Sternzeit @ PS-Trainer

Sonnentag und Sterntag

Das Diagramm zeigt die Erde auf ihrer Bahn um die Sonne.
Zum ersten Zeitpunkt (rechts) wird auf der Nachtseite genau um Mitternacht ein weit entfernter Stern anvisiert: Stern, Erde und Sonne liegen auf einer Geraden.
Die Gerade tritt an 2 Punkten durch die Erdoberfläche: Auf der Tagseite steht die Sonne genau im Süden (Mittag), auf der Nachtseite steht der Stern genau im Süden

Zum nächsten Zeitpunkt (links) hat sich die Erde auf ihrer Bahn ein Stück weiter um die Sonne bewegt. Gleichzeitig hat sie sich um ihre eigene Achse gedreht, die hier senkrecht auf die Monitor-Ebene steht.
Der Stern steht immer in der gleichen Raumrichtung, da er im Vergleich zu Erde und Sonne unendlich weit entfernt ist. Diesmal stehen Stern, Erde und Sonne jedoch nicht mehr auf der gleichen Geraden:

Damit auf dem linken Bild der Erde auf beiden betrachteten Punkten wieder genau Mittag bzw. Mitternacht ist, muss sich die Erde zusätzlich um den grün eingezeichneten Winkel drehen.

Das bedeutet in der Praxis: Der Stern steht bereits einige Zeit vor Mitternacht genau im Süden. Um Mitternacht steht er bereits ein kleines Stück weiter westlich.

Der im Diagramm gezeigte Winkel ist weit größer als für 1 Tag, ebenso ist die Erde im Vergleich zu ihrer Bahn stark vergrößert. Das dient zur Demonstration, weil man den kleinen Winkel-Unterschied zweier aufeinander folgender Tage nicht erkennen könnte.

Reale Daten:
Die Erde legt pro Sonnen-Tag 1/365.25 eines Umlaufs um die Sonne zurück, das entspricht einem Winkel von 0.986°. Von Mittag zu Mittag muss sie sich um 360+0.986° um ihre eigene Achse drehen, denn die Sonne erscheint nach jeder Umdrehung in einer geringfügig abweichenden Richtung.
Die zusätzliche Rotation von 0.986 grad benötigt ca. 24*60/360*0.986 = 4 Minuten Zeit.

Ein Stern-Tag ist die Zeit für genau eine 360°-Umdrehung der Erde, danach sieht man alle Fixsterne wieder in der gleichen Richtung.
Ein Sonnen-Tag dauert um ca. 4 Minuten länger als ein Stern-Tag, denn diese Zeit wird zusätzlich benötigt, bis die Sonne wieder in der gleichen Richtung steht.

1 Sonnentag = 24:00:00	1 Sterntag = 23:56:04.0905
1 Sonnentag = 86400 s	1 Sterntag = 86164.0905 s

Für astronomische Beobachtungen ist es sinnvoll, eine eigene Zeit-Skala - die Sternzeit - zu verwenden.

Vorteile:
Alle Sterne befinden sich genau dann im lokalen Süden, wenn ihre Rektaszension mit der lokalen Sternzeit übereinstimmt.
Ihre Position zu jeder anderen Zeit wird durch ihre Rektaszension angegeben.

Nachteile:
Die Sternzeit stimmt nicht mit der Sonnenzeit überein, ein Sterntag ist um ca. 4 Minuten kürzer als ein Sonnentag. In Sternwarten findet man Sternzeit-Uhren, die pro Sonnentag um 4 Minuten 'vorgehen'.
Die Sternzeit verschiebt sich gegenüber der Sonnenzeit um täglich ca. 4 Minuten, in einem Jahr um genau einen ganzen Tag.
Die notwendige Umrechnung zwischen Sternzeit und 'offizieller' Sonnenzeit ist ein leider unumgänglicher Nachteil.

Referenz-Datum

Damit man offizielle (Sonnen)-Zeit und Sternzeit ineinander umrechnen kann, muss ein Referenz-Zeitpunkt festgelegt werden.
Dazu wurde der Herbstpunkt gewählt:
Zur Tag- und Nachtgleiche (equinox) am 21. September fallen die Zahlenwerte von Weltzeit 12:00 UTC und Sternzeit GST=12:00 zusammen.
Dieser Zeitpunkt ist nicht an ein Kalenderjahr gebunden: Da sich Sonnenzeit und Sternzeit pro Jahr um genau 1 Tag unterscheiden, treffen die beiden Zeit-Skalen jährlich einmal zusammen.

