Практическая астрономия,

раздел астрометрии, посвященный учению об астрономических инструментах и способах определения из астрономических наблюдений времени, географических координат и азимутов направлений. В зависимости от условий, в которых решаются задачи П. а., она подразделяется на геодезическую астрономию, мореходную астрономию и авиационную астрономию. Способы П. а. основываются на правилах сферической астрономии и использовании звёздных каталогов, составлением которых занимается фундаментальная астрометрия.

П. а. возникла в глубокой древности под влиянием задач хозяйственной жизни человеческого общества.

Применяемые в П. а. инструменты позволяют измерять углы в горизонтальной и вертикальной плоскостях и фиксировать моменты прохождения светил через вертикалы и альмукантараты. Среди этих инструментов: универсальный инструмент, зенит-телескоп, вертикальный круг, переносной пассажный инструмент, зенитная фотографическая труба, мореходный и авиационный секстанты и др. (см. Астрономические инструменты и приборы). Для измерения времени служат кварцевые часы и морские хронометры. При определении долгот используется аппаратура для приёма радиосигналов времени.

В П. а. применяются следующие способы определения местного времени s (что равносильно определению поправки часов u), широты j долготы l и азимута А направления на земной предмет. (Ниже использованы обозначения: а — азимут, z — зенитное расстояние, a — прямое восхождение, d — склонение, t— часовой угол небесного светила, s — местное время, Т — показания часов в момент наблюдений.)

1) Определение u и j по измерениям z светила s. Из параллактического треугольника PZs(Р — полюс мира, Z — зенит, s— место светила; рис. 1) следует, что

cosz = sinj sind + cosj cosdcost, (1)

где

t = Т + u — a. (2)

Найдя в астрономическом каталоге a и d наблюдаемого светила и измерив его зенитное расстояние z в момент Т, из уравнений (1) и (2) можно вычислить поправку часов u, если известна j, или вычислить j, если известна u. Если неизвестны u и j, то решение уравнений (1) и (2) ведут способом последовательных приближений или наблюдают две звезды: одну вблизи меридиана, другую — вблизи первого вертикала. Полученные две системы уравнений (1) и (2) решают совместно. Для моментов кульминаций справедливы уравнения:

j = d_s + Z_s и j = d_N — Z_N (3)

(индексы S и N обозначают светила, кульминирующие, соответственно, к югу и северу от зенита). Т. к. измерить z строго в меридиане нельзя, то измеряют его вблизи меридиана, вводя при вычислениях необходимую поправку.

2) Определение u и j по наблюдениям пар звёзд на равных зенитных расстояниях z. В 1874 русский геодезист Н. Я. Цингер предложил способ определения u по наблюдениям моментов прохождения двух звёзд через один и тот же альмукантарат (см. Цингера способ). Звёзды наблюдаются вблизи первого вертикала: одна — на востоке, другая на западе, симметрично относительно меридиана. Аналогичный способ для определения j по наблюдениям пары звёзд на равных зенитных расстояниях вблизи меридиана предложил в 1887 русский путешественник М. В. Певцов (см. Певцова способ). Оба способа характеризуются простотой наблюдений и высокой точностью получаемых результатов.

3) Совместное определение u и j. Советские учёные В. В. Каврайский (1924—36) и А. В. Мазаев (1943—45) предложили способы совместного определения u и j (см. Каврайского способ и Мазаева способ). По способу Каврайского наблюдаются четыре звезды на попарно равных зенитных расстояниях z; по способу Мазаева — серия звёзд в альмукантарате с z = 45° или z = 30°.

4) Определение j по способу Талькотта. Этот способ, предложенный в 1857 американским геодезистом А. Талькоттом, основан на измерении малой разности зенитных расстояний двух звёзд, кульминирующих по разные стороны от зенита (см. Талькотта способ). Полусумма правых и левых частей равенств (3) даёт:

. (4)

Звёзды выбираются так, чтобы разность их зенитных расстояний была в пределах диаметра рабочей части поля зрения трубы, т. е. не превышала 10—15’, а разность прямых восхождений отличалась бы на 5—20 мин (при наблюдениях обеих звёзд в верхней кульминации). Для наблюдений труба зенит-телескопа или универсального инструмента устанавливается на среднее зенитное расстояние пары в азимуте 0° для наблюдения звезды, кульминирующей к югу от зенита, и 180° — к северу от него. Величина Z_s — Z_N измеряется окулярным микрометром. Способ нашёл широкое применение, в частности на международных станциях, изучающих движение земных полюсов.

5) Определение u и j из наблюдений на зенитной фотографической трубе. В некоторых обсерваториях для служб времени и служб широты определяют u и j из совместных наблюдений на фотографических зенитных трубах. Изображение звезды фиксируется на движущейся с её скоростью фотографической пластинке с маркировкой на ней моментов времени. Звёзды наблюдают в узкой зенитной зоне, ограниченной рабочей частью поля зрения трубы. Ось инструмента постоянно направлена в зенит, что контролируется ртутным горизонтом.

6) Определение u пассажным инструментом. Этот способ широко применяется в практике служб времени и при высокоточных определениях долгот. Наблюдаются моменты прохождений серии звёзд через меридиан с регистрацией их или контактным микрометром, или с помощью фотоумножителей. Поправки определяются по формуле

u = a — Т. (5)

Подобный способ применительно к универсальному инструменту предложил русский геодезист Н. Д. Павлов (1912). В некоторых случаях определение u производится по наблюдению прохождений звёзд в вертикале Полярной (способ Деллена).

7) Определение l. Восточная долгота места наблюдения связана со всемирным временем S и местным s соотношением:

l = s — S = Т + u — S; (6)

u — определяется одним из изложенных выше способов, а S — путём приёма радиосигналов времени, транслируемых в течение суток многими радиостанциями.

8) Определение А. Наиболее распространённый способ основан на измерении универсальным инструментом горизонтального угла между направлениями на Полярную М_s (рис. 2) и земной предмет М и вычислении азимута Полярной в момент наблюдения s. Для этого служит соотношение:

tga , (7)

где t = s — a. Азимут А предмета находится из уравнения

А = а + М — М_s. (8)

В геодезической практике часто применяется способ определения азимута, основанный на наблюдениях моментов прохождения звёзд с большими z (50°—70°) вблизи меридиана.

