Astronomiczne podstawy czasu.

Opracowanie: dr Grzegorz Duniec, dr Marcin Kolonko, IMGW-PIB CMM.

Jak co roku od prawie ponad 40 lat, tak i w tym roku nastąpi z soboty 30 marca na niedzielę 31 marca 2024 roku zmiana czasu środkowoeuropejskiego (czyli czasu zimowego) na czas wschodnioeuropejski (czas letni). Technicznie oznacza to przesunięcie zegarków o 1 godzinę do przodu, czyli o godzinie 2 przesuwamy wskazówki zegara na godzinę 3. Przyjęty po tej zmianie czas letni nazywa się czasem Daylight Saving Time, czyli strefą czasową umożliwiającą oszczędzanie światła (wieczorem).

Koncepcja zmiany czasu w marcu na letni – przesunięcie z 2 na 3 rano czasu urzędowego. Źródło: wikimedia commons.

Spójrzmy na zagadnienie czasu w ujęciu historycznym i astronomicznym. Od zarania czasów człowiek był mniej lub bardziej świadomy otaczających go zjawisk przyrodniczych. Zdawał sobie sprawę z naturalnych cykli tj. cykl dobowy oraz roczny. Cykl dobowy jest związany z ruchem obrotowym Ziemi wokół własnej osi. Cykl roczny związany jest z ruchem obiegowym Ziemi wokół Słońca. Człowiek próbował dokonać pomiaru upływającego czasu. Do tego celu wykorzystywał naturalne cykle występujące w przyrodzie. Ponadto wykorzystał miesiąc synodyczny Księżyca. Dzięki tym cyklom człowiek 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 oraz noc. Taki podział był całkiem naturalny, ponieważ był wyznaczony przez Słońce. Dzień, to była ta część doby, kiedy Słońce znajdowało się nad horyzontem oraz noc, czyli wtedy, kiedy Słońce było pod horyzontem. Wraz z rozwojem cywilizacji dokonano podziału doby na mniejsze części. Pierwszy taki podział zaproponowany przez Egipcjan w 3000 r. p. n. e. [1]. Zarówno dzień jak i noc podzielono na 12 równych części. Zatem wyodrębniono 12 godzin dziennych oraz 12 godzin nocnych. Długość godzin dziennych oraz nocnych była zależna od deklinacji Słońca oraz od szerokości geograficznej miejsca obserwacji. Zatem długość poszczególnych godzin zmieniała 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. Poruszając się w kierunku bieguna północnego, np. latem, długość godzin dziennych wydłużała się, a nocnych skracała. Po dotarciu do koła podbiegunowego godziny nocne nie występowały, a to dlatego, że Słońca na tym obszarze nie zachodziło, występował dzień polarny. Dokładniej, 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’ [8]. 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. Od równonocy wiosennej^[1] aż do stanowiska letniego rozmiary obszary czapy ziemskiej, gdzie występuje dzień polarny wzrasta osiągając maksymalne rozmiary ograniczone równoleżnikiem 65°59’. W okresie od stanowiska letniego do równonocy jesiennej rozmiary obszaru dnia polarnego maleją. Od równonocy jesiennej do stanowiska zimowego obszar występowania nocy polarnej zwiększa się osiągając maksymalne rozmiary właśnie podczas przesilenia zimowego. Obszar ograniczony jest równoleżnikiem 67°7’. Od przesilenia zimowego do równonocy wiosennej rozmiary obszaru występowania nocy polarnej maleją. W okresie jesienno-zimowym w rejonie bieguna północnego, gdzie panowała noc polarna, nie występowały godzinny dzienne. W czasach starożytnych, obserwacjami astronomicznymi zajmowali 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 nie przypadkowej, a zgodnie 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 [2].

Żródło: Piotr Piotrowski, Reguły astrologii tradycyjnej, Wydawnictwo Studio Astropsychologii, wyd. I, 2011.

