Współczesna służba czasu

Ireneusz Domiński

Poniższy artykuł został opublikowany w miesięczniku "Urania" z lutego 1976 r. Być może niektóre sformułowania i metody wymienione w tekście są już zdezaktualizowane, ale uznałem artykuł za interesujący dla astronomów oraz innych osób interesujących się zagadnieniem pomiaru czasu. Przygotowanie i publikacja wersji elektronicznej za zgodą redakcji czasopisma "Urania-Postępy Astronomii".

Odchodząc od filozoficznych aspektów pojęcia czasu, ciekawych i fascynujących, lecz rzadko inspirujących praktyczne rozwiązania, poświęćmy się sprawie na wskroś praktycznej choć dość skomplikowanej, jaką jest współczesna służba czasu. Jest to dziedzina przypominająca swym stylem działania świątynię wiecznego ognia, podsycanego przez nielicznych kapłanów by nie zagasły jego płomienie.

Największą troską ludzi zajmujących się problematyką służby czasu jest zachowanie ciągłości jej rachuby. Dopiero na drugim miejscu jest troska o największą dokładność zegara, cóż bowiem znaczy najlepszy nawet zegar który stoi. Praktyczna służba czasu oparta jest (na zegarach, i to zegarach wykorzystujących u swej podstawy działania zjawiska okresowe. Czas jest nam potrzebny w dwojakiej formie: jako system datowania i jako jednostka czasu. Datowanie jest całką pewnej funkcji jednostki czasu, wymaga więc ustalenia stałej całkowania, czyli epoki lub — jak kto woli — punktu zerowego. Fizycy i sportowcy na ogół potrzebują znać tylko odcinki czasu. Do tego celu nie trzeba ustalić nic więcej, jak jednostkę czasu. Zupełnie inaczej przedstawia się sprawa gdy zachodzi potrzeba doprowadzenia do jednoczesności zjawisk w procesach, których chwile inicjacji odległe są w czasie, lub zjawisk odległych w przestrzeni. Potrzebny tu jest system datowania, czyli ustalenia początku rachuby czasu.

Są do pomyślenia, a nawet były stosowane, systemy datowania o zmiennej jednostce czasu, np. podział doby na 12 godzin nocnych i 12 godzin dnia. Takim systemem o zmiennej jednostce jest także prawdziwy czas słoneczny. Nie było to jednak wygodne dla pomiarów interwałów czasu, toteż wprowadzono czas słoneczny średni. Obecnie mamy do czynienia zawsze ze skalami czasu jednostajnymi aż do granic dokładności jednostki czasu (przez pojęcie skala czasu należy rozumieć sposób ustalania daty zjawisk w oparciu o dany zegar). Upraszcza to dalsze wywody.

U podłoża wzorcowej skali czasu leży zawsze zegar fizyczny. Najogólniej zegarem nazwać można system składający się z elementu zmieniającego okresowo swój stan, odtwarzający jednostkę czasu zegara, oraz z elementu liczącego, oczywiście z odpowiednimi wskaźnikami. Może do tego jeszcze dochodzić urządzenie odczytowe, pozwalające odczytać ułamki własnej jednostki czasu. Wśród wielu możliwych zegarów wyróżniają się zawsze w danej epoce zegary najdokładniejsze. Do niedawna były to zegary oparte na zjawiskach astronomicznych (np. obracająca się wokół własnej osi Ziemia), dziś prym wodzą zegary oparte na zjawiskach atomowych. Każda "własna" jednostka czasu zegara, tylko w przybliżeniu realizująca wielkość przyjętą za jednostkę, posiada kres dokładności: kres oddzielający deterministycznie zachowanie się elementu realizującego tę jednostkę od indeterministycznych zakłóceń. Często, o ile nie jest to regułą, zwiększa się dokładność wzorcowej skali czasu przez wprowadzenie a priori lub a posteriori pewnych rachunkowych poprawek do skali czasu realizowanej przez zegar fizyczny. Otrzymujemy w ten sposób tzw. zegar papierowy (paper clock) lub fikcyjny, dokładniejszy od zegara pierwotnego. Niech dwa proste przykłady wyjaśnią to zagadnienie. Przypuśćmy, że mamy dobry zegar, lecz chód jego w znacznym stopniu zależy od temperatury otoczenia. Oczywiście, realizowana przez ten zegar skala czasu będzie niedokładna i niejednostajna. Możemy wprowadzić do wskazań tego zegara poprawki na wpływ temperatury. Otrzymamy wtedy bardziej jednostajną skalę czasu; skalę realizowaną — przez zegar papierowy. Podobnie możemy utworzyć uśrednioną skalę czasu, biorąc za podstawę pewien zespół zegarów, jednak nie będzie to wprowadzenie poprawek typu deterministycznego jak w poprzednim przykładzie. Mówimy wtedy o systemowej skali czasu.