9) Определение j и l способом высотных линий положений, предложенным американским моряком Т. Сомнером в 1843 (см. Сомнера способ). В мореходной и авиационной астрономии, где требуется меньшая точность, но большая быстрота в определении j и l, широко применяется способ высотных линий положения, сущность которого ясна из рис. 3. Находясь в точке m, географические координаты которой необходимо определить, измеряют зенитное расстояние z₁ небесного светила s₁ (с координатами a₁ и d₁) и вычисляют географические координаты проекции å₁, светила на поверхность Земли — т. н. географические места светила — по формулам j₁ = d; l₁ = a₁ — S (долгота восточная). Окружность радиуса z₁ с центром в å₁ проходит на глобусе через точку m. Измерив z₂ другого светила, проводят другую окружность радиусом z₂ с центром в å₂; в одной из двух точек пересечения этих окружностей расположена искомая точка m (выбор нужной точки не представляет затруднений, т.к. приближённое. место наблюдения бывает известно). На практике пользуются не глобусом, а картой, прочерчивая на ней отрезки кривых, отождествляемые с дугами окружности вблизи их пересечений. Эти отрезки называют высотными линиями положений или линиями Сомнера (см. Позиционная линия).

Все проблемы П. а. имеют большое значение для астрономии, геодезии, геофизики. Определения j, l и А необходимы для ориентирования триангуляционных сетей, служащих опорой для картографических работ и для изучения фигуры Земли. Изучение изменяемости jпривело к установлению периодических и вековых движений земных полюсов. Переопределение долгот обсерваторий в разные эпохи доставляет необходимые данные для изучения дрейфа континентов.

Лит.: Блажко С. Н., Курс практической астрономии, 3 изд., М. — Л., 1951; Белобров А. П., Мореходная астрономия, Л., 1954; Воробьев Л. М., Астрономическая навигация летательных аппаратов, М., 1968.

В. П. Щеглов.
Что такое "координированное время"?

Вероятно, многим приходилось слышать слова "всемирное время", "эфемеридное время", "атомное время". Недавно появилось понятие "координированного", или, как иногда говорят, "согласованного" времени. Для чего нужно столько разных времен? Разные названия времени означают лишь различные методы его определения. Само время течет независимо от способов его измерения, подобно тому как расстояние между Москвой и Ленинградом остается неизменным, хотя, выражая его в километрах или милях, мы получаем разные величины.

Время регулирует повседневную жизнь человека. Но оно еще и отражает динамические свойства материи: изучение любых движений или изменений в окружающем нас мире немыслимо без непрерывной, равномерной и достаточно точной шкалы времени. В соответствии с этим перед наукой и практикой возникают следующие задачи: во-первых, выбрать удобные и точные единицы счета времени, основанные на каком-либо стабильном периодическом природном процессе, и установить систему отсчета времени, или, как говорят иначе, шкалу времени; во-вторых, создать счетчики равномерного времени и аппаратуру для их сличения; в-третьих, научиться сопоставлять показания этих счетчиков с тем природным процессом, который лежит в основе той или иной шкалы времени. В статье мы рассмотрим только первую из перечисленных проблем.

ТРИ ШКАЛЫ ВРЕМЕНИ.

В астрономии исторически сложились три шкалы для измерения времени. Вращением Земли вокруг оси задается шкала всемирного времени. Вращение Земли и смена дня и ночи определяют самую естественную единицу времени - сутки. Сутки - это промежуток времени между последовательными верхними кульминациями на данном меридиане одной из трех фиксированных точек небесной сферы: точки весеннего равноденствия, центра видимого диска Солнца (истинного Солнца) либо фиктивной точки, равномерно движущейся по экватору и называемой "средним солнцем". В соответствии с этим сутки бывают звездные, истинные солнечные или средние солнечные. Начальным меридианом при всех измерениях времени с 1884 года считается меридиан Гринвичской обсерватории, а среднее солнечное время на меридиане Гринвича называется всемирным временем UT (Universal Time). Земной шар поделен на 24 часовых пояса шириной 15°, и каждому поясу приписано время, отличающееся на целое число часов от всемирного. Всемирное время определяется из астрономических наблюдений, которые ведутся специальными службами на многих обсерваториях мира. Но службы времени расположены на Земле, и, следовательно, результаты их наблюдений зависят от состояния и свойств вещества земных недр, от тектонических движений, приливов, циркуляции атмосферных масс. Иными словами, продолжительность суток изменяется в зависимости от геофизических явлений, происходящих внутри, на поверхности и в атмосфере Земли. Часть этих процессов приводит к непредвиденным изменениям в положении оси вращения Земли, другие - порождают неравномерности в ее суточном вращении. Если меняется положение оси вращения Земли, то меняется и положение земных полюсов, а значит, координаты точек земной поверхности. Очевидно, что эти изменения вносят "ошибку" в определяемое из астрономических наблюдений время. Сезонные перемещения воздушных масс в атмосфере Земли повторяются из года в год более или менее регулярно. Они вызывают годовые вариации угловой скорости вращения Земли: замедление вращения весной и ускорение - в конце лета. Тормозящее действие лунных и солнечных приливов приводит к вековому замедленного вращения Земли. Нерегулярные, или случайные, флуктуации скорости вращения пока не получили четкой физической интерпретации.

В зависимости от того, какие процессы, влияющие на шкалу всемирного времени, учитываются при ее построении, различаются три системы всемирного времени:

• UTO - всемирное время, полученное непосредственно из астрономических наблюдений. Оно не универсально, поскольку зависит от положения обсерватории на поверхности Земли;
• UT1 - всемирное время, в которое внесены поправки, связанные с изменением долгот обсерваторий вследствие движения полюсов;
• UT2 - всемирное время, в котором учтены также сезонные вариации в скорости вращения Земли. Они вычисляются на основании исследований, выполненных в предыдущие годы. Поэтому время UT2 называют предварительным равномерным или квазиравномерным. UT2 - наиболее возможное приближение к равномерной шкале времени, которое можно получить из наблюдений суточного движения звезд.

Данных какой-нибудь одной службы времени еще недостаточно для определения шкалы всемирного времени, поскольку эти данные сильно искажены ошибками самих астрономических наблюдений. Нужно срочно сравнить материалы служб времени, привести их к единой системе и осреднить. В нашей стране эта работа возложена на Всесоюзный научно-исследовательский институт физико-технических и радиотехнических измерений Комитета стандартов при Совете Министров. Шкала всемирного времени Государственной службы времени и частоты создается на основе результатов наблюдений 21 службы времени (в том числе девяти служб времени социалистических стран).

