Astronomiczne podstawy czasu

Jak co roku od prawie ponad 40 lat, tak i w tym roku z soboty 30 marca na niedzielę 31 marca 2024 roku nastąpi zmiana czasu środkowoeuropejskiego (zimowego) na czas wschodnioeuropejski (letni). Technicznie oznacza to przesunięcie zegarków o godzinę do przodu, czyli o godzinie 2:00 przesuwamy wskazówki zegara na godzinę 3:00. Przyjęty po tej zmianie czas letni nazywa się czasem Daylight Saving Time (DST), czyli strefą czasową umożliwiającą oszczędzanie światła (wieczorem).

Od zarania dziejów ludzie byli mniej lub bardziej świadomi otaczających ich zjawisk przyrodniczych. Zdawał sobie sprawę z naturalnych cykli, tj. dobowego oraz rocznego. Człowiek próbował dokonać pomiaru upływającego czasu i wykorzystywał do tego celu naturalne cykle występujące w przyrodzie. To dzięki tym cyklom opracował rachubę czasu. Obieg Ziemi wokół Słońca wykorzystał do utworzenia dłuższej jednostki czasu, jaką jest rok. W oparciu o cykl synodyczny Księżyca wprowadzono jednostkę miesiąca, natomiast doba oparta była na ruchu obrotowym Ziemi wokół własnej osi.

Początkowo człowiek dzielił dobę na dzień i noc. Taki podział był całkiem naturalny, ponieważ był wyznaczony przez Słońce. Dzień był tą częścią doby, kiedy Słońce znajdowało się nad horyzontem, a noc tą, kiedy Słońce było za horyzontem. Wraz z rozwojem cywilizacji dokonano podziału doby na mniejsze części (pierwszy taki podział zaproponowany został przez Egipcjan w 3000 r. p. n. e.) – wyodrębniono 12 godzin dziennych i 12 godzin nocnych. Ich długość była zależna od deklinacji Słońca oraz od szerokości geograficznej miejsca obserwacji, zatem czas trwania poszczególnych godzin zmieniał się wraz z porami roku. Latem godziny dzienne były długie, a zimą krótkie. Długość godzin nocnych była największa w okresie zimy, a najkrótsze występowały latem.

Ponadto długość godzin zależała od punktu obserwacji na Ziemi. Gdy obserwator poruszał się w kierunku bieguna północnego, np. latem, długość godzin dziennych wydłużała się, a nocnych skracała. Po dotarciu do koła podbiegunowego godziny nocne nie występowały, ponieważ Słońce na tym obszarze nie zachodziło (występował dzień polarny). Kiedy uwzględni się refrakcję, wówczas z obliczeń wynika, że raz w roku Słońce nie zachodzi na szerokości 65°59’ i raz w roku nie wschodzi na szerokości 67°7’. Zatem w kontekście maksymalnych obszarów, gdzie występuje dzień polarny oraz noc polarna, rolę odgrywają powyższe równoleżniki. Poza okresem stanowisk letniego i zimowego rozmiary obszarów występowania dni i nocy polarnych zmieniają się.

W czasach starożytnych obserwacjami astronomicznymi zajmowali się kapłani, którzy znali astronomię oraz sztukę astrologii. Wierzono wówczas, że każdą godziną władało określone mitologiczne bóstwo powiązane z konkretnymi planetami, przy czym do grona planet zaliczano także Słońce i Księżyc. Kolejnym godzinom przyporządkowano planety w kolejności zgodnej z porządkiem chaldejskim, który oparty był na szybkości, z jaką poruszają się planety na sferze niebieskiej – czyli od Saturna, który porusza się najwolniej, do Księżyca, którego prędkość na tle gwiazd jest największa. Każdego dnia po wschodzie Słońca pierwsza godzina dzienna była pod panowaniem innego władcy. Wynikało to z logiki opartej na tym, że władca pierwszej godziny dziennej był równocześnie władcą danego dnia: poniedziałkiem władał Księżyc, wtorkiem Mars, środą Merkury, czwartkiem Jowisz, piątkiem Wenus, sobotą Saturn, a niedzielą Słońce. Taka rachuba czasu jest jednak mało wygodna, ponieważ czas był ściśle związany z miejscem zamieszkania. W czasach starożytnych, gdzie społeczeństwa raczej nie były mobilne, taka rachuba czasu była do zaakceptowania, ale wraz z rozwojem techniki, kiedy ludzie mogli przemieszczać się z jednego regionu do drugiego, konieczna była zmiana podejścia.

