1.

Einleitung

Zeit, im allgemeinen Sinn der Begriff für eine Abfolge oder eine Periode, in der eine Handlung oder ein Ereignis stattfindet. Der Begriff Zeit hat sowohl für die geistige als auch physikalische Welt eine fundamentale Bedeutung. So versteht man in der Philosophie unter dem Begriff Zeit die innerlich bewusst wahrgenommene Veränderung des Werdenden – Näheres hierzu siehe Zeit (Philosophie). Im physikalischen Sinn steht der Begriff Zeit beispielsweise als Maß für die Reihenfolge von Handlungen oder Ereignissen, oder auch als Maß für die Bewegung von Materie. Damit ist die Zeit – wie auch die Länge oder die Masse – eine der grundlegendsten physikalischen Größen.

Es gibt gegenwärtig drei astronomische Methoden, um Zeit auszudrücken. Die ersten beiden Verfahren basieren auf der täglichen Rotation der Erde um ihre Achse. Sie beziehen die scheinbare Bewegung der Sonne (Sonnenzeit) und der Fixsterne (Sternzeit) mit ein. Die dritte astronomische Methode der Zeitmessung beruht auf der Rotation der Erde um die Sonne und berücksichtigt u. a. die geringfügigen Änderungen des so genannten tropischen Jahres (Ephemeridenzeit).

2.

Sonnenzeit

Die scheinbare Bewegung der Sonne am Himmel wurde lange Zeit als Grundlage der Zeitmessung verwendet. Es ist an jedem beliebigen Ort Mittag, wenn die Sonne während eines beliebigen Tages ihren höchsten Stand am Himmel erreicht (zwölf Uhr Ortszeit). Die Nord-Süd-Linie durch diesen Punkt am Himmel ist der Meridian. Das Intervall zwischen aufeinander folgenden Durchgängen der Sonne durch den gleichen Meridian ist ein Tag; und diesen Tag hat man willkürlich in 24 Stunden unterteilt. Jedoch variiert nach dieser wahren Sonnenzeit die Tageslänge innerhalb des Jahres, da sich u. a. die scheinbare Bewegung der Sonne aufgrund der elliptischen Umlaufbahn der Erde ändert. Die Differenz in der Länge eines 24-stündigen Tages kann in den verschiedenen Jahreszeiten bis zu 16 Minuten betragen. Im 17. Jahrhundert gewann mit der Erfindung genauer Uhren diese Differenz an Bedeutung. Es wurde eine mittlere Sonnenzeit eingeführt, die auf der gleichförmigen Bewegung einer gedachten Sonne innerhalb des Jahres basierte.

3.

Normalzeit

Die Normalzeit, der die mittlere Sonnenzeit zugrunde liegt, wurde 1883 durch internationale Vereinbarung eingeführt, um beispielsweise Komplikationen bei Zugfahrplänen zu umgehen. Diese treten unweigerlich auf, wenn jede Gemeinde ihre eigene lokale Sonnenzeit benutzt. Die Erde wird bei diesem Zeitsystem in 24 Zeitzonen unterteilt. Die Grundposition ist der Nullmeridian der geographischen Länge, der durch das Greenwich-Observatorium (Royal Greenwich Observatory) in Südengland verläuft. Die Zeitzonen werden durch ihren Abstand östlich oder westlich von Greenwich angegeben. Innerhalb jeder Zeitzone stellt man alle Uhren auf die gleiche Zeit ein. In diesem wissenschaftlichen Modell erstreckt sich jede Zone über 15 Grad geographischer Länge. Tatsächlich sind die Grenzen der Zeitzonen jedoch den Ländergrenzen und den Gebietsgrenzen innerhalb der Länder angepasst. Dadurch vermeidet man zeitlich bedingte Unstimmigkeiten, die sonst z. B. den Warenhandel erheblich beeinträchtigen würden. Bei der Navigation werden die Uhren oft auf die Ortszeit von Greenwich eingestellt, die man Greenwicher Zeit (Greenwich mean time, GMT) nennt. Die Astronomen verwenden im Grunde die gleiche Zeit, nennen sie aber Weltzeit (Universal Time, UT). Die mitteleuropäische Zeit (MEZ) liegt eine Stunde vor der Weltzeit.

4.

Sternzeit

Da die mittlere Sonnenzeit auf der Bewegung einer fiktiven Sonne beruht, wurde eine Grundposition festgelegt, nach der die mittlere Zeit berechnet werden kann. Eine Grundposition ist z. B. der so genannte Frühlingspunkt (Frühjahrs-Tagundnachtgleiche), ein gedachter Punkt auf der Himmelskugel. Auf der gegenüberliegenden Seite der Himmelskugel liegt eine zweite Grundposition, die Herbst-Tagundnachtgleiche. Beide Punkte nennt man in der Fachsprache Äquinoktium (siehe Ekliptik). Mit einfachen Worten ausgedrückt, ermittelt man die Sternzeit im Gegensatz zur Sonnenzeit nicht über den höchsten Stand der Sonne, sondern über die gedachten Punkte, an denen Tag und Nacht gleich lang sind. Praktisch kann man den Ort der Tagundnachtgleichen finden, wenn man sich auf die Fixsterne bezieht. Zwischen der Gesamtzahl der Stunden in einem mittleren Sonnenjahr und denen in einem mittleren Sternjahr gibt es allerdings eine Diskrepanz. Die Erde kehrt nach der mittleren Sternzeit alle 365 Tage 6 Stunden 9 Minuten 9,54 Sekunden zum Frühlingspunkt zurück. Nach der mittleren Sonnenzeit braucht sie dazu 365 Tage 5 Stunden 48 Minuten 45,5 Sekunden. Die Differenz beträgt 20 Minuten 24,04 Sekunden.

5.

Ephemeridenzeit

Weder die mittlere Sonnenzeit noch die mittlere Sternzeit sind genau zutreffend, da sich die Erde nicht gleichmäßig um ihre Achse bewegt. Die Rotationsgeschwindigkeit variiert im Jahr bis zu einer bzw. zwei Sekunden. Zusätzlich wird die Erde allmählich langsamer, alle 100 Jahre etwa 1/1000 einer Sekunde. Einige dieser Schwankungen können berücksichtigt werden, andere jedoch nicht, denn diese sind unregelmäßig. Diese Probleme umging man mit der 1940 eingeführten Ephemeridenzeit. Die Ephemeridenzeit wird vorrangig von Astronomen benutzt, die für die Berechnung der Planeten- und Sternenpositionen den höchsten Genauigkeitsgrad brauchen. Die Ephemeridenzeit beruht auf der Rotation der Erde um die Sonne, die Grundposition ist (wie bei der Sternzeit) der Frühlingspunkt. Mittels mathematischer Tabellen lässt sich die Ephemeridenzeit in die mittlere Sonnenzeit umrechnen.

6.

Der wissenschaftliche Standard der Zeit

Bis 1955 basierte der wissenschaftliche Standard der Zeit, die Sekunde, auf der Rotationsperiode der Erde und war definiert als 1/86400 des mittleren Sonnentages. Als man erkannt hatte, dass die Rotationsgeschwindigkeit der Erde unregelmäßig ist und sich verlangsamt, musste man notwendigerweise die Sekunde neu definieren. Im Jahr 1955 definierte die Internationale Astronomische Union die Sekunde als 1/31556925,9747 des Sonnenjahres, das am 31. Dezember 1899 mittags begann.

Die Einführung von Atomuhren ermöglichte eine noch genauere Zeitmessung – speziell die Konstruktion der äußerst genauen Cäsium-Atomuhr (1955). Diese Atomuhr nutzt die Frequenz einer Spektrallinie (Spektroskopie: Spektrallinien) des Isotops Cäsium 133. Im Jahre 1967 wurde offiziell definiert, dass eine Sekunde im Internationalen Einheitensystem (Système International d’Unités, SI) 9 192 631 770 Strahlungsperioden dauert. Dies entspricht dem Übergang zwischen zwei Hyperfeinniveaus im Grundzustand des Cäsium 133. Daraus entwickelte man eine neue Zeitskala. Seit 1971 wird diese Zeit als Internationale Atomzeit bezeichnet (Temps Atomique International, TAI).

7.

Zeitdilatation

Bewegung und Gravitationsfelder beeinflussen den Zeitablauf. Diese Effekte wurden 1905 von Albert Einstein in seiner speziellen Relativitätstheorie formuliert und bei Experimenten, die man in den sechziger und siebziger Jahren durchführte, auch beobachtet. Bei einem dieser Versuche (1971) führten Hochgeschwindigkeitsflugzeuge Atomuhren (siehe Zeitgeber und Uhren) mit. Eine Maschine flog nach Osten, d. h. in der Rotationsrichtung der Erde, und die andere nach Westen. Nach dem Flug wurde festgestellt, dass die an Bord befindlichen Uhren – in Abhängigkeit von ihrer Bewegungsrichtung – entweder nach- oder vorgingen (im Verhältnis zu einer auf dem Boden stationierten Atomuhr), was die Vorhersage der Relativität bestätigte.

Siehe Zeitrechnung; Kalender; geologische Zeitrechnung; Kosmologie; Ewigkeit (Philosophie); Traumzeit