Der Kalender

Astronomische Beobachtungen wurden wohl schon seit der Steinzeit angestellt. Man suchte Wege sich in der Welt zurecht zu finden. Nachdem man den Auf- und Untergang von Sonne und Mond in Verbindung gebracht hatte, dauerte es nicht mehr lange, bis man diese konstante Bewegung auch gedanklich auf die Sterne übertrug. Alle Gestirne scheinen am Nachthimmel einen bestimmten Punkt zu umkreisen, den Himmels-Nordpol. Abhängig von der Jahreszeit steigen die Himmelskörper auf ihrer Kreisbahn auf eine bestimmte Höhe über der Horizontlinie. Am Beispiel der Sonne ist ihr höchster Stand am Tag als Mittag festgelegt. Je nachdem wie hoch die Sonne steigt, geht sie auch früher auf und später unter. Schon in der Jungsteinzeit erkannten die Astronomen, dass es vier markante Zeitpunkte im Jahr gibt:

Die Sommersonnenwende, wenn die Sonne, nachdem sie immer höher gestiegen ist, wieder anfängt zu sinken;

Die Wintersonnenwende, wenn die Sonne, nachdem sie immer weiter gesunken ist, wieder anfängt zu steigen;

Die beiden Tag- und Nachtgleichen, wenn die Sonne so hoch am Himmel steht, dass Tag und Nacht genau gleich lang sind.

Viele Kulturen richteten ihre wichtigsten religiösen Feste auf diese Tage aus. Dieser Zyklus eignete sich auch um die Jahreszeiten zu beschreiben. Seit der Erfindung von Ackerbau und Viehzucht war es sehr wichtig den richtigen Tag für die Aussaht und die Ernte, unabhängig vom Wetter, vorhersagen zu können. Für kürzere Zeitspannen behalf man sich mit den Mondphasen, die für einen Zyklus nur etwa 28 Tage brauchten. In vielen Kalendersystemen versuchte man den Sonnenzyklus und den Mondzyklus in Einklang zu bringen. Um das zu erreichen war es wichtig die genaue Länge des Jahres, also die Zeit zu messen, die die Erde für einen Sonnenumlauf benötigt. Mit diesen Kalendern konnten frühe Hochkulturen religiöse Zeremonien auf bestimmte Tage im Jahr genau festlegen.

 

Die Sonnenuhr

Für die meisten Menschen war eine auf die Stunde genaue Zeitmessung im Alltag wichtig. Man wollte vor allem Arbeitszeiten messen und im Tempel die Gebetszeiten einhalten. Die Sonnenuhr ist seit etwa 3500 v. Chr. im alten Ägypten bekannt. Sie basiert auf dem Prinzip den Schatten, der zum Beispiel von einem Stab geworfen wird (Gnomon), auf einer Fläche mit Markierungen auftreffen zu lassen und so die Tageszeit anzuzeigen. Im Laufe des Tages bewegt sich mit der Sonne auch der Schatten des Stabes über das Ziffernblatt. Auf einer Sonnenuhr werden nur 12 Stunden angezeigt. In der Nacht kann sie keine Zeit anzeigen. Die Länge dieser Stunden variiert aber mit der Tageslänge. Im Juni kann eine Stunde bis zu 75 Minuten lang sein, im Dezember nur 45 Minuten. Je nachdem wie die Sonnenuhr gebaut ist, kann man mit der Länge des Schattens auch den Tag des Jahres relativ genau anzeigen. Sonnenuhren sind heute vor allem Zierelemente in der Architektur.

Damit eine Sonnenuhr funktioniert muss man den Ort kennen, an dem sie aufgestellt werden soll. Der Schattenwurf des Stabes, der später die Uhrzeit anzeigt, ändert sich nicht nur im Laufe eines Jahres, sondern der Breitengrad, auf dem die Sonnenuhr steht, bestimmt wie kurz oder lang er sein kann. Je höher der Breitengrad, desto weniger hoch steht die Sonne am kürzesten Tag des Jahres über dem Horizont. Überschreitet man den 60. Breitengrad steigt die Sonne an diesem Tag gar nicht über den Horizont.

Auch der Längengrad spielt eine wichtige Rolle. Zwei Sonnenuhren in verschiedenen Städten stimmen nie überein. Das liegt daran, dass die Sonnenuhr Mittag anzeigt, wenn die Sonne an diesem Ort am höchsten steht. Sobald man mit einer Taschenuhr verreist, muss man aber am Ziel seine Uhr wieder auf die örtliche Sonnenzeit einstellen. Als im 19. Jahrhundert Züge zu fahren begannen, wurde die Notwendigkeit einer einheitlichen Zeitmessung ersichtlich. Man einigte sich auf die Einrichtung von 24 Zeitzonen, an deren Übergang die mitgebrachte Uhr um jeweils eine Stunde umgestellt werden muss. Die Zeitzonen werden heute von Greenwich nahe London aus in Zonen zu je 15° rund um den Äquator eingeteilt. Die genaue Zugehörigkeit zu einer Zeitzone wird oft aber von Staaten per Gesetzt festgelegt, sodass die Regelhafte Einteilung der Zeitzonen flächendeckend nur auf hoher See gilt. So wurde auch festgelegt, dass außerhalb der Erde – im All – die Greenwich-Zeit gilt.