Wraz z rozwojem astronomii wprowadzono inne rozwiązanie. Astronomowie próbowali powiązać ruch obrotowy Ziemi z jakimś stałym punktem na sferze niebieskiej i mierzyć odstępy czasu, jakie upływają między dwoma przejściami tego punktu przez południk niebieski. Naturalnym wydaje się wybór jakiejś gwiazdy. W perspektywie długości życia ludzkiego wydawało się, że gwiazdy zachowują stałe położenie na sferze niebieskiej. W końcu każdego dnia człowiek widział na niebie te same kształty gwiazdozbiorów. Jednak już wtedy astronomowie zdawali sobie sprawę, że wybór gwiazdy jako punktu stałego nie jest dobrym pomysłem, ponieważ gwiazdy poruszają się w przestrzeni, a więc w długiej perspektywie nie zachowują stałego położenia. Innym naturalnym punktem odniesienia stał się punkt równonocy wiosennej, czyli inaczej punkt Barana. Ten wybór był o tyle trafny, że był związany z układem współrzędnych równikowych, a zatem współrzędne można było wybrać do pomiaru czasu.

Różnica między czasem słonecznym a czasem gwiazdowym.

^{Źródło: P. G. Kulikowski, Poradnik miłośnika astronomii, PWN, Warszawa, 1976}

I rzeczywiście – do pomiaru czasu wybrano kąt godzinny, a czas taki nazwano czasem gwiazdowym. Odstęp czasu, jaki upływał między dwoma kulminacjami górnymi punktu Barana, nazwano dobą gwiazdową. Dobę gwiazdową podzielono na 24 części, czyli na 24 godziny gwiazdowe, każdą godzinę dzielono na 60 minut gwiazdowych, a minutę na 60 sekund gwiazdowych. Jednak tak skonstruowana doba gwiazdowa nie jest ściśle zsynchronizowana z okresem obrotu Ziemi wokół własnej osi. Przyczyn należy upatrywać w precesji i nutacji punktu Barana. Te zjawiska powodują, że długość doby gwiazdowej jest krótsza od okresu obrotu Ziemi wokół własnej osi o 0,008 sekundy. Należy jednak podkreślić, że ta różnica nie jest stała.

Rozwiązanie zaproponowane przez astronomów spowodowało, że długość godziny nie była już związana z deklinacją Słońca oraz nie zależała od szerokości geograficznej. Czy takie rozwiązanie było korzystne? Jak się można domyślić – nie do końca. Doba gwiazdowa nie rozpoczyna się każdego dnia o tej samej porze – w dniu równonocy wiosennej w samo południe, ale każdego kolejnego dnia nieco wcześniej. Dlatego takie rozwiązanie także nie było satysfakcjonujące. Codzienne życie związane jest z cyklem słonecznym, dlatego też wprowadzono inne rozwiązanie, a mianowicie pomiar czasu oparty na Słońcu. Wprowadzono pojęcie prawdziwej doby słonecznej, która była równa interwałowi czasu, jaki upływał między dwoma następującymi po sobie kulminacjami górnymi Słońca. Każda doba słoneczna prawdziwa rozpoczynała się w południe. Podczas kulminacji górnej Słońca było prawdziwe południe, a podczas kulminacji dolnej była prawdziwa północ. Długość doby słonecznej prawdziwej podzielono na 24 godziny, każdą godzinę na 60 minut, a minutę na 60 sekund. Prawdziwy czas słoneczny wskazują zegary słoneczne.

To rozwiązanie również nie było jednak idealne. Pierwszym problemem było to, że doba rozpoczynała się w południe, co z punktu widzenia codziennego życia nie było dobrym rozwiązaniem. Z tym małym problemem łatwo się uporano. W 1925 roku do kąta godzinnego Słońca podczas kulminacji górnej dodano 12 godzin i tym sposobem doba rozpoczyna się podczas kulminacji dolnej środka tarczy Słońca. Drugim problemem okazała się stałość długości prawdziwej doby słonecznej. Jak wiadomo, kąt godzinny środka tarczy Słońca nie zmienia się jednostajnie, co powoduje, że długość doby słonecznej nie jest stała. Kiedy Ziemia znajduje się w peryhelium swojej orbity, co w obecnej epoce astronomicznej wypada na początku stycznia, porusza się najszybciej, zatem długość prawdziwej doby słonecznej jest największa. Najkrótsze prawdziwe doby słoneczne przypadają na początek lipca, kiedy to Ziemia znajduje się w aphelium swojej orbity. W okresie stanowisk letniego i zimowego przyrosty rektascensji Słońca są największe, zatem długość doby słonecznej również jest największa. Podczas równonocy przyrosty rektascensji Słońca są najkrótsze, czyli długość doby słonecznej jest najkrótsza. Złożenie tych dwóch efektów daje w rezultacie najdłuższe prawdziwe doby słoneczne występujące pod koniec grudnia.

