Gehler, J. S. T. Physicalisches Wörterbuch

Zeit

Zeit, Tempus, Temps.

Wir bezeichnen mit diesem Worte eine Vorstellung, die wir allemal mit dem Begriffe vom Aufeinanderfolgen der Zustände und Veränderungen verbinden. Wir stellen uns nemlich die Folge aller in und außer uns selst vorgehenden Begebenheiten und Veränderungen als eine zusammenhängende Reihe vor, in welcher es Stellen giebt, die einander näher oder von einander entfernter sind, so daß hier Begriffe vom Mehrerm und Minderm statt finden, und Verhältnisse betrachtet werden können.

So sehen wir die Sonne am Morgen aufgehen, am Mittage ihren höchsten Stand erreichen, am Abende wiederum unter den Horizont hinabsinken. Indem dieses geschieht, gehen zugleich in und um uns tausenderley Dinge vor, die sich auf eben die Art, wie die verschiedenen Stände der Sonne, folgen: Wir bilden aus allen diesen Dingen in unserer Vorstellung eine zusammenhängende Reihe, in welcher jedes der Ordnung nach seine bestimmte Stelle hat, und, was zusammen geschieht, auf einerley Stelle trift. Jede einzelne Stelle dieser Reihe heißt ein Zeitpunkt, ein Moment, Augenblick (momentum temporis); was auf einerley Zeitpunkt trift, wird gleichzeitig oder coexistirend (simultaneum), was auf verschiedene Zeitpunkte fällt, succedirend (successivum) genannt; der Abstand oder Zwischenraum zweener Zeitpunkte heißt ein Zeitraum (intervallum temporis), und die ganze Vorstellung dieser Folge oder Reihe, die Zeit.

Es ist also die Zeit nichts an sich oder außer uns existirendes, sondern lediglich eine Vorstellungsart oder Denkform, nach der wir unsere Ideen von succedirenden Dingen ordnen. Wir nehmen bey den Abständen der Zeitpunkte oder bey den Zeiträumen Größen und Verhältnisse wahr, und erkennen z. B., daß der Zeitraum vom Aufgange bis zum Untergange der Sonne größer, als er vom Aufgange bis zum Mittage sey, und daß sich jener zu diesem, wie 2 zu 1, verhalte. Dies erklärt, wie sich die Zeiträume messen lassen, oder wie es möglich werde, einen derselben mit einem andern bekannten zu vergleichen.

Bey diesem Maaße der Zeit legen wir den Begrif von gleichförmigem Fortgange zum Grunde, d. i. von Wirkungen, die unaufhörlich mit durchaus gleicher Stärke fortdauern, wie jede gleichförmige Bewegung, oder wie das Auslaufen des Sandes durch eine Oefnung, aus der in jedem Augenblicke gleich viel Sand fällt, u. dgl. Solche Wirkungen bringen Summen hervor, welche in eben dem Verhältnisse wachsen, wie der Zeitraum, durch den die Wirkungen fortgedauert haben. Wir schließen also, es sey doppelt so viel Zeit verflossen, als ein andermal, wenn während derselben ein Körper, der sich immer gleichförmig oder gleich stark bewegt, doppelt so viel Raum zurückgelegt hat, oder wenn aus einer Sanduhr doppelt so viel Sand ausgelaufen ist u. s. w.

Die Natur selbst gewährt uns ein beständiges immer gleichförmiges Zeitmaaß in der täglichen Umdrehung der Erdkugel, oder, was eben so viel ist, in der hieraus entstehenden scheinbaren Bewegung der Fixsterne, s. Sternzeit. Durch die Dauer oder den Zeitraum einer solchen Umdrehung wird der Sterntag mit seinen Theilen, den Stunden, Minuten, Secunden, Tertien rc. der Sternzeit bestimmt. Alle Zeiträume lassen sich in solchen Theilen, als Einheiten, ausdrücken, und auf diese Art leicht unter einander selbst vergleichen.