Наша страна участвует и в работе Международного бюро времени, образованного в 1920 году в Париже. В начале своей деятельности бюро использовало результаты наблюдений всего восьми служб времени, а в 1976 году шкала UT1 была определена по материалам наблюдений на 82 астрономических инструментах более 50 служб времени. Шкала всемирного времени СССР практически совпадает со шкалой UT1 Международного бюро времени.

Шкалу времени UT2 можно считать достаточно равномерной на протяжении года или нескольких лет. Но через несколько десятилетий ее равномерность будет нарушена вследствие медленных вековых и нерегулярных изменений в скорости вращения Земли. Поэтому шкала всемирного времени непригодна для построения теорий движения планет и их спутников. В уравнения движения небесных тел как независимый аргумент входит эфемеридное время ЕТ (Ephemeris Time). Это-равномерно текущее время ньютоновой механики. Шкала эфемеридного времени задается орбитальным движением тел Солнечной системы. Основная единица измерения эфемеридного времени-тропический год в фундаментальную эпоху 1900, январь 0, 12 ч, то есть промежуток времени между последовательными прохождениями центра истинного Солнца через среднюю точку весеннего равноденствия в эпоху 1900, январь 0, 12 ч. Эфемеридная секунда равна Vsi 556 925, 9477 части тропического года для начальной эпохи. Эфемеридные сутки содержат 86 400 эфемеридных секунд.

Эфемеридное время определяется из долголетних наблюдений за движением Солнца, Луны и планет, из наблюдений покрытий звезд Луною, затмений и т. п. Эфемеридный меридиан занимает такое положение в пространстве, которое занимал бы Гринвичский при условии, что Земля вращается равномерно с угловой скоростью, равной одному полному обороту за одни эфемеридные сутки. Эфемеридный меридиан отстоит от Гринвичского на угловом расстоянии ET-UT.

Так как предвычисленные положения небесных тел привязаны к эфемеридному времени, а наблюдаемые - к всемирному времени, сопоставление тех и других положений позволяет вычислить разность эфемеридного и всемирного времени. Различие между этими шкалами объясняется в основном вековым замедлением вращения Земли. С 1903 по 1977 год это различие достигло почти 49 с. Точные значения разности эфемеридного и всемирного времени могут быть получены лишь с большим опозданием для прошедших моментов времени.

С появлением молекулярных и атомных стандартов частоты возникла принципиально новая, не зависящая от вращения Земли и движения тел Солнечной системы, физическая шкала атомного времени. В 1967 году Международный комитет мер и весов постановил принять за единицу измерения времени в Международной системе единиц (СИ) атомную секунду. Она была определена как "продолжительность 9 192631 770 колебаний излучения, соответствующего резонансной частоте перехода между двумя уровнями сверхтонкой структуры основного состояния атома цезия-133, при отсутствии возмущений от внешних полей". Атомная секунда выбиралась таким образом, чтобы ее продолжительность была максимально близка к продолжительности эфемеридной. Атомная секунда соответствует эфемеридной с точностью ±2*10^-9, что было установлено в результате сравнения шкал эфемеридного и атомного времени на протяжении пяти лет. Шкала атомного времени чрезвычайно стабильна, равномерна и легко воспроизводима, однако выбор секунды атомного времени условен, как и начало счета времени в атомной шкале. Если в основе шкалы времени лежит вращение Земли, то моменты событий устанавливаются по числу циклов (и долей циклов) видимого перемещения Солнца. Эти циклы отсчитываются от некоторого условного начала, например, от "рождества Христова". Шкала атомного времени также устанавливается путем подсчета числа циклических колебаний сигнала, частота которого находится в резонансе с частотой излучения определенных атомов. Различие между этими шкалами заключается в том, что периоды колебаний атомных часов несравненно короче ежедневных циклов видимого перемещения Солнца и требуют более сложных устройств для подсчета периодов. Показания же атомных часов можно снять во много тысяч раз точнее и легче, чем показания земных часов. Атомное время обычно отсчитывается от начала того года, когда атомные часы вводятся в эксплуатацию. Сейчас приняты два унифицированных обозначения атомного времени: TA(i)- независимое местное атомное время, вычисленное i-той лабораторией по своим атомным часам; TAI (Time Atomic International)- международная шкала атомного времени.

Независимые национальные шкалы или шкалы отдельных обсерваторий TA(i) появились во второй половине 50-х годов. Национальная шкала атомного времени Советского Союза TA(SU) существует с 1962 года. В основе Государственного эталона времени и частоты лежит цезиевый репер частоты, который воспроизводит единицу частоты с ошибкой менее 10^-12. Эталон периодически проверяется. Он отделен от группы атомных часов, выверенных так, чтобы их ход соответствовал колебаниям эталона. Эти часы и задают рабочую шкалу атомного времени. Поскольку рабочих часов несколько, исключается возможность "потери" шкалы атомного времени. Синхронизация атомных эталонов частоты разных стран и обсерваторий осуществляется несколькими способами: по телевизионным сигналам точного времени (однако телевизионная сеть охватывает ограниченную территорию); по сигналам времени, транслируемым американской радионавигационной системой Лоран-С или системой советских радионавигационных станций; по сигналам, передаваемым искусственными спутниками Земли, которые служат ретрансляторами стандартов частоты или оборудованы собственными бортовыми часами. Наконец, атомные стандарты времени и частоты перевозят, например, самолетами. В этом случае шкалы времени двух обсерваторий можно сравнивать с ошибкой около 10^-7 с, если стабильность перевозимого стандарта 10^-12 и длительность транспортировки около 10^5 с.

Все это позволило создать чрезвычайно стабильную и высокоточную Международную шкалу атомного времени TAI, которая основана на постоянной секунде в системе СИ, реализованной на уровне моря. Эта шкала формируется Международным бюро времени. Она сохраняется непрерывно с 1 января 1958 года и является опорной для синхронизации часов во всем мире, для исследования движения небесных тел и изучения неравномерности вращения Земли. Точность Международной шкалы атомного времени составляет 10^-13 секунды СИ на уровне моря.

