meridian
Sonnenzeit - WOZ, MOZ, Zonenzeit & Co.
Basis unserer bürgerlichen Zeit ist seit je her der (scheinbare) Lauf der Sonne. Ihre tägliche Bahn beschreibt einen Bogen von Osten über Süden nach Westen. Erreicht die Sonne ihre maximale Höhe (obere Kulmination) ist es 12:00 Uhr Mittag - "high noon". Die Sonne steht genau im Süden - man sagt auch die Sonne steht im Meridian. Da sich diese Zeit am tatsächlichen Sonnenstand des Beobachtungsortes orientiert, wird sie wahre Ortszeit (WOZ) genannt. Die WOZ wird in der Regel von klassischen Sonnenuhren angezeigt. Erreicht die Sonne am darauffolgenden Tag wieder ihre obere Kulmination sind 24 Stunden, oder ein wahrer Sonnentag, vergangen.

sterntag Wiederholt man diese Beobachtung an einem (weit entfernten) Stern, wird man feststellen, dass zwischen 2 Kulminationen anstatt 24 Stunden nur rund 23:56 Stunden - ein Sterntag - vergehen. Diese Zeitdifferenz von rund 4 Minuten täglich entsteht deshalb, weil der Sterntag nur die Auswirkung der Erdrotation widerspiegelt, währendessen in einem Sonnentag zusätzlich die - gegenläufige - Komponente des Erdumlaufs um die Sonne enthalten ist.

Während die Erdrotation, und damit auch die Sternzeit, einigermaßen konstant verläuft, enthält die Bahn der Erde um die Sonne zwei "kleine Schönheitsfehler" die Auswirkungen auf die wahre Sonnenzeit haben:


zeitgleichung
Da ist zum Einen die Neigung der Erdumlaufbahn gegenüber der Äquatorebene - auch Schiefe der Ekliptik genannt. Während zur Zeit der Winter- und Sommersonnenwenden die Ekliptikbahn parallel zum Äquator verläuft, beträgt der Neigungswinkel zur Zeit der Tag- und Nachtgleichen - in Frühling und Herbst - ungefähr 23,5.

Der tägliche Lauf der Sonne vollzieht sich aber auf einer Parallelen des Himmeläquators, so dass bei der Berücksichtigung der Bahnbewegung auch nur deren Projektion (P) von Bedeutung ist. Dieser Projektionsanteil verändert sich jedoch über das Jahr, und sorgt somit für einen ungleichförmigen Zeitverlauf.

Hinzu kommt, dass die Bahnbewegung auf der Ekliptik selbst schon nicht konstant ist:

Wie bereits Johannes Kepler vor rund 400 Jahren herausfand beschreibt die Erde eine leicht elliptische Bahn um die Sonne, die in einem ihrer beiden Brennpunkte steht. Da die Erde in gleichen Zeitintervallen gleiche Segmentflächen überstreicht, müssen unterschiedlich lange Wegstrecken zurückgelegt werden.

Somit ändert sich die tatsächliche Bahngeschwindigkeit in Abhängigkeit von der jeweiligen Position, und damit von der Jahreszeit. Die größte Geschwindigkeit wird in Sonnennähe (Perihel) erreicht. In Sonnenferne (Aphel) läuft die Erde am langsamsten.

Beide Effekte, Ekliptikneigung und Ellipsenbahn, überlagern sich und führen im Jahresverlauf zu Unterschieden in den Kulminationszeiten von bis zu 30 Minuten.
analemma
Da sich ein ungleichförmiger Zeitverlauf nicht wirklich zur Zeitmessung eignet, haben sich Astronomen eine fiktive mittlere Sonne ausgedacht. Sie bildet sozusagen das Jahresmittel aus den zuvor beschriebenen Abweichungen und sorgt für ein konstantes Zeitmaß. Diese "gemittelte" Sonne liefert die mittlere Ortszeit (MOZ). Sie bildet die Grundlage unseres heutigen Zeitsystems.

Würde man ein Jahr lang - beispielsweise jeweils zur Monatsmitte - um genau 12:00 Uhr MOZ die Sonne fotografieren, stellte sich der wahre Sonnenverlauf in Form einer an den Himmel projizierten Acht - auch Analemma genannt - dar. Die Abweichung gegenüber der mittleren Ortszeit (WOZ minus MOZ) wird Zeitgleichung genannt.
stadtsonnenuhr startseite

Ortszeiten - ob wahre oder mittlere - sind für alle Orte des selben Längengrades gleich. Orte jedoch, die auf unterschiedlichen Längenkreisen liegen, haben unterschiedliche Ortszeiten. So hat beispielsweise Kopenhagen die gleiche Ortszeit wie Rom, Köln jedoch 26 Minuten später "Mittag" als Berlin. Über die Jahrhunderte war es vermutlich nicht weiter tragisch, dass jeder Ort sein eigenes Zeitsystem hatte. "Globalisierung" erstreckte sich auf wenige Kilometer und schliesslich kam es auch nicht auf ein paar Minuten an.

Spätestens mit Einführung der Eisenbahn - und der Notwendigkeit funktionierende Fahrpläne zu erstellen - wurden die verschiedenen Ortszeiten zum Problem. Man erfand die Zonenzeit. Der Globus wurde in 24 Streifen zu je 15 Längengraden - was einer Zeitdifferenz von 1 Stunde entspricht - aufgeteilt. Ausgangspunkt dieses Zonensystems ist der Längenkreis 0 in Greenwich bei London. Erreicht die (mittlere) Sonne dort ihre Mittagshöhe ist es 12:00 Uhr Weltzeit, bzw. Universal Time (UT) oder Greenwich Mean Time (GMT). Gleichzeitig ist die Weltzeit auch Zonenzeit für die Westeuropäische Zeit (WEZ). Die weiteren Zonenzeiten sind jeweils die mittleren Ortszeiten der Längenkreise 15, 30, 45 usw. in Ost- sowie Westrichtung. Bei 180 östl. bzw. westl. Länge (Pazifischer Ozean) befindet sich die Datumsgrenze.

Die Definition der mittleren Sonnenzeit wurde im Laufe der Jahre immer wieder verbessert. Durch Berücksichtigung weiterer Einflüsse von Planeten und Mond, Erdachsschwankungen usw. wurde aus der UT die Ephemeridenzeit (ET) und 1984 die terrestrische (dynamische) Zeit, deren Gleichförmigkeit durch Atomuhren festgelegt wird. Für den Bau von Sonnenuhren ist dies jedoch ohne Belang, werden doch selbst die hochgenauen Atomuhren immer wieder - durch einfügen von Schaltsekunden - auf den Sonnenlauf kalibriert.