Referenz-Meridian

Die lokale Sternzeit ist an den Ort auf der Erdoberfläche (genauer: an die geografische Länge) gebunden. Als Referenz-Meridian wurde Greenwich bei London festgelegt, ebenso wie für die Weltzeit UTC.
Es ist üblich, die Sternzeit sowohl als Greenwich Sidereal Time GST als auch als Local Sidereal Time LST anzugeben. In der Astronomie hat die lokale Sternzeit große Bedeutung.
● LST wird verwendet, um die Position (Rektaszension) eines Sternes für einem Standort anzugeben. Die Position muss exakt gemessen bzw. berechnet werden, daher gibt es keine Zonen mit gerundeter Zeit für benachbarte Gebiete.
● In jeder Sternwarte der Erde gilt eine andere, individuelle Sternzeit LST, die auf einer speziellen Sternzeit-Uhr auch angezeigt wird.
● Umgekehrt kann man die geografische Länge berechnen, wenn man über eine genaue Uhr verfügt und den Durchgang eines Sterns (genau in Süd-Richtung) beobachtet. Diese Methode hat große historische Bedeutung.

Beispiel:

Der hellste Stern Sirius hat die Koordinaten

Sirius:
RA = 6h45.242m = 06:45:15,
Dekl = -16.723°

Der auffällig rote helle Stern Arcturus hat die Koordinaten

Arcturus:
RA = 14h16.018m = 14:16:01,
Dekl = -19.147°

Wenn ihre Ortsdaten ( ↑ Live-Sternzeit) richtig eingegeben wurden, dann ist ihre lokale Sternzeit ca.

LST = 00:00:00

Der Stundenwinkel (Differenz Sternzeit - Rektaszension) beträgt 00:00

Der gesuchte Stern befindet sich daher 00:00 Stunden = 0 Grad östlichwestlich vom höchsten Punkt seiner Bahn (Kulmination), gemessen entlang des Himmels-Äquators - Das ist im Mitteleuropa ein Kreisbogen, der in Ost und West ihren Horizont schneidet und im Süden ca. 45° über dem Horizont steht.
Der Stern wird heutemorgen um Sternzeit 06:45:15 , das ist um 00:00:00 ihrer Zonenzeit den höchsten Punkt seiner Bahn genau im Süden ihres Standorts erreichen.
Anmerkung: Sirius ist in Mitteleuropa nur im Winter über dem Horizont sichtbar, und zwar 'links unterhalb' des auffälligen Sternbildes Orion.

