秒
秒，是国际单位制中时间的基本单位，符号是s。有时也会借用英文缩写标示为sec.。
| 秒 | |
|---|---|
秒的定义:当铯133原子处于非扰动基态时两个超精细能级间跃迁对应的辐射频率ΔνCs以Hz(即等于s-1)为单位表达时选取固定数值9192631770来定义秒。
目录
时间单位
秒是国际单位制中时间的基本单位。[1]
国际单位制词头经常与秒结合以做更细微的划分，例如ms(毫秒，千分之一秒)、μs(微秒，百万分之一秒)和ns(纳秒，十亿分之一秒)。虽然国际单位制词头虽然也可以用于扩增时间，例如Ks(千秒)、Ms(百万秒)和Gs(十亿秒)，但实际上很少这样子使用，大家都还是习惯用60进制的分、时和24进制的日做为秒的扩充。
世界公认的秒
在现行国际单位制下，在1967年召开的第13届国际度量衡大会对秒的定义是:铯133原子基态的两个超精细能阶之间跃迁时所辐射的电磁波的周期的9,192,631,770倍 的时间。这个定义提到的铯原子必须在绝对零度时是静止的，而且所在的环境是零磁场。在这样的情况下被定义的秒，与天文学上的历书时所定义的秒是等效的。
秒的国际标准符号可以参考。
秒的起源
汉朝以前，"时"指季节，"一时"相当于现在的一季。一年有四季，所以一年又叫"四时"。
汉朝以后，"时"不再表示季节，而是用来表示计算时间的单位了。当时，人们把一天平均分成12个"时"，"一时"等于现在的两个小时，人们习惯把这个"时"称为"时辰"。在一些古典书籍中，我们也经常会看到"时辰"这两个字，有不少人误认为一个时辰就是现在的一个小时，其实这是不正确的。像古代表示夜间时间的"一更天"、"二更天"的"更"就是指时辰，一更到二更，二更到三更都是相隔两个小时。[2] 后来，人们又把一天平均分成24份，每份仍用"时"来表示。这时的"一时"就是现在的一个小时，只相当于过去(汉朝以后)"一时"或"一个时辰"的一半，所指的时间缩短了。接着，人们又把一小时分成60等份，每份的时间叫1分，把1分又分成60等份，每份的时间叫1秒。这样，时、分、秒就确定下来了。
时间关系
1 国际秒相当于:
1/60 分
1/3,600 时
1/86,400 日 (国际天文联合会的时间单位)
1/31,557,600 儒略年(国际天文联合会的时间单位)
历史的起源
本来， 时被分为60分，分又分割为60秒。在有些语系中，像是波兰语(tercja)和阿拉伯语(ثالثة)，秒也以60进位制被再细分，但在现代，都是以十进制法来细分小数点以下的时间。
六十进位制来自巴比伦，他们以六十这个因素做为计算数量的单位。但是巴比伦人并没有将时分割为60分，而是古埃及将一日分为12时的白天和12时的夜晚，他们也这样子来区分四季。古希腊天文学家，包括希巴谷和托勒密，定义太阳日的24分之一为时。
以六十进制细分时，使得秒是一太阳日的86,400分之一。此处虽然如此表示，但很难相信古希腊人需要定义秒古希腊的时间周期，像是平朔望月定义得非常精确，因为他们不是观察单一的朔望月，而是以相距数百年的食来测量朔望月的平均长度(日数)。
不过，发展出摆钟来保持平时(相对于日晷所显示的视时)，使得秒成为可测量的时间单位。秒摆的摆长在1660年被伦敦皇家学会提出作为长度的单位，在地球表面，摆长约一米的单摆，一次摆动或是半周期(没有反复的一次摆动)的时间大约是一秒。
在1956年，秒被以特定历元下的地球公转周期来定义，因为当时天文学家知道地球在自转轴上的自转不够稳定，不足以作为时间的标准。纽康的太阳表以1900年的暦元描述太阳的运动，所依据的是1750年至1892年的观测。在1956年，秒的定义如下:
