物理学における時間
1798年までに、ベンジャミン・トンプソン(1753年-1814年)は、仕事が限界なしに熱に変わる可能性があることを発見した。これは、エネルギー保存の法則(熱力学第一法則)の先駆けとなるものであった。
1824年、サディ・カルノー(1796年-1832年)は、抽象的なエンジンであるカルノーサイクルで蒸気機関を科学的に分析した。ルドルフ・クラウジウス(1822年-1888年)は熱力学第二法則で、カルノーエンジンが利用できる自由エネルギーの絶えず減少する量に影響を及ぼす障害の尺度・エントロピーを指摘した。
したがって、任意の所与の温度において、より小さなエントロピーからより大きなエントロピーへの熱力学的系の継続的な経過は、時間の矢を規定する。スティーブン・ホーキングは、以下の3つの時間の矢を特定している
心理的な時間の矢 - 不可解な流れの我々の認識
熱力学的な時間の矢 - エントロピーの増大によって区別される
宇宙論の時間の矢 - 宇宙の拡大によって区別される
エントロピーは孤立した熱力学系において最大であり、増加する。対照的に、エルヴィン・シュレーディンガー(1887年-1961年)は、生命は「負のエントロピーの流れ」に依存すると指摘した。イリヤ・プリゴジン(1917年-2003年)は、生命と同様に平衡から遠い他の熱力学系も、安定した時空構造を示すことができると述べた。 その後すぐに、化学溶液中で振動する色を示すベロウソフ・ジャボチンスキー反応が報告された。これらの非平衡熱力学的分枝は不安定な分岐点に達し、別の熱力学的分枝はその代わりに安定する。
現在の米国の主要な計時標準は、レーザー冷却セシウム原子泉であるNIST-F1(英語版)であり、最新の時間と周波数の標準である。過去には、アンモニアによる原子時計(1949年)、セシウムによるNBS-1(1952年)・NIST-7(1993年)が使われていた。それらの時計の不確かさは、5年間で10,000ナノ秒/日から0.5ナノ秒/日に減少した。2001年現在、NIST-F1の不確かさは0.1ナノ秒/日である。より正確な周波数標準の開発が進められている。
この時間・周波数標準では、セシウム原子の集団は1マイクロケルビンの温度にレーザ冷却される。原子は、6つのレーザー(各空間次元ごとに2つずつ、垂直(上下)・水平(左右)・前後)によって球状に集められる。垂直のレーザは、セシウムの球をマイクロ波空洞に押し込む。球が冷却されると、セシウムの集団はその基底状態まで冷却され、上記の「秒」の定義に記載されている固有周波数で光を発する。セシウムの集団からの放射には、11の物理的影響が考慮され、NIST-F1の時計で制御される。これらの結果はBIPMに報告される。
さらに、参照水素メーザーは国際原子時 (TAI) の周波数標準としてBIPMに報告されている。
時間の測定は、フランス・セーヴルにある国際度量衡局 (BIPM) によって監督され、測定の均一性と国際単位系 (SI) へのトレーサビリティを保証する。BIPMは、各国の計量研究所で構成される一連の諮問委員会を通じて、メートル条約の権限の下で活動している。
アルベルト・アインシュタインの1905年の特殊相対性理論は、絶対時間の概念に挑戦し、時間の線形流れを示す時計の同期の定義のみを定式化することができた。
しかし、Aの事象とBの事象を時間の観点で比較することは、それ以上の前提がなければ不可能である。我々はこれまで「Aの時間」と「Bの時間」のみを定義してきた。
我々はAとBの共通の「時間」を定義していない。というのも、光がAからBに移動するのに必要な「時間」は、BからAに移動するのに必要な「時間」に等しいと我々が「定義」しない限り、これを定義することはできないからである。ここで、「A時刻」tAに光をAからBに向かって発射し、「B時刻」tBにBでAの方向に反射させ、「A時刻」t′Aに到着したとする。
定義によれば、以下の通りであれば、2つの時計は同期している。
t B − t A = t A ′ − t B . {\displaystyle t_{\text{B}}-t_{\text{A}}=t'_{\text{A}}-t_{\text{B}}{\text{.}}\,\!}
同期のこの定義には矛盾がなく、任意の点で可能であること、次の関係が普遍的に有効であることを仮定する。
Bの時計がAの時計と同期すると、Aの時計はBの時計と同期する。
Aの時計がBの時計およびCの時計と同期すると、BおよびCの時計も互いに同期する。
アインシュタインは、光速度が基準系の間で変化しない場合、速度が空間と時間で「定義」されるため、移動する観測者が静止した観測者と同じ光速度を測定するように、空間と時間がなっている必要があることを示した。
v = d r d t , {\displaystyle \mathbf {v} ={d\mathbf {r} \over dt}{\text{,}}} ここで、 r は位置、 t は時間。
一般相対性理論の方程式は非定常的な宇宙を予測する。しかし、アインシュタインは定常的な宇宙しか受け入れられず、これを反映するように、アインシュタイン方程式に宇宙定数を加える修正を行った。しかし、1927年、ジョルジュ・ルメートル(1894-1966年)は、一般相対性理論に基づいて、宇宙は原始的な爆発に由来すると主張した。その年の第5回ソルベー会議で、アインシュタインは"Vos calculs sont corrects, mais votre physique est abominable."(あなたの数学は正しいが、あなたの物理は嫌なものだ)と述べてルメートルの主張を拒絶した。1929年、エドウィン・ハッブル(1889-1953年)は膨張する宇宙(英語版)の発見を発表した。現在一般に受け入れられている宇宙論モデルであるΛ-CDMモデルによれば、宇宙定数は正であり、従って宇宙は単に膨張しているだけでなく、膨張自体が加速している。
もし宇宙が膨張していたならば、過去の宇宙は現在よりもはるかに小さく、ゆえに宇宙は今より熱くて濃い状態になっていたはずである。ジョージ・ガモフ(1904-1968年)は、元素の周期表において元素が豊富であることは、高密度の宇宙での核反応によって説明がつくという仮説を立てた。