Lokale (horizontale) Koordinaten
In der Astronomie werden mehrere unterschiedliche Koordinatensysteme verwendet. Die räumliche Richtung zu einem Himmelskörper wird je nach dem verwendeten System unterschiedlich angegeben. Das ist leider verwirrend, hat aber Ursachen in der Position und Bewegung der Erde, die man nicht ändern kann. Daher muss man sich wohl oder übel mit der Umrechnung der verwendeten Koordinatensysteme beschäftigen.	Lokale Koordinaten haben eine Sonderstellung: Sie sind abhängig vom Ort auf der Erde und (bei Himmelskörpern) auch abhängig von der Zeit. Sie lassen sich leicht am Himmel finden, sind jedoch aufwändig zu rechnen. Alle anderen hier erwähnten Koordinaten-Systeme sind unabhängig von Ort und Zeit, daher leicht zu berechnen, jedoch schwieriger in der Natur zu finden.
Lokale (Horizont)-Koordinaten orientieren sich am Horizont, einer gedachten Kreislinie um den Ort der Beobachtung. Der Punkt senkrecht oberhalb wird mit Zenith bezeichnet, der Punkt senkrecht unterhalb mit Nadir. Dieses Koordinaten-System bewegt sich (!) zusammen mit dem Ort, d.h. es dreht sich einmal täglich um die Erdachse. Die (Himmels)-Richtung in der Stand-Ebene wird mit Azimuth bezeichnet. 0° Azimuth entspricht Nord, 90° Ost, 180° Süd, 270° West, d.h. der Winkel wird von Nord im Uhrzeiger-Sinn angegeben. Das ist ein wichtiger Unterschied zur Geometrie, wo der Winkel von der X-Achse weg entgegen dem Uhrzeiger angegeben wird. In der Praxis wird der Azimuth meist als Stundenwinkel angegeben. 0h Azimuth entspricht Nord, 6h Ost, 12h Süd, 18h West, ebenso wie auf einer Analog-Uhr. Der Höhenwinkel (Altitude) wird immer in Grad angegeben. Der sichtbare Bereich oberhalb des Horizonts entspricht 0°..Höhe..90°, negative Werte dem unsichtbaren Bereich unterhalb des Horizonts. Lokale Koordinaten sind fix an einen Ort der Erde gebunden, d.h. ein Berggipfel erscheint immer in den gleichen lokalen Koordinaten. An jedem (!) anderen Standort erscheint der gleiche Gipfel jedoch in einer anderen Raumrichtung. Noch komplizierter ist die Angabe der Richtung für Himmelskörper: Sie erscheinen in unterschiedlicher lokaler Richtung je nach Ort und Zeit, da sich das lokale Koordinatensystem bewegt.	Das lokale Koordinatensystem hat große praktische Bedeutung: An jedem Ort der Erde kann man mit Lot oder Libelle (Wasserwaage) die Senkrechte und damit den Höhenwinkel feststellen. Die Himmelsrichtung lässt sich z.B. mit Kompass, Sonne oder Polarstern feststellen, und mir ihr der horizontale Richtungswinkel. Einfache Fernrohre sind manchmal so aufgestellt (Azimutale Montierung) - Das ist für die Beobachtung der Landschaft sinnvoll. Der Nachteil lokaler Koordinaten liegt darin, dass sie für jeden Ort der Erde und für jede Zeit individuell berechnet werden müssen. Die Daten von Sternen werden in äquatorialen Koordinaten angegeben, wo sie unabhängig von Ort und Zeit sind. Um einen Stern aufzufinden, muss man daher äquatoriale Koordinaten (Rektaszension, Deklination) in lokale (Azimuth, Altitude) umrechnen. Wenn ein Stern mit lokalen Koordinaten anvisiert wird, dann wandert er wegen der Rotation der Erde bald aus dem Blickfeld. Das kann man ausprobieren, wenn man Kamera (maximmaler Zoom) oder Feldstecher mit einem Stativ oder durch einfaches Auflegen auf den Mond richtet: Er bewegt sich in ca. 2 Minuten um einen Durchmesser nach Westen. Lang belichtete Fotografien zeigen die Sterne als konzentrische Kreisbögen um den Polarstern (Polaris).