Skale czasu używane na co dzień winny mieć jeszcze jedną dodatkową cechę: współmiemość z cyklem dobowym. Wspomnieć także trzeba o pewnej dwoistości informacji jaką zawiera w sobie wartość liczbowa wybrana w danej skali czasu. Potocznie mówi się, że w danej chwili był taki a taki czas. Druga informacja zawarta w tej wartości liczbowej, to informacja o fazie zjawiska stanowiącego podstawę działania zegara. Szczególnie istotna jest ta informacja w przypadku czasu uniwersalnego UT, gdzie poza informacją o czasie jako takim, zawiera ona dokładną informację o orientacji Ziemi w przestrzeni. Właśnie ta druga informacja jest niezbędna dla celów astronomicznej nawigacji morskiej. Z chwilą gdy czas uniwersalny przestał być czasem wzorcowym, zagadnienie dwojakiej informacji zawartej w UT pojawiło się w dość drastycznej formie.

Astronomiczne systemy czasu

Mowa tu będzie o systemach czasu, które powstały z czasu uniwersalnego względem czasu Greenwich, choć podstawowym systemem czasu — dostępnym za pomocą bezpośrednich obserwacji z należytą dokładnością — jest prawdziwy czas gwiazdowy. Jednakże w życiu codziennym podstawowym rytmem jest rytm dobowy słoneczny. Stąd zasadnicze znaczenie czasu uniwersalnego.

Zarówno czas gwiazdowy jak i czas uniwersalny są to skale czasu uzyskiwane z jednego naturalnego zegara, jakim jest ruch obrotowy Ziemi wokół swej osi. Różnica polega jedynie na innym doborze punktu odniesienia, względem którego określa się fazę obrotu Ziemi. W pierwszym przypadku jest to punkt równonocy wiosennej, w drugim — punkt przeciwległy do średniego słońca (przy rozpatrywaniu przejścia przez południk). Aby przejść z jednej skali na drugą, trzeba znać parametry ruchu orbitalnego Ziemi, a co za tym idzie — także i średniego słońca.

Była tu mowa o zegarze jakim jest ruch dobowy Ziemi. Ziemia jest tu oczywiście tylko elementem odtwarzającym jednostkę czasu — dobę. Elementu liczącego nie ma. Zastępuje go człowiek i jego pamięć wraz z wszystkimi środkami które ją wspomagają. Istnieją zresztą elementy wskaźnikowe, które pozwalają odczytać ułamki doby, godziny i minuty -i są to zegary słoneczne.. Dokładniejszymi wskaźnikami są specjalne instrumenty do wyznaczeń czasu, takie jak narzędzie przejściowe, astrolabia czy fotograficzne teleskopy zenitalne.

Na ruch obrotowy Ziemi wpływa jednak wiele czynników, jak zmiana momentu bezwładności, wymiana momentu pędu bryły ziemskiej z atmosferą, straty energii przez tarcie, wymiana energii za pośrednictwem pola magnetycznego itp. Wykryte w latach trzydziestych sezonowe wahania długości doby, wyjaśniane właśnie wymianą momentu pędu między atmosferą i bryłą ziemską, stanowiły pierwszy sygnał o zbliżającym się końcu ery astronomicznych wzorców czasu. Zanim przystąpimy do opisu dalszych dziejów systemu czasu, wyjaśnić należy zasadnicze cechy czasu uniwersalnego i jego pochodnych.