Każdego dnia po wschodzie Słońca, pierwsza godzina dzienna była władana przez innego władcę. Wynikało to z logiki opartej na tym, że władcą pierwszej godziny dziennej był równocześnie władcą danego dnia. Poniedziałkiem władał Księżyc, wtorkiem Mars, środą Merkury, czwartkiem Jowisz, piątkiem Wenus, sobotą Saturn oraz niedzielą Słońca. Zatem przykładowo pierwszą środową godziną dzienną władał Merkury, a pierwszą godziną dzienną niedzielną władało Słońca. Jednak taka rachuba czasu jest jednak mało wygodna, ponieważ czas był ściśle związany z danym miejscem zamieszkania. W czasach starożytnych, gdzie społeczeństwa przywiązane były do miejsca zamieszkania taka rachuba czasu była do zaakceptowania. Wraz z rozwojem techniki, kiedy ludzie mogli przemieszczać się z jednego regionu do drugiego wymagało to zmiany podejścia do rachuby czasu. 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 człowiekowi wydawało się, że gwiazdy zachowują swoje 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 w przestrzeni poruszają się, a więc w długiej perspektywie czasu nie zachowują stałego położenia. Innym naturalnym punktem odniesienia stał się punkt równonocy wiosennej, czyli inaczej punkt Barana [1]. Ten wybór był o tyle trafny, że był związany z układem współrzędnych równikowych, a zatem współrzędne można było wybrać do pomiaru czasu [1,3].

Źródło: Jerzy M. Kreiner, Ziemia i Wszechświat – astronomia nie tylko dla geografów, Wydawnictwo Naukowe Uniwersytetu Pedagogicznego, Kraków, 2009.

Eugeniusz Rybka, Astronomia ogólna, wyd. V, PWN, Warszawa, 1975.

I rzeczywiście do pomiaru czasu wybrano kąt godzinny. 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.

Źródło: W. M. Smart, Textbook on Spherical Astronomy, sixth edition, revised by R. M. Green, Cambridge University Press, 1977.

Te zjawiska powodują, że długość doby gwiazdowej jest krótsza od okresu obrotu Ziemi wokół własnej osi. Prosta analiza zgodna z rys. pozwala określić tę różnice czasu [4]:

Gdzie: ε – wartości kąta zawartego między płaszczyznami ekliptyki i równika niebieskiego

Po przeprowadzeniu obliczeń wynika, że doba gwiazdowa jest krótsza o 0,008 sekund od okresu obrotu Ziemi wokół własnej osi. Należy także podkreślić, że ta różnica czasu nie jest stała, a wynika z faktu precesji i nutacji osi ziemskiej [4]. Rozwiązanie zaproponowane przez astronomów spowodowało, że długość godzinny nie była już związana z deklinacją Słońca oraz nie zależała od szerokości geograficznej. Czy takie rozwiązanie było korzystne? Jak się można domyśleć nie do końca. Doba gwiazdowa nie rozpoczyna się każdego dnia o tej samej porze. W dniu równonocy wiosennej rozpoczynała się w samo południe, ale każdego kolejnego dnia nieco wcześniej. Dlatego takie rozwiązanie nie było satysfakcjonujące. Ponieważ 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 Słońce było prawdziwe południe, a podczas kulminacji dolnej była prawdziwa północ. Długość doby słonecznej prawdziwej podzielono na 24 godziny, a każdą godzinę na 60 minut, a minutę na 60 sekund. Prawdziwy czas słoneczny wskazują zegary słoneczne. Związanie rachuby krótkich odstępów czasu ze Słońcem wydawało się, że rozwiąże oczekiwania. Niestety tak się nie stało. 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.

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

W 1925 roku^[2] do kąta godzinnego Słońca podczas kulminacji górnej dodano 12 godzin i tym sposobem doba rozpoczyna się podczas kulminacji dolnej środka tarczy Słońca [1]. 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, Ziemia 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 [3]. Oczywiście niejednostajność zmian kąta godzinnego nie wynikają jedynie z eliptyczności orbity planety. Gdyby Ziemia poruszała się po orbicie kołowej, długość jednakowych odcinków ekliptyki zrzutowane na równik niebieski nie byłyby jednakowe. Najdłuższe przypadają podczas stanowisk (letniego/zimowego) Słońca, a najkrótsze podczas równonocy [3].

