czas
 
Encyklopedia PWN
czas,
fiz. wielkość służąca do chronologicznego szeregowania zdarzeń.
Według koncepcji I. Newtona (dominującej do połowy XIX w.) czas jest wielkością bezwzględną, absolutną (stąd tzw. czas absolutny), niezależną od przestrzeni i jakichkolwiek czynników fizycznych (upływa jednakowo we wszystkich układach odniesienia). Obecnie przyjmowana koncepcja czasu opiera się na teorii względności A. Einsteina, według której czas i przestrzeń są traktowane równoprawnie, tworząc czterowymiarowe continuum — czasoprzestrzeń (czas jest czwartą współrzędną obok współrzędnych przestrzennych). W myśl tej teorii pojęcie jednoczesności zdarzeń zależy od układu odniesienia (czas własny, dylatacja czasu), a czas nie ma charakteru absolutnego. Ogólna teoria względności opisuje związek czasoprzestrzeni z polem grawitacyjnym i rozkładem materii; zgodnie z tą teorią czas jest zależny od rozkładu materii; niezmienniczy, niezależny od wyboru układu odniesienia charakter mają nie odstępy czasu i odległości przestrzenne, ale odległości między zdarzeniami w czasoprzestrzeni.
W świetle teorii względności intuicyjne, wywodzące się z potocznego doświadczenia, odczucie przestrzeni i czasu (zgodnie z koncepcją absolutnej przestrzeni i absolutnego czasu) jest poprawne w odniesieniu do zjawisk życia codziennego, gdzie ciała poruszają się z bardzo małymi prędkościami w porównaniu z prędkością światła. Posługiwanie się czasem do charakteryzowania zdarzeń (w tym zjawisk) pod względem kolejności ich występowania i trwania wymaga stworzenia możliwości określenia chwili (współrzędnej czasowej) zajścia zdarzenia oraz określenia odstępu czasu między poszczególnymi chwilami. Do tego celu służą skale czasu realizowane za pomocą wybranych stabilnych zjawisk okresowych. W każdej skali umownie przyjmuje się wybraną chwilę jako początkową oraz określa jednostkę czasu, związaną z okresem zjawiska określającego skalę czasu. Do wyznaczania chwili czasu oraz mierzenia upływu czasu służą zegary wyskalowane w określonej skali czasu. Obecnie w powszechnym (również urzędowym) użytkowaniu są 4 skale czasu (w skrócie zwane czasami).
Czas atomowy międzynarodowy, TAI (Temps Atomique International), czas ustalany przez Sekcję Czasu Międzynarodowego Biura Miar (do 1984 Międzynarodowe Biuro Czasu) na podstawie porównań wielu etalonów (wzorzec jednostki miary) jednostki czasu (zegarów atomowych i in.), rozmieszczonych w różnych miejscach na kuli ziemskiej; ze względu na dużą stabilność okresu (i częstotliwości promieniowań emitowanych przez te etalony) TAI stanowi dobre odtworzenie czasu absolutnego; jednostką TAI (również SI) jest sekunda. Czas uniwersalny, TU (Temps Universel) — oparty na uśrednionym w zakresie roku ruchu obrotowym Ziemi; punktem początkowym doby jest dolna kulminacja Słońca na południku 0 (Greenwich). Czas uniwersalny skoordynowany, TUC (Temps Universel Coordonné) — stanowi TAI skorygowany o całkowitą liczbę sekund tak, aby różnica TUC–TU nie przekraczała 0,9 s. Obecnie do TAI dodaje się 1 s raz w roku, aby skompensować szybszy bieg TAI niż TU. W ten sposób uzyskano możliwość stosowania TAI w obserwacjach astronomicznych, wykorzystywanych np. w nawigacji; według TUC są nadawane zwykle radiowe sygnały czasu. Czas efemeryd, TE (Temps des Ephémérides) jest oparty na okresie obiegu Ziemi dookoła Słońca (rok zwrotnikowy). Ze względu na to, że okres ten (między dwoma kolejnymi przejściami Ziemi przez punkt Barana) ulega systematycznemu skracaniu, do zdefiniowania jednostki czasu — sekundy (zwanej efemerydalną) wybrano określony rok: sekunda jest 1/31 556 925,9747 częścią roku zwrotnikowego 1900, 0 stycznia, godzina 12 czasu efemeryd (TE jest zgodny z TAI).