Jak wiadomo, czas uniwersalny UT zdefiniowany jako czas średni słoneczny południka zerowego i uzyskiwany z obserwacji w dowolnym miejscu na kuli ziemskiej, oznaczony symbolem UTO, obarczony jest pewnymi fluktuacjami spowodowanymi wpływem ruchów biegunów ziemskich (wahania bieguna, o podstawowych okresach 12- i 14-miesięcznych, nie przekraczają kilkunastu metrów). Chodzi tu o czysto geometryczne zależności, mianowicie wraz z biegunem przemieszcza się nieznacznie siatka współrzędnych geograficznych. Powoduje to wahania długości geograficznej zgodnie z rytmem wahań bieguna. Wprowadzając poprawkę na ruch bieguna Δλ, otrzymujemy czas uniwersalny jednakowy dla wszystkich punktów Ziemi, mianowicie

UTO_i + Δλ_i = UT1, gdzie Δλ<0,05^s

Jest to już papierowa skala czasu.

Czas UT1 nie jest jednak czasem jednostajnym z powodu sezonowych zmian długości doby. Wprowadza się więc ponownie poprawkę na ekstrapolowane w przód wahania sezonowe ΔT_s otrzymując

UT1 + ΔT_s = UT2, gdzie ΔT_s<0,05^s

Ta druga papierowa skala czasu UT2 powstała jako akt rozpaczliwej obrony zachowania czasu astronomicznego jako wzorca. Podniosło to względną dokładność jednostki astronomicznej czasu w okresie rocznym z ok. 1·10^-8 do 1·10^-9, lecz nie uchroniło jej jako wzorca. Obecnie skala czasu UT2 ma już tylko historyczne znaczenie, choć poprawki ΔT_s podawane są nadal przez BIH. Natomiast powszechnie używany jest czas UT1, lecz tylko jako parametr określający orientację Ziemi w przestrzeni i służący prawie wyłącznie dla potrzeb nawigacji.

Ruch orbitalny Ziemi

jest innym zegarem astronomicznym, znacznie dokładniejszym od ruchu obrotowego Ziemi.

Była to druga próba ratunku astronomicznej jednostki czasu, pod nazwą czas efemeryd. Nazwa pochodzi stąd, że czas ten obowiązuje przy opracowywaniu efemeryd w rocznikach astronomicznych. Czas efemeryd oparty jest na drugim naturalnym zegarze astronomicznym, ruchu orbitalnym Ziemi. Stabilność jednostki czasu efemeryd, sekundy efemerydalnej, porównywalna jest ze stabilnością sekundy atomowej. Jednakże czas efemeryd jest niezmiernie trudny do odczytywania z dużą dokładnością. W ogóle trudność odczytywania zegarów astronomicznych jest ich niekorzystną cechą: łatwiej odczytać fazę stosunkowo szybko obracającej się Ziemi niż odczytać czas z jej obiegu orbitalnego. Wprawdzie zamiast Ziemi można wykorzystać szybszy ruch Księżyca, lecz mimo to różnicę czasu efemeryd i czasu uniwersalnego otrzymuje się z dokładnością jednej dziesiątej sekundy po wyrównaniu długich serii obserwacji, z opóźnieniem kilkuletnim. Czas efemeryd jest używany niemal jedynie w mechanice nieba i stanowi argument tablic astronomicznych. Jego bardzo dobrym przybliżeniem jest czas atomowy, pomijając nieistotną stałą różnicę ET-TA1 wynoszącą 32,18^s.

Atomowe systemy czasu

W roku 1967 Generalna Konferencja Miar zdefiniowała sekundę SI. W roku 1971 następna Konferencja potwierdziła definicję Międzynarodowej Skali Czasu Atomowego. W roku 1972 ustalono zaś obowiązujący skrót nazwy: TAI. Na całym świecie, poza nielicznymi wyjątkami, obowiązuje skala czasu będąca pochodną Międzynarodowej Skali Czasu Atomowego ATI. Dotyczy to skali czasu, natomiast jednostka czasu jaka obowiązuje w układzie SI nie jest jednostką czasu TAI, lecz jednostką uzyskiwaną z zegara atomowego w danym miejscu. Aby to wyjaśnić, trzeba najpierw opisać co to jest TAI.