Первоначально Международное бюро времени строило шкалу TAI по национальным шкалам времени Великобритании, Швейцарии и США, каждая из которых основывалась не менее чем на трех атомных эталонах частоты. Позднее к созданию TAI были привлечены семь местных атомных шкал TA(i), в том числе Канады, ФРГ, Франции. С июля 1973 года Международное бюро времени вычисляет TAI, опираясь непосредственно на показания отдельных атомных часов. В 1974 году при формировании этой шкалы использовались показания 59 атомных часов, в 1975 году - показания 94 часов шестнадцати лабораторий.

КАК СОГЛАСОВАТЬ ШКАЛЫ?

Атомные часы позволили создать очень стабильную и равномерную шкалу времени. Но продолжительность суток, как мы уже говорили, меняется, поэтому ход атомных часов не совпадает с ходом земных. Расхождение между атомной и всемирной шкалами времени составляет примерно секунду в год. Аналогичная проблема существует и в календарном счете времени. Год не равен целому числу суток, но мы хотим, чтобы год "шел в ногу" с календарем. Прибавляя в високосном году один день к календарю, можно поддерживать соответствие между календарем и временами года. Для согласования физической шкалы атомного времени TAI вначале изменяли продолжительность секунды. Секунда была "резиновой", но это оказалось неудобно, поэтому была введена шкала координированного времени UTC (Universal Time Coordination), включающая в себя понятие "дополнительной секунды".

С 1 января 1972 года большая часть программ радиосигналов точного времени стала передаваться в шкале UTC. Началу передач предшествовало согласование шкал атомного и всемирного времени. Дело в том, что в 1971 году расхождение между ними достигло 10 с. Поэтому в конце 1971 года была проведена специальная коррекция сигналов точного времени таким образом, что по шкале всемирного координированного времени отсчет 1972 год, январь 1, Оч Ом Ос соответствовал моменту атомного времени Международного бюро времени 1972 года, январь 1, Оч Ом 10с. Было принято за правило, что разность между координированным временем и атомным не должна превышать 0,75-0,9с. Приблизительная величина UT1-UTC определяется заранее и сообщается всем радиостанциям, передающим сигналы времени, за месяц вперед. Когда разность UT1-UTC достигает 0,75-0,9с, Международное бюро времени объявляет о введении дополнительной секунды (положительной или отрицательной), и шкала UTC смещается точно на одну секунду. Обычно это происходит 31 декабря или 30 июня:

положительная секунда начинается в 23ч 59м 60с и кончается в Оч Ом Ос первых суток следующего месяца; если вводится отрицательная секунда, то через секунду после 23ч 59м 58с идет Оч Ом Ос первого дня следующего месяца. Совсем недавно произошло еще одно изменение в международной шкале атомного времени. Мы уже говорили о том, что в ее формировании участвуют более 90 атомных часов различных лабораторий. Все эти часы серийного изготовления, по разным причинам они не могут очень хорошо "держать" номинальную частоту. В последние годы было проведено исследование атомных часов и сравнение их с метрологическими эталонами. Оказалось, что разность частоты серийных часов с метрологическими эталонами в среднем составляет 10-10^-13 с ошибкой примерно ±10^-13. На основании этих исследований Международный астрономический союз рекомендовал 1 января 1977 года в Оч Ом Ос всемирного координированного времени изменить масштаб атомного времени, то есть изменить длительность единицы шкалы ТА! - атомной секунды - на (10±2)*10^-13. Длительность единицы шкалы ТА1 была таким образом подогнана к секунде СИ.

Передаваемые радиостанциями разных стран сигналы точного времени могут иметь своей основой либо координированное время Международного бюро времени, либо координированное время национальной шкалы.

Национальная шкала времени СССР - это шкала равномерного атомного времени, в которой начало отсчета совмещено со шкалой всемирного времени UT1 в 12 ч всемирного времени 1 января 1964 года. Размер единицы времени - секунды, воспроизводимой Государственным эталоном времени и частоты СССР, соответствует определению, которое принял в 1967 году Международный комитет мер и весов.

В шкале координированного времени СССР секунда равна атомной секунде СИ, а счет Времени может меняться на 1с в Оч Ом Ос всемирного времени так, чтобы расхождение между шкалами всемирного и координированного времени не превышало 0,75-0,9с. Шкалы координированного времени СССР и Международного бюро времени согласованы с точностью выше Ю-3 с. Сигналы точного времени, передаваемые советскими радиостанциями, формируются на основе шкалы координированного времени СССР. Итак, проблема создания системы счета времени, основанной на стабильном природном процессе, решена. Шкала атомного времени очень стабильна и равномерна. Однако это вовсе не означает, что отпала надобность во всемирном времени. Внедрение в практику атомных эталонов и сравнение атомного времени со всемирным дает возможность изучать тонкие особенности вращения Земли, еще не получившие геофизической интерпретации. Шкала всемирного времени нужна и при работах в космосе, для слежения и корректировки с Земли движения космических аппаратов. Астрономическое и атомное время имеют свои области применения, и необходимость обеих шкал подчеркивается введением компромиссной системы передач сигналов координированного времени по радио, удовлетворяющей потребности, как в астрономическом, так и атомном времени.

Время,

основная (наряду с пространством) форма существования материи, заключающаяся в закономерной координации сменяющих друг друга явлений. Оно существует объективно и неразрывно связано с движущейся материей. См. Пространство и время, Относительности теория.

  Измерение времени. Проблемой измерения В., независимо от способа и системы его отсчёта, занимаются различные разделы науки и техники. Технические средства — счётчики В. (часы и другие приборы) для счёта В. и воссоздания его единиц и их долей разрабатываются в хронометрии. Астрономия даёт возможность с помощью специальных наблюдений небесных светил контролировать работу счётчиков В. и определять поправки к шкалам В.

