. Угол между направлением на Солнце и небесным меридианом данной местности (измеряемый в западном направлении от меридиана) определяет «местное видимое солнечное время». Именно такое время показывают солнечные часы. Промежуток времени между двумя последовательными пересечениями Солнцем меридиана называется истинными солнечными сутками. За год (примерно 365 дней) Солнце «совершает» полный оборот по эклиптике (360°), а значит за сутки смещается по отношению к звездам и точке весеннего равноденствия почти на 1°. Вследствие этого истинные солнечные сутки длиннее звездных на 3 мин 56 с среднего солнечного времени. Поскольку видимое движение Солнца по отношению к звездам неравномерно, истинные солнечные сутки также имеют неодинаковую продолжительность. Эта неравномерность движения светила происходит вследствие эксцентриситета земной орбиты и наклона экватора к плоскости эклиптики (рис. 2).




Рис. 2. ЧАСОВОЙ УГОЛ (Н) – угол между небесным меридианом и точкой равноденствия Р, по которому определяется звездное время. С и Ю – Северный и Южный полюсы мира.

Среднее солнечное время. Появление в 17 в. механических часов привело к необходимости введения среднего солнечного времени. «Среднее (или среднее эклиптическое) солнце» – это фиктивная точка, равномерно движущаяся по небесному экватору со скоростью, равной средней за год скорости движения истинного Солнца по эклиптике. Среднее солнечное время (т.е. время, протекшее от нижней кульминации среднего солнца) в любой момент на данном меридиане численно равно часовому углу среднего солнца (выраженному в часовой мере) минус 12 ч. Разность между истинным и средним солнечным временем, которая может достигать 16 мин, называется уравнением времени (хотя фактически уравнением не является).

Как отмечалось выше, среднее солнечное время устанавливается с помощью наблюдений за звездами, а не за Солнцем. Среднее солнечное время строго определяется угловым положением Земли относительно ее оси, вне зависимости от того, постоянна или переменна скорость ее вращения. Но именно потому, что среднее солнечное время является мерой вращения Земли, оно используется для определения долготы местности, а также во всех других случаях, когда требуются точные данные о положении Земли в пространстве.

Эфемеридное время. Движение небесных тел описывается математически уравнениями небесной механики. Решение этих уравнений позволяет установить координаты тела в виде функции времени. Время, входящее в эти уравнения, по определению, принятому в небесной механике, является равномерным, или эфемеридным. Существуют специальные таблицы эфемеридных (теоретически вычисленных) координат, которые дают расчетное положение небесного тела через определенные (обычно одинаковые) промежутки времени. Эфемеридное время может быть установлено по движению любой планеты или ее спутников в Солнечной системе. Астрономы определяют его по движению Земли по орбите вокруг Солнца. Оно может быть найдено путем наблюдений за положением Солнца по отношению к звездам, но обычно для этого следят за движением Луны вокруг Земли. Видимый путь, который Луна проходит в течение месяца среди звезд, может рассматриваться как своеобразные часы, в которых звезды образуют циферблат, а Луна служит часовой стрелкой. При этом эфемеридные координаты Луны должны быть вычислены с высокой степенью точности, и столь же точно должно быть определено ее наблюдаемое положение.

Положение Луны обычно определялось по времени прохождения через меридиан и покрытию звезд лунным диском. Наиболее современный метод представляет собой фотографирование Луны среди звезд с помощью специальной фотокамеры. В этой камере используется плоскопараллельный светофильтр из темного стекла, которому во время 20-секундной экспозиции придается наклон; вследствие этого изображение Луны смещается, и это искусственное смещение как бы компенсирует действительное движение Луны по отношению к звездам. Таким образом, Луна сохраняет строго фиксированное положение относительно звезд, и все элементы на снимке получаются отчетливыми. Поскольку положение звезд известно, измерения по снимку позволяют точно определить координаты Луны. Эти данные сводятся в виде эфемеридных таблиц Луны и позволяют рассчитать эфемеридное время.

