Tiempo I. Fisica. FÍS.

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Física

El t. aparece en Física como una de las propiedades inseparables del mundo material (v. MATERIA II, 1). Para medir el t. es necesario disponer de un reloj, bien sea éste natural o ideado por el hombre (v. RELOJERÍA); pero cualquiera que sea el fenómeno elegido como base de las medidas, es imprescindible que su verificación se produzca a intervalos iguales. En cualquier caso, el fenómeno que sirva de referencia ha de observarse desde un cierto lugar, y por ello las medidas, en principio, tienen carácter local. A través de un cierto número de transformaciones se obtiene una definición y una medida del t. más rigurosa y general.

Entre los fenómenos naturales más utilizados en dicha medida del t., se pueden citar: 1) Rotación de la Tierra en torno de su eje, que define el día; 2) movimiento relativo orbital del Sol, que define el año; y 3) movimiento de algunos astros, que definen el t. efemérides.

Como el horario de un astro (v. COORDENADAS ASTRONÓMICAS) es el ángulo diedro que forma el meridiano que lo contiene con el meridiano del observador, si se supone que la Tierra gira sobre su eje con movimiento uniforme, el horario de un astro fijo varía uniformemente desde 0° (paso meridiano) hasta 360° (nuevo paso meridiano), y este intervalo de t. (día) sirve para su medida. Prácticamente, se puede utilizar cualquier instrumento (reloj) que establezca una relación entre los 360° recorridos y el intervalo de t. correspondiente (1 día, 24 horas), del que resultan las conocidas igualdades:1h=15% 1-=15’, Is=15,?.

Tiempo solar. Se llama t. solar verdadero, t,., al horario del Sol; y dos pasos consecutivos de éste por el meridiano definen el día solar verdadero. Debido al moviviento orbital del Sol (v.), con respecto a la Tierra (v.), que no es uniforme, el día solar no es constante y resulta imposible su adaptación a los relojes. No puede olvidarse, sin embargo, que el Sol influye en nuestra vida; de ahí la necesidad de establecer una unidad de t. que se adapte sensiblemente a su movimiento diurno, como es:El t. solar medio local, o t. astronómico, tm, u horario de un Sol ficticio (Sol medio), que recorre el ecuador con movimiento uniforme y, en dos pasos consecutivos por el meridiano, define el día medio, que es la base de nuestro cómputo del tiempo.

La diferenciatm-tv=E,se denomina ecuación del t., y su variación a lo largo del año (aunque difiere ligeramente de un año a otro) se calcula fácilmente. Así se obtiene una curva que contiene un máximo absoluto de 14-,4 (I1 febrero), un mínimo relativo de -3m,8 (15 mayo), un máximo relativo de 6-,4 (27 julio) y un mínimo absoluto de -16-,4 (4 noviembre). La anulación de E, o sea,t?, = t?,se produce aproximadamente en las fechas: 16 abril, 15 junio, 2 septiembre y 25 diciembre.

Tiempo civil. Recibe el nombre de t. civil local, t., el t. medio local, contado desde el meridiano opuesto al del observador. Es decir,t,= t?, + 12h.

Evidentemente, el t. civil es distinto para cada meridiano, de manera que la diferencia entre los correspondientes a dos meridianos es igual a su diferencia de longitudes. Como referencia universal se ha elegido el meridiano de Greenwich o primer meridiano, y al t. civil de Greenwich se le ha dado el nombre de T. Universal (TU).

Husos horarios, hora legal. Consideremos dividido el globo terráqueo en 24 husos iguales de 15°, y seanmo, MI, - - m23,los meridianos que bisecan cada uno de estos husos. Haciendo coincidir mo con el meridiano de Greenwich y numerandoMI, m2, ..., m23,hacia el E, se puede asignar a cada huso la hora civil de su meridiano central m;. Se tiene, así, el sistema universal de husos horarios, y la diferencia entre las horas de dos regiones o países es un número entero.