Źródło: Jerzy M. Kreiner, Ziemia i Wszechświat – astronomia nie tylko dla geografów, Wydawnictwo Naukowe Uniwersytetu Pedagogicznego, Kraków, 2009.

Źródło: Jerzy M. Kreiner, Ziemia i Wszechświat – astronomia nie tylko dla geografów, Wydawnictwo Naukowe Uniwersytetu Pedagogicznego, Kraków, 2009.

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 zatem długość doby słonecznej jest najkrótsza. Złożenie tych dwóch efektów daje w rezultacie najdłuższe prawdziwe doby słoneczne występują pod koniec grudnia.

Źródło: Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc., 1997.

Astronomowie i tym razem poradzili sobie z tym problemem. W prowadzili fikcyjne Słońce, które musiało spełniać zasadniczy warunek, a mianowicie kąt godzinny musiał narastać jednostajnie. Otóż fikcyjne Słońce to punkt matematyczny będącym średnim Słońcem poruszającym się po równiku niebieskim ze stałą prędkością kątową. Stałą prędkość kątową średniego Słońca otrzyma w wyniku uśrednienia rzeczywistego Słońca po ekliptyce [1,5]. Po takim zabiegu rektascensja środka średniego Słońca zmienia się jednostajnie tak jak i kąt godzinny i otrzymano średnią dobę słoneczną. Dzięki temu rozwiązaniu długość średniej doby słonecznej była stała. Różnicę między prawdziwym czasem słonecznym i czasem średnim słonecznym nazwano równaniem czasu [3]. Równanie czasu to tak naprawdę poprawką jaką należy odjąć od prawdziwego czasu słonecznego, aby otrzymać czas średni słoneczny [3]. Różnica czasu zawiera w sobie dwie poprawki wynikające z ruchu obiegowego Ziemi po orbicie eliptycznej i drugiej stanowiącej redukcję na równik.

Źródło: Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc., 1997.

Obie poprawki uwzględniane w równaniu czasu mają przebieg sinusoidalny, ale o różnym okresie. Poprawka wynikająca z ruchu obiegowego wokół Słońca ma dwa razy do roku wartości maksymalne (jedno maksimum i jedno minimum) o amplitudzie 7,66 minuty [5] oraz dwa razy do roku osiąga wartość zerową (w chwili, kiedy Ziemia znajduje się w peryhelium lub aphelium orbity) [5]. Poprawka wynikająca z redukcji na równik ma przebieg sinusoidalny o półrocznym okresie. Zatem w ciągu roku osiągane są czterokrotnie maksima (dwie wartości maksymalne i dwie wartości minimalne) o amplitudzie 9,87 minuty [5]. Natomiast wartości zerowe są osiągane podczas stanowisk letniego i zimowego Słońca oraz podczas równonocy. W wyniku złożenia tych dwóch efektów łączna poprawka wynosi zero w dniach 15 IV, 13 VI, 1IX oraz 25 XII. Maksymalne wartości równanie czasu przyjmuje 11 II i jest to wartość – 14 minut 15 sekund, 14 V maksimum wynosi +3 minut 41 sekund, 26 VII maksimum osiąga wartość -6 minut i 30 sekund oraz 3 listopada o wartości 16 minut 25 sekund [5].

Źródło: Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc., 1997.

Powyższe wartości zostały otrzymane dla epoki 2000. Ponieważ parametry orbity ziemskiej nie są stałe oraz kąt nachylenia ekliptyki do równika niebieskiego zmienia się otrzymane wartości i terminy osiągnięcia wartości ekstremalnych (minimum lub maksimum) oraz wartości zerowych będą się zmieniały w czasie. Z obliczeń przeprowadzonych przez Jeana Meeusa [5] przebieg krzywych reprezentujących składowe poprawek do równania czasu będą miały postać:

Źródło: Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc., 1997.

Źródło: Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc., 1997.

Źródło: Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc., 1997.