 

Zeitmessung in der Astronomie

Neben Sonne und Mond sind am Nachthimmel viele Sterne zu sehen. Bereits von 4.000 Jahren erkannten die Babylonier, dass sich nicht alle Lichtpunkte am Nachthimmel entlang scheinbar fester Bahnen bewegen. Diese Wandelnden Sterne wurden Planeten genannt. Einige von ihnen sind nur kurz vor Sonnenaufgang oder nach Sonnenuntergang zu sehen. Andere bewegen sich die ganze Nacht über den Himmel. Manchmal kommen sie einander näher, dann entfernen sie sich wieder voneinander und Mars bewegt sich hin und wieder in einer Schleife rückwärts. Bereits die Babylonier versuchten zu berechnen, wann es wieder zu Begegnungen unter den Planeten kommen würde, da sie diesen Ereignissen hohe Bedeutung beimaßen. In der Nacht stehen die Sterne keineswegs still. Sie scheinen sich um den Himmelsnordpol zu drehen und wenn Astronomen ihre Position notieren wollten, dann mussten sie nicht nur ihre Höhe über dem Horizont, sondern auch den Zeitpunkt festhalten.

 

Die Wasser-Uhr

Um ohne Sonne die Zeit zu messen, behalfen sich die Astronomen der Antike mit einer Clepsydra – einer Wasseruhr. Sie besteht aus einem mit Wasser gefüllten Gefäß und einem Zeiger, der auf einem Schwimmer angebracht ist. Lässt man das Wasser konstant abrinnen, bewegt sich der Zeiger auf einer Skala nach unten und zeigt so die Zeit an. Andere antike Zeitmesstechniken umfassten Sanduhren, Öllampen mit markierten Ölständen und in China sogar Räucheruhren, bei denen die Verbrennungszeit von Räucherstäbchen zur Zeitmessung diente. Bereits in der Antike wurde so in der „wissenschaftlichen Zeitmessung“ immer gleichlange Stunden verwendet und diese dann noch in Minuten und Sekunden unterteilt.

 

Sonnentag und Siderischer Tag

Astronomen verwenden bis heute eine andere Tageslänge für die Kalenderberechnung. Für einen alltäglichen Kalender genügt es, wenn die Tageslänge von Zeitpunkt des höchsten Sonnenstandes, bis zum Zeitpunkt gemessen wird, an dem die Sonne wieder am höchsten steht. Diese Zeitspanne wurde in 24 gleichlange Stunden eingeteilt und bildet noch heute die Grundlage der Zeitmessung im Alltag. In der Astronomie verwendet man statt dem „Mittleren Sonnentag“ den „Siderischen Tag“. Dabei misst man nicht die Zeit zwischen zwei Höchstständen der Sonne, sondern zwischen zwei Höchstständen eines Sterns. Da sich die Erde um die Sonne dreht muss sich die Erde jeden Sonnentag immer um etwas mehr als 360 Grad drehen, bis die Sonne wieder am höchsten steht, da sie sich selbst inzwischen weiterbewegt hat. Die Sterne sind dagegen viel weiter entfernt als die Sonne und der Effekt, der zu einem längeren Siderischen Tag führt, ist kaum messbar. Ein Siderisches Jahr ist im Übrigen auch immer genau einen Tag länger als ein Sonnenjahr.

Mit der Erfindung des Teleskops und der Räderuhr konnten Astronomen die Sternpositionen viel genauer vermessen. Neue Theorien wie die Keplerschen Gesetze und das Gravitationsgesetz von Isaak Newton ermöglichten zudem Vorhersagen für die Positionen von Himmelskörpern. Man konnte nun die Positionen von Planeten so genau vorausberechnen, dass man astronomische Ereignisse, wie den Venusdurchgang vor der Sonne vorhersagen konnte. Um einen solchen Durchgang zu beobachten und damit die Entfernung zwischen Erde und Sonne zu berechnen, wurde Kapitän James Cook mit einem Team aus Astronomen 1768 zu einer Forschungsreise nach Tahiti entsandt. Diese Messung führte einen entscheidenden Schritt weiter, um unser Sonnensystem zu verstehen.

 

Zur Skulptur

Die Zeit bewegt sich entlang des Zeitpfeils immer nur in eine Richtung fort. Der Mensch versucht diesen Vorgang seit jeher zu beschreiben und hat dabei verschiedene Arten der Zeitmessung entwickelt. Die Skulptur unten beschreibt auf künstlerische Weise wie Sonnen- und Mondkalender, Sonnen- und mechanischen Uhren, Sand- und Atomuhren dazu genutzt werden.

 

500 m bis zur letzten Station

212 m bis zum Pluto