Die Kunst verschaft uns Werkzeuge, welche unausgesetzt eine immer gleichförmige Bewegung unterhalten, und von selbst die Räume zählen, durch welche diese Bewegung von einem Zeitpunkte zum andern fortgeht. Solche Werkzeuge führen den Namen der Uhren. Eine gewisse bestimmte Größe im Fortgange des Zeigers der Uhr, heißt eine Stunde der Uhr, ihr 60ster Theil eine Minute, deren 60ster Theil eine Secunde u. s. w. Dadurch werden für jede gleichförmig gehende Uhr Theile der Uhrzeit bestimmt, in welchen sich ebenfalls Zeiträume ausdrücken und unter einander vergleichen lassen.

Im bürgerlichen Leben findet man sich durch viele Umstände bewogen, die Zeit nach der Bewegung der Sonne abzumessen. Aber diese Bewegung ist nicht gleichförmig, und kan daher weder mit der Sternzeit, noch mit der Zeit irgend einer gleichförmig gehenden Uhr genau übereinstimmen. Inzwischen kan man sich statt der wahren Sonne eine erdichtete vorstellen, welche einen gleichförmigen Gang hätte, und mit diesem doch, im Ganzen genommen, eben die Bewegung vollendete, die die wahre Sonne mit ihrem ungleichförmigen Gange zurücklegt. Durch dieses Hülfsmittel erhält man eine mittlere Sonnenzeit, und Theile derselben, welche wiederum dienen können, um Zeiträume auszudrücken und zu vergleichen, s. Sonnenzeit.

Der Astronom verlangt, die Augenblicke, in welchen sich die Himmelsbegebenheiten ereignen, nach wahrer Sonnenzeit anzugeben. Das heißt so viel. Er nennt bey dieser Angabe das Jahr, den Monat und den Tag der Begebenheit, und setzt hinzu, wie viel von dem wahren Mittage dieses Tages an bis zum Augenblicke der Begebenheit, Stunden, Minuten, Secunden u. s. w. wahrer Sonnenzeit verflossen sind. Um den ganzen Zeitraum von einer Epoche bis zur Begenheit zu bestimmen, darf man alsdann nur die vollendeten Jahre und Tage (tempus completum) in Rechnung bringen. Was zum Beyspiel in den Nachmittagsstunden des 11. Aprils 1791 n. C. G. geschahe, das fiel 1790 Jahre, 100 Tage (31+28+31+10=100) nach dem Anfange der christlichen Zeitrechnung, wozu nun noch die Stunden, Min. rc. hinzuzusetzen sind, welche vom wahren Mittage des 11ten Aprils (mit welchem nach astronomischer Rechnung dieser Tag erst anfängt) bis zum Augenblicke der Beobachtung verflossen. Nennt man das Jahr 1791, und den 11ten April selbst, so sind das laufende Jahre und Tage (tempus currens, anni cavi), auf welchen Unterschied man bey Summirung der Zeiträume genaue Rücksicht nehmen muß.

Die Stunden, Minuten und Secunden, welche seit dem letzten Mittage verflossen sind, werden durch die Angabe der Uhr im Augenblicke der Beobachtung gefunden. Die Uhren werden hiezu so eingerichtet, daß sie ohngesähr entweder Sternzeit oder mittlere Sonnenzeit zeigen. Es kömmt nichts darauf an, was für Zeit eine Uhr zeigt, wofern nur ihr Gang vollkommen gleichförmig ist. Man kan nemlich die Angabe der Uhr oder die Uhrzeit durch Rechnung in wahre Sonnenzeit verwandeln, wenn man nur weiß, was die Uhr den Mittag vor der Beobachtung, und den Mittag nach derselben, gewiesen hat, und zugleich versichert ist, daß sie die ganze Zwischenzeit hindurch ihren Gang mit völliger Gleichförmigkeit fortgesetzt habe.

Gesetzt, eine astronomische Uhr zeigte am wahren Mittage den 2. Jan.23 St.56 Min.32 Sec.den 3. Jan.235650Unterschied18 Sec.=α. Eine Himmelsbegebenheit, z. B. der Austritt eines Jupiterstrabanten, geschieht zwischen beyden Mittagen, oder den 2. Jan. in dem Augenblicke, da die Uhr 11 St. 16 Min. 23 Sec. zeigt. Man fragt nun, wieviel diese Uhrangabe nach wahrer Sonnenzeit betrage, oder wie groß der Zeitraum vom ersten Mittage bis zum Augenblicke der Beobachtung in Theilen der wahren Sonnenzeit sey.