TAI jest czasem systemowym, a więc czasem papierowym. Do tworzenia tej skali czasu zobowiązane jest BIH. W swych obliczeniach BIH do niedawna opierało się na siedmiu indywidualnych skalach czasu atomowego tworzonych w następujących instytucjach:

• F — Commission Nationale de l'Heure, Paris, Francja
• NBS — National Bureau of Standards, Boulder, USA
• NRC — National Research Council of Canada, Ottawa, Kanada
• ON — Observatoire de Neuchâtel, Neuchâtel, Szwajcaria
• PTB — Physikalisch-Technisches Bundesanstalt, Braunschweig, Niemcy
• RGO — Royal Greenwich Observatory, Herstmonceaux, Wlk. Brytania
• USNO — U.S. Naval Observatory, Washington, USA.

Te lokalne skale czasu atomowego porównywane są codziennie ze sobą z dokładnością 1·10^-7 sekundy (0,1 mikrosekundy). Uśredniana a posteriori przez BIH skala TAI jest zgodnie z definicją właściwa i obowiązująca. Nie przewiduje się poprawiania jej wstecz na podstawie dodatkowych informacji. Do wszystkich siedmiu indywidualnych skal czasu atomowego wprowadza się poprawki na wpływ pola grawitacyjnego zależnie od wysokości zegara nad poziom morza. Oczywiście zegary muszą znajdować się w spoczynku względem powierzchni Ziemi.

Skala czasu TAI rozpoczyna się od momentu, który oznaczony jest datą

1 styczeń 1958 0^h TAI

Moment ten jest bardzo bliski momentowi

1 styczeń 1958 0^h UT2.

Z powyższego wynika, że sekunda TAI jest uśrednioną wartością otrzymaną z około dwudziestu wzorców zredukowanych na poziom morza i znajdujących się w bezruchu względem powierzchni Ziemi. Natomiast sekunda układu SI jest zdefiniowana dla danego miejsca pomiaru, niezależnie od usytuowania i ruchu. Są to wprawdzie różnice niewielkie, na granicy wykrywalności.

Długość sekundy atomowej ustalono tak, aby była zgodna z sekundą czasu efemeryd. Wykorzystano do tego celu długi cykl obserwacji Księżyca dokonanych kamerami Markowitza. Późniejsze pomiary potwierdziły poprawność wyznaczenia długości sekundy atomowej. Ustalono, że sekunda zarówno TAI jak i SI równa się okresowi, w którym generator dostrojony do środkowej linii rezonansowej przejścia F=3, m_f=0, F=4, m_f=0, atomów cezu 133, przy zerowym polu magnetycznym, wykonuje 9 192 631 770 drgań. Należy sprostować błędne mniemanie, iż częstotliwość ta nie zależy od wpływów zewnętrznych. Znaczny wpływ na nią ma pole magnetyczne, dostrojenie komory rezonansowej itp. Stały postęp w dokładności wzorców atomowych polega właśnie na coraz to lepszym ograniczeniu oddziaływań zewnętrznych. W chwili obecnej sekunda atomowa reprodukowana jest z błędem średnim ±1·10^-13. Pierwsze wzorce cezowe osiągały jednak stabilność rzędu ±5·10^-11.

Obowiązujący system czasu

Czas atomowy, mimo że jest najbardziej jednostajną skalą czasu, nie nadaje się do powszechnego użytku. Przyczyną tego są pewne przyzwyczajenia, które nie łatwo pokonać. Czas uniwersalny zawiera w sobie także informację, jaka jest w danej chwili orientacja Ziemi w przestrzeni. Wiadomo również, że ruch obrotowy Ziemi nie jest jednostajny, co powoduje dość szybkie rozchodzenie się skal czasu: atomowego i uniwersalnego. Od chwili, gdy obie te skale były ustalone jako zgodne, tj. od 1958 r., rozeszły się o ponad 14 sekund. Wobec tego wprowadzono na powszechny użytek skalę czasu opartą na czasie atomowym, zwaną czasem uniwersalnym skoordynowanym (UTC) ze zmienioną nieco długością sekundy (tzw. offset). Zmniejszyło to wprawdzie prędkość rozchodzenia się wspomnianych skal, lecz konieczne było jeszcze okresowe wprowadzanie skokowych zmian w skali UTC, co więcej, konieczna była niekiedy zmiana offsetu. Wszelkie te czynności nie mogły być zaplanowane na długi okres czasu naprzód, ciągle trzeba było sprawdzać na drodze obserwacyjnej przebieg różnicy UTC-UTI.