  Уже в глубокой древности в основу измерения больших и малых промежутков В. легли астрономические явления, обусловленные движением небесных светил, прежде всего Земли и Луны. В качестве единицы для измерения больших интервалов В. стал применяться год, определяемый периодом обращения Земли вокруг Солнца; с этой единицей В. связан цикл изменений в природе. Более мелкой единицей В. стал служить цикл смены лунных фаз (синодический месяц), который, несколько изменившись, превратился в существующий поныне месяц. Сутки связаны с циклом смены светлого и тёмного времени и обусловлены вращением Земли. Для отсчёта ещё более мелких интервалов В. сутки делились на часы, причём первоначально светлое время суток делилось на 12 дневных часов, а тёмное — на 12 ночных часов, различных по длине и не имеющих постоянной продолжительности в течение года. Позже было введено деление суток на 24 равных часа. С развитием хозяйственной деятельности человека к проблеме измерения В. стали предъявлять более высокие требования. Совершенствовались приборы для измерения В. — часы, что позволяло вводить всё более точные системы счёта В., применительно к практическим и научным требованиям. В современных часах система счёта В. задаётся тем или иным искусственным периодическим процессом: качанием балансира (морские хронометры, часы в быту и др.), маятника (астрономические часы и др.), колебанием кварцевой пластинки (кварцевые часы). В наиболее точных кварцевых часах стабильность колебаний кварца контролируется квантовыми генераторами, действие которых основано на периодических процессах, происходящих в атомах и молекулах (атомные часы).

  Вращение Земли вокруг оси относительно звёзд определяет звёздное В. Поскольку звёзды имеют собственные движения, недостаточно хорошо изученные, звёздное В. измеряют относительно весеннего равноденствия точки, движение которой среди звёзд хорошо известно. Момент её верхней кульминации (см. Кульминация небесного светила) принимается за начало звёздных суток. Звёздные сутки подразделяют на звёздные часы, минуты и секунды. Звёздное В. определяется непосредственно из астрономических наблюдений и служит для согласования показаний часов-хранителей В. с астрономической системой счёта В. Знание звёздного В. необходимо при различных астрономических наблюдениях, а также в геодезических измерениях, навигации и других работах, связанных с наблюдениями небесных светил. В практической жизни оно неудобно, так как не согласуется со сменой дня и ночи. Поэтому на практике употребляется солнечное В.

  Истинное солнечнее В. определяется видимым суточным движением Солнца, моменты верхней и нижней кульминации которого называются соответственно истинным полднем и истинной полночью. Промежуток В. между двумя последовательными одноимёнными кульминациями центра Солнца называются истинными солнечными сутками. Однако вследствие неравномерности движения Земли по орбите, а следовательно и видимого годичного движения Солнца по эклиптике, а также неперпендикулярности оси Земли к плоскости её орбиты, истинные солнечные сутки непостоянны по своей продолжительности, т. е. система счёта истинного солнечного В. неравномерна. Равномерная в течение года система солнечного В. — среднее солнечное В. — основана на суточном движении так называемого среднего Солнца — фиктивной точки, равномерно движущейся по экватору с такой скоростью, что в своем годичном движении она всегда одновременно с истинным Солнцем проходит через точку весеннего равноденствия. Моменты верхней и нижней кульминаций среднего Солнца называются соответственно средним полднем и средней полночью. Промежуток В. между двумя последовательными одноимёнными кульминациями среднего Солнца называется средними солнечными сутками, за начало которых принимается его нижняя кульминация. Средние солнечные сутки подразделяются на средние солнечные часы, минуты, секунды.

  Разность между средним и истинным солнечным В. называется уравнением времени, которое в течение года изменяется в пределах от —14 мин 22 сек до + 16 мин 24 сек (см. Уравнение времени). Среднее солнечное В. контролируется с помощью звёздного В. на основе следующего соотношения, установленного многочисленными наблюдениями:

  365,2422 средних солнечных сут = 366,2422 звёздных сут,

  откуда следует:

  24 ч звёздного времени = 23 ч 56 мин 4,091 сек среднего солнечного времени;

  24 ч среднего солнечного времени = 24 ч 3 мин 56,555 сек звёздного времени.

  Для хранения времени, полученного из астрономических наблюдений, применяются часы, идущие по среднему солнечному и по звёздному времени.

  На разных меридианах Земли моменты кульминации как точки весеннего равноденствия, так и истинного и среднего Солнца происходят не в один и тот же физический момент. Поэтому и В. на различных меридианах различно: изменению долготы на 15° к востоку соответствует увеличение звёздного, а также истинного и среднего солнечного В. на 1 ч. Время, определённое для заданной долготы, называется местным В. (иногда местным В. неправильно называется поясное В., употребляемое в том или ином пункте Земли). Местное среднее солнечное В. нулевого, гринвичского, меридиана, считаемое от полуночи, называется всемирным или мировым В. Всемирным В., единым для всей Земли, широко пользуются в астрономии.

  Местное В., различное в пунктах с разной географической долготой, создаёт неудобство в его практическом применении при междугородних и международных сообщениях. Для устранения этих неудобств в конце 19 в. во многих странах мира была принята система поясного времени, для чего вся поверхность Земли разбита на 24 часовых пояса, простирающихся вдоль меридианов с долготой, кратной 15°. В СССР поясное В. введено с 1 июля 1919. Для рационального использования светлой части суток в некоторых странах часы переводятся в летнее время на 1 ч вперёд по отношению к поясному В. В СССР часы переведены на 1 ч вперёд в 1930 (так называемое декретное В.). Декретное В. 2-го часового пояса в СССР называется московским В. Московское В. опережает всемирное В. на 3 ч.

  Точные исследования показали, что система астрономического счёта В., основанная на наблюдениях кульминаций небесных светил, не является равномерной (всемирное В. в этой системе обозначается UT0), что обусловлено, во-первых, движением полюсов Земли, изменяющим долготу места наблюдения, и, во-вторых, неравномерностью вращения Земли, которая была обнаружена в результате применения высокостабильных кварцевых и атомных часов. Введение в UT0 поправок, учитывающих движение полюсов, приводит к всемирному В. UT1, а дополнительное введение поправок, учитывающих средние сезонные изменения периода вращения Земли, —к всемирному В. UT2. Однако равномерность систем счёта В., основанных на периоде вращения Земли, даже после внесения в них указанных поправок, не может уже удовлетворять некоторые разделы современной науки и техники.