Äquatoriale Koordinaten
Äquatoriale Koordinaten eignen sich besonders zur Angabe von Stern-Positionen, da sie von Standort und Datum unabhängig sind. Das System orientiert sich an der Äquator-Ebene der Erde und an der normal darauf stehenden Erdachse. Bei Verlängerung der Erdachse erhält man die Richtung zum Himmels-Nordpol (Celestial North Pole), wo ziemlich genau der Polarstern steht. Bei Projektion (Verlängerung) der Äquator-Ebene erhält man den Himmels-Äquator, eine Kreislinie, die in Europa den lokalen Horizont in Ost und West schneidet, und im Süden ca. 45° Sichthöhe erreicht. Einfacher ist die Orientierung am Polarstern: Wenn man sich von seiner Visierlinie 90° entfernt, kommt man zum Himmels-Äquator, der im Norden allerdings unter dem sichtbaren lokalen Horizont liegt. Die Richtung zu einem Stern wird mit Rektaszension (RA) und Deklination (Dekl) angegeben. Rektaszension wird als Stunden-Winkel 0h..24h angegeben, als Nullpunkt dient der Herbstpunkt: Am 21.September jedes Jahres steht die Sonne in Greenwich um 12:00 mittags genau auf 12h Rektaszension. Der Höhenwinkel Deklination wird in Grad -90°..90° angegeben, 0° Dekl. liegt am Himmels-Äquator, 90° Dekl. am Himmels-Nordpol.	Vorteil äquatorialer Koordinaten: Angaben in diesem Koordinatensystem sind von der Drehung der Erde und damit von Ort und Zeit unabhängig. Deshalb werden Stern-Koordinaten immer in diesem System angegeben: Die Richtung ist mit 2 Winkeln eindeutig festgelegt. Für jeden Ort und für jede Zeit lässt sich daraus die Richtung in lokalen Koordinaten (s.o.) berechnen. Nachteil und seine Behebung: Für BeobachterInnen auf der Erde bewegt sich das äquatoriale Koordinatensystem ständig über den Himmel. Gute Fernrohe sind daher drehbar aufgestellt, wobei die Achse genau zum Polarstern ausgerichtet wird. (Azimutale Montierung). Die Pol-Achse weist im Bild nach links oben. Die RA-Achse (von links unten nach rechts oben) trägt rechts das Instrument, links ein Gegengewicht. Sie wird so eingestellt, dass die lokale Süd-Richtung genau die lokale Sternzeit LST anzeigt. Ein Uhrwerk dreht das Instrument automatisch im Tempo der Sternzeit um die Pol-Achse. Damit wird die scheinbare Bewegung der Sterne kompensiert, und ein anvisierter Stern bleibt im Blickfeld. Die Mechanik enthält Skalen, an denen das Fernrohr direkt in eine äquatoriale Richtung (Rektaszension, Deklination) ausgerichtet werden kann. Damit erspart man sich die Umrechnung in lokale Koordinaten.
Das äquatoriale Koordinatensystem dreht sich für BeobachterInnen auf der Erde in 24h Sternzeit (!) genau einmal um den Himmels-Nordpol (Polarstern), d.h. pro Stunde Sternzeit um 15° von Ost nach West. Diese scheinbare Drehung trifft auf jedes System zu, welches sich an den Sternen orientiert (alle außer lokalen Horizont-Koordinaten) Alle derartigen Systeme scheinen sich um den Himmels-Nordpol zu drehen.	Alle Koordinatensysteme, die sich an den Sternen orientieren, sind unabhängig von Ort und Zeit auf der Erde und lassen sich daher mit fixen Formeln ineinander umrechnen. Die Richtung zu einem Stern lässt sich in jedem dieser Koordinatensysteme (äquatorial, ekliptisch, galaktisch, ..) durch 2 fixe Koordinaten angeben. Je nach System sind die Zahlenwerte der Koordinaten allerdings unterschiedlich.
Für die Umrechnung Lokal → Äquatorial bezieht man sich auf die lokale Süd-Richtung: Dort laufen lokale und äquatoriale Meridiane genau parallel. Der gemeinsame Meridian beider Systeme geht durch beide Himmelspole und durch Zenith und Nadir. Die Rektaszension ist im Süden identisch mit der Sternzeit - Deshalb ist es praktisch, sie als Stunden-Winkel und nicht in Grad anzugeben. Alle Sterne mit RA=LST stehen jeweils genau im Süden.	Andere Sterne findet man leicht durch Vergleich ihrer Rektaszension (aus Tabellen) mit der Sternzeit. Man berechnet den aktuellen Stundenwinkel eines Objekts LAH = LST - RA als Differenz zwischen lokaler Sternzeit und der tabellierten Rektaszension des Objekts. Sterne mit positivem Stundenwinkel LAH haben bereits vor LAH Stunden den Süd-Meridian durchquert, Sterne mit negativem Stundenwinkel werden in -LAH Stunden genau im Süden stehen. Wenn man einen Winkelmesser Skala in Stunden 0..24 mit seiner Achse zum Polarstern und mit der aktuellen Sternzeit nach Süden richtet, dann kann man die Rektaszension des gesuchten Sterns direkt anzeigen.