To, że transmitowana we wzorcowych sygnałach czasu jednostka czasu nie była zgodna z definicją, a także częste zmiany tej jednostki (zmiany offsetu), powodowały znaczne trudności u użytkowników sygnałów dokładnego czasu. Z początkiem roku 1972 uporządkowano te sprawy, wprowadzając nowe zasady tworzenia skali czasu UTC. Nowy system jest na tyle dojrzały, że można spodziewać się iż pozostanie przez długi czas bez zmiany. Na czym polega ów nowy system czasu uniwersalnego skoordynowanego?

Jest to skala czasu bardzo zbliżona do międzynarodowego czasu atomowego TAI, posiada bowiem tę samą jednostkę. Nie wprowadza się żadnego offsetu. Czas UTC utrzymywany jest w zgodzie z czasem uniwersalnym UTI w granicach ±0,7^s (z uchybieniami znanymi z dokładnością 1 ms) jedynie przez wprowadzanie w miarę potrzeby skoków wielkości jednej sekundy. Skoki takie noszą nazwę sekund przestępnych, które mogą być dodatnie lub ujemne. Wprowadzanie skoków sekundowych nie nastręcza prawie żadnych trudności technicznych. Zalecono, aby wprowadzanie sekund przestępnych następowało w zasadzie w końcu roku lub w końcu półrocza, czyli 31 grudnia lub 30 czerwca. Decyzję o wprowadzeniu sekundy przestępnej podejmuje BIH na podstawie rezultatów obserwacji czasu astronomicznego tj. UTI. Decyzja taka winna być podana do wiadomości instytutów zajmujących się dokładnym czasem co najmniej na trzy miesiące przed terminem wprowadzenia sekundy przestępnej. W dniu 31 grudnia 1975 r. (czasu UTC) wprowadzono piątą z kolei dodatnią sekundę przestępną. Zapis daty w systemie UTC przedstawia się w związku z tym jak następuje:

1975 grudzień 31 23h 59m 59s
1975 grudzień 31 23h 59m 60s
1976 styczeń   1  0h  0m  0s

Oznacza to, że zegary wskazujące czas UTC muszą być w tym momencie cofnięte o jedną sekundę (normalnie w sekundę po chwili oznaczonej 59^s przypada chwila oznaczona 0^s, a nie — jak przytoczonym przykładzie — 60^s).

Utrzymanie czasu UTC w zgodzie z UT w granicach ±0,7^s w praktyce wystarcza. Jednakże niekiedy użytkownikom sygnałów czasu potrzebna jest dokładniejsza znajomość aktualnej wartości tej różnicy. Dlatego zalecono, aby jednocześnie z sygnałem transmitowano dodatkowo zakodowaną przybliżoną wartość różnicy czasów skoordynowanego i uniwersalnego, oznaczoną DUT=(UTI-UTC)_0,1^s. Wskaźnik 0,1^s oznacza, że jest to wartość zaokrąglona do 0,1 sekundy. Niekiedy transmituje się jeszcze dodatkowo dUT, zaokrąglone do 0,02 sekundy, tak dobrane aby DUT+dUT=(UTI-UTC)_0,02^s. Autor sugeruje inny system przekazywania informacji o aktualnej orientacji Ziemi w przestrzeni, mianowicie przez wprowadzenie, podobnie jak średnie słońce, południka atomowego. Wtedy zamiast przekazywać wartość DUT wystarczyłoby podawać różnicę Dλ między południkiem zerowym a południkiem atomowym. Nie trzebaby w ogóle synchronizować ze sobą czasów UTC i UT, zatem można by z pożytkiem dla chronologii posługiwać się bezpośrednio czasem atomowym. Już obecnie łatwo zgubić się w dokładnej chronologii przy opracowywaniu kilkunastoletnich serii obserwacji.

