La mesura del temps sembla una cosa ben senzilla: les busques del rellotge marquen com va discorrent impassiblement. Darrera dels rellotges actuals, però, hi ha molts segles d'història, mètodes diferents de mesurar el temps, i lleis de la física que estableixen les relacions entre uns rellotges i uns altres.
La manera més senzilla de mesurar el temps és utilitzar un fenomen repetitiu i anar-ne comptant les repeticions. Aquesta forma de mesura es fa servir des d'èpoques immemorials, quan els nostres avantpassats feien servir la successió dels dies, mesos, o anys. El concepte del "dia" va lligat al temps que la Terra triga a girar sobre sí mateixa, el del "mes" al temps que la Lluna inverteix en completar una revolució entorn de la Terra, i finalment, el de l'"any" al temps que la Terra triga a fer una revolució completa entorn del Sol.
Actualment, s'utilitzen rellotges atòmics i el segon de temps que marquen està establert en el sistema internacional de mesures com a 9.192.631.770 períodes de la radiació electromagnètica corresponent a la transició entre dos nivells de l'estructura hiperfina de l'estat fonamental del cessi 133. Tot i que sembla deslligat dels cossos celestes, aquest segon també té una base astronòmica.
Anem pas a pas per a comprendre-ho.
El dia i el temps universal
El primer graó en l'establiment de les diverses escales de temps va lligat al gir de la Terra sobre sí mateixa. Si hom imagina un instant de temps amb una alineació entre el Sol, un observador a la Terra i una estrella llunyana (instant 1 a la figura 1), quan la Terra hagi girat una volta sencera (360 graus) l'observador s'alinearà altre cop amb l'estrella (instant 2 a la figura 1). Ara bé, la Terra gira entorn del Sol alhora que gira sobre sí mateixa, de manera que en aquest instant, l'observador no torna a alinear-se amb el Sol. Per alinear-se amb el Sol cal que transcorri una estona més (instant 3 a la figura 1). Per tant, si el dia es defineix com l'interval de temps entre dues alineacions successives amb una estrella (dia sideri) s'obté un dia més curt que si es defineix com l'interval de temps entre dues alineacions successives amb el Sol (dia solar).
El dia sideri té 24 hores sidèries, cadascuna amb 60 minuts sideris que tenen 60 segons sideris. El dia solar té 24 hores solars, cadascuna amb 60 minuts solars que tenen 60 segons solars. 24 hores solars corresponen a 24h3m56s sideris. Per tant, un dia solar és més llarg que un dia sideri, i un segon solar és equivalent a 1,00273791 segons sideris.
Un pas més. Els dies solars tindrien sempre la mateixa durada si la Terra es mogués uniformement al voltant del Sol (com seria el cas d'una òrbita circular), i l'eix de rotació sobre sí mateixa fos paral·lel a l'eix de translació al voltant del Sol.
Ara bé, la Terra es mou al voltant del Sol en una òrbita lleugerament el·líptica, i com a conseqüència té una velocitat diferent entorn del Sol en una època o una altra de l'any. A l'època 1 de la figura 2, cap a primers de gener, la Terra es mou més de pressa que a l'època 2, cap a primers de juliol. La durada del dia solar (temps entre dues alineacions successives d'un habitant amb el Sol) no és la mateixa a diferents èpoques de l'any. Per tant, les alineacions no es produeixen a intervals regulars, i el dia solar no és un interval de temps constant i uniforme.
A més a més, com que la Terra es trasllada al voltant del Sol en el pla de l'eclíptica (vegeu figura 3) però rota sobre sí mateixa entorn d'un eix inclinat 23,5 graus, els eixos de translació i rotació no són paral·lels. Aquest no paral·lelisme dels eixos i, com a conseqüència la no coincidència de l'equador i l'eclíptica (vegeu figura 3), provoca que l'interval de temps entre alineacions successives del Sol amb un observador a la Terra tampoc sigui uniforme, contribuint a afegir diferències a la durada del dia solar segons l'època de l'any.
Per a poder tenir uns dies de durada constant, es va inventar un "dia solar mitjà", que es correspon a un Sol imaginari, fictici, que recorre el pla de l'equador a velocitat constant al llarg de l'any. Dues alineacions successives d'un observador amb el Sol fictici és la mesura d'un dia solar mitjà. Aquest dia solar mitjà, té 24 hores solars mitjanes, cadascuna amb 50 minuts solars mitjans que tenen 60 segons solars mitjans. El Sol fictici i el Sol veritable no són el mateix, i per això l'hora que marquen els rellotges de Sol (a partir de l'ombra del Sol real) i l'hora que marquen els rellotges de polsera, o els senyals horaris emesos per la ràdio (relacionats amb el Sol fictici) no coincideixen del tot. La diferència entre els dos temps està ben establerta, s'anomena "equació del temps" i es correspon a la figura 4. Aquesta diferència de temps es pot veure de vegades dibuixada en els rellotges solars com a hodògrafa.
Aquest temps solar mitjà ha donat nom a una escala de temps anomenada TEMPS UNIVERSAL (TU) i és en la que es basa l'hora oficial dels diversos països. El temps universal no és res més que el temps solar mitjà a la longitud de l'Observatori de Greenwich a Anglaterra (és a dir el temps marcat pel Sol fictici vist per una persona al meridià de l'Observatori de Greenwich). Per a una persona situada més a l'est, aquella hora ja haurà passat, però per a una persona situada més a l'oest aquella hora encara haurà d'arribar. El migdia ocorre abans a Catalunya que a Galícia, i a la península abans que a les illes Canàries.
A efectes pràctics, els països adopten un temps oficial que difereix normalment en un nombre d'hores enteres amb el temps universal, en positiu si som més a l'est, i en negatiu si som més a l'oest. A Canàries van un hora endarrerits respecte de la península Ibérica, perquè són més a l'oest. Europa, i altre cop per efectes pràctics, ha decidit que molts països es regeixin pel mateix horari tot i ser a l'est o a l'oest de Greenwich (Espanya té el mateix temps oficial que Alemanya o Itàlia, tot i ser més a l'oest que aquests països).
Deixant de banda aquests convenis entre països, la base de tots els temps oficial avui en dia, és l'escala del temps universal.
Sobre l'autora
L'astrònoma Carme Jordi és catedràtica del Departament de Física Quàntica i Astrofísica i de l'Institut de Ciències del Cosmos de la Universitat de Barcelona i membre de l'Institut d'Estudis Espacials de Catalunya. La seva investigació es centra al voltant de la missió espacial de la Agència Espacial Europea (ESA, en anglès), Gaia, la qual té per objectiu crear el mapa tridimensional més gran i precís de la nostra Galàxia fent un sondatge a mil milions d’estrelles amb una precisió sense precedents en la posició i moviment. La Carme Jordi participa activament en diverses activitats de divulgació com el programa "Toc-Toc" de la UBDivulga, és professora de la Universitat de l'Experiència de la UB i imparteix xerrades sobre astronomia a diverses associacions i entitats.