La realidad es ligeramente distinta, no sólo porque la definición rigurosa de los husos horarios se acomode mal a algunas fronteras, sino porque existen, a veces, otras razones que lo hacen aconsejable. Así, cada país adopta una hora legal u oficial, si bien no suele diferir mucho de la que le correspondería por el sistema de husos horarios, como puede comprobarse en los anuarios, efemérides, etc.

Año trópico. Calendarios. El año trópico, A,, o simplemente año, es el t. transcurrido entre dos pasos consecutivos del Sol por el punto vernal medio (v. COORDENADAS ASTRONÓMICAS). Si designamos por t el número de años de 365,25 días, contados a partir de 1900 enero, 0 a mediodía medio (o sea el 31 dic. 1899 a medianoche media de Greenwich), la duración del año trópico, en días medios, esAt=365d,24219879-Od,0000000614 t.

Así, pues, el año trópico tiene aproximadamente 365,2422 días medios; por lo cual, si consideramos los años de 365 días, cada cuatro años tendremos 40,2422=0,9688 días de retraso. Esta fracción (casi un día) motivó la introducción de un año bisiesto cada cuatro años (29 febrero), ordenada por Julio César, lo cual constituyó la reforma juliana del calendario (v. CRONOLOGÍA I, 4). La diferencia 0,25-0,2422=0,0078, hace que cada 128 años lleve un día de más, por lo cual el papa Gregorio XIII, en 1582, ordenó que el 5 de octubre se contase como 15 del mismo mes (días que corregían el error acumulado por la reforma juliana) y que, en lo sucesivo, los años acabados en dos ceros sólo fuesen bisiestos si las otras dos cifras constituían un múltiplo de cuatro (reforma gregoriana). De este modo, los años 1700, 1900, 2100, etcétera, no han sido o no serán bisiestos, en tanto que lo han sido o serán los años 1600, 2000, 2400, etc.

Otras definiciones de tiempo. Los astrónomos emplean con frecuencia un conjunto de definiciones, que conviene conocer:1°) Se llama t. sidéreo local al horario del punto vernal, de modo que el intervalo entre dos pasos consecutivos del punto vernal por el meridiano del observador es un día sidéreo.

Como el punto vernal está sujeto a un desplazamiento por precesión y otro por nutación, si el t. sidéreo se tomase con relación al punto vernal verdadero, el t. así definido no sería uniforme. Por esto los relojes sidéreos se arreglan a t. sidéreo medio, que es igual al verdadero menos la nutación.

2°) Se denomina año sidéreo al t. transcurrido entre dos pasos consecutivos del Sol por un mismo punto de la eclíptica.

Teniendo en cuenta la duración del año trópico y la corrección por precesión, para el año sidéreo A,, se obtieneA,=3654,25636042+04,0000000011 t,en días medios. Nótese que en un año la Tierra ha dado una vuelta completa alrededor del Sol, de donde resulta que el año trópico, de 365,2422 días medios, tiene 366,2422 días sidéreos y, por tanto1 día sidéreo= 231, 56m 4,091 de t. medio; o, recíprocamente,1 día medio= 24h 3-56,,555 de t. sidéreo.

3°) En el cómputo de grandes periodos de t. es engorroso tener en cuenta cada una de las reformas del calendario, por lo cual se emplea el periodo juliano (que no debe confundirse con la reforma juliana), propuesto por J. J. Scaliger en 1582. Esta manera de contar los días consiste en tomar como origen el año 4713 a. C., o sea,el año -4712, enero 0 a mediodía, y considerar los años de 365,25 días. Los anuarios o efemérides astronómicas suelen consignar el número de días julianos para el comienzo de cada año e incluso de cada mes.

Tiempo efemérides. Se ha visto que, para llegar a una definición de t. medio o su equivalente TU, es necesario: 1) Tomar unas épocas t,, t2, ... (variable t. de la Mecánica) y por medio de las ecuaciones de la mecánica celeste calcular las posiciones o efemérides S,, S2 ... del Sol verdadero.

2) Corregir estas posiciones mediante la ecuación del t. y obtener las posiciones S?,,, Sm2, ... del Sol medio, que corresponden a unos instantes TU,, TU2, ... de t. universal.

