Das Monatsthema im Mai 2010

Der wahre Sonnentag

Ein Sonnentag ist rund vier Minuten länger als
eine volle Umdrehung der Erde um ihre eigene Achse.

Ein Sonnentag ist rund vier Minuten länger als eine volle Umdrehung der Erde um ihre eigene Achse.

Man definiert nun einen Volltag als Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden Durchgängen der Sonne durch den Meridian. Diesen Zeitraum nennt man einen wahren Sonnentag. Der wahre Sonnentag dauert etwas länger als eine volle Erdrotation, nämlich rund vier Minuten. Wenn sich die Erde einmal um 360° im Raum gedreht hat, gehen zwar wieder dieselben Sterne durch den Meridian, aber die Sonne hat ihren Platz unter den Sternen des Tierkreises gewechselt. Da die Erde nicht nur rotiert, sondern auch in einem Jahr um die Sonne läuft, legt diese tagtäglich ein Stück Weges in Richtung Ost unter den Sternen zurück. Wie groß dieses Stück ist, lässt sich schnell abschätzen: Von Frühlingspunkt zu Frühlingspunkt, dies ist ein voller Kreis, entsprechend 360°, braucht die Sonne 365,24219 Tage, nämlich ein tropisches Jahr. Somit legt sie täglich eine Wegstrecke von 360°/365,24219 = 0°,98565 zurück. Dies ist somit fast ein ganzes Grad. Teilt man den Sonnentag in 24 Stunden, so dreht sich die Erde in einer Stunde um 15° oder in vier Minuten um ein Grad. Wenn die Erde sich somit in 23h56m einmal um ihre Achse gedreht hat, so hat sich die Sonne um ein Grad auf ihrer Bahn weiterbewegt. Die Erde muss sich um dieses eine Grad zusätzlich drehen, bis die Sonne wieder den Meridian passiert. Alle Sterne kulminieren jeweils nach 23h56m wieder, die Sonne aber erst nach 24 Stunden. Man nennt den Zeitraum von 23h56m einen Sterntag und defi niert: Ein Sterntag ist die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden Passagen des Frühlingspunktes. Der Frühlingspunkt ist der Nullpunkt der äquatorialen und ekliptikalen Himmelskoordinaten. Er nimmt an der täglichen Rotation der scheinbaren Himmelskugel (= Fixsternsphäre) mit teil.
Ein Sterntag ist somit vier Minuten kürzer als ein Sonnentag. Deshalb gehen die Sterne jeden Tag vier Minuten früher auf als am Vortag, passieren vier Minuten früher den Meridian und gehen vier Minuten früher unter. Nach einem halben Monat (15 Tage mal 4 Minuten) kulminieren die Sterne bereits eine Stunde früher. Nach einem Monat sind die gleichen Sternbilder schon zwei Stunden früher im Süden zu sehen als im Vormonat, nach einem Vierteljahr dann bereits sechs Stunden eher. Somit ändert sich der Himmelsanblick zur gleichen Stunde im Laufe des Jahres. Man spricht daher von einem Frühlings-, Sommer-, Herbst- und Wintersternhimmel. Gemeint ist stets der Anblick des Fixsternhimmels abends zur jeweiligen Jahreszeit. Mitte Dezember passiert das Sternbild Orion um Mitternacht den Meridian, Mitte Januar um 22h und Mitte Februar bereits um 20h. Da ein Sterntag vier Minuten kürzer ist als ein Sonnentag, hat ein ganzes Jahr 365 Sonnentage, aber 366 Sterntage. Die Erde dreht sich einmal mehr um ihre eigene Achse pro Jahr als das Jahr Sonnentage hat.
Nachdem man einigermaßen genau gehende Uhren zur Verfügung hatte, stellte sich schnell heraus, dass die Länge eines Sonnentages offensichtlich nicht konstant 24 Stunden beträgt, sondern einmal bis zu 20 Sekunden kürzer, dann wieder um eine halbe Minute länger ausfällt. Im Winter und im Sommer ist ein Sonnentag (Volltag) etwas länger als 24 Stunden, im Frühjahr und Herbst hingegen etwas kürzer.
Der Grund für diese Variation der Länge eines Sonnentages liegt darin, dass die Sonne nicht jeden Tag gleich große Stücke in der Ebene des Him melsäquators zurücklegt oder korrekt ausgedrückt: Die Rektaszensionswerte der Sonne wachsen täglich um unterschiedliche Beträge an. Die Ursache dieser ungleichmäßigen Rektaszensionszuwächse ist auf zwei Effekte zurückzuführen. Einmal läuft die Sonne nicht entlang des Himmelsäquators, sondern in der um 23°,4 zum Himmelsäquator geneigten Ekliptik. Zu den Solstitien, also zu Winter- und zu Sommerbeginn, wandert die Sonne parallel zum Äquator. Legt sie ein Grad in der Eklipitik zurück, so entspricht dies einem Rektaszensionszuwachs von 4,36 m (= 1°,09). Zu den Äquinoktien, nämlich zu Frühlings- und Herbstbeginn, wenn die Sonne vom Äquator auf- beziehungsweise absteigt, sind die auf den Himmelsäquator projizierten Wegstücke der Sonne kürzer und somit der tägliche Rektaszensionszuwachs auch geringer. Hinzu kommt als zweiter Effekt, dass die Sonne auch in der Ekliptik nicht mit konstanter Geschwindigkeit läuft. Gemäß dem zweiten Kepler-Gesetz wandert die Erde im Perihel (Sonnennähe) schneller als im Aphel (Sonnenferne). In unserer Zeit passiert die Sonne das Perihel Anfang Januar, ihr Aphel erreicht sie dagegen in den ersten Julitagen. Um ein gleichförmiges Zeitmaß zu erhalten, wählt man eine fi ktive Sonne, die sich mit konstanter Geschwindigkeit (360°/365,2422 = 0°,985647 pro Tag) entlang des Äquators bewegt. Ihr täglich gleicher Rektaszensionszuwachs beträgt somit 3m56,55s – also ein knappes Grad.
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