Andere astronomische Koordinatensysteme
Ekliptische Koordinaten orientieren sich an der Ebene der Erdbahn um die Sonne (Ekliptik). Das Sonnensystem hat die Form einer fast ebenen Scheibe, in welcher sich die Planeten auf kreis-ähnlichen Bahnen um die Sonne bewegen. Ungefähr in dieser Ebene bewegen sich fast alle Körper des Sonnensystems. Da wir uns selbst in der Ebene befinden, scheinen sich aus Sicht der Erde alle Punkte der Ekliptik auf einer Linie ('Sonnenbahn', Ekliptik- Äquator) zu befinden. Wegen der geneigten Erdachse blicken wir schräg in die Ekliptik-Ebene, deshalb erscheint der ekliptische Äquator in Europa wie eine Kreislinie, die in Ost und West den Horizont schneidet, im Süden mehr oder weniger hoch über dem Horizont steht und im Norden unsichtbar unter dem Horizont verläuft.	Im Nord-Sommer steht der Ekliptik-Äquator (Sonnenbahn) tagsüber hoch am Himmel, nachts sieht man die Planeten relativ niedrig über dem Horizont. Im Winter steigt die Sonne tagsüber nur wenig, dafür stehen nachts die Planeten hoch am Himmel. Der Ekliptik-Nordpol ist willkürlich so gewählt, dass alle Planeten beim Blick auf die Ekliptik-Ebene entgegen dem Uhrzeiger-Sinn umlaufen. Nur wenige Körper des Sonnensystems bewegen sich außerhalb der Ekliptik-Ebene. Wir sehen sie in diesem Falle abseits des Ekliptik-Äquators. - Das trifft z.B. für viele Kometen zu. Ein analoges Bild entsteht bei Betrachtung in galaktischen Dimensionen (s.u.).
Ekliptische Koordinaten sind (nur) für Körper des Sonnensystems gut geeignet. Die scheinbare Bewegung von Sonne, Erd-Mond, aller Planeten und der meisten ihrer Monde verläuft ungefähr auf der Linie, des Ekliptik-Äquators. Dort ist nach Definition die ekliptische Breite 0°. Deshalb genügt eine einzige Zahl (ekliptische Länge), um ihre ungefähre Position am Himmel anzugeben.	Bei den inneren Planeten (Merkur, Venus) gibt man meist nicht die ekliptische Länge an, sondern den Sichtwinkel Planet-Erde-Sonne: Wenn dieser Winkel klein ist, dann blendet die nahe Sonne. Bei Differenzen >15° kann man Planeten kurz vor Sonnenaufgang beobachten, bei Differenzen <-15° kurz nach Sonnenuntergang, jeweils knapp über der hellsten Stelle des Horizonts. Da Merkur aus Sicht der Erde nur maximal +/- 28° Abstand zur Sonne erreicht, ist seine Beobachtung nur selten möglich. Am maximalen Winkel-Abstand bildet die Verbindung Sonne-Merkur-Erde genau einen rechten Winkel, dann ist der Planet wie der Halbmond zu 50% beleuchtet.
Galaktische Koordinaten orientieren sich an der Ebene unserer Galaxis, der Milchstraße. Sie ist wie die meisten Galaxien eine flache Scheibe, im Gegensatz zum Sonnensystem besteht die Galaxis jedoch aus Milliarden von Körpern. Da wir uns selbst in der galaktischen Ebene befinden, erscheinen die Sterne unserer eigenen Galaxis wie ein milchiges Band ('Milchstraße', galaktischer Äquator) quer über den Himmel. Die Koordinaten werden mit galaktischer Länge und Breite in Grad bezeichnet.	Abseits des galaktischen Äquators sind viel weniger Sterne sichtbar, da wir mit freiem Auge nur die Sterne der eigenen Galaxis sehen können. Das Zentrum unserer Galaxis leuchtet nicht so auffällig wie die Sonne, erstens wegen der großen Entfernung, zweitens weil sich dort ein massives Schwarzes Loch befindet, drittens weil die Scheibe leuchtender Gase um das Schwarze Loch durch Staubwolken stark abgedeckt ist.

