Zeitmessung und Kalenderwesen zählen mit zu den ältesten
Zweigen der Astronomie. Bis in die jüngste Vergangenheit gab
es keine irdische Methode der Zeitmessung, die es bezüglich
der Genauigkeit mit den Zeitbestimmungen aufnehmen konnte,
die sich aus der Beobachtung des Sonnen- und Planetenlaufes
ergeben. Alle dem Menschen natürlich erscheinenden
Zeiteinheiten sind durch astronomische Phänomene bestimmt:
Das Jahr durch den Umlauf der Erde um die Sonne und den daraus
folgenden Ablauf der Jahreszeiten, der Monat durch die Bewegung
des Mondes um die Erde und den Wechsel der Mondphasen, der Tag
durch die Drehung der Erde um sich selbst und den Tag- und
Nachtwechsel.
Bei höheren Ansprüchen an die Genauigkeit zeigt sich aber,
daß die Festlegung der Zeiteinheiten nicht unproblematisch
ist. Zum einen ergeben sich Mehrdeutigkeiten wie z.B. bei
der Definition einer Umdrehung oder eines Umlaufs, zum anderen
erweisen sich einige der zugrundeliegenden astronomischen
Abläufe als ungleichförmig. Ein schon seit Jahrtausenden
bekanntes Problem besteht in der Nichtkommensurabilität von
Tag, Monat und Jahr. Weder läßt sich das Jahr präzise durch
eine ganze Anzahl von Monaten oder Tagen ausdrücken, noch
enthält ein Monat eine ganze Zahl von Tagen. Zur Lösung der
skizzierten Probleme sind eine Vielzahl von Zeitskalen und
Kalender entwickelt worden, deren wichtigste im folgenden
beschrieben werden sollen.
Die Sternzeit wird aus der Umdrehung der Erde gegenüber dem
Hintergrund der in großer Entfernung stehenden Sterne
abgeleitet, kann also aus nächtlichen Beobachtungen des
Sternenhimmels bestimmt werden. Einen Sterntag definiert
man in erster Näherung als die Zeitspanne zwischen zwei
aufeinanderfolgenden Meridiandurchgängen eines Sterns.
Dabei ist der Meridian eines Beobachtungsortes der Großkreis
auf der Himmelskugel, der durch die beiden Himmelspole und
durch den Zenit des Beobachtungsortes geht. Anders ausgedrückt
ist der Meridian der vom Erdmittelpunkt aus auf die Himmelskugel
projizierte Längenkreis des Beobachtungsortes. Der
Meridiandurchgang ist daher die präzisierte Festlegung des
Zeitpunktes, zu dem umgangssprachlich "der Stern genau im Süden
steht" (zumindesten für Beobachter auf der Nordhalbkugel der Erde).
Die Dauer eines Sterntages in Einheiten der Weltzeit beträgt
23h 56m 04.0905s.
Um die Länge eines Sterntages präziser zu definieren und
auch um für die Sternzeit einen Nullpunkt der Zeitzählung
festlegen zu können, müssen zunächst die Begriffe
'Stundenwinkel', 'Ekliptik', 'Himmelsäquator' und
'Frühlingspunkt' erläutert werden. Durch einen beliebigen
Punkt des Himmels -- z.B. den Ort eines Sterns -- und die
beiden Himmelspole läßt sich eindeutig ein weiterer
Großkreis festlegen, der i.a. nicht mit dem Meridian
zusammenfällt, sondern diesen an den Himmelspolen schneidet.
Der Schnittwinkel wird als Stundenwinkel bezeichnet. Er wird
allerdings üblicherweise nicht im Gradmaß angegeben, sondern
in Stunden, Minuten und Sekunden (daher der Name). Der
Vollkreis von 360 Grad entspricht dabei exakt 24 Stunden.
Infolge der Erdrotation wächst der Stundenwinkel während
eines Sterntages um 24 Stunden.
Der Himmelsäquator ist die Menge aller Punkte der Himmelskugel,
die 90 Grad von beiden Himmelspolen entfernt sind, oder auch
der vom Erdmittelpunkt her an die Himmelskugel projizierte
Erdäquator. Die Ekliptik ist die Bahn, die die Sonne im Laufe
eines Jahres zwischen den Sternen zieht. Himmelsäquator und
Ekliptik fallen nicht zusammen (eine Folge der Schrägstellung
der Erdachse), sondern schneiden sich in zwei Punkten, deren
einer als Frühlingspunkt bezeichnet wird.
