TEMPO LOCALE. Il tempo solare medio è l’angolo orario del sole medio ( ↑) ma è ovvio che ogni luogo della Terra avente differente longitudine avrà un proprio tempo perchè avrà un diverso meridiano locale. Allora si definisce ora locale il tempo misurato al meridiano geografico locale considerato. Questo significa anche che, ad un certo istante, l’angolo orario del punto vernale (o del Sole, o del Sole medio) è uguale per tutti i punti del meridiano locale e quindi anche l’ora locale (siderale o solare) è la stessa su tutto il meridiano locale. Ma se regoliamo gli orologi di due luoghi diversi troviamo, in generale, che essi segnano ore diverse. La differenza di tempo in ore, minuti e secondi è uguale alla differenza di longitudine tra le due diverse località, cioè tra i due meridiani. E’ inoltre evidente che il tempo segnato dall’orologio della località situata più ad est sarà più avanti rispetto al tempo segnato dall’orologio posto nella località più ad occidente. Nel passato ogni città aveva il suo tempo locale. A causa della più elevata mobilità dell'uomo, alla fine del XIX secolo la Terra è stata divisa in 24 fusi orari in modo che l'ora di ogni zona differiva di 1 dalla vicina. Sulla superficie della Terra un'ora corrisponde a circa 15° in longitudine e si hanno 24 fusi orari. La numerazione dei fusi parte dal meridiano fondamentale di Greenwich (il cui tempo locale è detto tempo universale GMT) . Positiva ad est del meridiano fondamentale e negativa ad ovest (per esempio se ci si trova a Roma l'orologio è un'ora avanti rispetto Greenwich).
CALENDARIO GREGORIANO. Conseguenza della precessione degli equinozi è che per evitare un progressivo sfasamento delle stagioni, i calendari devono basarsi sull’anno tropico e non sull’anno siderale (↑) . Il calendario giuliano, istituito da Giulio Cesare nel 45 a.C., contava 365 giorni, ma l'anno tropico è di 365d 5h 48m 46s, un pò più lungo.
Allora, ogni quattro anni, per tener conto delle frazioni di tempo in più, veniva eccezionalmente inserito un giorno tra il 24 e il 25 febbraio (dies bis- sextus, così chiamato perché il 24 febbraio, dies sextus ante calendas martias, veniva ripetuto due volte). L’anno giuliano veniva così a durare, in media, 365d 06 h = 365,25 d , ossia circa 11 m 14 s più dell’anno tropico. Questa differenza comportava un anticipo dell’equinozio di primavera di un giorno ogni 128 anni circa (11m 14s=(11/60+14/3600)h= 0.18722/24 d= 0.0078d. 1d≃ 128·0.0078 d). In seguito dell' accumularsi dello sfasamento tra data reale e astronomica, nel 1582 papa Gregorio XIII decretò la riforma del calendario adottato nella maggior parte del mondo. La riforma stabilì che, per perdere i giorni di troppo, si saltasse dalla mezzanotte del 4 ottobre 1582 all’ora zero del 15 ottobre successivo. Tale modifica, da sola, non sarebbe bastata, perché continuando a seguire il calendario giuliano si sarebbe presentato ben presto un nuovo anticipo. Perciò, la commissione di astronomi incaricata di redigere il nuovo calendario, guidata da Christopher Clavius (1537-1612), risolse il problema eliminando periodicamente tre anni bisestili (nella fattispecie, quelli secolari non divisibili per 400) ogni quattro secoli. Ma anche con questo artifizio il calendario gregoriano non elimina completamente il problema della precessione, anche se con esso si ha soltanto un giorno d’anticipo ogni 3226 anni. In epoca moderna, si è provveduto ad introdurre ulteriori regole per eliminare anche questo sfasamento, stabilendo, tra l’altro, che gli anni millenari divisibili per 4000 siano comuni anziché bisestili.
Per esempio Si voglia calcolare la data giuliana corrispondente alle 18 h del 13 settembre 1999. All’incrocio tra la riga “1999” e la colonna “Set” si legge il numero 422. Ad esso va sommato il numero nella seconda colonna (dove non c’è, conta quello immediatamente sopra), nel nostro caso 2451000, e il giorno, 13, ottenendosi così 2451435. Questa è la data giuliana a mezzogiorno del 13 settembre 1999. Noi però vogliamo la data giuliana alle 18 h di quel giorno: poiché dalle 12 h alle 18 h sono passati 6/24 = 1/4 di giorno, alle 18 h del 13 settembre 1999 è JD = 2451435,25.