Krzywa reprezentująca równanie czasu nie wykazuje symetrii. Ale kiedy przeanalizuje się dokładniej obliczenia to okazuje się, że w 1246 roku, kiedy π wynosiło 270°, a więc w chwili, kiedy peryhelium orbity pokrywało się z chwilą, kiedy Słońce osiągało stanowisko zimowe krzywa równania czasu byłą symetryczna [5]. Jak wskazuje Jean Meeus minimalną wartość -15 minut 39 sekund równanie czasu osiągało w lutym zaś maksimum o wartości +15 minut 39 sekund w listopadzie. Natomiast maksimum o wartości +4 minut i 58 sekund osiągane były w maju a minimum o wartości -4 minut i 58 sekund w lipcu [5].

Pozostawała 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. Poruszając się np. na równiku co 464 metry czasy lokalne różniły się o 1 sekundę [6]. Na innych szerokościach geograficznych te odcinki się skracały co wynika z faktu, że długość tego odcinak na równiku należy przemnożyć przez cosφ, gdzie φ stanowi szerokość geograficzną [6]. W czasach, kiedy nie było bardziej zaawansowanych środków komunikacji, a życie ludzkie toczyło się w miejscu zamieszkania problem nie był dokuczliwy. W dzisiejszych czasach takie rozwiązanie jest nie do przyjęcia. Dlatego wprowadzono czas strefowy. W 1884 roku w konwencji waszyngtońskiej podjęto międzynarodową uchwałę, na mocy której wprowadzono czas strefowy [6,7]. 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 czasami słonecznymi 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. Otóż w rejonach niezamieszkałych strefa czasowa jest ściśle związana z południkami 7,5°, 22,5°, 37,5°, 42,5° itp. 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 linii zmiany daty posługują się czasem będącym sumą czasu uniwersalnego i 12 godzin. Mieszkańcy wschodnich od linii zmiany daty obszarów posługują się czasem będącym różnicą czasu uniwersalnego i 12 godzin [3,8].

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

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 zostało zaproponowane to takie, aby różnica między czasem w danym Państwie a czasem strefowym wynosiła 30 minut [6].

Źródło: Jan Mietelski, Astronomia w geografii, PWN, wyd. IV, Warszawa 2001.

Fizycy natomiast koncertowali się na znalezieniu wzorca czasu. Pierwsze wzorce jednostki czasu oparte były na zjawiskach astronomicznych. Pierwszą definicję wzorca czasu podał w 1832 roku Karol Gauss, który definiował 1 sekundę jako 1/86400 część średniej doby słonecznej [7]. Tak zdefiniowana jednostka czasu obowiązywała do 1954 roku. Już wcześniej stwierdzono, że taka definicja jednostki nie jest zbyt precyzyjna. W latach trzydziestych próbowano zdefiniować wzorzec czasu w oparciu o dobę gwiazdową [7]. Jednak jak już wspomniano, w wyniku ruchu precesyjnego i nutacyjnego długość nie jest stała ponadto stwierdzono, że ruch wirowy Ziemi nie jest jednostajny a wahania mają charakter zarówno okresowy jak i nieokresowy [7]. W 1954 roku wprowadzono nową definicję jednostki czasu opartej na roku zwrotnikowym [7]. Co prawda długość roku zwrotnikowego nie jest stała, a to za sprawą precesji i nutacji osi ziemskiej, jednak jak wynikało z obliczeń rok zwrotnikowy skróci o 1 sekundę po upływie 188 lat [7]. Zatem definicja nowej jednostki czasu była następująca: Sekunda jest 1/31556925,9747 część roku zwrotnikowego. W 1960 roku doprecyzowano definicję dodając słowa: 1900 roku, styczeń 0, godzina 12 czasu efemeryd. W 1967 roku zdefiniowane jednostkę czasu w oparciu o wzorzec atomowy. Jedna sekunda to 9192631770 okresów promieniowania odpowiadającego przejściu między dwoma poziomami struktury nadsubtelnej (F=4, M=0 i F=3, M=0) stanu podstawowego 2S_1/2 atomu cezu 133 [7,9]. Definicję z roku 1967 roku uzupełniono w 1997 roku dodając zdanie: Powyższa definicja odnosi się do atomu cezu w stanie podstawowym w temperaturze 0 K [7]. W 2019 roku wprowadzono w życie nową definicję jednostki czasu: sekunda, symbol s, jest to jednostka SI czasu. Jest ona zdefiniowana poprzez przyjęcie ustalonej wartości liczbowej częstotliwości cezowej Δν_Cs, to jest częstotliwości nadsubtelnego przejścia w atomie cezu 133 w niezaburzonym stanie podstawowym, wynoszącej 9 192 631 770, wyrażonej w jednostce Hz, która jest równa s^⁻1[10].