Als 0 Uhr Sternzeit wird nun der Meridiandurchgang des
Frühlingspunktes definiert, was sich verallgemeinern läßt
zur Feststellung: 'Die Sternzeit ist der Stundenwinkel des
Frühlingspunktes.' Der Frühlingspunkt ist natürlich ein
fiktiver Punkt auf der Himmelskugel und läßt sich deshalb
nicht direkt beobachten. Aus den bekannten Koordinaten
beobachteter Sterne kann aber auf die Lage des Frühlingspunkts
geschlossen werden. Aus dem oben gesagten wird auch deutlich,
daß ein Sterntag die Zeitspanne zwischen zwei Meridiandurchgängen
des Frühlingspunktes ist. Nach dieser endgültigen Definition ist
der Sterntag um rund 9 Millisekunden kürzer als nach der eingangs
vorgestellten Definition, eine Folge der Tatsache, daß der
Frühlingspunkt sich wegen der Präzession der Erdachse gegenüber
den Sternen verschiebt.
Wegen des Bezugs auf den Meridian führt die obige Definition zu
einer Sternzeit, die ortsabhängig ist. Um auf eine weltweit
einheitliche Sternzeit zu kommen, bezieht man sich auf den
Meridian von Greenwich und bezeichnet die so erhaltene Zeitskala
als 'Greenwich Mean Siderial Time' (GMST). Um zwischen GMST und
der lokalen Sternzeit umrechnen zu können, muß die geographische
Länge des Beobachtungsortes bekannt sein.
Die Bedeutung der Sternzeit liegt zum einen in der Möglichkeit,
aus ihr und den Koordinaten eines Sternes (speziell der Rektaszension)
den Stundenwinkel und damit die momentane scheinbare Position des
Sternes zu errechnen (die sich ja wegen der Erdrotation ständig
ändert). Zum anderen bildet die Sternzeit eine der Grundlagen
der Weltzeit UTC.
Die Sonnenzeit orientiert sich an der Dauer der scheinbaren
Umdrehung der Sonne um die Erde. Als wahrer Sonnentag wird
die Zeitdauer zwischen zwei Meridiandurchgängen der Sonne
bezeichnet, lax ausgedrückt also "von Mittag zu Mittag".
In Wahrheit spiegelt sich in dieser Bewegung nur die Drehung
der Erde um sich selbst. Weil allerdings im Laufe eines Tages
die Erde auch einen beträchtlichen Teil ihres Umlaufs um die
Sonne zurücklegt, dauert eine vollständige Erddrehung
bezüglich der Sonne länger als eine vollständige Drehung
bezüglich der Sterne. Daher ist ein wahrer Sonnentag auch
um etwa 4 Minuten länger als ein Sterntag.
Der Bezugspunkt der wahren Sonnenzeit kann auch wieder durch den
Stundenwinkel ausgedrückt werden. Allerdings soll die Uhrzeit
beim Meridiandurchgang der Sonne 12 Uhr betragen, daher ergibt
sich die wahre Sonnenzeit als Stundenwinkel der Sonne plus
12 Stunden.
Eine Sonnenuhr zeigt die wahre Sonnenzeit an.Die Dauer des wahren Sonnentages variiert aber jahreszeitlich. Das ist eine Folge sowohl der Exzentrizität der Erdbahn als auch der Schiefe der Ekliptik (die Schrägstellung der Erdachse). Zum einen werden nach dem zweiten Keplerschen Gesetz (dem Flächensatz) verschiedene Teile der ellipsenförmigen Erdbahn unterschiedlich schnell durchlaufen, so daß auch die Sonne sich unterschiedlich schnell zwischen den Sternen bewegt. Zum anderen würde aber auch bei exakter Kreisform der Erdbahn sich die Sonne nur gleichförmig auf der Ekliptik bewegen, nicht aber ihre Projektion auf den Himmelsäquator. Im Frühjahr und im Herbst bewegt sich die Sonne in der Nähe der Schnittpunkte zwischen Ekliptik und Himmelsäquator. Ihre Bewegung von Tag zu Tag verläuft daher schräg zum Himmelsäquator, die auf den Äquator projizierte Bewegung ist folglich reduziert. Im Sommer und Winter hingegen bewegt sich die Sonne nahe den Scheitelpunkten der Ekliptik und damit parallel zum Äquator, wodurch ihre projizierte Geschwindigkeit groß ist. Beide Effekt haben letztlich zur Folge, das die genaue Länge der etwa 4minütigen Korrektur zum Sterntag schwankt. Die Schiefe der Ekliptik hat dabei den etwas größeren Einfluß.
