Zeitmessung 



709 



punktes die Gesamtwirkungen dieser Ver- 

 anderungen angebracht, so erhalt man einen 

 Zeitabschnitt, den man mit dem Namen 

 des Sterntages bezeichnet und dieser Zeit- 

 abschnitt ist nun tatsaehlich i'iir alle praktisch 

 zn verwertenden Zeitmessnngen als konstant 

 anzusehen. Trotzdem })t'legt man cliese 

 Zeiteinheit nur in der Astronomie selbst 

 zn verwenden. Im iibrigen setzt man an 

 deren Stelle eine andere, die sich auf die 

 scheinbare Bewegung der Sonne bezieht 

 und die allerdings mit dem Sterntag in ein- 

 faeher Bezielnmg steht. Da im Laufe eines 

 tropischen Jahres, dessen Dauer fiir 1900 

 gleich 366.24221 Sterntagen ist, die Sonne 

 einmal weniger den gleichen Meridian passiert 

 hat, also nur 365.24221 Sonnentage statt- 

 gefunden haben, so wird ein Sonnentag 



366.24221 

 = 365:24221 bternta g e sem ' 



3. Wahre Zeit und mittlere Zeit. 

 Da \veiterhin die Bewegung der Erde um 

 die Sonne nicht gleichma'Big vor sich geht, 

 wegen der elliptisehen Form der Erdbahn. 

 werden die Zeiten zwischen z\vei aufeinander- 

 folgenden Sonnenkuhninationen nicht gleich, 

 sondern im Laufe eines Jahres einen 

 steten Wechsel unterworfen sein. Dieser 

 Umstand verhindert es. daB der wahre 

 Sonnentag sich als Zeiteinheit eignet. Des- 

 halb denkt man sich eine Sonne, die die 

 Eigenschaft besitzt, daB sie mit der wahren 

 Sonne in ganz dem gleichen Zeitraum einmal 

 um die Erde herumzulaui'en scheint, aber 

 in vb'llig gleichformiger Bewegung und 

 die in den beiden Endpunkten der groBen 

 Achse der Erdbahnellipse mit der wahren 

 Sonne zusammentrifft, und weiterhin eine 

 zweite Sonne, die nicht in der Ekliptik 

 ihren Weg zuriicklegt, sondern in der Ae- 

 quatorebene und mit der ersten gedachten 

 Sonne gleichzeitig in den Aequinoktial- 

 punkten zusammentrifft, Diese Sonne 

 nennt man die mittlere Sonne. Sie wird 

 in ganz gleichformiger Bewegung ihren ge- 

 dachten Lauf am Himmel ausfiihren und 

 dann mit der wahren Sonne zu vier be- 

 stimmten Zeiten den Meridian eines Erdortes 

 gleichzeitig passieren. 



Die Differenz der Durchgangszeiten 

 zwischen der wahren Sonne und der ge- 

 dachten mittleren Sonne durch den Meri- 

 dian irgend eines Ortes nennt man die 

 Zeitgleichung. Die Kenntnis derselben 

 vermittelt den Uebergang von der Zeit- 

 angabe nach wahrer Sonnenzeit, d. i. der 

 jeweilige Stundenwinkel der Sonne, zu 

 mittlerer Sonnenzeit, d. i. die Angabe 

 unserer Uhren, wenn dieselben nach mittlerer 

 Zeit eingestellt sind. Null Uhr wahre Zeit 

 i'iir einen bestimmten Ort ist es, wenn das 

 Zentrum der wahren Sonne dessen Meridian 



passiert, Null Uhr mittlere Zeit, wenn die 

 mittlere Sonne diesen Meridian durchschneidet 

 und Null Uhr Sternzeit ist es fiir diesen 

 ! Ort, wenn der Friihlingsaufangspunkt kul- 

 miniert. Kennt man noch die Angabe 

 i'iir die mittlere Zeit fiir diesen Moment, 

 so laBt sich darnit die Verwaudlung einer der 

 drei Zeiten in jede andere leicht vornehmen. 

 Der Ausdruck i'iir die Zeitgleichung fiir 1900.0 

 lautet: 442M sin (0 059') + 596?9 sin (2Q 

 + 2215') + 19! 1 (3Q + 2117') + 12! 8 sin (40 



+ 44 5 52') + 0! 9 sin (50 + 4452') wo das Zeichen 

 j die ,,Lange" der Sonne im gegebenen Moment 

 bedeutet. 



In der Praxis der Zeitmessung kommen 

 heute nur die Einheiten des Sterntages 

 und des mittleren Tages zur Verwendung. 



| Die erstere fast ausschliefilich in der Astro- 

 nomie. Fiir alle physikalischen Messungen 

 und Angaben ist es der mittlere Sonnentag 

 oder dessen Unterabteilungen, welche den 

 Angaben zugrunde gelegt werden. 



Der Beginn der ,,Tage" wird auf den 

 Moment der Kulmination desjenigen Punktes 

 des Himmels gelegt, auf clem das betreffende 

 ZeitmaB bezogen ist; der Sterntag beginnt 

 fiir jeden Ort mit dem Durchgang des wegen 

 Prazession, Nutation und Aberration korri- 

 gierten Friihlingsanfangspunktes durch den 

 Meridian und der mittlere Tag mit der 

 Kulmination des Zentrums der ,, mittleren", 

 oben naher definierten Sonne. 



Fiir jeden gegebenen Moment wird es also 

 so viel Sternzeit sein, als ein Stern Rektaszension 

 besitzt, der in eben diesem Moment durch den 



' Meridian geht und snviel mittlere Zeit als die 

 wahre Sonne Stundendtfivkel liat, vermehrt um 

 den fiir diesen Moment giiltigen Betrag der 

 Zeitgleichung, da bei ihrer Kulmination die Sonne 

 aber den Stundenwinkel Null hat, so ist es im 

 Moment des wahren Mittags so viel mittlere 

 Zeit, als die Zeitgleichung zur Zeit der Kul- 

 mination der Sonne betragt. 



4. Zeitbestimmungen Verwandlung der 

 einzelnen Zeitangaben in einander. Me- 

 thodenderBestimmungderUhrkorrektion. 

 Fiir genaue Zeitbestimmungen, d. h. fiir die 

 scharfeFeststellung der Korrektion einer Uhr- 

 angabe gegen ihren Sollwert eignet sichdieBe- 

 obachtung der Sonne nicht, da dabei eine 

 Reihe von Fehlerquellen auftreten, die 

 einmal darin ihren Gruncl haben, daB man 



j nicht das Zentrum der Sonne, sondern 

 nur ihre Rander beobachten kann und 

 andere rseits in der von ihr ausgehenden 

 starken Warmestrahlung, die die Konstanz 

 der Instruinentenaufstellung beeinfluBt. Des- 

 halb verwendet man zur scharfen Bestim- 

 mung der Uhrkorrektion nur Beobachtungen 

 von Gestirnen und fiihrt dann die Angaben 



I einer Sternzeituhr, deren Korrektion also 

 direkt bestimmt wird, in sole-he fiir mittlere 

 Zeit fiber. Zu diesem Zwecke gebraucht 

 man fiir irgendeinen Moment die gleich- 



