Quelltext der Seite Zeitbestimmung (Astronomie)

Der Begriff der '''Zeitbestimmung''' wird in der [[Astronomie]] und [[Astrogeodäsie]] als Äquivalent zu jenem der astronomischen [[Ortsbestimmung]] verstanden.

Während bei der Ortsbestimmung – zutreffender: Bestimmung der [[geografische Koordinaten|geografischen]] bzw. [[Astronomische Breite|astronomischen Breite]] und [[Astronomische Länge|Länge]] – die Positions- und [[Winkelmessung]] im Vordergrund steht, ist es bei der Zeitbestimmung die präzise Beobachtung von [[Sterndurchgang|Sterndurchgängen]]. Als Zeit wird hier die [[Sternzeit]] des [[Standort]]es (des Observatoriums) verstanden, die sog. ''Ortssternzeit'' Θ. Sie entspricht der [[Rektaszension|RA]]-Koordinate all jener Sterne, die im Moment durch die [[Meridianebene]] des Beobachters gehen. Sterne außerhalb des Meridians werden durch ihren momentanen [[Stundenwinkel]] (siehe unten) charakterisiert, der sich infolge der [[Erdrotation]] um 15,04107° pro Stunde ändert (1 Erddrehung in 23:56:04,091 Stunden).

== Geschichte ==
Bereits der griechische Dichter [[Hesiod]] (Bauer im böotischen Dorf Askra, um 700 v.&nbsp;Chr.) beschreibt die richtigen Zeitpunkte für Aussaat, Ernte, Seefahrt usw. mittels Sternphasenerscheinungen, wie [[Morgenerst und Morgenletzt]].<ref name="Sternwarte_Recklinghausen" /> Im alten Ägypten erfolgten analoge Festlegungen durch den [[heliakisch]]en Aufgang des [[Sirius]], mit dem sich die alljährliche [[Nilüberschwemmung]] ankündigte.

Die genaue [[Uhrzeit]] war hingegen im antiken [[Alltag]] nicht von Bedeutung. Es genügte eine Stundenzählung ab [[Sonnenaufgang]] – entweder als [[temporale Stunden]] (je 12 für Tag und Nacht) oder später als gleichmäßige [[babylonische Stunden]]. In manchen Kulturen zählte man auch nach Sonnenuntergang ([[italienische Stunden]]). Diese Zeitbestimmungen erfolgten mit einfachen [[Sonnenuhr]]en oder mit dem [[Gnomon]]. Für kürzere Zeitintervalle wurden [[Wasseruhr|Wasser-]] oder [[Sanduhr]]en verwendet. Genauere Methoden kannten lediglich die [[Priesterastronom]]en und [[Wissenschaftler]], von denen vor allem das [[Astrolabium]] zur Messung und Berechnung von Gestirnshöhen und vereinzelt das [[Nokturnal]] am Großen oder Kleinen Wagen eingesetzt wurde.

Dass jedoch Fachleute bei diesen Beobachtungen von [[Gestirn]]en, des astronomischen Mittags, der [[Morgenweite|Morgen-]] und [[Abendweite]] usw. die Genauigkeit einiger [[Minute]]n erreichen konnten, legen manche frühen Ergebnisse nahe: vor allem die ersten [[Sternkatalog]]e um 150 v.&nbsp;Chr., aber auch die ägyptische [[Jahr]]eslänge von 365,25 Tagen, die der Julianische Kalender übernahm, sowie genaue [[Mondbahn|Mondzyklen]] und Umlaufzeiten von [[Planet]]en.

Die ersten [[Räderuhr]]en und [[Turmuhr]]en entstanden um 1300, wirklich genaue Zeitmessungen aber erst um 1650 mit den [[Pendeluhr]]en und der Einführung des [[Sekundenzeiger]]s. Ab dann stieg die erreichbare Genauigkeit jedes Jahrhundert um den Faktor 10, bis von 1940 bis 1970 die [[Quarzuhr]]en von [[Millisekunde]]n zu den [[Mikrosekunde]]n vorstießen und heutige [[Atomuhr]]en sogar 10<sup>−15</sup> erreichen.

== Grundgleichungen der Zeitbestimmung ==
Die Ortssternzeit entspricht der Sternkoordinate [[Rektaszension]] (''RA'' oder ''α'') plus dem momentanen [[Stundenwinkel]] ''t'' des beobachteten Gestirns gemäß der 
: Grundgleichung:   Θ = α + t
Die Differenz zweier Ortssternzeiten ist ident mit der Differenz ihrer geografischen (genauer: astronomischen) Längen λ<sub>1</sub> und λ<sub>2</sub>. Wenn daher zwei [[Sternwarte]]n eine astronomische Zeitbestimmung durchführen, können sie durch Vergleich ihrer [[Uhrvergleich|Uhren]] ihre gegenseitige Lage (genauer: den Winkel zwischen ihren Meridianebenen) bestimmen: 
: λ<sub>2</sub> -λ<sub>1</sub> = Θ<sub>2</sub> - Θ<sub>1</sub>

Wird statt einer der Ortssternzeiten jene am [[Greenwich-Meridian]] selbst genommen (was heute aufgrund der weltweiten [[Zeitzeichendienst]]e leicht möglich ist), so ergibt sich ''direkt'' die Länge ''λ<sub>i</sub>'' der Sternwarte. <br />
(Achtung: dieser Wert ist nicht die [[geografische Länge]], sondern ihr mit der wahren [[Lotrichtung]] zusammenhängendes astronomisches Äquivalent: der Winkel der [[Meridianebene]] zu jener in [[Royal Greenwich Observatory|Greenwich]], bzw. der ost-westliche Differenzwinkel der Lotrichtungen).

== Traditionelle Längendifferenz-Messung zwischen Sternwarten ==
Mit dieser Methode wurden bis zum [[19. Jahrhundert]] zahlreiche Observatorien [[relativ]] zueinander eingemessen, indem sie ihre [[Chronometer]] vorsichtig zu einem Vergleichsort brachten. Zuletzt erfolgte dies beim [[Carl Theodor Albrecht|Albrecht]]'schen [[Weltlängenbestimmung|Längenausgleich]] um 1900. Die an sich genaueren [[Pendeluhr]]en durfte man jedoch ''nicht'' transportieren. Die Erfindung der [[Telegrafie]] hat diese mühsame Art des [[Uhrvergleich]]s erübrigt, jene der leicht transportablen [[Quarzuhr]]en hingegen vorübergehend wieder praktikabel gemacht. Heute erfolgen Zeitvergleiche per Funk, mit [[LORAN]]- oder TV-Steuersignalen, oder direkt im System der Funk-[[Zeitzeichensender|Zeitsignal]]e oder der [[Global Positioning System|GPS]]-Satelliten. Nur manchmal – wenn es um besonders hohe Genauigkeiten geht – werden [[Atomuhr]]en zum Vergleich noch an einen gemeinsamen Ort gebracht.

Seit 1980 gab es in Europa noch einige größere Messkampagnen für einen astronomischen Längenausgleich, unter anderem mit dem [[Danjon]]-Astrolab und einigen [[Zirkumzenital]]en zwischen den Orten [[München]], [[Wien]], [[Graz]] und der Fundamentalstation [[Wettzell]], die Genauigkeiten im Bereich der Millisekunden erbrachten (entsprechend einem Winkelfehler von nur 0,01"). Sie waren Teil eines Programms zur internationalen Vernetzung von [[Referenzstation]]en, um die einzelnen hochpräzisen [[Astrogeoid]]e exakt aneinander anschließen zu können. Später wurden noch weitere Observatorien in das Netz einbezogen, nur einige Sternwarten am Balkan (u.&nbsp;a. [[Belgrad]]) mussten kriegsbedingt ausgelassen werden. Auf dem Belgrader [[Astronomenkongress]] 2003 wurde angeregt, dies nachzuholen, was aber anderen Fachleuten angesichts von Satelliten-[[Geoid]]programmen wie [[GRACE]] nicht mehr zeitgemäß erschien.

== Bestimmung der Ortssternzeit ==
Für die örtliche Zeitbestimmung selbst gibt es eine Reihe von [[Standard]]- und viele Sonderverfahren, die je nach lokalen Gegebenheiten (Instrumente und [[Zeitsystem]], geografische Lage, begrenzter [[Landschaftshorizont]], Refraktion, [[Bewölkung]]...) variiert werden können. Die wichtigsten sind:
* [[Meridianpassage]]n mit Gruppen von [[Sternpaar]]en (siehe auch [[Horrebow-Talcott-Methode]])
* Sterndurchgänge im [[Erster Vertikal|Ersten Vertikal]] 
* [[Methode gleicher Höhen]] (Danjon-Astrolab, Zirkumzenital für feste Stationen, [[Ni2-Astrolab]] für Feldstationen)
* [[Zenitteleskop]]e (PZT) bzw. [[Zenitkamera]]s.

== Rechtslage in Deutschland ==
In Deutschland steht das Recht der Zeitbestimmung nach {{Art.|73|gg|juris}} Abs. 1 Nr. 4 [[Grundgesetz|GG]] allein dem Bund zu. Die Zeit in Deutschland wurde bis 12. Juli 2008 durch das [[Gesetz über die Zeitbestimmung]] und wird seither durch das [[Einheiten- und Zeitgesetz]] geregelt.

== Siehe auch ==
* Astronomisches [[Azimut]], [[Sonnenazimut]]
* [[Laplacepunkt]], [[Lotabweichung]], [[Netzausgleichung]]
* [[Referenzmessung]], [[geodätisches Datum]]
* [[Zeitmessung]], [[Durchgangsfehler]], [[Uhrvergleich]]
* [[Himmelsuhr]]

== Einzelnachweise ==
<references>
<ref name="Sternwarte_Recklinghausen">
{{Internetquelle | url=http://www.sternwarte-recklinghausen.de/archaeoastro/hesiodsphasen.pdf | titel=Die Verwendung von Sternphasen zur Zeitbestimmung bei Hesiod | hrsg=Sternwarte Recklinghausen | zugriff=2015-12-30 | archiv-url=https://web.archive.org/web/20071023023901/http://www.sternwarte-recklinghausen.de/archaeoastro/hesiodsphasen.pdf | archiv-datum= | format=PDF&nbsp;1,3&nbsp;MB | kommentar=Seite 2, Originalwebseite nicht mehr verfügbar}}
</ref>
</references>

{{Rechtshinweis}}
[[Kategorie:Astrometrie]]
[[Kategorie:Erdmessung]]
[[Kategorie:Zeitmessung]]
[[Kategorie:Sphärische Astronomie]]
[[Kategorie:Astrogeodäsie]]