~ 11.Feb ~ 14.5 min ~ 14.Mai ~ 4 min ~ 26.Jul ~ 6.4 min ~ 3.Nov ~ 16.3 minDie Zeitgleichung bewirkt auch asymmetrische Verschiebungen von Sonnenauf- und -untergangszeiten. So findet z.B. der früheste Sonnenuntergang nicht bei der Wintersonnenwende am 22.Dez. statt, sondern etwa 11 Tage zuvor. Der späteste Sonnenaufgang kommt dagegen rund 10 Tage nach der Wintersonnenwende. Aus demselben Grund sind Vor- und Nachmittag auch bei den Tag- und Nachtgleichen am 21.März und 23.Sep. nicht gleich lang.
Weltzeit(Universal Time UT), Greenwich-Zeit
Die Weltzeit oder Universal Time (UT) wurde 1926 als Ersatz für
die Greenwich Mean Time (GMT) eingeführt. Zur dieser Zeit waren
mehrere, zum Teil deutlich unterschiedliche Bedeutungen von GMT
im Gebrauch. Der dadurch eigentlich unbrauchbar gewordene Begriff
wurde deshalb fallengelassen und durch eine präzisere Festlegung
von UT ersetzt.
UT ist für meisten praktische Belange gleichzusetzen mit der mittleren
Sonnenzeit bezogen auf den Nullmeridian von Greenwich. UT verhält
sich damit zur mittleren Sonnenzeit wie Greenwich Mean Siderial Time
zur lokalen Sternzeit. Grundsätzlich ist UT aber keine Sonnenzeit
in dem Sinne, daß die beobachtete Sonnenposition zur Festlegung
dieser Zeit dienen würde. Dazu ist die erreichbare Genauigkeit
bei der Messung der Sonnenposition viel zu gering. Stattdessen
wird UT aus der weit präziser meßbaren Sternzeit durch eine
festgelegte mathematische Formel abgeleitet. In diese Formel geht
das bereits bekannte Wissen um die Form der Erdbahn ein, mit dessen
Hilfe man die Position der fiktiven mittleren Sonne berechnen kann.
Letztlich sind also UT und Sternzeit nicht zwei voneinander
unabhängige Zeitskalen, sondern lediglich Ausprägungen einer
einzigen Skala mit allerdings unterschiedlich langen Zeiteinheiten.
Bei genauerer Betrachtung muß die Weltzeit UT noch weiter
differenziert werden. Die direkt aus der Beobachtung
abgeleitete Sternzeit, umgerechnet auf den Nullmeridian und
der Transformationsformel auf UT unterworfen, liefert die Zeit
UT0. Wegen der Polschwankungen der Erde variiert aber die
Differenz der geographischen Längen von Beobachtungsort und
dem Nullmeridian, so daß die pauschal vorgenommene Umrechnung
auf den Nullmeridian fehlerbehaftet ist. Wird die Polschwankung
berücksichtigt, so erhält man die Zeit UT1. Diese Zeitskala
ist damit für alle Beobachtungsorte auf der Erde konsistent.
Sie ist allerdings bekanntermassen immer noch ungleichförmig,
weil die Rotationsgeschwindigkeit der Erde ebenfalls variiert.
Eine Korrektur von UT1 um die stärksten und regelmäßigsten
Schwankungen liefert die Zeit UT2. Diese Korrektur beträgt
maximal +/- 30 Millisekunden. UT2 stellt die gleichförmigste
Zeitskala dar, die sich auf der Grundlage der Erdrotation
vorhersagen läßt. Sie hat allerdings wegen der Verfügbarkeit
deutlich genauerer und leicht zugänglicher Zeitstandards
(Atomuhren) kaum einen praktischen Nutzen, so daß die in der
Astronomie meistgebräuchliche Weltzeit die UT1-Skala ist.
UT1 bietet den Vorteil, den Sonnenstand ausreichend präzise
vorhersagen zu können. Dem steht als Nachteil entgegen,
daß die Dauer der aus UT1 abgeleiteten Sekunde merkbar schwankt
(wegen der unregelmäszlig;igen Erdrotation).
Daher wurde mit der Coordinated Universal Time (UTC) eine neue
Zeitskala definiert, deren Zeiteinheit die SI-Sekunde --
realisiert durch Atomuhren -- ist. Außerdem gilt, daß die
Differenz UTC - UT1 dem Betrage nach nicht größer als 0.9 Sekunden
sein soll. Damit bietet UTC sowohl eine hochkonstante Zeiteinheit
als auch Übereinstimmung mit dem Sonnenlauf. Aus diesem Grunde
ist UTC heute die Grundlage aller bürgerlichen Zeitrechnung.