自历书时1900年1月1日12时起算的回归年的31,556,925.9747分之一为一秒
在1960年，这个定义由第十一次的国际度量衡会议通过。虽然这个定义中的回归年的长度不能进行实测，但可以经由线性关系的平回归年的算式推导，因此，有一个具体的瞬时回归年长度可以参考。因为秒是用于大半个20世纪太阳和月球的星历表中的独立时间变量(纽康的太阳表从1900年使用至1983年，布朗的月球表从1920年使用至1983年)，因此这个秒被称为历书秒。
随着原子钟的发展，秒的定义决定改采用原子时做为新的定义基准，而不再采用地球公转太阳定义的历书秒。
经过多年的努力，英国国家实验室的路易斯·埃森和美国海军天文台的威廉·马克维兹测量出铯原子的超精细跃迁周期和历书秒的关系。使用过去普通的测量方法，接收来自无线电台、WWV的讯号，使用一个原子钟来测量时间，他们确定了月球相对于地球的轨道运动，也推断出太阳表面可能有相对于地球的运动。结果，在1967年的第13届国际度量衡会议上决定以原子时定义的秒作为时间的国际标准单位:
铯133原子基态的两个超精细能阶间跃迁对应辐射的9,192,631,770个周期的持续时间。
在70年代体认到重力时间膨胀会导致在不同高度的原子钟有不同的秒，因此每个原子钟都必须改正为在平均海平面的高度，以取得一致的秒(大地水平面的自转约改变×10−10的秒长，在1977年开始修正并且在1980年已经制度化了。)。用相对论的术语来说，秒被定义成在转动的大地水平面上原时。
在1977年，在BIPM的会议中又重新定义，加进了新的陈述:
铯原子在0K下是静止不动的。(This definition refers to a caesium atom at rest at a temperature of 0 K. )
修正过的定义似乎暗示理想的原子钟将只有静止的一个铯原子发射出单一的频率。在实务上，无论如何，这个定义意味者在那些原子钟之内的运作和外推的数值，秒的高精密度应该如上所述的考量到周围温度的补偿(黑体辐射)。
秒的换算
1s=10^3ms(毫秒)=10^6μs(微秒)=10^9ns(纳秒)=10^12ps(皮秒)=10^15fs(飞秒)=10^18as(阿秒)=10^21zm(仄秒)=10^24ym(幺秒)
秒差距
秒差距简称秒。有的书上为了省事，秒代表了秒差距英文Parsec, 缩写pc
参见秒差距
秒差距(parsec)是一种最古老的，同时也是最标准的测量恒星距离的方法。它是建立在三角视差的基础上的。以地球公转轨道的平均半径(一个天文单位，AU)为底边所对应的三角形内角称为视差。当这个角的大小为1秒时，这个三角形(由于1秒的角的所对应的两条边的长度差异完全可以忽略，因此，这个三角形可以想象成直角三角形，也可以想象成等腰三角形)的一条边的长度(地球到这个恒星的距离)就称为1秒差距。
由此可知，1pc=360×60×60÷2Π×1AU=206265AU=(3.08568×10^16)m=3.2616光年,1秒差距等于206265天文单位，即3.2616光年或308568亿公里。
天文学家通常使用秒差距而不是天文单位来描述天体的距离。这不仅是因为使用秒差距数字小更易于计算，而且还有历史上的原因。
天体的视差越大，则其距离就越近。反之，则视差越小，离我们越远。离我们最近的恒星(太阳除外)比邻星的秒差距约为1.29pc(4.22光年)。
秒差距是周年视差的倒数，当天体的周年视差为 0.1" 时，它的距离为10秒差距，当天体的周年视差为0.01"时，它的距离便为100秒差距，依次类推。