Czas uniwersalny, zwany dawniej czasem średnim Greenwich, stanowił podstawę czasów strefowych. Obowiązujące w poszczególnych państwach normy prawne dotyczące używanych czasów strefowych oparte są na tymże właśnie czasie. Z chwilą wprowadzania czasu uniwersalnego skoordynowanego w większości państw przyjęto milcząco za podstawę czasów strefowych właśnie UTC. I tak na przykład w Polsce nowym oficjalnym czasem jest więc czas środkowoeuropejski, wcześniejszy dokładnie o jedną godzinę od czasu uniwersalnego skoordynowanego.

Metody porównywania odległych zegarów

Na wstępie sprostować należy błędne mniemanie, że po to aby mieć dokładny czas wystarcza mieć bardzo dokładny zegar. Wystarcza natomiast mieć możliwość dokładnego odczytania czasu wzorcowego. Dokładny zegar może wówczas służyć do przechowywania czasu wzorcowego przez pewien określony okres czasu zależny od dokładności posiadanego zegara i od dopuszczalnej wielkości błędu. Do niedawna wzorcowym czasem był czas astronomiczny. Do jego odczytania potrzebne były odpowiednie instrumenty obserwacyjne oraz informacje mówiące o sposobie zakodowania (chodzi tu o aktualne współrzędne gwiazd itp.). Zegar służył, jak to jest i obecnie, tylko do przechowywania tego czasu. Dziś wzorcem jest system zegarów atomowych. Chcąc więc mieć dokładny czas trzeba mieć możliwość odczytywania tego czasu. Można to zrobić obecnie trzema metodami: przewożenie zegara, przesyłanie sygnału przeskoku, pomiar fazy drgań.

1. Metoda przewożenia zegara jest metodą absolutną, o ile możemy się zadowolić fizyką klasyczną. Obecne dokładności wymagają jednak wprowadzenia poprawek na efekty relatywistyczne, wpływające na zmiany wskazań przewożonego zegara. Metoda przewożenia zegara jest nie tylko kosztowna, ale niekiedy trudna do zastosowania z przyczyn raczej całkowicie nie naukowych.

2. Druga metoda — przesyłania sygnału przeskoku — jest najbardziej naturalna. Jak wiadomo, porównanie zegarów odbywa się przez odczytanie ich wskazań w jakiejś jednoczesnej chwili. Potrzebny do tego jest sygnał w postaci przeskoku, np. sygnał akustyczny, optyczny czy też elektryczny, docierający do zegarów ze znanym opóźnieniem. Z matematycznego punktu widzenia przeskok ma widmo nieskończone. Obcięcie tego widma, jakie musi nastąpić przy fizycznej realizacji przeskoku, powoduje zmniejszenie stromości zbocza. Dążąc do jak największej dokładności pomiaru musimy stosować urządzenia o jak najszerszym paśmie przenoszenia. Jak wiadomo, sygnały czasu docierające do odbiornika z dość odległych stacji nadawczych są znacznie zakłócane, szczególnie latem. Niekiedy konstruktorzy odbiorników przeznaczonych do tego celu, nieświadomi prawa natury, że im dokładniejszy ma być pomiar czasu, tym szersze musi być pasmo przenoszenia, budują wymyślne filtry ograniczające szumy. Otrzymuje się wtedy zadziwiająco czysty akustycznie sygnał czasu, lecz o tak rozmytym zboczu, że niemożliwe jest dokładne określenie w którym miejscu zaczyna się sygnał. Oczywiście, dotyczy to w praktyce dokładności lepszych niż jedna dziesiąta sekundy. Klasyczne sygnały czasu nadawane są przez urządzenia przenoszące tylko pasma o szerokości kilku kiloherców, daje to czas narastania zbocza równy co najmniej jednej milisekundzie. Ogranicza to dokładność do ok. 0,1 milisekundy. Szersze pasmo, bo ok. 5 MHz, przenoszą nadajniki telewizyjne. Stąd najlepszą dokładność uzyskuje się obecnie w tej metodzie stosując do porównań metodę TV (J. Tolman i inni).