Sie wird über Zeitsender und andere Zeitdienste öffentlich
verbreitet. Mit übertragen wird auch die extrapolierte
augenblickliche Differenz DUT1 = UTC - UT1. (Diese Differenz
muß extrapoliert werden, weil UT1 aus Beobachtungen erschlossen
werden muß und die Berechnung und Verbreitung dieser Zeit nicht
augenblicklich erfolgen kann.)
Weil UTC genau wie die Atomzeit TAI auf der SI-Sekunde basiert,
laufen diese beiden Zeitskalen im Prinzip synchron zueinander.
Weil die SI-Sekunde aber nicht mit der UT1-Sekunde übereinstimmt,
driftet UTC gegenüber UT1. Um die oben genannte Bedingung bzgl.
UTC-UT1 einzuhalten, müessen gelegentlich Schaltsekunden in UTC
eingefügt oder ausgelassen werden. Das geschieht -- wenn nötig
-- am 30.Jun oder 31.Dez. am Ende der letzten Minute des Tages.
Zur Zeit müssen etwa zwei Schaltsekunden in drei Jahre eingefügt
werden. Über die Notwendigkeit einer Schaltsekunde entscheidet
-- nach Absprache mit verschiedenen Zeitdiensten -- das Bureau
International de l'Heure (BIH) in Paris.
Schaltsekunden sind nicht bedingt durch die säkulare Verlangsamung
der Erdrotation (die weniger als 2 Millisekunden in 100 Jahren beträgt),
sondern durch irreguläre Schwankungen der Erdrotation und die Tatsache,
daß die Definition der SI-Sekunde letztlich auf die Dauer des Jahres
1900 zurückgeht, welches unterdurchschnittlich lang war.
Die Einrichtung von Zeitzonen trägt der Tatsache Rechnung, daß
zu einem gegebenen Zeitpunkt an einem Ort auf der Erde die Sonne
aufgehen, an einem anderen Ort im Mittag stehen und an einem
dritten Ort untergehen kann. Es macht daher aufgrund der
astronomischen Gegebenheiten Sinn, an verschiedenen Orten der Erde
unterschiedliche bürgerliche Zeitrechnungen zu verwendet.
Letztlich ist aber die Annahme einer lokalen Zeitrechnung eine
politische Entscheidung und wird daher auch in den einzelnen
Staaten der Erde unterschiedlich gehandhabt.
Eine Zeitzone ist ein Gebiet gleicher bürgerlicher Zeitrechnung,
das i.a. an einem geographischen Längenkreis ausgerichtet ist.
Die lokale Zeit einer Zeitzone unterscheidet sich in der Regel
um eine ganze Stundenzahl von der Weltzeit UTC, es kommen aber
auch vereinzelt andere Differenzen vor. Die Differenz 'Ortszeit'
minus 'Weltzeit' ist positiv für Zeitzonen östlich des
Nullmeridians und negativ für westliche Zeitzonen (vgl.
Zeitzonenkarte (230 kb)).
Häufig erwähnte Zeitzonen sind:
Im Systeme International der Maßeinheiten ist die SI-Sekunde
definiert als 9 192 631 770 Schwingungen eines
Hyperfeinstrukturübergangs im Grundzustand von Cäsium-133. Die
Dauer der SI-Sekunde wurde so gewählt, daß sie bestmöglichst
mit der bis dahin gebräuchlichen Ephemeridensekunde übereinstimmt.
Die SI-Sekunde definiert lediglich eine abstrakte Atomzeit. Um zu
einer praktisch nutzbaren Zeitskala zu gelangen, benötigt man
Geräte, die die SI-Sekunde zu realisieren versuchen. Diese Geräte
werden Atomuhren genannt. Reale Atomuhren stimmen nicht vollständig
miteinander überein. Daher wird für die Definition der Atomzeit
TAI (frz. Temps Atomique International) der gewichtete Mittelwert
vieler Atomuhren -- verstreut in verschiedenen Labors auf der
gesamten Erde -- verwendet. TAI ist die z.Z. beste Realisation
einer auf der SI-Sekunde basierten Zeitskala mit einer relativen
Genauigkeit von +/- 2*10^-14 (Stand von 1990).
Nach der Allgemeinen Relativitätstheorie hängt die gemessene
Zeit vom Ort auf der Erde ab (genauer von der Höhe) und auch von der
räumlichen Geschwindigkeit der Uhr. TAI bezieht sich deshalb auf
einen Meßort auf Meereshöhe, der sich mit der Erde mitdreht.