Astronomowie i poradzili sobie i z tym problemem. Wprowadzili fikcyjne Słońce, które musiało spełniać zasadniczy warunek, a mianowicie kąt godzinny musiał narastać jednostajnie. Fikcyjne Słońce to punkt matematyczny będący średnim Słońcem poruszającym się po równiku niebieskim ze stałą prędkością kątową. Stałą prędkość kątową średniego Słońca otrzymano w wyniku uśrednienia rzeczywistego Słońca po ekliptyce. Po takim zabiegu rektascensja środka średniego Słońca zmienia się jednostajnie, tak jak kąt godzinny – otrzymano zatem średnią dobę słoneczną. Dzięki temu rozwiązaniu długość średniej doby słonecznej była stała.

Różnicę między prawdziwym czasem słonecznym i czasem średnim słonecznym nazwano równaniem czasu. Równanie czasu to tak naprawdę poprawka, jaką należy odjąć od prawdziwego czasu słonecznego, aby otrzymać czas średni słoneczny. Różnica czasu zawiera w sobie dwie poprawki: wynikającą z ruchu obiegowego Ziemi po orbicie eliptycznej i stanowiącą redukcję na równik.

Pozostała jeszcze jedna kwestia: długość średniej doby słonecznej była stała, ale czas jej rozpoczęcia zależał od długości geograficznej. Jedynie w miejscowościach leżących na tym samym południku doba rozpoczynała się o tej samej porze oraz był ten sam czas. Jeśli obserwator poruszał się np. na równiku, co 464 metry czasy lokalne różniły się o sekundę, zaś na innych szerokościach geograficznych odcinki te skracały się. W czasach, kiedy nie było bardziej zaawansowanych środków komunikacji, a życie ludzkie toczyło się w miejscu zamieszkania, problem ten nie był dokuczliwy, jednak dziś takie rozwiązanie jest nie do przyjęcia. Dlatego wprowadzono czas strefowy.

Strefy czasowe na świecie

^{Strefy czasowe na świecie obecnie. Źródło: Wikimedia Commons}

W 1884 roku podjęto międzynarodową uchwałę (Konwencję Waszyngtońską), na mocy której wprowadzono czas strefowy. Idea takiego rozwiązania polegała na tym, że w obszarze ograniczonym określonymi południkami różniącymi się o 15° występował ten sam czas. Takie rozwiązanie było możliwe jedynie dlatego, że istnieje ścisły związek pomiędzy czasem słonecznym i długością geograficzną. Wprowadzono 24 strefy czasowe. W danej strefie obowiązuje czas z centralnego południka (np. czas środkowoeuropejski to czas strefowy zawarty między południkiem 7,5° E a 22,5° E). W obszarze tym występuje ten sam czas, jaki panuje na południku centralnym 15° E. W podziale strefowym uwzględniono rejony zamieszkałe oraz niezamieszkałe.

Podstawą czasów strefowych jest średni czas słoneczny południka Greenwich, który nazwany został czasem uniwersalnym. Na terenach zamieszkałych granice stref czasowych dostosowane są do granic administracyjnych państwa. Wzdłuż południka 180° przebiega linia zmiany daty. Wprowadzono zasadę, że ludność zamieszkująca obszary na zachód od niej posługuje się czasem będącym sumą czasu uniwersalnego i 12 godzin. Mieszkańcy obszarów leżących na wschód od tej linii posługują się czasem będącym różnicą czasu uniwersalnego i 12 godzin.

Nie wszystkie państwa przyjęły konwencję czasów strefowych. Celem ich polityki było wprowadzenie czasu urzędowego, który będzie najmniej różnił się od miejscowego średniego czasu słonecznego. Rozwiązanie, jakie w tych krajach zaproponowano, polega na tym, że różnica między czasem w danym państwie a czasem strefowym wynosi 30 minut. Ze względów energetycznych wiele państw wprowadziło czas letni, czyli do czasu zimowego dodawano jedną godzinę. Koncepcja DST ewoluowała – niektóre kraje przestawiają zegarki o parę tygodni wcześniej, zmieniało się to także z upływem lat. Polska pierwszy raz zastosowała zmianę w 1922 roku, a potem od 1949 roku z wyłączeniem lat 1957–1964, a na stałe od 1977 roku. Gdy jednak przyjrzeć się bliżej argumentom, że DST pozwala zaoszczędzić energię, nie jest to takie oczywiste, czego dowodzą m.in. niektóre prace z dziedziny inżynierii.

Tak naprawdę przyzwyczailiśmy się, że na wiosnę musimy przez kilka nocy oswoić się ze wczesnym wstawaniem, a jesienią sobie tę godzinkę snu „odebrać”. Tak pewnie będzie i w tym roku. Po paru tygodniach i tak wydłużający się dzień sprawi, że będziemy znowu wstawać za dnia, a nie głęboką nocą czy bladym świtem.

Więcej: