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Die Sonnenzeit

Als natürliches Maß für die Zeit bietet sich der Tag an, die scheinbar gleichmäßige Drehung der Erde um ihre Achse. Die Tageslänge wird definiert als die Dauer von einem Durchgang der Sonne durch den Zentralmeridian bis zum folgenden Durchgang, ein Zeitraum, der schon mit den einfachsten Mitteln recht genau zu bestimmen ist. Der Tag wiederum wird unterteilt in 2 mal 12 Stunden, wobei in alten Zeiten die Zeit von Sonnenuntergang bis Sonnenaufgang in 12 Stunden unterteilt wurde, und dann wieder die Zeit von Sonnenaufgang bis Sonnenuntergang. In Abhängigkeit von den Jahreszeiten entstanden dadurch unterschiedlich lange Tag- und Nachtstunden. Solange zu Terminvereinbarungen Schattenlängen benutzt wurden, mochte dies gerechtfertigt gewesen sein. Allmählich setzten sich dann allerdings gleichmäßig lange Stunden durch.

Der Anfang des bürgerlichen Tages wurde unterschiedlich geregelt. Weitgehend durchgesetzt hat sich inzwischen der Tagesanfang um Mitternacht. Bei Kulturen, die sich am Mondkalender orientieren, beginnt der Tag in der Regel bei Sonnenuntergang oder um 18.00 Uhr.

Diese sogenannte "wahre Sonnenzeit" kann man als die natürlichste Zeit für den Menschen betrachten. Sie wird von genau justierten Sonnenuhren angezeigt.

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Die Sternzeit

Sehr viel gleichmässiger als die Sonnenzeit ist die Sternzeit. Sie wird abgeleitet aus der Umdrehung der Erde gegenüber dem Sternenhimmel. Ein Sterntag entspricht dem Zeitraum von einem Durchgang des Frühlingspunktes oder eines Fixsternes durch den Meridian bis zum nächstfolgenden Durchgang. Er ist knapp 4 Minuten kürzer als der Sonnentag, im Laufe eines Jahres ergibt dies genau einen Tag, also jene zusätzliche Umdrehung der Erde auf ihrer jährlichen Bahn um die Sonne.

Ausgangspunkt der Sternzeit ist der Schnittpunkt von Himmelsäquator und Ekliptik. Sie ist somit die auf diesen Punkt bezogene Rektaszension des Zenitpunktes. Die Sternzeit wird daher auch als der Stundenwinkel des Frühlingspunktes bezeichnet. Zu einem bestimmten Zeitpunkt hat sie für alle Beobachter auf gleicher geographischer Länge den gleichen Wert.

Die wechselnden Stellungen von Sonne und Mond bewirken Schwankungen des wahren Frühlingspunkt um den mittleren Schnittpunkt von Äquator und Ekliptik. In Strenge muss daher unterschieden werden zwischen der mittleren und der wahren Sternzeit. Von besonderer Bedeutung wurde die auf den Nullmeridian bezogene Sternzeit, die Greenwich Mean Sideral Time (GMST).

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Mittlere Sonnenzeit

So einfach die wahre Sonnenzeit auch sein mag, einen großen Nachteil hat sie doch: sie ist nicht sehr gleichmäßig. Während sich die Erde einmal um ihre Achse dreht, bewegt sich auch die Sonne auf ihrer Bahn um die Erde ein Stück weiter. Steht nun die Sonne in Erdnähe, so ist ihre Bahngeschwindigkeit größer, sie wird sich in dieser Zeit weiter fortbewegen und der Tag wird dementsprechend länger sein als wenn sie in Erdferne steht und sich demzufolge langsamer bewegt. Auch die Tatsache, daß die Sonne sich bei ihrer scheinbaren Bahn am Himmel je nach Jahreszeit mal über und mal unter dem Himmelsäquator befindet, hat Einfluß auf die Tageslänge.

Um diese Schwankungen auszugleichen wurde die mittlere Sonnenzeit eingeführt. Es ist eine Zeit, die ausgeht von einer sich mit gleichmäßiger Geschwindigkeit auf einer Kreisbahn am Himmelsäquator bewegenden fiktiven Sonne.