W każdym miejscu można określić czas lokalny: jest to czas (pora dnia) określony według położenia Słońca obserwowanego z danego miejsca (lub według innej umownie przyjętej reguły). Czas lokalny jest jednakowy dla wszystkich punktów leżących na tym samym południku ziemskim i inny dla punktów leżących na różnych południkach. Ze względu na ruch obrotowy Ziemi w kierunku wschodnim czasy lokalne na południkach leżących na wschód od danego południka są późniejsze, a leżące na zachód — wcześniejsze. Posługiwanie się zarówno czasem lokalnym jak i TU (w TU w danej chwili ta sama godzina na całej kuli ziemskiej odpowiada różnym porom dnia) jest niepraktyczne; wprowadzono więc czasy strefowe. Powierzchnię Ziemi podzielono płaszczyznami południkowymi na 24 strefy czasu co 15° długości geograficznej, co odpowiada różnicy czasu lokalnego 1 h; ten sam czas umownie przyjęto za obowiązujący w całej strefie obejmującej 15°, po 7,5° na wschodzie i na zachodzie od południka środkowego strefy. Czas zachodnioeuropejski odpowiada strefie 0 (południk przechodzący przez Greenwich); czas środkowoeuropejski — strefie 1 (południk 15° długości wschodniej), czas wschodnioeuropejski — strefie 2 (południk 30° długości wschodniej). W niektórych krajach stosuje się odmienny czas w zimie i w lecie (np. w Polsce czasem zimowym jest czas środkowoeuropejski, a letnim czas o 1 h późniejszy). Z zagadnieniem czasu strefowego wiąże się sprawa datowania dni; na mapie czasów strefowych w pobliżu południka 180° przebiega linia zmiany daty rozgraniczająca obszary na kuli ziemskiej różniące się datą kalendarzową o 1 dzień (przy jej przekraczaniu ze wschodu na zachód dodaje się w rachubie czasu 1 dzień, zaś z zachodu na wschód odejmuje 1 dzień).
Rachuba czasu w astronomii. System rachuby czasu należy do najdawniejszych zagadnień astronomii. Podstawowe jednostki czasu, doba i rok, są związane z ruchem obrotowym i obiegowym Ziemi. Miarą czasu w astronomii jest kąt godzinny (astronomiczne współrzędne) wybranego punktu na sferze niebieskiej; w zależności od wyboru tego punktu rozróżnia się czas słoneczny prawdziwy, czas słoneczny średni i czas gwiazdowy. Czas słoneczny prawdziwy jest to kąt godzinny środka tarczy słonecznej powiększony o 12 h; północ prawdziwa wypada w chwili kulminacji dolnej Słońca, a odstęp między kolejnymi kulminacjami dolnymi nazywa się dobą słoneczną prawdziwą. Wskutek niejednostajnego ruchu rocznego Słońca po ekliptyce, czas słoneczny prawdziwy płynie niejednostajnie, a doba słoneczna prawdziwa ma zmienną długość; dlatego wprowadzono czas słoneczny średni jako kąt godzinny tzw. słońca średniego — punktu poruszającego się po równiku niebieskim ruchem jednostajnym ze średnią prędkością Słońca prawdziwego, oraz dobę słoneczną średnią — okres między kolejnymi kulminacjami dolnymi słońca średniego; dobę słoneczną średnią dzieli się na 24 h, godzinę na 60 min, a minutę na 60 s słonecznych średnich. Miarą czasu gwiazdowego jest kąt godzinny punktu Barana, a doba gwiazdowa to odstęp między kolejnymi kulminacjami górnymi punktu Barana; doba gwiazdowa jest ok. 3 min 56 s krótsza od doby słonecznej średniej; czas gwiazdowy znajduje zastosowanie tylko przy obserwacjach astronomicznych.
Bibliografia
F.S. ZAWIELSKI Czas i jego pomiary, Warszawa 1981;
B. MUCHOTRZEB, M. PRÓSZYŃSKI Czas, Warszawa 1983;
P. KARTASCHOFF Częstotliwość i czas, Warszawa 1985.
Przeglądaj encyklopedię
Przeglądaj tabele i zestawienia
Przeglądaj ilustracje i multimedia