Víme, jak se měří čas?

Pohotová otázka “co je to rok a co den?″, jíž reagoval J. Novotný (Vesmír 75, 229, 1996/4) na jeden ekologický článek, provokuje otázku další – jak roky a dny vlastně měříme. Navíc, věty v posledním odstavci “slapové jevy ... brzdí zemskou rotaci a prodlužují tak den. I když jde o pouhou tisícinu sekundy za století, rozdíl se čas od času nastřádá tak, že tomu musíme náš čas přizpůsobit ...″ mohou působit při zběžném čtení poněkud paradoxně – jak může pouhá tisícina sekundy za století vynucovat opakované skoky času o celé sekundy?

Vraťme se na chvíli na přelom minulého a tohoto století, kdy vznikaly přesné teorie pohybu planet a Měsíce. V té době byl znám jediný proces, z nějž bylo možno dostatečně rychle odvozovat přesný čas – byla to rotace Země. Tento rotační (‘sluneční’) čas byl přirozeně používán i jako nezávislý časový argument zmíněných teorií. Avšak již ve třicátých letech se zjistilo, že pozorované systematické odchylky poloh především Slunce a Měsíce od poloh teoretických lze velmi dobře vysvětlit, když připustíme, že rotace Země není tak rovnoměrná, jak se doposud předpokládalo, nýbrž že se slapovým působením Měsíce systematicky zpomaluje. To ovšem znamenalo, že ani časová škála rotačního času už nemohla být dále považována za rovnoměrnou. Efemeridy nebeských těles vyžadovaly, aby se k údaji rotačního času přidala hodnota (přibližně)

(24 + 72t + 30 t²) sekund,

kde t je čas ve staletích od roku 1900. Poslední člen vyjadřuje vliv slapového brzdění za celé století. Přepočteme-li jeho vliv na délku jednoho dne, zjistíme, že den je dnes o 1,6 tisíciny sekundy delší, než tomu bylo na začátku století. Na skoky, jimiž se čas od času přizpůsobují časové signály rotaci Země, má však v současnosti stále ještě více než dvojnásobný vliv druhý člen, který je ve vzorci proto, že už na začátku století plynul rotační čas o něco pomaleji.

Začalo být zřejmé, že pro přesné práce rotační čas nestačí, a proto byl r. 1960 zaveden tzv. efemeridový čas (ET), který byl založen na mnohem rovnoměrnějším pohybu Země kolem Slunce. Na rotační čas byl navázán blízko začátku roku 1900.

Nedlouho poté byly uvedeny do provozu prvé atomové hodiny, které plně prokázaly teoretické předpoklady o své extrémně vysoké přesnosti. Jejich stabilita je milionkrát větší než stabilita efemeridového času, odvozovaného s velkým zpožděním z astronomických měření. Jednotka atomového času – atomová sekunda – byla s maximální možnou přesností ztotožněna s efemeridovou sekundou. Později byla přijata jako základní jednotka času v soustavě SI a na jejím základě byl vytvořen mezinárodní atomový čas TAI. Ten byl k 1. 1. 1958 ztotožněn s časem rotačním, který se však mezitím zpozdil oproti efemeridovému času o více než 32 sekund. A tak najednou vedle sebe (bohužel!) existují dvě velice blízké škály.

Postupem času se staly běžnou součástí teorií pohybu nebeských těles relativistické efekty. Obecná teorie relativity rozlišuje v zásadě dva typy časů – jednak vlastní čas, který udávají ideální hodiny v daném místě, jednak čas souřadnicový, který je jednou ze souřadnic čtyřrozměrného prostoru. Nepřesný a již nevyhovující efemeridový čas byl proto v nedávné době (1984, 1992) nahrazen třemi novými časovými škálami: terestrickým (vlastním) časem TT, který se od mezinárodního atomového času liší o konstantu, TT = TAI + 32,184 s, a je v jistém smyslu pokračováním efemeridového času, a dvěma souřadnicovými časy – barycentrickým TCB, vztaženým k těžišti sluneční soustavy, a časem geocentrickým TCT. Oba časy plynou, v souladu s teorií relativity, o něco rychleji než terestrický čas (za rok se TCT “předběhne″ o 0,018 s a TCB o 0,489 s). TCB navíc podléhá díky oběžnému pohybu Země kolem Slunce ročním variacím o amplitudě téměř dvě tisíciny sekundy. Oba souřadnicové časy mají být používány jako časové argumenty v teoriích pohybu nebeských těles. Výsledná řešení potom mohou být přepočtena tak, aby pozice těles byly funkcí dostupného terestrického času.

Tolik definice. Ve skutečnosti je ovšem nejblíže ideálu času inerciálního systému barycentrický čas. Periodickým změnám naopak podléhají všechny časy svázané se Zemí. Zdánlivá nedůslednost je ve skutečnosti promyšlenou snahou definovat všechny časy na bázi nealizovatelného a reprodukovatelného mezinárodního atomového času.

Vzdalování rotačního ″času″ (raději už v uvozovkách, protože jde o nerovnoměrně se měnící úhel “natočení″ Země, ze zvyku vyjadřovaný v časové míře a nazývaný časem UT1) od atomového času TAI je třeba určovat z astronomických měření. Jelikož náš životní rytmus je příliš svázán s denním pohybem Slunce po obloze, byl zaveden další čas – koordinovaný čas UTC, jehož jednotkou je sice také atomová sekunda, ale občas je posunut skokem o celou sekundu tak, aby se od rotačního času nevzdálil o více než asi 0,7 sekundy. Dnes se čas UTC opožďuje za atomovým časem přesně o 30 sekund.

Na první pohled trochu zmatek, avšak astronomové mají nyní k dispozici vysoce přesný a nezávislý časový normál a zbavili se často problematického současného určování zkoumaného jevu i nepravidelností časové stupnice z těchže pozorování. V běžném životě se setkáváme jen s koordinovaným časem, který známe z kvalitních rozhlasových časových signálů a jeho sekundových skoků si většinou ani nevšimneme.