   UT: Weltzeit
   T: Zeit in julianischen Jahrhunderten bezogen auf den 1. 1. 2000, 12.00 Uhr UT
   GMST: Greenwich Mean Sideral Time

   T = (JD - 24515454) / 36525
   GMST (UT = 0h) = 24110.54841 sec
                   + 8640184.812866 * T
                   + 0.093104 * T * T
                   - 0.0000062 * T * T * T 

        ca. 11. Februar  + 14 min 14 sec
        ca. 14. Mai      -  3 min 45 sec
        ca. 26. Juli     +  6 min 21 sec
        ca.  3. Novemb.  - 16 min 19 sec

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Greenwich Mean Time (GMT)

Von besonderer Bedeutung war die auf den Null-Meridian bezogene mittlere Zeit, die Greenwich Mean Time (GMT). Immer dann, wenn Angaben allgemein gültig sein sollten, z.B. in astronomischen Jahrbüchern, fand sie Verwendung. Eine allfällige Umrechnung auf Zonenzeiten war ja kein Problem. Sie wurde so zu einer universellen Zeit. Allerdings waren verschiedene Definitionen von GMT in Umlauf. In der Astronomie wurde GMT sogar von Mittag bis Mittag gerechnet.

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Weltzeit (Universal Time, UT)

Wegen all dieser Verwirrungen im Zusammenhang mit GMT wurde daher 1926 wurde daher die Weltzeit (Universal Time, UT) als Ersatz für die GMT eingeführt. Auch von ihr gibt es verschiedene Varianten:

• UT0: Die aus direkter Beobachtung gewonnene und nach der genannten Formel umgerechnete Sternzeit, bezogen auf den Nullmeridian, ergibt UT0 (UT-zero)

• UT1: Infolge der Polschwankungen der Erde variiert die Differenz der geographischen Längen zum Nullmeridian. Berücksichtigt man diese Polschwankungen erhält man UT1. Wenn in der Literatur von UT gesprochen wird, ist in der Regel UT1 gemeint.

• UT2: Berücksichtigt man noch die wichtigsten nichtsäkularen Schwankungen der Erdrotation erhält man UT2, die wohl gleichförmigste Skala für Zeiten, die durch die Erdrotation definiert sind.

Der Unterschied zwischen den verschiedenen Weltzeiten liegt im Bereich von Millisekunden.

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Ephemeridenzeit (ET)

Alle bisher genannten Zeiten sind definiert in Abhängigkeit zur Dauer der Erdrotation. Diese ist allerdings nicht konstant. Zum einen ist sie kurzfristigen Schwankungen unterworfen, zum anderen verlangsamt sie sich stetig. Jede Zeitskala, die auf der Erdrotation basiert, muss daher unregelmässig sein. Physiker und Astronomen standen somit vor der Notwendigkeit, ein absolut gleichförmiges Zeitmaß zu finden. Dies führte zur Einführung der Ephemeridenzeit. Nach der in anderem Zusammenhang bereits genannten Formel von Newcomb [siehe: Die Akzeleration] läßt sich die mittlere Länge der Sonne L wie folgt bestimmen:

L = 279.6966778° + 36000° * T + 2768.13" * T + ......

T ist hier die Zeit in julianischen Jahrhunderten seit dem 0. 1. 1900, 12.00 Uhr.

Hieraus ist zum einen zu sehen, daß die Sonne am 31. Dezember 1900 um 12.00 Uhr eine mittlere Länge von 279.6966778° hatte. Wichtiger in diesem Zusammenhang ist allerdings, daß diese Formel zeigt, daß die Sonne in 100 julianischen Jahren, d.h. in 36525 Tagen, 100 mal einen Kreis von 360° zurücklegt und zusätzlich noch 0.768925°. Mit einer einfachen Dreisatzrechnung läßt sich nun die genaue Dauer einen Sonnenumlaufs von 360°, d.h. eines tropischen Jahres, bezogen auf die Verhältnisse des 0. Januars 1900 feststellen:

        36525 Tage gleich 3 155 760 000 Sekunden  entsprechen 36 000.768925 Grad
        x     Sekunden entsprechen 360 Grad
        x  =  31 556 925. 9747 Sekunden

Diese Relation bildet nun die Definition der Ephemeridensekunde. Sie ist der 31 556 925.9747ste Teil des Tropischen Jahres, bezogen auf die Verhältnisse des genannten Datums. Diese Sekunde wurde sozusagen für alle Zeiten fest eingefroren und bildet nun die Einheit der Ephemeridenzeit, die den meisten astronomischen Formeln zugrunde liegt. Sie wurde so gelegt, daß 1900 Ephemeridenzeit und Weltzeit nahezu übereinstimmen.

Aus dieser Beziehung läßt sich auch die Dauer des tropischen Jahres zu diesem Zeitpunkt feststellen: 365^d 5^h 48^m 45.97^s.

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Die Internationale Atomzeit (Temps Atomique International, TAI)

Für die immer exakter werdenden Forschungen der Physiker erwies sich die aufgezeigte Definition einer gleichmäßigen Zeit im Laufe der Jahrzehnte als nicht sehr genau und praktikabel. Im Jahre 1967 beschloss die 13. Internationale Generalkonferenz für Masse und Gewichte die Einführung einer Atomsekunde, die folgendermaßen definiert ist:

Eine Sekunde ist das 9 192 631 770-fache der Periodendauer der dem Übergang zwischen den beiden Hyperfeinstrukturniveaus des Grundzustandes von Atomen des Nuklids Caesium 133 entsprechenden Strahlung.

