![秒[時間單位]](/img/f/eef/nBnauM3XzcTNwMTNykjN1ATN0UTMyITNykTO0EDMwAjMwUzL5YzL0gzLt92YucmbvRWdo5Cd0FmL0E2LvoDc0RHa.jpg "秒[時間單位]")
時間單位
秒 是國際單位制中時間的基本單位。
國際單位制詞頭經常與秒結合以做更細微的劃分，例如ms（毫秒，千分之一秒）、μs（微秒，百萬分之一秒）和ns（納秒，十億分之一秒）。雖然國際單位制詞頭雖然也可以用於擴增時間，例如Ks（千秒）、Ms（百萬秒）和Gs（十億秒），但實際上很少這樣子使用，大家都還是習慣用60進制的分、時和24進制的日做為秒的擴充。
世界公認的秒
在現行國際單位制下，在1967年召開的第13屆國際度量衡大會對秒的定義是：銫133原子基態的兩個超精細能階之間躍遷時所輻射的電磁波的周期的9,192,631,770倍 的時間 。這個定義提到的銫原子必須在絕對零度時是靜止的，而且所在的環境是零磁場 。在這樣的情況下被定義的秒，與天文學上的曆書時所定義的秒是等效的。
秒的國際標準符號可以參考。
秒的起源
漢朝以前，“時”指季節，“一時”相當於現在的一季。一年有四季，所以一年又叫“四時”。
漢朝以後，“時”不再表示季節，而是用來表示計算時間的單位了。當時，人們把一天平均分成12個“時”，“一時”等於現在的兩個小時，人們習慣把這個“時”稱為“時辰”。在一些古典書籍中，我們也經常會看到“時辰”這兩個字，有不少人誤認為一個時辰就是現在的一個小時，其實這是不正確的。像古代表示夜間時間的“一更天”、“二更天”的“更”就是指時辰，一更到二更，二更到三更都是相隔兩個小時。
後來，人們又把一天平均分成24份，每份仍用“時”來表示。這時的“一時”就是現在的一個小時，只相當於過去（漢朝以後）“一時”或“一個時辰”的一半，所指的時間縮短了。接著，人們又把一小時分成60等份，每份的時間叫1分，把1分又分成60等份，每份的時間叫1秒。這樣，時、分、秒就確定下來了。
時間關係
1 國際秒相當於：
1/60 分
1/3,600 時
1/86,400 日 （國際天文聯合會的時間單位）
1/31,557,600 儒略年（國際天文聯合會的時間單位）
歷史的起源
本來， 時被分為60分，分又分割為60秒。在有些語系中，像是波蘭語（tercja）和阿拉伯語（ثالثة），秒也以60進位制被再細分，但在現代，都是以十進制法來細分小數點以下的時間。
六十進位制來自巴比倫，他們以六十這個因素做為計算數量的單位。但是巴比倫人並沒有將時分割為60分，而是古埃及將一日分為12時的白天和12時的夜晚，他們也這樣子來區分四季。古希臘天文學家，包括希巴谷和托勒密，定義太陽日的24分之一為時。 以六十進制細分時，使得秒是一太陽日的86,400分之一。此處雖然如此表示，但很難相信古希臘人需要定義秒古希臘的時間周期，像是平朔望月定義得非常精確，因為他們不是觀察單一的朔望月，而是以相距數百年的食來測量朔望月的平均長度（日數）。不過，發展出擺鐘來保持平時（相對於日晷所顯示的視時），使得秒成為可測量的時間單位。秒擺的擺長在1660年被倫敦皇家學會提出作為長度的單位，在地球表面，擺長約一米的單擺，一次擺動或是半周期（沒有反覆的一次擺動）的時間大約是一秒。
在1956年，秒被以特定曆元下的地球公轉周期來定義，因為當時天文學家知道地球在自轉軸上的自轉不夠穩定，不足以作為時間的標準。紐康的太陽表以1900年的暦元描述太陽的運動，所依據的是1750年至1892年的觀測。In 1956.秒的定義如下：
自曆書時1900年1月1日12時起算的回歸年的31,556,925.9747分之一為一秒
在1960年，這個定義由第十一次的國際度量衡會議通過。雖然這個定義中的回歸年的長度不能進行實測，但可以經由線性關係的平回歸年的算式推導，因此，有一個具體的瞬時回歸年長度可以參考。因為秒是用於大半個20世紀太陽和月球的星曆表中的獨立時間變數（紐康的太陽表從1900年使用至1983年，布朗的月球表從1920年使用至1983年），因此這個秒被稱為曆書秒。
隨著原子鐘的發展，秒的定義決定改採用原子時做為新的定義基準，而不再採用地球公轉太陽定義的曆書秒。
經過多年的努力，英國國家實驗室的路易斯·埃森和美國海軍天文台的威廉·馬克維茲測量出銫原子的超精細躍遷周期和曆書秒的關係。使用過去普通的測量方法，接收來自無線電台、WWV的訊號，使用一個原子鐘來測量時間，他們確定了月球相對於地球的軌道運動，也推斷出太陽表面可能有相對於地球的運動。結果，在1967年的第13屆國際度量衡會議上決定以原子時定義的秒作為時間的國際標準單位：
銫133原子基態的兩個超精細能階間躍遷對應輻射的9,192,631,770個周期的持續時間。
在70年代體認到重力時間膨脹會導致在不同高度的原子鐘有不同的秒，因此每個原子鐘都必須改正為在平均海平面的高度，以取得一致的秒（大地水平面的自轉約改變×10−10的秒長，在1977年開始修正並且在1980年已經制度化了。）。用相對論的術語來說，秒被定義成在轉動的大地水平面上原時。
在1977年，在BIPM的會議中又重新定義，加進了新的陳述：
銫原子在0K下是靜止不動的。（This definition refers to a caesium atom at rest at a temperature of 0 K. ）
修正過的定義似乎暗示理想的原子鐘將只有靜止的一個銫原子發射出單一的頻率。在實務上，無論如何，這個定義意味者在那些原子鐘之內的運作和外推的數值，秒的高精密度應該如上所述的考量到周圍溫度的補償（黑體輻射）。
秒的換算
1s=10^3ms(毫秒)=10^6μs(微秒)=10^9ns(納秒)=10^12ps(皮秒)=10^15fs(飛秒)=10^18as(阿秒)=10^21zm(仄秒)=10^24ym(麼秒)
秒差距
秒差距簡稱秒。有的書上為了省事，秒代表了秒差距英文Parsec, 縮寫pc
參見秒差距
秒差距(parsec)是一種最古老的，同時也是最標準的測量恆星距離的方法。它是建立在三角視差的基礎上的。以地球公轉軌道的平均半徑（一個天文單位，AU）為底邊所對應的三角形內角稱為視差。當這個角的大小為1秒時，這個三角形（由於1秒的角的所對應的兩條邊的長度差異完全可以忽略，因此，這個三角形可以想像成直角三角形，也可以想像成等腰三角形）的一條邊的長度（地球到這個恆星的距離）就稱為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秒差距等於206265天文單位，即3.2616光年或308568億公里。
天文學家通常使用秒差距而不是天文單位來描述天體的距離。這不僅是因為使用秒差距數字小更易於計算，而且還有歷史上的原因。
天體的視差越大，則其距離就越近。反之，則視差越小，離我們越遠。離我們最近的恆星（太陽除外）比鄰星的秒差距約為1.29pc（4.22光年）。
秒差距是周年視差的倒數，當天體的周年視差為 0.1" 時，它的距離為10秒差距，當天體的周年視差為0.01"時，它的距離便為100秒差距，依次類推。