Recíprocamente, a determinados instantes TU,, TU2 --se pueden asignar posiciones del Sol medio y del Sol verdadero y, por tanto, épocas t,, t2, ... La observación del Sol permite comprobar si las posiciones calculadas coinciden con las observadas, y cualquier discrepancia indica algún error en las hipótesis establecidas. Este proceso es aplicable a cualquier otro astro (Mercurio, Venus, la Luna, etc.) cuyo movimiento se conozca con precisión.

En esencia, las posibles causas de error pueden provenir de: a) la falta de uniformidad en la rotación terrestre; b) errores de la teoría, o del cálculo, o de posiciones; c) variaciones en la posición del eje (variación de latitud, etc.). Así, p. ej., si la Tierra "se retrasa" en su movimiento de rotación, los astros citados aparecerán "adelantados" con respecto a las posiciones previstas por cálculo, es decir, presentarán "aceleraciones" imposibles de predecir por la mecánica celeste.

La sugerencia de que la Tierra no tuviese un movimiento rigurosamente uniforme fue hecha por Kant (1754) y Lalande (1764); pero estas sugerencias fueron olvidadas, hasta que Newcomb (v.; 1870) constató el desacuerdo entre las tablas de Hansen y las observaciones lunares. El problema fue estudiado por Brown (1926), de Sitter (1927), Stoyko (1937) y S. Dones (1939), concluyéndose que la Tierra presenta en su rotación los siguientes tipos de variaciones: 1) Seculares, que ocasionan una disminución de la velocidad de rotación, alargando los días, y se deben principalmente al rozamiento de las mareas, sobre todo en los mares poco profundos. 2) Irregulares o fluctuaciones, cuyo origen no es bien conocido, aunque se atribuyen a fenómenos geofísicos. 3) Estacionales, de origen climático, por traslado de hielos, masas de aire, etc., que cambian el momento de inercia terrestre.

Spencer Iones ha comprobado que, contando en siglos julianos de 36.525 días, las longitudes tabuladas por Newcomb representan bien las observaciones de Mercurio, Venus, el Sol y la Luna, si se les aplican correcciones del tipoAL=a+bT+cT2. Entonces, para cada astro,a=2 c/n(n=movimiento medio)será su aceleración secular, que resulta igual a 605 por siglo juliano para el Sol y 595,8 para Mercurio y Venus. Haciendo intervenir las fluctuaciones B, que se estudian mejor en la Luna por su mayor movimiento medio, se ha obtenido la correcciónOT=245,349+7253165 T+295,949 T2+15,821 B,que nos permite definir un t. desprovisto de variaciones seculares y fluctuaciones, al que se denomina t. efemérides (T. E.).

Su implantación como base de las medidas de t. motivó el acuerdo de la Unión Astronómica Internacional (Dublín 1955), que definió el segundo "como la fracción 1/31.556.925,975 de la duración del año trópico de 1900". Con esto, la unidad de t. resulta independiente de la duración de los días o los años, por referirse a un año concreto.

El instante elegido como origen de T. E. es el de enero 0 de 1900 a 12h de T. E., que corresponde al instante en que la longitud del Sol era de 279° 41’48",04 y muy aproximadamente al mediodía medio en Greenwich el 31 dic. 1899.

V. t.: MATERIA II, 1;RELATIVIDAD, TEORÍA DE LA;FÍSICA NUEVA, IDEAS FILOSÓFICAS EN LA, 2; CRONOLOGÍA.

R. CID PALACIOS.

BIBL.: A. DANION, Astronomie Générale, París 1959; E. W. WOOLARD y G. M. CLEMENCE, Spherical Astronomy, Nueva YorkLondres 1966; R. M. ALLER, Introducción a la Astronomía, Madrid 1957; M. M. LORON, Anuario del Observatorio Astronómico de Madrid, Madrid 1957; T. I. Vives, Astronomía de posición. Espacio y Tiempo, Madrid 1971.