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. Pierwszy raz Polska zastosowała zmianę w 1922 r., potem od 1949 z wyłączeniem lat 1957-1964 a na stałe od 1977 r.

Na niebiesko kraje na półkuli północnej stosujące zmianę czasu, na pomarańczowo – na półkuli południowej, jasnoszary – kraje, które kiedyś stosowały DST a na ciemnoszaro – kraje nigdy nie stosujące DST (w większości równikowe). Źródło: Wikipedia.

Ogólnie można powiedzieć, że zapostulowano (i przegłosowano to w Sejmie czy Kongresie, bo sprawa dotyczyła także USA) przesuwanie zegarków o godzinę do przodu na wiosnę i godzinę wstecz jesienią. Wymyślono nawet mnemoniczną regułę „spring forward, fall back” (spring znaczy wiosna, ale i sprężysty krok „w przód”, fall to amerykańskie określenie jesieni, ale też i upadanie czy przypadanie czegoś na daną datę).

Plakat administracji USA z 2001 r. przypominający o nadchodzącej zmianie czasu. Źródło: Wikipedia.

Gdy przyjrzeć się bliżej argumentom, że DST pozwala zaoszczędzić energię to nie jest to takie oczywiste, czego dowodzą także niektóre prace z dziedziny inżynierii. Zamysł był (i jest) oczywiście taki, by wieczór latem zapadał o późniejszej godzinie niż zimą. Co nie jest na rękę miłośnikom astronomii potrzebującym całkiem ciemnego nieba do wieczornych obserwacji.

George Hudson zaproponował zmianę czasu już w 1897 r. Źródło: Wikipedia.

Ale i studia niemiłośnicze, np. M.J. Kotchen i L.E. Grant w stanie Indiana (z 2008 r.), nie wykazują, iż oszczędzamy na oświetleniu wieczorem i przywołują argument w postaci wieloletnich obserwacji zużycia energii w szerokiej próbce gospodarstw domowych. Okazuje się, że ze spadkiem kosztów oświetlenia wieczorem jednocześnie rośnie potrzeba oświetlenia wczesnym rankiem, gdy rodziny wstają i idą do pracy czy szkoły.

Wilhelm Willett zapostulował niezależnie od Hudsona DST w 1907 r. i całe życie był gorącym orędownikiem tego pomysłu. Źródło: Wikipedia.

Innym kontrargumentem jest, iż np. słoneczny, rozgrzany wieczór w wielu stanach USA (zwłaszcza południowych) podbija rachunki za prąd do klimatyzatorów. I efekt netto całego zamieszania z DST wychodzi zero w granicach błędu statystycznego.

Plakat z czasów II Wojny Światowej sklepów United Cigar Stores. Źródło: Wikipedia.

Niemniej jednak, wiele krajów DST stosuje pomimo szeregu dyskusji na ten temat. W Europie strefa czasowa Polski jest taka sama co Hiszpanii, pomimo różnicy przeszło 30 stopni długości geograficznej. Podróżując z Polski na zachód przemieszczamy się w strony, gdzie słońce zachodzi o późniejszej godzinie. Latem we Francji nawet po 22.

Plakat z czasów głosowania nad losem DST w Kongresie USA. Hoe – motyczka, co sugeruje, że był adresowany do farmerów. Źródło: Wikipedia.

Wraz z zamiarem wprowadzenia przestawiania zegarków przeprowadzono w USA kampanię, z której przykładowe plakaty zamieszczam. Pierwszym krajem, który wdrożył ten pomysł były uwikłane w wojnę Niemcy, argumentując, iż dzięki tym oszczędnościom więcej energii można będzie przeznaczyć na produkcję uzbrojenia.