MISURA DEL TEMPO.
Il tempo universale UT0 (o GMT) è definito dall'equazione:
s
dove GMST è il tempo siderale di Greenwich e T è il secolo Giuliano (1 secolo giuliano è 100·365.25= 36525 giorni giuliani).
Quest'ultimo è ottenuto dalla data Giuliana J con la formula:
Il tempo universale UT fornisce il tempo trascorso dal 1 gennaio 2000 in secoli giuliani (unità di misura).
Il tempo siderale UT0 è legato alla rotazione della Terra e contiene perturbazioni, anche se lente, a causa di variazioni irregolari e così anche è il Tempo Universale è soggetto a piccole perturbazioni. UT0 è il tempo universale calcolato dall'osservazione del movimento giornaliero delle stelle o sorgenti radio extragalattiche, o dalle osservazioni della Luna e dei satelliti artificiali. Il calcolo di UT0 può essere corretto tenedndo conto delle variazioni della posizione del polo terrestre geografico ripetto al polo di rotazione. La versione UT1 deriva dal UT0 correggendo l'errore dovuto ai due poli e definisce il vero angolo di rotazione della Terra rispetto ad una griglia di riferimento fissa. Tuttavia, data la velocità non uniforme della rotazione terrestre UT1 ha un'incertezza di ±3 millisecondi al giorno.
Nel 1967 il secondo è stato definito come 9192631.770 (circa 9 miliardi di) volte la durata del periodo di oscillazione dell'onda elettromagnetica emessa dall'isotopo 133 del Cesio per una transizione, nello stato fondamentale, dal livello iperfine F=4 a F= 3. Nel 1972 è stato adottato il tempo internazionale atomico (TAI) considerando la media di alcuni orologi atomici molto precisi.
Precedentemente agli orologi atomici c'è stata la necessità avere una scala temporale per le effemeridi dei corpi celesti, in particolare quelli del sistema solare (le effemeridi o efemeridi, dalla parola greca ἐφημερίς/ephemeris = giornaliero, sono tabelle che contengono valori calcolati, nel corso di un particolare intervallo di tempo, di diverse grandezze astronomiche variabili di un corpo celeste, come: magnitudine, parametri orbitali, coordinate). Usando le effemeridi basate sul moto apparente del Sole, Simon Newcomb (1898), definì il secondo (ES) come la 1/31.556.925,9747 parte dell'anno tropico nel 1900. Sul secondo effemeride si basa il tempo effemeride (ET).
Nel 1955 divennero operativi gli orologi atomici al cesio e ci si accorse subito che la rotazione terrestre era irregolare; questo causa un allungamento del tempo rispetto alle scala temporale, ad esempio la lunghezza del giorno varia durante l'anno. Infatti, osservando la posizione dei corpi celesti si osservò che questi non si trovavano dove era previsto. Questo ha confermato l'inidoneità del secondo effemeride per la misura del tempo. Dopo tre anni di confronto con il ciclo lunare, fu stabilito che il secondo effemeride corrisponde a 9.192.631.770 periodi della radiazione del cesio. Nel 1960 la lunghezza del secondo SI fu ridefinito, in termini di periodi del cesio, per essere uguale al secondo effemeride fino al 1984.
Poiché la base teorica per il tempo effemeride è interamente non-relativistica, nel 1976 l'Unione Astronomica Internazionale decise che dal 1984 il tempo effemeride fosse sostituito da due scale temporali relativistiche: il tempo dinamico baricentrico (TDB) (tempo prorpio di un osservatore che si muove con il baricentro del sistema solare) e il tempo dinamico terrestre (TDT) (tempo proprio di un osservatore che si muove con la Terra) . Per tabulare le effemeridi dei pianeti e dei corpi celesti nel 1991 è stato definito il tempo terrestre (TT), in pratica uguale al TDT.
Il tempo terrestre differisce dal tempo atomico di una quantità costante:
s