Sternzeit-Algorithmen
Im Internet findet man zahlreiche Varianten zur Berechnung der Sternzeit (sidereal time). Die hier gezeigten Beispiele sind auf die wesentlichen Elemente gekürzt und getestet, jedoch ohne Gewähr.	Es ist möglich, die gezeigten Algorithmen mit jedem Kalkulations-Programm (Excel, OpenOffice, ..) zu rechnen. Darüber hinaus sind im Internet zahlreiche Programme zur Berechnung der Sternzeit verfügbar.
Javascript Funktion sidtime berechnet die lokale Sternzeit LST als Funktion der geografischen Länge lon (in Grad östl.Greenwich) und von Datum und Zeit als Javascript Date-Objekt dt Geben sie mit dt das gewünschte Datum und die Zeit vor, z.B. die aktuelle Zeit mit Javascript dt=new Date(); Funktion dt_to_jd berechnet den → Julianischen Tag jd, eine weltweit eindeutige Maßzahl für Datum und Zeit, daraus werden die Jahrhunderte jc seit 2000-01-01 12:00:00 berechnet. Der Anfangswert der Sternzeit st wird durch Reihenentwicklung mit jc berechnet. Dazu kommt der Beitrag der Weltzeit in Dezimal-Stunden uth Da st in Grad berechnet wird, kann die geografische Länge lon einfach addiert werden. Ganze Erdumdrehungen (360°) werden abgezogen, zuletzt wird st von Grad in ein Javascript Date-Objekt umgerechnet, das zurückgegeben wird. ♦ Details zum Thema Javascript @ Datum und Zeit.	function sidtime$(lon,dt) { // Julianischer Tag + Jh. var jd = dt_to_jd(dt); var jc = (jd - 2451545) / 36525; // Reihen-Entwicklung var st = 100.46061837 + jc36000.77053608 + jcjc0.000387933 - jcjcjc/38710000 // UTC Stunden var uth = (jd-Math.floor(jd)) 24; if(uth<12) {uth+=12;} else {uth-=12;} st = st + 1.002738 * uth * 15; // geogr.Laenge st = st + lon; // 0..st..360 var n = Math.floor(st/360); st = st - n360; var sdt=new Date(st24*10000); return sdt; }
VBA Das Beispiel rechts (gekürzt) berechnet die Sternzeit als 'BenutzerInnen-definierte Funktion' in Excel. Alle Angaben unverbindlich, Verwendung auf eigenes Risiko ! Argumente: y1900 .. Datum & Zeit im Y1900-Format lon .. Geografische Länge in Grad östl. Greenwich (für Grennwich=0, für Wien=16.3733 tzoh .. Differenz der eigenen Zeitzone zur Weltzeit UTC in Stunden (Mitteleuropa tzoh=1) dlsh .. Sommerzeit in Stunden (Normal 0, im Sommer 1) Die Berechnung des Jahrhunderts jc wird mit dem 'hauseigenen' Y1900-Format viel rascher als mit dem Julianischen Tags (JD) asugeführt. Anwendung (Excel-Formeln): • Tragen sie die Geografische Länge in Zelle A1 ein, z.B. A1=16,3733 • Tragen sie den Zeitzonen-Abstand in Zelle A2 ein, z.B. A2=1 (Mitteleuropa, CET, MEZ) • Tragen sie die Sommerzeit in Zelle A3 ein, d.h. A3=0 bei Normalzeit, A3=1 bei Sommerzeit Berechnung von GST: =sidtime(JETZT();0,A2,A3) Berechnung von LST: =sidtime(JETZT();A1,A2,A3) • Die Funktion gibt die Sternzeit in 0..Grad..360 zurück. • Zur Umwandlung in Stunden dividieren sie das Ergebnis durch 15 • Zur Umwandlung in Tage dividieren sie die Stunden durch 24. In diesem Fall können sie das Ergebnis als Zeit formatieren. • Mit Taste F9 wird die Funktion JETZT() und damit die berechnete Sternzeit aktualisiert.	Function sidtime(y1900,lon,tzoh0,dlsh) Dim jc, lst st, utc, uth As Double ' Weltzeit UTC utc = y1900 - (tzoh + dlsh) / 24 ' Jahrhundert jc = (utc - 36526.5) / 36525 ' Reihen-Entwicklung st = 100.46061837 st = st + 36000.77053608 * jc st = st + 0.000387933 * jc ^ 2 st = st - (jc ^ 3) / 38710000 ' UTC Stunden uth = utc + 0.5 uth = (uth - Int(uth)) * 24 If uth < 12 Then uth = uth + 12 Else uth = uth - 12 End If lst = st + 1.002738 * uth * 15 ' Geogr. Laenge lst = lst + lon ' 0..st..360 lst = lst - Int(lst / 360) * 360 sidtime = lst End Function
Wenn sie für den eigenen Gebrauch nur ihre eigene LST berechnen wollen, dann vereinfacht sich die Berechnung: Die Variablen lon,zuoh,dlsh werden global (vor den Subs und Functions) deklariert und mit dem Sub init einmalig eingetragen. Die Geografische Länge (hier 16.3733) wird im VBA-Quelltext eingetragen. Zeitzone und Sommerzeit werden aus der Registry-Datenbank ihres PC gelesen. Das Sub init wird beim Öffnen der Anwendung automatisch ausgeführt, wenn sie in der Arbeitsmappe eintragen: Private Sub Workbook_Open() Call init End Sub Damit bleibt als Argument der Function sidtime nur die lokale Zeit. Der Rest der Function bleibt gleich. Anwendung: =sidtime(JETZT()) gibt ihre aktuelle lokale Sternzeit LST zurück.	Dim tzoh, dlsh As Integer Dim lon as Double Sub init Dim rk, rkv As String lon = 16.3733 rk = "HKEY_LOCAL_MACHINE\SYSTEM\" rk = rk & "CurrentControlSet\Control\TimeZoneInformation" rkv = rk & "\Bias" tzoh = -registry_read(rkv) / 60 rkv = rk & "\DaylightBias" dlsh = -registry_read(rkv) / 60 End Sub Private Function registry_read(key As String) Dim wshShell Dim rr Set wshShell = CreateObject("WScript.Shell") rr = wshShell.RegRead(key) registry_read = rr End Function Function sidtime(y1900) ' ... End Function
♦ Details zum Thema VBA @ Datum & Zeit.	♦ Details zum Thema VBA @ Registry .