3. Trzecia metoda — metoda pomiaru fazy nadajników — polega na namierzeniu określonej fazy drgań fali nośnej o kształcie sinusoidalnym. Najczęściej jest to moment przejścia przez zero. W tej metodzie wykorzystuje się w zasadzie nadajniki pracujące na falach o częstotliwości poniżej 100 kHz. Pomiar fazy jest dość łatwy i zapewnia dużą dokładność. Niestety, takich przejść "przez zero" jest — zależnie od rodzaju stacji — w ciągu sekundy od 10 tysięcy do 100 tysięcy, które z nich jest więc tym właściwym? Fakt ten oczywiście drastycznie ogranicza stosowalność metody.

Metoda przesyłania sygnałów przeskoku wymaga uwzględniania czasu propagacji sygnału od anteny nadajnika do odbiornika. Nie zawsze daje się to wyznaczyć na drodze rachunkowej z wystarczającą dokładnością. Najłatwiej tego dokonać w przypadku fal stosowanych w telewizji, gdyż są to fale na tyle krótkie, że rozchodzą się prostoliniowo, tak jak fale świetlne. Bardzo trudno natomiast wyznaczyć przesunięcie fazy, jakie występuje na drodze między nadajnikiem i odbiornikiem. Jest to poważnym mankamentem metody pomiaru fazy.

Nowoczesne laboratoria zajmujące się dokładnym czasem stosują wszystkie te metody. Pozwalają one na porównywanie odległych zegarów z dokładnością mikrosekundową, a nawet lepszą. Także w Astronomicznym Obserwatorium Szerokościowym I.G.F. PAN w Borowcu dokonuje się takich porównań z TAI z dokładnością ±1·10^-7 sekundy i to już od roku 1971. Należy się spodziewać, że w niedługim czasie osiągnięta zostanie w niektórych laboratoriach dokładność porównywania odległych zegarów wynosząca jedną nanosekundę, a więc ±1·10^-9s.

Należy jeszcze zwrócić uwagę, że w praktyce porównywanie zegarów za pomocą jakiejś z dokładnych metod wymaga wstępnej synchronizacji zegarów z mniejszą dokładnością, taką jaką można uzyskać z klasycznych sygnałów czasu. Z tego wynika, że klasyczne sygnały czasu, mimo ich niewielkiej (stosunkowo) dokładności, są niezbędne dla pomiarów dokładnych.

Najnowsze osiągnięcia

Pojawienie się nowej, bardzo jednostajnej skali czasu jaką jest TAI, pozwoliło na bardziej skuteczne wyznaczanie nieregularności obrotu Ziemi. Jest jeszcze za wcześnie na wyciąganie wniosków z zebranych obserwacji, do tego potrzebny jest materiał co najmniej kilkudziesięcioletni. Jednak już dziś udało się zauważyć gwałtowną zmianę w ruchu obrotowym Ziemi, która bez możliwości odniesienia pomiarów do skali TAI zginęłaby w zakłócającym szumie. W drugiej połowie grudnia 1973 r. nastąpiła raptowna zmiana długości doby. Skróciła się ona o ok. jedną mikrosekundę na dobę. Odpowiada to względnej zmianie prędkości kątowej o ok. 1·10^-8. Zmiana ta utrzymuje się nadal. Rys. 1 ilustruje tę zmianę.

Rys. 1

Innym ciekawym spostrzeżeniem jest stwierdzenie wpływu relatywistycznego na zegar będący w ruchu. Paradoks bliźniaków znalazł więc potwierdzenie. Ilustracją tego niech będzie rys. 2 zaczerpnięty z pracy G. M. Winklera z 1972 r. Dwie grupy zegarów przewożono dokoła Ziemi, jedne zgodnie z ruchem dziennym, drugie w przeciwnym kierunku. Po powrocie porównano ich wskazania z miejscowymi zegarami. Zaobserwowane odchylenia zgodne są z wyliczonymi teoretycznie wielkościami.

Rys. 2

Zastosowanie najnowszych metod powielania częstotliwości pozwoliło na bezpośrednie zmierzenie częstotliwości kryptonowego wzorca metra i wyznaczenie z niespotykaną dotąd dokładnością prędkości światła: c=299792456,2±1,1 m/s. Dokonano tego w Stanach Zjednoczonych w laboratorium NBS, o czym referował K. Evenson na kongresie URSI w Warszawie w roku 1972.