  Равномерная система счёта В. — эфемеридное В. — вводится как независимый аргумент законов небесной механики и контролируется наблюдениями обращения Луны вокруг Земли. На основе эфемеридного В. составляются ежегодники астрономические. Эта система определяется по разности его со средним солнечным В. из эмпирического соотношения:

  ∆tcek = 24,349 + 72,318T + 29,950T² + 1,821В,

где Т считается в юлианских столетиях по 36 525 средних солнечных суток от момента 1900, января 0, в 12 ч всемирного В., а В представляет собой отклонение вычисленной по теории Брауна долготы Луны от наблюдаемой в данный момент. Величина средних солнечных суток вследствие неравномерности вращения Земли увеличивается за сто лет на 1,640 мсек и испытывает флуктуации вследствие наличия слагаемого, зависящего от В (за последние 120 лет они достигали —4,8 мсек в 1870 и +1,9 мсек в 1911). Поэтому определение секунды в физических системах единиц стали основывать не на периоде вращения Земли, а на периоде обращения её вокруг Солнца, называемом тропическим годом и равном промежутку В. между двумя последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия. Его продолжительность медленно изменяется со временем и составляет 365,24219879—0,00000614 (Т — 1900) средних солнечных сут. Генеральная конференция мер и весов (Париж, 1954) дала следующее определение секунды В. в системе СГС: "Секунда есть 1: 31 556 925,9747 доля тропического года для момента 1900, января 0, в 12 ч эфемеридного времени". Эфемеридное В., определяемое этой секундой для счёта больших интервалов В., выражается в юлианских столетиях по 36 525 эфемеридных суток от момента 1900, января 0, в 12 ч эфемеридного В.

  Развитие электроники позволило в 60-х гг. 20 в. получить принципиально новую, независимую от астрономических наблюдений систему счёта В., основанную на применении высокоточных кварцевых часов, контролируемых квантовыми генераторами (атомными часами). Эта система счёта В. получила название атомного В. и обозначается ТА1. В качестве эталонной единицы используется атомная секунда, величина которой определяется посредством резонансной частоты одного из энергетических переходов в атоме цезия 133 (см. Квантовые стандарты частоты).

  Радиосигналы точного В. подаются службами времени с помощью атомных часов в особой системе счёта атомного времени ТА, согласуемой с астрономическими системами счёта В.: продолжительность секунды времени ТА ежегодно определяется из астрономических наблюдений. Таким образом, система времени ТА осуществляет связь между всемирным В., получаемым из астрономических наблюдений, и атомным временем ТА1.

  Все системы счёта В. регулярно сравниваются друг с другом, так что для любого момента может быть осуществлён переход из одной системы в другую. Результаты сравнений публикуются в "Бюллетенях" международных службы времени в Париже, а в СССР также в бюллетене "Эталонное время", издаваемом Всесоюзным научно-исследовательским институтом физико-технических и радиоизмерений (см. Служба времени).

Служба точного времени

      Задачи службы точного времени - определить точное время, уметь его сохранить и донести до потребителя. Если представить, что стрелка часов это оптическая ось телескопа, вертикально направленного в небо, то циферблат - это звёзды, одна за другой попадающие в поле зрения этого телескопа. Регистрация моментов прохождения звёзд через визир телескопа - таков общий принцип классического определения астрономического времени. Судя по дошедшим до нас мегалитическим памятникам, самым известным из которых является Стоунхендж в Англии, этот метод визирных засечек с успехом использовался ещё в бронзовом веке. Само название астрономической службы времени теперь устарело. С 1988 года эта служба называется Международная Служба Вращения Земли (International Earth Rotation Service http://hpiers.obspm.fr/eop-pc/).

       Классический астрономический способ определения точного времени (Всемирное время, UT) связан с измерением угла поворота любого избранного меридиана Земли относительно "сферы неподвижных звёзд". Избранным, в итоге, оказался Гринвичский меридиан. Однако в России, например, долгое время за нулевой принимался Пулковский меридиан. Фактически любой меридиан, на котором установлен специализированный для регистрации моментов звёздных прохождений телескоп (пассажный инструмент, зенитная труба, астролябия), подходит для решения первой задачи службы точного времени. Но не любая широта является для этого оптимальной, что очевидно, например, ввиду схождения всех меридианов в географических полюсах.
      Из способа определения астрономического времени очевидна его связь с определением долгот на Земле и вообще с координатными измерениями. В сущности, это единая задача координатно-временного обеспечения (КВО). Понятна сложность этой задачи, решение которой длилось много столетий и продолжает оставаться актуальнейшей задачей геодезии, астрономии и геодинамики.
      При определении UT астрономическими методами необходимо учитывать:

• что "сферы неподвижных звёзд" не существует, т. е. координаты звёзд ("циферблат" звездных часов, определяющих и точность этих часов) надо постоянно уточнять из наблюдений,
• что ось вращение Земли под влиянием гравитационных сил Солнца, Луны и других планет совершает сложные периодические (прецессионные и нутационные) движения, описываемые рядами из сотен гармоник,
• что наблюдения происходят с поверхности сложно движущейся в пространстве Земли и, следовательно, необходимо учитывать параллактические и аберрационные эффекты,
• что телескопы, на которых производятся наблюдения UT, имеют свои непостоянные погрешности, зависящие, в частности, от климатических условий и определяемые из тех же наблюдений,
• что наблюдения происходят "на дне" атмосферного океана, искажающего истинные координаты звёзд (рефракция) часто трудно учитываемым образом,
• что сама ось вращения "болтается" в теле Земли и это явление также как и ряд приливных эффектов и эффектов, обусловленных атмосферными влияниями на вращение Земли, определяются из самих наблюдений,
• что вращение Земли вокруг своей оси, вплоть до 1956 года служившее эталоном времени, происходит неравномерно, что также определяется из самих наблюдений.