Damit wurde die Zeit erstmals in das Internationale System der Masse und Gewichte (SI) aufgenommen.

Diese so definierte SI-Sekunde bildet die Einheit der 1972 eingeführten Atomzeit (TAI). Die Atomsekunde war so festgelegt worden, dass sie praktisch die gleiche Dauer wie die Ephemeridensekunde hat. Andererseits wurde die Atomzeit so eingerichtet, dass sie am 1. Januar 1958 mit der Weltzeit (UT) übereinstimmte. Ephemeridenzeit und Atomzeit unterscheiden sich daher um einen konstanten Faktor.

ET = TAI + 32.184 sec.

Rund 200 Atomuhren, verstreut über die gesamte Erdoberfläche, melden derzeit ihre Messergebnisse dem Bureau International des Poid et Mesures (BIPM) in Sevres, Frankreich. Dort wird dann die genaue Atomzeit berechnet.

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Dynamische Zeiten

TDT, TDB
Nach den Erkenntnissen der Relativitätstheorien ist die Zeit keine unabhängige Grösse sondern steht immer in Relation zu einem Bezugssystem. Diese relativistischen Effekte berücksichtigen die 1984 eingeführten Dynamischen Zeiten, die sich auf die dynamischen Gesetze der Planetenbewegungen im Sonnensystem beziehen, die wiederum auf der Definition eines Koordinaten- bzw. Bezugssystems beruhen. Bei der Terrestrial Dynamical Time (TDT) dient die Erde als Bezugskörper, der Bezugspunkt der Baryzentric Dynamical Time (TDB) ist der Schwerpunkt des Sonnensystems. Sie weicht von der TDT um nicht mehr als 0.002 sec ab.

Diesen dynamischen Zeiten liegt als Einheit die SI-Sekunde zugrunde. Sie lösten die Ephemeridenzeit als Grundlage der Zeitrechnung ab. Im Interesse einer Kontinuität zwischen Ephemeridenzeit und Dynamischer Zeit wurde die Differenz zur Atomzeit ebenfalls auf 32.184 Sekunden festgelegt:

TDT = ET = TAI + 32.184 sec

Weitere Dynamische Zeitskalen
Im Jahre 1991 wurden von der Internationalen Astronomischen Vereinigung (IAU) die dynamischen Zeitskalen weiter präzisiert:

• Terrestrial Time (TT), eine dynamische Zeit, bezogen auf die Erdoberfläche. Sie ist identisch mit TDT.
• Geocentric Coordinated Time (TCG), bezogen auf den Mittelpunkt der Erde.
• Barycentric Coordinated Time (TCB), bezogen auf das Schwerkraftzentrum des Sonnensystems.

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Die koordinierte Weltzeit (Universal Time Coortinated, UTC)

Zum Abschluss nun endlich die Zeit, die heute eine genau gehende Uhr (z.B. eine Funkuhr) anzeigt, die koordinierte Weltzeit (UTC). Die Dauer der Sekunde ist gleich der Atomsekunde, mit der Atomzeit läuft sie also im gleichen Takt. Andererseits weicht sie von der Weltzeit (UT) um nicht mehr als 0.9 Sekunden ab. Dies wird erreicht durch Schaltsekunden, die bei Bedarf Ende Juni oder Ende Dezember eingefügt werden. Atomzeit und koordinierte Weltzeit unterscheiden sich also immer um eine volle Anzahl von Sekunden.

Die Zeitzonen

Ist die Uhrzeit definiert in Abhängigkeit vom Sonnenstand, so kann sie nur für eine bestimmten Ort beziehungsweise für alle Orte, die mit diesem auf dem gleichen Längengrad liegen, gelten, ist also immer eine lokale Zeit. Bis ins 19. Jahrhundert wurde dies auch als natürlich und selbstverständlich betrachtet. Bei immer besser werdenden Kommunikationsmöglichkeiten und immer schneller werdenden Verkehrsverbindungen brachte die Vielzahl lokaler Zeiten jedoch Probleme. Man stelle sich nur vor, wie verwirrend es gewesen sein musste, wenn z.B. auf dem Wiener Bahnhof ein Zug aus St. Peterburg mit dortiger Ortszeit, ein Zug aus Berlin mit Berliner Ortszeit und noch weitere Züge aus anderen Regionen mit ihren jeweiligen Ortszeiten einliefen.