Nowe perspektywy zastosowań dokładnych pomiarów czasu

Dokładne pomiary czasu łączą się nierozerwalnie z pomiarami częstotliwości. W zastosowaniach więcej możliwości ma pomiar częstotliwości lub pomiar odcinków czasu. Tym niemniej wzrasta zapotrzebowanie na jednolity system czasu na całej Ziemi a nawet poza nią. Błąd synchronizacji nie powinien przekraczać jednej mikrosekundy. Już dziś można synchronizować nieliczne zegary w odległych punktach Ziemi z dokładnością ok. 30 nanosekund. Bardzo wysokie wymagania odnośnie dokładnego czasu w systemie globalnym stawia radiointerferometria na bardzo długich bazach. Nieco mniejsze dokładności niezbędne są do pomiarów startu i ruchu sztucznych satelitów. Znane są niepowodzenia nadzwyczaj kosztownych przedsięwzięć w dziedzinie geodezji satelitarnej z powodu zbagatelizowania problemu synchronizacji czasu.

Dzięki wykorzystaniu dokładnego czasu możliwe będzie lepsze wyznaczenie odległości planetarnych. Dokładny czas wykorzystywany jest w nawigacji ziemskiej i kosmicznej. Dzięki dokładnym częstotliwościom możliwe jest lepsze wykorzystanie widma elektromagnetycznego dla telekomunikacji. Mówi się także o systemie antykolizyjnym w lotnictwie, opartym na bardzo dokładnym czasie. Być może, że każde lotnisko będzie musiało mieć czas o dokładności co najmniej mikrosekundy.

Bardzo szerokie zastosowanie znajduje dokładny czas w fizyce przy wyznaczaniu częstotliwości przejść, współczynników g, współczynników Starka itp. Całkiem realne wydaje się dokonanie pomiarów czasu w innym polu grawitacyjnym niż na Ziemi, pozwoli to zmierzyć efekty relatywistyczne przewidywane przez ogólną teorię względności.

Największe są jednak perspektywy zastosowań dokładnych pomiarów czasu w metrologii. Przez wykorzystanie zjawiska Josephsona zostały powiązane ze sobą jednostki czasu i napięcia elektrycznego (wolt). Ponieważ wzorzec czasu jest najdokładniejszym ze wszystkich wzorców jednostek podstawowych układu SI (rys. 3), powiązanie ze sobą wolta i sekundy ma podstawowe znaczenie.

Rys. 3. Dokładność jednostek podstawowych układu SI

Jak już wspomniano, zastosowanie techniki powielania częstotliwości pozwoliło bezpośrednio zmierzyć częstotliwość kryptonowego wzorca metra. Wobec tego z trzech wielkości: sekunda, prędkość światła i metr — tylko dwie są niezależne. Jest w zasadzie obojętne, którą z nich obierzemy za podstawową. H. Helwig i D. Halford idą w swych rozważaniach dalej, twierdząc że w przyszłości będzie możliwe znalezienie zależności między masą i częstotliwością m=f(ν), a także T=g(ν). Wtedy pojawi się możliwość ustalenia tylko jednego wzorca, np. sekundy, z którego wywiedzione zostaną pozostałe jednostki fundamentalne. Zarysowuje się także możliwość sprawdzenia ewentualnych przestrzennych i wiekowych zmian stałych fundamentalnych.

Na zakończenie mimo wszystko powróćmy do spraw bliskich filozofii czasu. Chyba nie jest przypadkiem, że najbardziej nieuchwytny, znajdujący się w ciągłym przemijaniu czas jest jednostką fundamentalną, która pobiła zdecydowanie wszystkie pozostałe jednostki podstawowe swą nadzwyczajną dokładnością. Dlaczego tak jest?

[ Sposoby obserwacji zaćmień Słońca | Zaćmienia | Astronomia ]

[ Strona główna | Informacje techniczne | Nowości | Mapa strony | PGP ]

Ostatnia aktualizacja: 26 lutego 2009


© 1999–2018 by Tomasz Lewicki