      Для точного счета времени необходим эталон. Выбранный эталон – период вращения Земли - оказался не вполне надежным. Солнечные сутки – одна из основных единиц времени, избрана давно. Но скорость вращения Земли меняется на протяжении года, поэтому и применяются средние солнечные сутки, отличающееся от истинных до 11 минут. Из-за неравномерности движения Земли по эклиптике принятые солнечные сутки в 24 часа больше за год на 1 сутки звездных, составляющих 23 час 56 мин 4, 091 сек, в то время средние солнечные 24 час 3 мин 56, 5554 сек.
      В 1930-х годах было установлено неравномерное вращение Земли вокруг своей оси. Неравномерность связана в частности: с вековым замедлением вращения Земли вследствие приливного трения от Луны и Солнца; нестационарными процессами внутри Земли. Средние звездные сутки вследствие процессии земной оси на 0,0084 с короче действительного периода вращения Земли. Приливное действие Луны тормозит вращение Земли на 0,0023с за 100 лет. Поэтому понятно, что определение секунды как единицы времени, составляющей 1/86400 часть суток, потребовало уточнения.
      1900 год был принят за единицу измерения  тропического года (продолжительность между двумя последовательными прохождениями центра Солнца через точку весеннего равноденствия) равного 365,242196 суток, или 365 суток 5 часов 48 минут 48,08 секунд. Через него определена продолжительность секунды =1/31556925,9747 тропического 1900 года.
      В октябре 1967г в Париже 13 Генеральная конференция Международного комитета мер и весов определяет продолжительность атомного секунды – промежутка времени, за который совершается 9 192 631 770 колебаний, соответствующих частоте излечения (поглощения) атомом Цезия – 133 при резонансном переходе между двумя сверхтонкими энергетическими уровнями основного состояния атома при отсутствии возмущений от внешних магнитных полей и фиксируется как радиоизлучение с длиной волны около 3,26 см.
      Точностью атомных часов – ошибка в 1с за 10000 лет. Погрешность 10^-14с.
      С 1 января 1972г СССР и многие страны мира перешли на атомный стандарт времени.
      Транслируемые по радио сигналы точного времени передаются по атомным часам для точного определения местного времени (т.е географической долготы – местонахождения опорных пунктов, находя моменты кульминации звезд), а также для авиационной и морской навигации.
      Первые сигналы точного времени по радио начали передавать станция г. Бостон (США) в 1904г, с 1907г в Германии, с 1910г в Париже (радиостанция Эйфелевой башни). В нашей стране с 1 декабря 1920г Пулковская обсерватория приступила к передачам ритмического сигнала через Петроградскую радиостанцию «Новая Голландия», а с 25 мая 1921г через Московскую Октябрьскую радиостанцию на Ходынке. Организаторами в стране радиотехническую службу времени были Николай Иванович ДНЕПРОВСКИЙ (1887-1944), Александр Павлович Константинов (1895-1937) и Павел Андреевич Азбукин (1882-1970).
      Постановлением Совнаркома в 1924г при Пулковской обсерватории организован Междуведомственный комитет службы времени, который с 1928г стал публиковать бюллетени сводных моментов. В 1931г были организованы две новые службы времени в ГАИШ и ЦНИИГАиК и начала регулярную работу служба времени Ташкентской обсерватории.
В марте 1932г проведена первая астрометрическая конференция в Пулковской обсерватории на которой принято решение: о создании службы времени в СССР. В предвоенное время работало 7 служб времени, причем в Пулкове, ГАИШ и Ташкенте велись передачи ритмических сигналов времени по радио.
      Наиболее точные часы, используемые службой (хранятся в подвале при постоянном давлении, температуре т.д.) были двухмаятниковые часы Шорта (точность ± 0,001с/сут), Ф.М. Федченко (± 0,0003с/сут), затем стали использовать кварцевые (с их помощью обнаружена неравномерность вращения Земли) до введения атомных часов, которые используются сейчас службой времени. Льюис Эссен (Англия) физик-экспериментатор, создатель кварцевых и атомных часов, в 1955 создал первый атомный стандарт частоты (времени) на пучке атомов цезия, в результате которого через три года возникла служба времени, основанная на атомном стандарте частоты.
      По атомным эталоном США, Канады и Германии устанавливается с 1 января 1972г TAI – среднее значение атомного времени, на основе которого создана шкала UTC (универсальное всемирное координатное время), которое от среднего солнечного отличается не более чем на 1 сек (точностью ±0,90 сек). Ежегодно в UTC вводится поправка на 1 сек 31 декабря или 30 июня.
     В последней четверти ХХ века для целей определения Всемирного времени использовались уже и внегалактические астрономические объекты - квазары. При этом регистрируется их широкополосный радиосигнал на двух разнесённых на тысячи километров радиотелескопах (радиоинтерферометры со сверхдлинной базой - РСДБ) в синхронизованной шкале атомных стандартах времени и частоты. Помимо этого используются системы, основанные на наблюдениях спутников (GPS - Global Positioning System, ГЛОНАСС - глобальная навигационная спутниковая система и ЛЛС - Лазерная Локация Спутников) и уголковых отражателей, установленных на Луне (Лазерная Локация Луны - ЛЛЛ).