Polarstern, Norden und Himmelspol

Die Fähigkeit zum Auffinden der Himmelsrichtungen war eine der ersten Errungenschaften der Zivilisation - durch Jahrtausende mehr oder weniger überlebenswichtig.
Heute lernt man diese Kunst nicht einmal mehr in der Schule. Es ist allerdings noch immer praktisch, wenn man in der Natur auch ohne technische Hilfsmittel die Richtung finden kann.

Rechts eine Skizze zum Auffinden des Polarsterns (Polaris, nur auf der Nordhalbkugel).
● Wenn sie wissen, wo die Sonne untergegangen ist, dann können sie die Nord-Richtung bereits grob angeben: sie liegt ca. 90° weiter rechts.
● Suche den 'Großen Wagen' (Großen Bären, Big Dipper, . . ): Man findet ihn in ungefähr nördlicher Richtung, allerdings in unterschiedlicher Orientierung, je nach Datum und Uhrzeit. Die 'Deichsel' (Stern Mizar) kann vom Wagen aus in jede Richtung zeigen.
● Verlängere die Rückwand des Wagens (Sterne Merak und Dubhe) ca. 5-6mal in die gleiche Richtung - Dort befindet sich der Polarstern, gleichzeitig die Spitze der Deichsel des kleinen Wagens.
● Der Höhenwinkel des Polarsterns (Winkel vom Horizont bis zum Stern) entspricht der geografischen Breite, in Mitteleuropa ca. 50°.
Wenn sie diese Faustregeln anwenden, dann ist es kaum möglich, den Polarstern zu verfehlen, denn in seiner Nähe befinden sich keine anderen hellen Sterne.

► Sie können die Visierlinie zum Polarstern markieren, z.B. mit Brettern oder Stäben. Es genügt, die Richtung an 2 Punkten genau festzulegen und gegen Veränderung durch Wind und Wetter halbwegs zu schützen.
► Die Richtung zum Polarstern bleibt genau erhalten und zwar unabhängig von Uhrzeit und Datum.
► Der gleiche Test mit jedem anderen Stern zeigt eine Bewegung an, und zwar umso deutlicher, je größer sein Winkel-Abstand zum Polarstern ist.

★ Da Richtung der Erdachse im Raum ändert sich langsam. Für die nächsten Jahrhunderte wird der Polarstern jedoch verlässlich und genau (<1° Abweichung) nach Norden weisen.
♦ Details zu Erdachse und Präzession.

Es gibt auch bei Tag Möglichkeiten zur Feststellung der Himmelsrichtungen. Diese orientieren sich an der Sonne, allerdings mit wesentlich geringerer Genauigkeit und darüber hinaus ohne Angabe der Höhe des Himmels-Pols.

● Nehmen sie eine analoge Uhr (Armbanduhr, Wecker, .. ) zur Hand und drehen sie das Ziffernblatt in die horizontale Ebene.
● Drehen sie sich so lange zusammen mit der Uhr um ihre vertikale Achse, bis der Stundenzeiger zur Sonne weist.
● Süden liegt in Richtung der Winkel-Halbierenden zwischen Stundenzeiger und der Marke 12.

Die Methode würde relativ genau funktionieren, wenn unsere Uhren auf Ortszeit eingestellt wären. Das ist aber nicht der Fall, daher ergeben sich Differenzen je nach dem Abstand zum Referenz-Meridian der Zeitzone.

PC-Zeit

Alle Live-Berechnungen dieser Seite gehen von der Zeit des Webservers aus, da sie normalerweise genauer eingestellt ist als die Systemzeit üblicher PC.
Die Differenz wird einmalig beim Laden dieser Seite berechnet.

Ihr PC	00:00:00
Webserver	00:00:00
Differenz	0 sec

Astronomy Clock
Eine spartanische aber recht gute Sternzeit-Uhr (Shareware) für Win-PC ist Astronomy Clock 2 Laden sie das Programm-Archiv ACLK2.ZIP, entpacken sie es und installieren sie das Programm (auf eigenes Risiko !). • Zur genauen Einstellung brauchen sie die geografische Länge ihres Standortes. • Die interne Uhr ihres PC sollte zumindest auf 1 Minute genau eingestellt sein. • Das Programm beherrscht nicht die Sommerzeit-Regeln der EU. Legen sie daher ihre Orts-Daten doppelt an, einmal für Normalzeit (in Mitteleuropa 1.0 Stunden), einmal für Sommerzeit (2.0). ♦ Unverbindliche → Daten einiger Orte mit Schwerpunkt Mitteleuropa sowie Links zu Geo-Daten ♦ Datum & Zeit auf Windows, Zeit-Synchronisation mit NTP	Einstellung: • Alle Ortsdaten sind in einer Text-Datei enthalten. Pfad ist normalerweise C:\Programme\Astroclock\ACLOCK.DAT • Erzeugen sie eine Sicherungs-Kopie des Originals und öffnen sie die Datei mit einem Editor (z.B. notepad.exe). • Fügen sie 2 Zeilen mit dem eigenen Standort am Ende an • Beispiel: Für Wien (Länge 16°22'28" Ost) fügen sie ein: Vienna,AT - Sommer \| 16\|22\|28\|E\|2.00\|0 Vienna,AT - Winter \| 16\|22\|28\|E\|1.00\|0 Daten von links nach rechts: Name, Länge (Grad, Minuten, Sekunden, East), Zeitzonen-Differenz, Null (Non-US) • Starten sie das Programm, Befehl Location. Wählen sie ihren Standort und speichern sie mit Save Diese Auswahl muss bei jedem Wechsel Normalzeit / Sommerzeit durchgeführt werden.
• Das Menü Time bietet 4 sinnvolle Optionen: Local Mean Time zeigt die aktuelle Lokalzeit ihres PC Universal Time zeigt die Weltzeit UTC - In Mitteleuropa um 1 Stunde (Winter) bzw. 2 Stunden (Sommer) weniger als die Lokalzeit.	Local Sidereal Time zeigt die Lokale Sternzeit LST Greenwich Sidereal Time zeigt die die Sternzeit am Null-Meridian GST an. ♣ Tipp: Vergleichen sie die Anzeige mit der Live Sternzeit aus dem Internet. Das ist für jede Sternzeit-Uhr empfehlenswert !

Ausgewählte Links zu den Themen dieser Seite
Live Sternzeit: J.Giesen (Java Applets: einfach, komplex) Tycho.usno.navy.mil, Astrosurf, Schmitt (nur GST)	Astronomie:
http://www.metrologie.at/z_f_astro.html, http://www.celnav.de/ragha.htm	ACLK2 - Sternzeit für Win-PC
Koordinaten FUSE / PHA: Live Äqu.Koord → Galakt.Koord.

Datum & Zeit	Schnittpunkt von uralter Kultur und Informationstechnik
Astronomie	Jahr, Monat, Tag
Live Ortszeit	Verschiedene Ortszeiten und Sternzeit
Sterntag	Sonnentag und Sterntag - Ursache und Unterschied
Horizont-System	Lokale (horizontale) Koordinaten (Azimuth und Altitude)
Äquator-System	Aquatoriale Koordinaten (Rektaszension, Deklination)
Ekliptik & Galaxis	Andere astronomische Koordinaten-Systeme
Algorithmen	Berechnung der Sternzeit mit IT-Methoden
Polarstern	Das Auffinden von Polarstern, Himmelsrichtungen und Himmelspol
Links	Ausgewählte Links, Sternzeit-Software

Ortszeit & Sternzeit

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Äquatoriale Koordinaten

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