Hiebey fällt zuerst in die Augen, daß die Uhr schon am ersten Mittage um so viel zu spät gieng, als 23 St. 56 Min. 32 Sec. unter 24 St. betragen, d. i. um 3 Min. 28 Sec. Hätte man ihren Zeiger um so viel fortgerückt, so würde sie bey der Beobachtung noch 3 Min. 28 Sec. mehr, folglich 11 St. 19 Min. 51 Sec.=40791 Sec.=β gezeigt haben. So viel Uhrzeit ist nun eigentlich vom ersten Mittage bis zur Beobachtung verflossen. Hätte die Uhr am 2. Jan. mehr als 24 St. oder mehr, als Null gezeigt, und wäre also zu früh gegangen, so müßte der Ueberschuß von der Angabe der Beobachtungszeit abgezogen werden.

Nun nenne man die Secunde der wahren Sonnenzeit =Σ, die der Uhrzeit = ς. In dem Zeitraume zwischen beyden Mittagen sind 86400 Secunden wahre Sonnenzeit; aber 18 Sec. oder α mehr Uhrzeit. Daher (86400 + α) ς=86400 Σ Hätte die Uhr am zweyten Mittage weniger, als am ersten, gezeigt, so wäre der Unterschied α negativ, und von 86400 abzuziehen.

Man kan nun schließen: Wenn (86400 + α) ς mit 86400 Σ übereinstimmen, so stimmt β, oder der in Uhrzeit ausgedrückte Zeitraum überein mit (86400/86400 + α).β in wahrer Sonnenzeit. Im Beyspiele, wo α=18; β=40791, findet sich (86400.40791/86418)=40782,5; also die Beobachtung nach wahrer zeit 40782, 5 Sec. oder 11 St. 19 Min. 42, 5 Sec. nach dem Mittage des 2. Jan.

Es ist aber (86400/86400 + α).β=β—(αβ/86400 + α). Diese letztere Formel gewährt eine leichtere Rechnung, weil man so im zweyten Gliede nur mit der kleinen Zahl α multipliciren darf, und nun sindet, was von β abzuziehen sey, um die Angabe in wahrer Sonnenzeit zu erhalten. In unserm Beyspiele ist (18.40791/86418)=8,5 Sec., welche man von 11 St. 19 Min. 51 Sec. abzuziehen hat. Wäre α negativ, so würde das zweyte Glied der Formel zu β hinzuzusetzen seyn.

Lehrreiche Betrachtungen über diese Verwandlung der Uhrzeit in wahre Sonnenzeit, und ihre Erleichterung durch Logarithmen und Tafeln hat Herr Kästner (Anfangsgr. der Astron. 3te Aufl. Göttingen, 1781. 8. S. 43 u. f. S. 317 u. f. ingl. Astronomische Abhdl. Erste Samml. Gött. 1772. 8. III. Abhdl. §. 51. u. f.) angestellt.

Die Zeit, welche die Uhr zu Mittage weiset, findet man entweder aus übereinstimmenden Sonnenhöhen, oder aus dem Durchgange der Sonne durch die Mittagsfläche, in der man einen Faden ausspannt, und die Zeit des Antritts des vordern und hintern Sonnenrandes an diesen Faden bemerkt. Der halbe Unterschied beyder Zeitpunkte zum ersten addirt oder vom letzten abgezogen giebt die Zeit des Durchgangs des Mittelpunkts d. i. des Mittags. Hat man der Witterung halber die Zeit an einem der nächsten Mittage vor und nach der Beobachtung nicht bemerken können, so ist genug, wenn man sie nur an irgend einem der vorhergehenden und einem der nachfolgenden bemerkt, und die Uhr indessen einen immer gleichen Gang behalten hat. Die Rechnung läßt sich so abändern, daß sie auch diesem Falle Gnüge leistet. Hieraus wird begreiflich, warum es genug ist, die Uhr nur ohngefähr nach einer gewissen Zeit zu stellen, da das Wesentliche blos auf die Gleichförmigkeit ihres Ganges ankömmt, bey welcher sie doch die wahre Sonnenzeit, die man zu wissen verlangt, nicht unmittelbar zeigen könnte.

Zeitbogen, s. Stundenwinkel.