Die Sternzeit ist eine in der Astronomie gebrauchte Zeitskala und beruht auf der scheinbaren Bewegung der Sterne als Folge der Eigendrehung der Erde. Ein Sterntag ist die Dauer, die der Sternhimmel – genauer: der Frühlingspunkt – für eine ganze scheinbare Umrundung der Erde benötigt. Im Vergleich zur gewöhnlich benutzten Sonnenzeit, die auf der scheinbaren Umrundung der Erde durch die Sonne beruht, ist der Sterntag knapp vier Minuten kürzer als der Sonnentag.
Der Sterntag wird wie der Sonnentag auch in 24, aber kürzere Stunden eingeteilt. Eine Sternstunde ist etwa 0,9973 Sonnenstunden lang. Er beginnt, wenn der Frühlingspunkt den Meridian des Beobachtungsortes passiert und endet dort bei dessen nächster Passage. Der Beobachter – in der Regel ein Astronom in einer Sternwarte – schließt aus der Sternzeit auf den momentanen Himmelsanblick.Da sich die Sonne einmal im Jahr durch den Himmel bewegt, ist dieser “momentane Himmelsanblick” während etwa eines halben Jahres nur ein “fiktiver Himmelsanblick”. Die in ihm enthaltenen Himmelskörper können trotz unveränderlicher Sternzeit nämlich bei Tageslicht nicht beobachtet werden. Die Sternzeit ist aus dem Rektaszensions-Winkel – einer primären Größe für die Stellung der Sterne am Himmel – abgeleitet. Ein Stern mit beispielsweise 15° Unterschied in Rektaszension zum Frühlingspunkt passiert den Meridian eine Sternstunde später als letzterer. Dieser Sachverhalt lässt sich kurz damit angeben, dass es zum Beispiel 1:00 Uhr Sternzeit ist. Zu beachten ist aber, dass die Sternzeit eine an den Ort gebundene Zeit ist. Zum erleichterten Zeitvergleich für Beobachtungen, die an verschiedenen Orten erfolgen, werden die örtlichen Sternzeituhren auf die Sternzeit von Greenwich eingestellt. Der Zeitunterschied ist – gleich wie bei der Sonnenzeit – 1 Stunde für 15° Längendifferenz zwischen den Beobachtungsorten.
Die Beobachtungsarbeit unter Verwendung der Sternzeit hat den Vorteil, dass zur gleichen Sternzeit die Sterne immer in der gleichen Richtung am Himmel stehen. Gegenüber der gewöhnlichen Uhr geht die Sternzeit-Uhr täglich etwa 4 weitere Minuten vor. Nach einem Jahr überholt sie letztere und stimmt mit ihr kurzzeitig wieder überein.
Die mittlere Sonnenzeit Universal Time (UT) wird in der Praxis durch die exakter mögliche Beobachtung der Sternstellungen bestimmt. Die ermittelte Sternzeit wird über eine per Konvention festgelegte Formel (siehe unten) in die UT umgerechnet.
Definition und Eigenschaften Die Sternzeit ist definiert als der Stundenwinkel des Frühlingspunktes. Bezieht man sich auf den mittleren Frühlingspunkt, so erhält man die mittlere Sternzeit. Bezieht man sich auf den wahren Frühlingspunkt, so erhält man die scheinbare oder wahre Sternzeit.A. Schödlbauer: Geodätische Astronomie. Walter de Gruyter, Berlin / New York 2000, ISBN 3-11-015148-0, S. 312.
Die Ursache für das kontinuierliche Anwachsen des genannten Stundenwinkels ist die Erdrotation. Die Sternzeit unterliegt damit allen kurz- und langfristigen Ungleichmäßigkeiten der Erdrotation und ist daher kein gleichförmig verlaufendes Zeitmaß. Sie ist aber stets ein getreues Abbild des Drehwinkels der Erde bezüglich des Frühlingspunktes.
Da der Frühlingspunkt sich wegen der Präzession gegenüber dem Fixsternhintergrund bewegt, ist ein Sterntag (d. h. eine volle Umdrehung der Erde bezüglich des Frühlingspunktes) etwas kürzer als eine Erdrotation (d. h. eine volle Umdrehung der Erde bezüglich des Fixsternhintergrundes). Da der Frühlingspunkt sich pro Tag um etwa 0,137 Bogensekunden rückläufig entlang der Ekliptik bewegt, fällt ein mittlerer Sterntag um 0,009 Sekunden kürzer aus als eine Erdrotation.H.U. Keller: Astrowissen. Kosmos Verlag, Stuttgart 2000, ISBN 3-440-08074-9, S. 44.