Определение времени с помощью наблюдений за вращением Земли. В результате вращения Земли вокруг оси происходит кажущееся движение звезд с востока на запад. В современных методах определения точного времени используются астрономические наблюдения, заключающиеся в регистрации моментов прохождения звезд через небесный меридиан, положение которого строго определено по отношению к астрономической станции. Для этих целей обычно использовался т.н. «малый пассажный инструмент» – телескоп, смонтированный таким образом, что его горизонтальная ось ориентирована по широте (с востока на запад). Труба телескопа может быть направлена в любую точку небесного меридиана. Для наблюдения прохождения звезды через меридиан в фокальной плоскости телескопа помещается крестообразная тонкая нить. Время прохождения звезды фиксируется с помощью хронографа (устройства, регистрирующего одновременно сигналы точного времени и импульсы, возникающие внутри самого телескопа). Таким образом определяется точное время прохождения каждой звезды через данный меридиан.

Значительно бóльшую точность измерения времени вращения Земли дает использование фотографической зенитной трубы (ФЗТ). ФЗТ представляет собой телескоп с фокусным расстоянием 4,6 м и входным отверстием диаметром 20 см, обращенным прямо в зенит. Небольшая фотографическая пластинка размещается под линзой на расстоянии ок. 1,3 см. Еще ниже, на расстоянии, равном половине фокусного, расположена ванна с ртутью (ртутный горизонт); ртуть отражает свет звезд, фокусирующийся на фотопластинке. И линза, и фотопластинка могут поворачиваться как единый блок на 180° вокруг вертикальной оси. При фотографировании звезды делается четыре 20-секундных экспозиции при различных положениях линзы. Пластинка перемещается с помощью механического привода таким образом, чтобы компенсировать видимое суточное движение звезды, удерживая ее в поле зрения. При движении каретки с фотокассетой автоматически регистрируются моменты прохождения ее через определенную точку (например, путем замыкания контакта часов). Отснятая фотопластинка проявляется, и полученное на ней изображение измеряется. Данные измерений сопоставляются с показаниями хронографа, что дает возможность установить точное время прохождения звезды через небесный меридиан.

В другом инструменте для определения звездного времени – призменной астролябии (не следует путать этот прибор со средневековым угломерным инструментом того же названия), 60-градусная (равносторонняя) призма и ртутный горизонт помещаются перед линзой телескопа. В призменной астролябии получаются два изображения наблюдаемой звезды, которые совпадают в момент, когда звезда находится на высоте 60° над горизонтом. При этом автоматически регистрируется показание часов.

Во всех этих инструментах используется один и тот же принцип – для звезды, координаты которой известны, определяется время (звездное или среднее) прохождения через определенную линию, например небесный меридиан. При наблюдениях специальными часами фиксируется время прохождения. Разность между вычисленным временем и показаниями часов дает поправку. Величина поправки показывает, сколько минут или секунд нужно прибавить к показаниям часов, чтобы получить точное время. Например, если расчетное время 3 ч 15 мин 26,785 с, а на часах 3 ч 15 мин 26,773 с, то часы отстают на 0,012 с и поправка составляет 0,012 с.

Обычно за ночь проводится наблюдение за 10–20 звездами, и по ним вычисляется средняя поправка. Последовательная серия поправок позволяет определить точность хода часов. При помощи таких инструментов, как ФЗТ и астролябия, за одну ночь устанавливается время с точностью ок. 0,006 с.

Все эти инструменты предназначены для определения звездного времени, по которому устанавливается среднее солнечное время, а последнее переводится в поясное время.




БРОНЗОВАЯ АСТРОЛЯБИЯ (17 в.)


Литература:
Бакунин П.И., Блинов Н.С. Служба точного времени. М., 1977
Физика космоса. М., 1986
Завельский Ф.С. Время и его измерение от биллионных долей секунды до миллиардов лет. М., 1987



Другие материалы по теме

Категория: ЧАСЫ и ВРЕМЯ | Просмотров: 342 | Добавил: Gora | Дата: 29.03.2008 | Источник: http://www.krugosvet.ru/articles/03/1000399/1000399a1.htm | Перейти на сайт автора

Всего комментариев: 0
Имя *:
Email:
Код *: