Pomiar czasu na Ziemi

Zjawiskami, na podstawie których człowiek dokonuje sposobów określania czasu są zjawiska astronomiczne. Powtarzają się one cyklicznie. Określanie czasu odbywa się więc na podstawie obserwacji astronomicznych. Obserwatoria astronomiczne wyznaczają czas, przechowują go przy pomocy dokładnych zegarów i podają do wiadomości publicznej. Warunki życia na Ziemi w bardzo dużym stopniu zależą od pozornego ruchu Słońca. Położenie Słońca na sferze niebieskiej wyznacza długość dnia, nocy, oraz pory roku.

Powszechnie używana rachuba czasu oparta jest właśnie na pozornym ruchu Słońca.  Czas określany jest przy pomocy kąta godzinnego Słońca, czyli wartości określającej położenie Słońca na sferze niebieskiej. Dobą słoneczną nazwano okres pomiędzy dwoma górowaniami Słońca. Czas ten dzieli się na 24 godziny. Doba dzieli się na 24 godziny, godzina na 60 minut, natomiast minuta na 60 sekund. Jest to więc ten sam podział, który stosuje się do pomiaru kątów położenia obiektów na sferze niebieskiej. Można zatem stwierdzić, że jedna godzina  jest to czas, w którym kąt godzinny Słońca zmieni się o 1h czyli o 15°. Godzina może więc oznaczać 1/24 część doby i wtedy jest jednostką czasu, bądź 1/24 część kąta pełnego  i wtedy jest to jednostka  kąta. Ponieważ ten właśnie kąt służy do pomiaru czasu, więc jedna godzina to czas w którym Słońce przesunie się o kąt 15°.

Według przyjętego  sposobu pomiaru czasu kąt godzinny Słońca osiąga wartość 0 w chwili górowania, a więc w południe. Gdyby został przyjęty bezpośredni kat godzinny Słońca za miarę zmiany czasu, zmiana daty zachodziłaby w ciągu dnia. Byłoby to bardzo niewygodne ze względów praktycznych. Przyjęto więc nazywać czasem słonecznym danej miejscowości kąt godzinny słońca wyznaczony dla tej miejscowości powiększony o 12 godzin. Zależność czasu słonecznego od długości geograficznej jest taka, jak kątów godzinnych. Długość geograficzna jest to kąt dwuścienny zawarty między półpłaszczyzną południka zerowego i półpłaszczyzną południka przechodzącego przez określony punkt na powierzchni Ziemi. Wszystkie miejscowości położone na jednym południku mają ten sam czas, równocześnie na wschód napotyka się czasy większe o tyle o ile wynosi zmiana długości geograficznej, na zachód czasy są odpowiednio mniejsze. W chwili górowania Słońca jest południe słoneczne czasu słonecznego.

W związku z tym że Ziemia obraca się z zachodu na wschód punkt podsłoneczny (punkt górowania Słońca) przesuwa się po powierzchni Ziemi w stronę przeciwną, a więc ze wchodu na zachód. Dlatego właśnie wschody, górowania, oraz zachody Słońca w miejscach położonych na wschód od obserwatora odnotowuje się wcześniej, niż w miejscowościach na zachodzie. Z tego powodu na wschodzie, gdzie dane zjawiska już wystąpiły będzie zawsze czas późniejszy niż na zachodzie. Jest to istotne przy obliczaniu czasu miejscowego danego punktu na Ziemi. Przesuwając się na dodaje się różnicę czasu pomiędzy południkami, przesuwając się na zachód różnicę tę należy odjąć.  Słońce w swoim rocznym ruchu, który jest następstwem ruchu obiegowego Ziemi dookoła Słońca, przesuwa się zwiększając każdego dnia swoje położenie o 4 minuty ( jako równowartość 1°, gdyż 360° odpowiada 24 godzinom).

Ruch dzienny słońca nie odbywa się jednostajnie, lecz w lecie wolniej a w zimie szybciej. Ruch ten jest szybszy kiedy Ziemia znajduje się w okolicy peryhelium, natomiast wolniejszy dla Ziemi będącej w pobliżu aphelium. Następstwem takiego stanu rzeczy są różne długości trwania doby w zależności od pory roku. W związku z niejednostajnym upływem czasu słonecznego wprowadzono czas słoneczny średni. Czas ten odmierzany jest katem godzinnym tzw. słońca średniego powiększonym o 12 godzin. Słońce średnie jest to fikcyjny punkt przesuwający się na sferze niebieskiej ze stałą prędkością odpowiadającą prędkości Słońca na sferze niebieskiej. Oba omówione wyżej czasy słoneczne są czasami miejscowymi zależnymi od długości geograficznej danego punktu. Nie ma więc jednego czasu na całej Ziemi. Lecz czasy poszczególnych południków Ziemskich.

Jak wcześniej wspomniano doba słoneczna trwa pełne 24 godziny. Ziemia jednak wykonuje pełny obrót wokół własnej osi w czasie 23 godzin 56 minut. Okres ten nazwany jest dobą gwiazdową. Doba gwiazdowa jest, więc krótsza od doby słonecznej i dlatego różnica pomiędzy czasem słonecznym i gwiazdowym narasta stale w ciągu roku. Czas gwiazdowy jest to czas wyznaczony przez położenie gwiazd na sferze niebieskiej. Czas gwiazdowy zmienia się ciągle w ciągu roku. W chwili przesilenia wiosennego różni się od czasu słonecznego dokładnie o 12 godzin i zwiększa się codziennie o około 4 minuty.

Obecnie ze względów praktycznych stan taki jest nie do przyjęcia. Przy rozwoju środków masowego przekazu i komunikacji byłoby rzeczą niemożliwą, aby na każdej długości geograficznej obowiązywał inny czas. Z drugiej strony nie można też ustanowić jednego czasu dla całej kuli ziemskiej z racji tego, że zmiana daty następowałaby wtedy w niektórych miejscach w środku dnia. Posługiwanie się miejscowym czasem sprawiałoby wiele kłopotu, toteż każde państwo wprowadza tak zwany czas urzędowy. Czas urzędowy jest to więc czas umowny, obowiązujący na danym terytorium (w państwie, stanie, jednostce administracyjnej). Większość krajów wprowadziła czas urzędowy różniący się od czasu uniwersalnego o całkowitą liczbę godzin.

Czas uniwersalny jest to czas słoneczny średni wyznaczony na południku zerowym za który przyjęto południk przechodzący przez obserwatorium astronomiczne w miejscowości Greenwich, obecnie jest to dzielnica Londynu w Wielkiej Brytanii. (w języku angielskim nazywany Universal Time UT, lub Greenwich Mean Time, GMT). Jest on czasem strefowym pierwszej strefy czasowej, od którego liczy się czas pozostałych stref. Czas ten przyjęto nie tylko dla południka zerowego, ale także po obu stronach tego południka w strefie szerokości 15°, czyli 1h. Jest to tzw. czas zachodnioeuropejski.. Na wschód od tej strefy obrano ponownie pas o szerokości 15° w którym obowiązuje czas środkowoeuropejski większy o jedną godzinę od czasu środkowoeuropejskiego. W Polsce obowiązuje właśnie ten czas odpowiadający czasowi na długości geograficznej 15°E. Dalej na wschód wytyczono strefę czasu wschodnioeuropejskiego większego o 2 h od czasu uniwersalnego. Analogicznie na zachód od Greenwich istnieją strefy o czasach mniejszych od uniwersalnego o 1 h, 2 h, 3 h, itd. Czas wschodnioamerykański jest mniejszy o 4 h od uniwersalnego. W ten sposób kula ziemska podzielona została na 24 strefy czasowe. Każda z tych stref posiada czas, różniący się o całkowite ilości godzin od czasu uniwersalnego. W praktyce przyjmowano czasy nie dokładnie według  długości geograficznych, lecz według granic państw leżących w danych strefach. W niektórych państwach ze względów czysto praktycznych zmienianie czasu na okres letni w ten sposób, że w określonym dniu wszystkie zegary należy przestawić o 1 h do przodu. W całej Unii Europejskiej w ostatnią niedzielę marca o 1:00 czasu uniwersalnego  zegary przestawia się godzinę w przód, natomiast w ostatnią niedzielę października o 1:00 czasu o godzinę wstecz. Zmiany czasu mają spowodować efektywniejsze wykorzystanie światła dziennego. Latem standardowy czas jest przesuwany o godzinę do przodu więc czas aktywności człowieka jest lepiej dopasowany do godzin, w których jest najwięcej światła słonecznego. Innym powodem wprowadzenia czasu lokalnego są względy ekonomiczne polegające na oszczędności energii elektrycznej. Wprowadzenie czasów urzędowych na całym świecie rozwiązało problem ustalania godzin daty, ale spowodowało konieczność wyznaczenia takiej granicy, od której będzie się liczyć daty. Granicę tą nazwano międzynarodową linią zmiany daty. Linię tą przeprowadzono zasadniczo wzdłuż południka 180° długości geograficznej. Przekraczając ją każdy samolot lub statek, zmienia datę w dzienniku pokładowym. Jeżeli przekracza się tę linię ze wschodu na zachód opuszcza się w dzienniku jeden dzień. Po poniedziałku następuje środa, po 1 maja 3 maja itd. Traci się wiec jeden dzień. Jeżeli statek przekracza granicę zmiany daty z zachodu na wschód, powtarza tę samą datę, a więc zyskuje dodatkowo jeden dzień. Po poniedziałku następuje ponownie poniedziałek, po 1 maja ponownie 1 maja. Ze względu jednak na granice polityczne, aby zapobiec sytuacji że w jednym państwie obowiązują różne daty, granica ta nie pokrywa się z południkiem 180°.  Przesunięto ją na wschód aż do Cieśniny Beringa, aby całe terytorium Rosji leżało po zachodniej stronie, przesunięto ją na zachód, by archipelag Aleutów, należących do Stanów Zjednoczonych pozostawić w całości po wschodniej stronie linii. Trzeciego przesunięcia dokonano na południowej półkuli, aby po zachodniej stronie granicy zmiany daty pozostawić Wyspy Fidżi, Tonga, Chatham oraz Karmadec.

Znana jest historia, gdy 6 września 1522 roku uczestnicy wyprawy Ferdynanda Magellana po dowództwem Sebastiana del Cano wpłynęli po swej podróży dookoła świata do przystani w Hiszpanii data w ich dzienniku okrętowym nie zgadzała się z datą porcie. Według dziennika okrętowego był dopiero 5 września. Kronikarzowi wyprawy zarzucono ogromne niedbalstwo. Zarzut był jednak niesłuszny. Płynąc wciąż na zachód żeglarze zmieniali czas obowiązujący na statku i w ten sposób zyskali pełną dobę.

Nie tylko ruch obrotowy Ziemi może służyć za podstawę rachuby czasu. Pośród innych zjawisk okresowych, na uwagę zasługuje ruch obiegowy Księżyca wokół Ziemi leżący u podstaw definicji miesiąca, a także ruch obiegowy Ziemi dookoła Słońca, będący podstawą definicji roku. Zarówno miesiąc jak i rok można definiować na różne sposoby.

• miesiąc syderyczny (gwiazdowy)- okres pełnego obiegu Księżyca wokół Ziemi, czas, po upływie którego Księżyc powróci do tego samego miejsca na tle gwiazd. . Miesiąc gwiazdowy trwa 27 dni 7 godzin 43 minuty i 11,5 sekundy
• miesiąc synodyczny - leży on u podstaw kalendarzowej rachuby czasu, okres pełnego cyklu faz księżyca np. odstęp czasu dzielący kolejne nowie lub pełnie Księżyca. Przyjmuje się, że miesiąc synodyczny trwa 29 dni 12 godzin 44 minuty i 3 sekundy. Miesiąc synodyczny jest o ponad 2 dni dłuższy od miesiąca syderycznego. Czas ten jest potrzeby aby Księżyc ponownie znalazł się w tym samym położeniu względem prostej Słońce-Ziemia. W czasie miesiąca synodycznego zachodzi cały cykl astronomicznych zjawisk – np. rozpoczyna się w nowiu, następnie pierwsza kwadra pełnia i wreszcie ostatnia kwadra.
• miesiąc smoczy- okres pomiędzy dwoma kolejnymi przejściami Księżyca przez ten sam węzeł orbity. Miesiąc smoczy trwa 27 dni 5 godzin 5 minut i 36 sekund.
• miesiąc anomalistyczny­- okres pomiędzy dwoma kolejnymi przejściami Księżyca przez perygeum jego orbity. Miesiąc anomalistyczny trwa 27 dni 13 godzin 18 minut i 37 sekund.
• rok zwrotnikowy- odstęp czasu pomiędzy dwoma kolejnymi przejściami Słońca przez punkt równonocy wiosennej (punkt Barana). Jest to okres powtarzania się pór roku i trwa 365 dni 5 godzin 48 minut i 46 sekund.
• rok gwiazdowy- jest to czas pomiędzy dwoma kolejnymi przejściami Słońca na tle tych samych gwiazd, a dokładniej między przejściami Słońca przez ten sam punkt na ekliptyce. Dla Ziemi trwa ok. 365 dni 6 godzin 9 minut 9,54 sekundy.

Średnia doba słoneczna, miesiąc synodyczny, oraz rok zwrotnikowy leżą u podstaw kalendarzowej rachuby czasu. Jednakże ani rok zwrotnikowy, ani też miesiąc synodyczny nie odznaczają się liczbami całkowitymi dób średnich słonecznych.  Tak więc aby każdy miesiąc, oraz rok miał całkowitą liczbę dni dokonano pewnych uproszczeń. Rok kalendarzowy liczy 365 średnich dób słonecznych. Jednakże Ziemia w pełnym obiegu dookoła Słońca wykonuje około 365 ¼ obrotu, więc po każdym roku pozostaje około 6 godzin. Po czterech latach ta reszta wyniesie 24 godziny, czyli pełną dobę. W 46 roku p.n.e. Juliusz Cezar wprowadził w Rzymie kalendarz, w którym po trzech latach zwykłych następował rok przestępny mający 366 dni. Za dodatkowy dzień przestępny uznano ostatni, 29 dzień lutego. Tak właśnie powstał kalendarz juliański. Rok przestępny wyrażony jest w tym kalendarzu liczbą podzielną bez reszty przez 4. W kalendarzu juliańskim rok trwa 365 dni i 6 godzin. Rok zwrotnikowy, jak było wcześniej wspomniane, trwa o 11 minut krócej. W czasie obowiązywania tego kalendarza po każdym roku pozostawało zatem 11 minut, z których po 130 latach uzbierała się 1 doba. Przyjmuje się zasadę, że najbliższa niedziela po pierwszej wiosennej pełni księżyca jest Niedzielą Wielkanocną. Jednakże podczas stosowania kalendarza juliańskiego dzień równonocy wiosennej przesunął się z 21 na 10 marca. Stało się to przyczyną wątpliwości na temat daty ustalania Wielkanocy. Dlatego właśnie w 1582 roku papież Grzegorz XIII zatwierdził poprawkę do kalendarza juliańskiego. W kalendarzu gregoriańskim lata wyrażone pełnymi setkami nie są przestępne, chyba że oznaczone są liczbą, którą da się podzielić bez reszty przez 400. Tak więc lata 1800 i 1900 liczyły 365 dni natomiast rok 2000 był przestępny i liczył 366 dni. Do dziś kalendarz juliański jest używany przez niektóre Kościoły prawosławne, oraz wschodnie jako kalendarz liturgiczny, co jest widoczne w przesunięciu dat obchodzenia świąt religijnych w porównaniu ze świętami w Kościele rzymskokatolickim