Der wahre Frühlingspunkt unterscheidet sich um die ihrerseits veränderliche Nutation vom mittleren Frühlingspunkt. Die scheinbare Sternzeit unterliegt daher gegenüber der (selbst schon ungleichförmigen) mittleren Sternzeit einer zusätzlichen Ungleichförmigkeit, deren Hauptkomponente mit einer Periode von 18,6 Jahren und einer Amplitude von ±1,05 Sekunden schwankt.A. Schödlbauer: Geodätische Astronomie. Walter de Gruyter, Berlin / New York 2000, ISBN 3-11-015148-0, S. 316.
Der Stundenwinkel des Frühlingspunktes ist derselbe für Beobachter, die sich auf demselben Längengrad befinden, für Beobachter auf verschiedenen Längengraden jedoch unterschiedlich. Die daraus abgeleitete Sternzeit ist also eine Ortszeit. Die Sternzeit des Referenzortes Greenwich ist die Greenwicher Sternzeit. Sie wird in Berechnungen besonders häufig benötigt. Die verschiedenen Arten von Sternzeit werden oft durch ihre englischen Abkürzungen bezeichnet: LAST: local apparent sidereal time, scheinbare Ortssternzeit LMST: local mean sidereal time, mittlere Ortssternzeit GAST: Greenwich apparent sidereal time, scheinbare Greenwicher Sternzeit GMST: Greenwich mean sidereal time, mittlere Greenwicher Sternzeit
Der Stundenwinkel des Frühlingspunktes ist der entlang des Himmelsäquators gezählte Winkel vom Meridian zum Frühlingspunkt. Die Rektaszension eines Sterns andererseits ist der entlang des Himmelsäquators gezählte Winkel vom Frühlingspunkt zum Stern. Steht der Stern auf dem Meridian (das heißt: kulminiert der Stern), so sind beide Winkel gleich groß. Daraus folgt: Im Augenblick der Kulmination eines Sternes ist die Sternzeit gleich der Rektaszension des Sternes.
|style=" border: 1px solid black; padding:5px"|Die Sternzeit ist die Rektaszension in der oberen Kulmination. |} Dies lässt sich benutzen, um durch Beobachtung des Kulminationszeitpunktes unmittelbar die Rektaszension des Sterns zu bestimmen. Das ist der Grund, warum die Rektaszension oft in Zeiteinheiten statt in Winkeleinheiten angegeben wird: Sie ist dann unmittelbar die zum Zeitpunkt der Kulmination abgelesene Sternzeit. Wega zum Beispiel hat eine Rektaszension von 18h 36m 56s, wird also stets um 18h 36m 56s Ortssternzeit kulminieren.
Andererseits kann durch Beobachtung der Kulmination eines Sterns bekannter Rektaszension die momentane Sternzeit bestimmt werden: Wenn Wega kulminiert, beträgt die Sternzeit 18h 36m 56s (in der Praxis sind noch Korrekturen wegen Präzession, Eigenbewegung, Parallaxe usw. anzubringen).
mini|hochkant=1.6|1. Der „Stern-Stundenzeiger“ dreht sich auf einem am Horizont fixen Zifferblatt: Nach einer 15°-Drehung (Skala 0°, 15°, 30°, …) ist eine Sternzeitstunde (Skala 23, 0, 1, …) vergangen.2. Der „Stern-Stundenzeiger“ dreht sich auf einem von der Sonne mitgeschleppten, um den Polarstern drehbaren Zifferblatt: Nach etwa einem Monat (Skala 06, 07, 08, …) ist er der Sonne um 30° (Skala 0°, 15°, 30°, …) vorausgeeilt.
Drehung des Sternhimmels Tägliche Drehung Man kann sich den Sternhimmel als große Uhrscheibe vorstellen, die sich an einem Sterntag dem Uhrzeigersinn entgegen (auf der Nordhalbkugel) einmal um sich selbst dreht. Im Bild ist diese Scheibe mit einem Zeiger zwischen Polarstern und Großem Bären markiert. Das 24-Stunden-Zifferblatt (Skala 23, 0, 1, …) ist am Horizont fixiert. Hat sich der Zeiger um 15° weiter gedreht (Skala 0°, 15°, 30°, …), ist eine Sternzeitstunde vergangen. Für eine Sonnenzeitstunde muss er sich geringfügig weiter drehen.
Jährliche Drehung Auf einem von der Sonne mitgeschleppten, sich um den Polarstern drehenden Zifferblatt stellt man ein sehr langsames Vorrücken des Zeigers fest. Der Zeiger umrundet es einmal im Jahr: 30° (Skala 0°, 15°, 30°, …) in etwa einem Monat (Skala 06, 07, 08, …).