Астрономические понятия

Астрономическое Время.   До 1925 года в астрономической практике за начало средних солнечных суток принимали момент верхней кульминации (полдень) среднего солнца. Такое время называлось средним астрономическим или просто астрономическим. В качестве единицы измерения использовалась средняя солнечная секунда. С 1 января 1925 года заменено на   всемирное время (UT)
Атомное время (АТ - Atomic Time)   введено с 1 января 1964 года. За единицу времени принята атомная секунда, равная промежутку времени, в течение которого совершается 9 192 631 770 колебаний, соответствующих частоте излучения между двумя уровнями сверхтонкой структуры основного состояния атома цезия-133 в отсутствии внешних магнитных полей. Носителями АТ являются более 200 атомных стандартов времени и частоты, расположенных в более чем 30 странах мира. Эти стандарты (часы) постоянно сличаются между собой через систему спутников GPS/ГЛОНАСС, с помощью чего и выводится международная шкала атомного времени (TAI). На основании сличения считается, что шкала TAI не расходится с воображаемыми абсолютно точными часами более чем на 0.1 микросекунды за год. АТ не связано с астрономическим способом определения времени, основанным на измерении скорости вращения Земли, поэтому с течением времени шкалы АТ и UT могут разойтись на значительную величину. Для исключения этого с 1 января 1972 года введено   Всемирное координированное время (UTC).
Всемирное время (UT - Universal Time)   используется с 1 января 1925 года вместо астрономического времени. Отсчитывается от нижней кульминации среднего солнца на меридиане Гринвича. С 1 января 1956 года определены три шкалы всемирного времени:
UT0   -   всемирное время, определяемое на основе непосредственных астрономических наблюдений, т.е. время мгновенного гринвичского меридиана, положение плоскости которого характеризуется мгновенным положением полюсов Земли;
UT1   -   время среднего гринвичского меридиана, определяемое средним положением полюсов Земли. Отличается от UT0 поправками на смещение географического полюса вследствие смещения тела Земли относительно оси ее вращения;
UT2   -   это "сглаженное" время UT1 с поправками на сезонные изменения угловой скорости вращения Земли.
Всемирное координированное время (UTC).   В основе UTC лежит шкала АТ, которая по мере необходимости, но только 1 января или 1 июля, может корректироваться вводом дополнительной отрицательной или положительной секунды так, чтобы разность между UTC и UT1 не превышала 0.8 сек. Шкала времени Российской федерации UTC(SU)   воспроизводится Государственным эталоном времени и частоты и согласована со шкалой международного бюро времени UTC. В настоящее время (начало 2005 года) TAI - UTC = 32 секунды. Существует множество сайтов, где можно взять точное время, например, на сервере международной бюро Мер и Весов (BIPM) http://www.bipm.fr/en/scientific/tai/time_server.html.
Звёздные сутки   -   промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями точки весеннего равноденствия на одном и том же меридиане. За начало звёздных суток принят момент её верхней кульминации. Существует истинное и среднее звёздное время в зависимости от выбранной точки весеннего равноденствия. Средние звёздные сутки равны 23 часам.56 минутам 04,0905 секундам среднесолнечных суток.
Истинное солнечное время   -   неравномерное время, определяемое движением истинного солнца и выражаемое в долях истинных солнечных суток. Неравномерность истинного солнечного времени (уравнение времени) обусловлена 1) наклоном эклиптики к экватору и 2) неравномерностью движения солнца по эклиптике ввиду эксцентриситета орбиты Земли.
Истинные солнечные сутки   -   промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями истинного солнца на одном и том же меридиане. За начало истинных солнечных суток принят момент нижней кульминации (полночь) истинного солнца.
Среднее солнечное время   -   равномерное время, определяемое движением среднего солнца. Использовалось как эталон равномерного времени с масштабом в одну среднюю солнечную секунду (1/86400 доля средних солнечных суток) до 1956 года.
Средние солнечные сутки   -   промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульминациями среднего солнца на одном и том же меридиане. За начало среднесолнечных суток принят момент нижней кульминации (полночь) среднего солнца.
Среднее (экваториальное) солнце   -   фиктивная точка на небесной сфере, равномерно движущаяся по экватору со среднегодовой скоростью движения истинного Солнца по эклиптике.
Среднее эклиптическое солнце   -   фиктивная точка на небесной сфере, равномерно движущаяся по эклиптике со среднегодовой скоростью истинного Солнца. Движение среднего эклиптического солнца по экватору неравномерно.
Точка весеннего равноденствия   -   та их двух точек пересечения экватора и эклиптики на небесной сфере, которую центр солнца проходит весной. Существуют истинная (движущаяся вследствие прецессии и нутации) и средняя (движущаяся только вследствие прецессии) точки весеннего равноденствия.
Тропический год   -   промежуток времени между двумя последовательными прохождениями среднего солнца через среднюю точку весеннего равноденствия, равен 365,24219879 среднесолнечных суток или 366,24219879 звёздных суток.
Уравнение времени   -   разность между истинным солнечным временем и средним солнечным временем. Она достигает   +16 минут в начале ноября и   -14 минут в средине февраля. Публикуется в Астрономических ежегодниках.
Эфемеридное время (ЕТ - Ephemeris time)   -   независимая переменная (аргумент) в небесной механике (ньютоновская теория движения небесных тел). Введено с 1 января 1960 года в астрономических ежегодниках как более равномерное, чем Всемирное время, отягощенное долгопериодическими неравномерностями во вращении Земли. Определяется из наблюдения тел солнечной системы (в основном Луны). В качестве единицы измерения принята эфемеридная секунда как 1/31556925,9747 доля тропического года для момента 1900 январь 0, 12 часов ЕТ или, иначе, как 1/86400 доля продолжительности средних солнечных суток для этого же момента.

СЛУЖБА ВРЕМЕНИ

СЛУЖБА ВРЕМЕНИ - совокупность специализированных лабораторий, обсерваторий и др. учреждений, осуществляющих определение и хранение времени и передающих о нем необходимую информацию (в частности, с помощью сигналов времени). В Российской Федерации существует Государственная служба времени и частоты, обеспечивающая измерение в единых единицах атомного и всемирного времени и их координацию (см. Координированное время).
·  Служба времени — совокупность специализированных лабораторий научно-исследовательских институтов, обсерваторий и других учреждений (или одна из них), осуществляющих определение и хранение времени и передачу информации о нём заинтересованным потребителям. В СССР… (Большая советская энциклопедия)

·  Бета (служба времени) — Бета служба точного времени работающая в ОНЧ диапазоне в СНГ. Содержание 1 Сеть Бета2 Использование частоты3 Ссылки4 См. также // Сеть Бета Бета состоит из следующих передатчиков НазваниеГородКоординаты RJH69 Вилейка (Беларусь) 54.460278,… (Википедия)

·  授时 — shòushí1) передать для руководства народу записи по временам года; опубликовать календарь2) астр. служба времени… (Большой китайско-русский словарь)

·  授時 — shòushí1) передать для руководства народу записи по временам года; опубликовать календарь2) астр. служба времени…

·  Zeitdienst — mслужба времени… (Большой немецко-русский и русско-немецкий словарь)

·  служба — ж.1) service mпоступить на службу s'egager, etrer vi (ê.) au serviceнести службу effectuer (или predre) so serviceдействительная (военная) служба service actifпродвигаться по службе recevoir de l'avacemet2) (специальная область работы,… (Большой французско-русский и русско-французский словарь)

·  Астрометрия — (от Астро... и ...метрия (См. …метрия) раздел астрономии, задачей которого является построение основной инерциальной системы координат для астрономических измерений (решается совместно с другими разделами астрономии небесной механикой и… (Большая советская энциклопедия)

·  Астрономический институт им. П. К. Штернберга — Астрономический институт имени П. К. Штернберга Государственный (ГАИШ), научно-исследовательское учреждение Московского университета. Институт организован в 1931 в результате объединения Московской университетской астрономической обсерватории…

·  Астрономия — IАстрономия (греч. astroomía, от Астро... и ómos закон) наука о строении и развитии космических тел, их систем и Вселенной в целом. Задачи и разделы астрономии. А. исследует тела Солнечной системы, звёзды, галактические туманности,…

·  Астрономия — IАстрономия (греч. astroomía, от Астро... и ómos закон) наука о строении и развитии космических тел, их систем и Вселенной в целом. Задачи и разделы астрономии. А. исследует тела Солнечной системы, звёзды, галактические туманности,…