Południk warszawski jako nasze umocowanie w strefie czasowej UTC + 1 h a latem UTC + 2 h. Źródło: Wikipedia.

W Polsce co jakiś czas odżywają wiele razy powtarzane argumenty o sensowności takiego czy innego rozwiązania. Wydaje się, że my i tak jeszcze jesteśmy na południku (21° E, czyli długości geograficznej wschodniej) który nie stoi w wielkiej sprzeczności z czasem urzędowym (warszawskim, odpowiadającym długości 15° E w zimie a 30° E w lecie). Natomiast w Hiszpanii różnica między godziną słoneczną a urzędową może przekroczyć 2 i pół godziny (czyli np. letni zachód słońca około 23).

Różne strefy czasowe w Europie. Islandia ma GMT przez cały rok, Portugalia i Wyspy Brytyjskie UTC z czasem letnim UTC + 1 h, na pomarańczowo UTC + 2 i UTC + 3 h, na seledynowo – UTC + 3h (tzw. czas moskiewski), na niebiesko – UTC + 3h i UTC + 4 h. Rozrzut stref czasowych zatem to maksymalnie 4 godziny, co koresponduje z rozciągłością Europy 60 stopni w długości geograficznej. GMT – Greenwich Mean Time. UTC – Universal Time Coordinated. Źródło: Wikipedia.

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”.

Zmiana czasu to zagadnienie o wielu aspektach: zdrowotnym, ekonomicznym a także z dziedziny informatyki. Zaprzestanie zmiany czasu w systemach informatycznych byłoby tematem poważniejszym niż dawny “syndrom Y2K” czyli obawy przed przeskokiem daty z 1999 na 2000. Może zatem lepiej niech zostanie tak, jak jest.

Literatura:

1. Eugeniusz Rybka, Astronomia ogólna, wyd. VII, PWN, Warszawa, 1983.
2. Piotr Piotrowski, Reguły astrologii tradycyjnej, Wydawnictwo Studio Astropsychologii, wyd. I, 2011.
3. Jerzy M. Kreiner, Ziemia i Wszechświat – astronomia nie tylko dla geografów, Wydawnictwo Naukowe Uniwersytetu Pedagogicznego, Kraków, 2009.
4. W. M. Smart, Textbook on Spherical Astronomy, Sixth edition, revised by R. M. Green, Cambridge University Press, 1977.
5. Jean Meeus, Mathematical Astronomy Morsels, Willmann-Bell, Inc., 1997.
6. Jan Mietelski, Astronomia w geografii, PWN, wyd. IV, Warszawa 2001.
7. Zdzisław Mrugalski, Czas i urządzenia do jego pomiaru, Klub Miłośników Zegarów i Zegarków, Wyd. Cursor, Warszawa, 2008.
8. P. G. Kulikowski, Poradnik miłośnika astronomii, PWN, Warszawa, 1976.
9. Andrzej Kajetan Wróblewski, Janusz Andrzej Zakrzewski, Wstęp do fizyki, tom 1, PWN, Warszawa, 1984.
10. Główny Urząd Miar, Redefinicja SI – W rolach głównych stałe podstawowe, Warszawa 2018, gum.gov.pl. https://www.gum.gov.pl/ftp/pdf/Publikacje/Redefinicja_SI_broszura.pdf
11. Wikipedia.
12. Sky and Telescope.
13. Astronomy.com.
14. “DOES DAYLIGHT SAVING TIME SAVE ENERGY? EVIDENCE FROM A NATURAL EXPERIMENT IN INDIANA,” Matthew J. Kotchen, Laura E. Grant (2008).
15. Dyskusje z kolegami z PTMA i PTT, Sławomirem Stachniewiczem i Michałem Myśliwcem.

———

1. Dyskusja dotyczy półkuli północnej. Na półkuli południowej przebieg jest odwrotny. ↑

2. Do roku 1925 doba rozpoczynała się w południe. Czas taki nazywano czasem astronomicznym. Po wprowadzeniu 1925 roku korekty polegającej na tym, że doba rozpoczyna się w nocy taki czas nazywany jest czasem cywilnym [3]. ↑

 

 

— UDOSTĘPNIJ —