Ephemeridenzeit, Dynamische Zeiten (TDT, TDB)
Ephemeriden sind die Tabellen, in denen die Positionen von Sonne,
Erdmond, Planeten und deren Monden zu verschiedenen Zeitpunkten
aufgeführt sind. Früher wurden die Positionen in Abhängigkeit
von der Weltzeit (damals Greenwich Mean Time) tabelliert, was aber
immer wieder zu Problemen -- insbesondere bei der Vorhersage der
Erdmondbewegung -- führte. Schließlich erkannte man (um 1930),
daß die Erdrotation unregelmäßig und jede daraus abgeleitete
Zeitskala deshalb ungleichförmig ist. Die Anwendung dynamischer
Bewegungsgesetze wie zum Beispiel der Newtonschen Kraftgesetze
setzt aber eine gleichförmig verlaufende Zeit als unabhängige
Variable voraus. Die Ephemeridenzeit (ET, für Ephemeris Time)
wurde deshalb in der Folge definiert als die Zeitskala, mit der
die Bewegungsgesetze zusammen mit dem Newtonschen Schwerkraftgesetz
die Ephemeriden korrekt voraussagen, und wird folglich als Argument
in den Ephemeridentafeln aufgeführt. Eine Bestimmung der
aktuellen ET wird also durch Vergleich der beobachteten Positionen
der Himmelskörper mit den Ephemeriden bewerkstelligt.
Formal wurde ET durch die Newcombsche Theorie der Sonne definiert.
1958 legte die Internationale Astronomische Union (IAU) auf ihrer
10. Generalversammlung fest, daß
Die Julianische Tageszahl -- oder einfacher der Julianische Tag --
ist eine fortlaufende Zählung der Tage, beginnend mit dem Tag 0,
der am 1. Januar 4713 v.Chr. (im proleptischen Julianischen Kalender)
um 12 Uhr Mittags begann. Dementsprechend beginnt ein neuer
Julianischer Tag auch immer um 12 Uhr Mittags, was ursprünglich
für die europäische Astronomie den Vorteil besaß, daß alle
Beobachtungen einer Nacht an einem einzigen Julianischen Tag
stattfanden. Diese Eigenschaft ist heute unwesentlich.
Die Julianische Tageszählung läßt sich durch Anhängen des seit
12 Uhr Mittags verflossenen Tagesbruchteils leicht zu einer genauen
Zeitangabe erweitern. So bezeichnet JD 2 451 605 den Tag, der am
1.März 2000 um 12 Uhr beginnt, während JD 2 451 605.25 den Zeitpunkt
um 18 Uhr desselben Tages bestimmt. Diese Erweiterung wird in vielen
Quellen als Julianisches Datum bezeichnet (so z.B. im Astronomischen
Almanach). Andere Quellen möchten den Gebrauch dieses Begriffs auf
Datumsangaben im Julianischen Kalender begrenzen, um Verwechslungen
vorzubeugen. Diese Begriffstrennung hat sich bislang nicht durchsetzen
können.
Julianische Tage wurden früher in der Regel (sofern nichts anderes
spezifiziert wurde) nach mittlerer Sonnenzeit gezählt, heute nach UT.
Alternativ wurden Angaben auch in Ephemeridenzeit gemacht, was durch
die Bezeichnung JED oder JDE gekennzeichnet wurde. Auch heute ist
gelegentlich sinnvoll, Julianische Tage in einer anderen als der
UT-Skala anzugeben. Die verwendete Zeitskala ist dann an die
Zeitangabe anzuhängen, z.B. als JD 2 451 545.0 TDT für den 1.Januar
2000, 12 Uhr Mittags nach TDT-Zeit.
Häufig finden sich auch Zeitangaben in einem Modifizierten
Julianischen Datumsformat (MJD). Die gebräuchlichste Definition
eines MJD folgt aus
MJD = JD - 2 400 000.5der Nullpunkt liegt daher beim 17.November 1858 um 0 Uhr (!) Weltzeit. Andere Definitionen existieren allerdings auch, so daß bei der Verwendung von Daten in MJD Vorsicht geboten ist. Aus diesem Grunde wird MJD auch von der Internationalen Astronomischen Union nicht anerkannt.
Die folgende Liste nennt Bücher mit unterschiedlichem Anspruch
an Vorbildung und Lernwilligkeit. Sie beginnt mit mehr allgemeinen
oder populärwissenschaftlichen Büchern und endet mit
schwergewichtigen Werken für den Spezialisten.
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