Das Bild wurde Anfang Juli (Ziffer 07) gegen 2:00 Uhr aufgenommen. Zwei Stunden später (etwa 4:00 Uhr) ist der Große Wagen zur Ziffer 4 weiter gewandert. Einen Monat später im August (Ziffer 08) befindet er sich um 2:00 Uhr schon bei der Ziffer 4.
Sterntag und Sonnentag miniatur|Sterntag (1 nach 2) und Sonnentag (1 nach 3),(Die Schräge der Erdachse auf Erdbahn ist hier vernachlässigt worden.) Der Sonnentag als Basis der allgemein gebräuchlichen Sonnenzeit dauert geringfügig länger als der Sterntag, weil sich die Sonne geringfügig langsamer als die Sterne – auch scheinbar – um die Erde bewegt. Der Grund dafür ist erneut die eigene Bewegung der Erde, nämlich ihre jährliche Umrundung der Sonne. Innerhalb eines Tages bewegt sich die Erde auf ihrem jährlichen Weg um die Sonne rund ein Grad voran. Somit muss sie sich um so viel nach einer vollen Umdrehung weiter drehen, bis die Sonne wieder in derselben Richtung steht und dafür braucht sie rund vier Minuten.
Der Sterntag ist etwa 1/365 (Länge des Jahres gleich 365,2422 Tage) kürzer als der Sonnentag. An den 24 Stunden des Sonnentags gemessen ist der Sterntag 23 Stunden, 56 Minuten und 4,091 Sekunden lang. Der Sterntag wird selbst wieder in 24 Stunden, seine Stunden in 60 Minuten und seine Minuten in 60 Sekunden unterteilt.
Durch die Nutation der Erde schwankt der Frühlingspunkt mit einer Periode von etwa 18,6 Jahren. Dementsprechend unterscheidet man die wahre Sternzeit, die sich aus der direkten Beobachtung ergibt, und die mittlere Sternzeit, die von diesen Schwankungen befreit ist. Der Unterschied zwischen wahrer und mittlerer Sternzeit beträgt maximal etwa 1,1 Sekunden.
Sternzeit und Sternbeobachtung Die Kenntnis der Sternzeit erleichtert die Beobachtung von Gestirnen wesentlich. In Sternwarten benutzt man Uhren, die die Sternzeit anzeigen. Sie gehen synchron mit den am Himmel laufenden Sternen. Auf einem festen Standort hat jeder Sterndurchgang durch eine bestimmte Höhe oder Richtung eine fixe Sternzeit und kann daher in einen Beobachtungs-Stundenplan nach Sternzeit unverrückbar eingetragen werden. Zu beachten ist, dass die mögliche nächtliche Beobachtungszeit den Stundenplan einmal im Jahr durchläuft.
Die Sternzeit ist wie die Wahre Sonnenzeit eine lokale Zeit. So wie bei der Wahren Sonnenzeit 12 Uhr (mittags) ist, wenn die Sonne den Orts-Meridian durchläuft, ist bei Sternzeit 0 Uhr, wenn der Frühlingspunkt im Orts-Meridian steht. Die Sternzeit auf eine Zonenzeit zu vereinheitlichen wäre widersinnig. Im Gegenteil: Die in Jahrbüchern für einen Tag enthaltene Sternzeit gilt für einen bestimmten Längengrad. Sie muss auf den Längengrad des Beobachtungsortes umgerechnet werden, um mit ihr nutzbringend arbeiten zu können (+ 4 Minuten Sternzeit pro Grad westlicher).
Aus der Differenz der lokalen Sternzeit eines Orts zur Sternzeit in Greenwich folgt unmittelbar die geografische Länge dieses Orts, siehe astronomische Navigation. Einer Messung dieser lokalen Sternzeit entspricht also entweder eine Ortung oder eine Zeitmessung – je nachdem, ob die Sternzeit in Greenwich zum Beobachtungszeitpunkt oder der Längengrad des Beobachtungsorts bekannt ist.
Für Deutschland kann man die aktuelle Sternzeit ungefähr mit dem Term
abschätzen, wobei der Monat und die Uhrzeit (MEZ) ist. Liegt das Ergebnis über 24, so ist 24 abzuziehen.
Sternzeit und Rektaszension
Für die Sternzeit gilt: Die Sternzeit ist der Stundenwinkel des Frühlingspunkts. Sternzeit Θ sowie Stundenwinkel τ und Rektaszension α eines Gestirns sind verknüpft über die Beziehung τ = Θ − α. Die Sternzeit an einem Ort ist die Rektaszension desjenigen Gestirns, das gerade kulminiert (τ = 0).
Zur Zeit des Herbstäquinoktiums sind Wahre Sonnenzeit und Sternzeit annähernd gleich; denn ein Stern nahe beim Frühlingspunkt kulminiert zu Mitternacht, wenn die moderne 24-Stunden-Zählung beginnt.
Sternzeit und UT