Im 19. Jahrhundert wurden zuerst in einer Reihe von Ländern einheitliche Landeszeiten eingeführt, die sich nach der Ortszeit der jeweiligen Hauptstadt richteten. Gegen Ende dieses Jahrhunderts führten dann die meisten Länder eine Zonenzeit ein. Die einzelnen Zonen differieren um je eine volle Stunde, in Ausnahmefällen auch einmal um eine halbe Stunde, ihre Grenzen gehen in der Regel mit den Staatsgrenzen konform. Lediglich in Staaten, die über eine grosse Ost-Westausdehnung verfügen, finden sich mehrere Zonen. So gilt in dem Vereinigten Königreich von Grossbritannien und Nordirland die westeuropäische Zeit, die sich nach dem Null-Meridian richtet. Gemeinhin wurde sie als Greenwich Mean Time (GMT) bezeichnet, nach dem Londoner Stadtteil, in dem die Sternwarte liegt, durch die der Null-Meridian geht. Die in Deutschland gültige Normalzeit, die Mitteleuropäische Zeit (MEZ, CET, Central European Time), entspricht der Zeit des 15. östlichen Längengrades, der Deutschland allerdings nur am Rande (bei Görlitz) berührt. MEZ = GMT + 1 Stunde. Die in der Türkei geltende Normalzeit, die Osteuropäische Zeit, differiert um zwei Stunden von der GMT, in Persien unterscheidet sich die Normalzeit um dreieinhalb Stunden von GMT. Im Deutschen Reich ist die Mitteleuropäische Zeit seit dem 1. April 1893 die verbindliche Normalzeit.

Sommerzeit

Zur Einsparung von Energie oder mit anderen Begründungen wurden in einigen Staaten immer wieder, besonders häufig in Kriegszeiten, eine Sommerzeit eingeführt, in der dann die Uhren gegenüber der Normalzeit um eine Stunde vorgestellt wurden.

Die lange Zeit in der Sovietunion geltende "Dekretzeit" (nach einem Dekret Stalins) verschob die Zeit sogar um zwei Stunden bezogen auf die jeweilige Zonenzeit in diesem grossen Reich, entsprach also einer doppelten Sommerzeit.

Sommerzeiten in Österreich

Durch die Richtlinie 2000/84/EG des Europäischen Parlamentes wurde die Sommerzeit für alle Länder der Europäischen Union eingeführt. Sie beginnt am letzten Sonntag im März um 1.00 Uhr UTC, das entspricht 2.00 Uhr MEZ und endet am letzten Sonntag im Oktober um 1.00 Uhr UTC, das entspricht 3.00 Uhr MESZ. Internetlink

Die Uhrzeiten der Tabellen sind wie folgt zu verstehen:
Am 31. März 1996 ist der Zeitpunkt 2.00 Uhr MEZ ist identisch mit dem Zeitpunkt 3.00 Uhr MESZ oder 1.00 Uhr Weltzeit
Am 31. Oktober 1996 ist der Zeitpunkt 3.00 Uhr MESZ ist identisch mit dem Zeitpunkt 2.00 Uhr MEZ oder 1.00 Uhr Weltzeit

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Schlussbemerkung

Der vorstehende Überblick über Zeitskalen will und kann nicht in Konkurrenz treten mit Veröffentlichungen von Physikern und Astronomen. Er stellt lediglich den Versuch dar, verschiedene Zeitsysteme, auf die auch in chronologischen Abhandlungen immer wieder hingewiesen wird, in einfacher und populärer Form vorzustellen.

Da in Fragen der Chronologie eine übergrosse Genauigkeit meist nicht erforderlich ist, können folgende Zeiten gleichgesetzt werden:

• GMT, UT (auch UT0, UT1, UT2), UTC
• ET, TDT, TDB, TT, TCG, TCB

• TAI = ET - 32.184 Sekunden
• Zur Differenz zwischen ET und UT siehe den Artikel Die Akzeleration

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Literatur und Links

Genauere Definitionen der verschiedenen Zeitsysteme finden sich u. a. in :"Explanatory Supplement to the Astronomical Almanac, edited by P. K. Seidelmann.[Seidelmann 1992]

Die mathematischen Gleichungen wurden entnommen dem Werk von Oliver Montenbruck: Grundlagen der Ephemeridenberechnung, eine auch für Laien verständliche Einführung in die Gesetze der Himmelsmechanik. [Montenbruck1987]

Grundsätzlich sei ferner verwiesen auf folgende Internetseiten:

Bureau International des Poids et Mesures

http://www.bipm.fr/

Physikalisch Technische Bundesanstalt

http://www.ptb.de/

U.S.Naval Observatory

http://tycho.usno.navy.mil/

Mess- und Eichwesen in Österreich

http://www.metrologie.at/

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