Astronomische Zeitmessung

Einführung:

Zeitmessung und Kalenderwesen zählen mit zu den ältesten Zweigen der Astronomie. Bis in die jüngste Vergangenheit gab es keine irdische Methode der Zeitmessung, die es bezüglich der Genauigkeit mit den Zeitbestimmungen aufnehmen konnte, die sich aus der Beobachtung des Sonnen- und Planetenlaufes ergeben. Alle dem Menschen natürlich erscheinenden Zeiteinheiten sind durch astronomische Phänomene bestimmt: Das Jahr durch den Umlauf der Erde um die Sonne und den daraus folgenden Ablauf der Jahreszeiten, der Monat durch die Bewegung des Mondes um die Erde und den Wechsel der Mondphasen, der Tag durch die Drehung der Erde um sich selbst und den Tag- und Nachtwechsel.
Bei höheren Ansprüchen an die Genauigkeit zeigt sich aber, daß die Festlegung der Zeiteinheiten nicht unproblematisch ist. Zum einen ergeben sich Mehrdeutigkeiten wie z.B. bei der Definition einer Umdrehung oder eines Umlaufs, zum anderen erweisen sich einige der zugrundeliegenden astronomischen Abläufe als ungleichförmig. Ein schon seit Jahrtausenden bekanntes Problem besteht in der Nichtkommensurabilität von Tag, Monat und Jahr. Weder läßt sich das Jahr präzise durch eine ganze Anzahl von Monaten oder Tagen ausdrücken, noch enthält ein Monat eine ganze Zahl von Tagen. Zur Lösung der skizzierten Probleme sind eine Vielzahl von Zeitskalen und Kalender entwickelt worden, deren wichtigste im folgenden beschrieben werden sollen.

Sternzeit

Die Sternzeit wird aus der Umdrehung der Erde gegenüber dem Hintergrund der in großer Entfernung stehenden Sterne abgeleitet, kann also aus nächtlichen Beobachtungen des Sternenhimmels bestimmt werden. Einen Sterntag definiert man in erster Näherung als die Zeitspanne zwischen zwei aufeinanderfolgenden Meridiandurchgängen eines Sterns. Dabei ist der Meridian eines Beobachtungsortes der Großkreis auf der Himmelskugel, der durch die beiden Himmelspole und durch den Zenit des Beobachtungsortes geht. Anders ausgedrückt ist der Meridian der vom Erdmittelpunkt aus auf die Himmelskugel projizierte Längenkreis des Beobachtungsortes. Der Meridiandurchgang ist daher die präzisierte Festlegung des Zeitpunktes, zu dem umgangssprachlich "der Stern genau im Süden steht" (zumindesten für Beobachter auf der Nordhalbkugel der Erde). Die Dauer eines Sterntages in Einheiten der Weltzeit beträgt 23h 56m 04.0905s.
Um die Länge eines Sterntages präziser zu definieren und auch um für die Sternzeit einen Nullpunkt der Zeitzählung festlegen zu können, müssen zunächst die Begriffe 'Stundenwinkel', 'Ekliptik', 'Himmelsäquator' und 'Frühlingspunkt' erläutert werden. Durch einen beliebigen Punkt des Himmels -- z.B. den Ort eines Sterns -- und die beiden Himmelspole läßt sich eindeutig ein weiterer Großkreis festlegen, der i.a. nicht mit dem Meridian zusammenfällt, sondern diesen an den Himmelspolen schneidet. Der Schnittwinkel wird als Stundenwinkel bezeichnet. Er wird allerdings üblicherweise nicht im Gradmaß angegeben, sondern in Stunden, Minuten und Sekunden (daher der Name). Der Vollkreis von 360 Grad entspricht dabei exakt 24 Stunden. Infolge der Erdrotation wächst der Stundenwinkel während eines Sterntages um 24 Stunden.
Der Himmelsäquator ist die Menge aller Punkte der Himmelskugel, die 90 Grad von beiden Himmelspolen entfernt sind, oder auch der vom Erdmittelpunkt her an die Himmelskugel projizierte Erdäquator. Die Ekliptik ist die Bahn, die die Sonne im Laufe eines Jahres zwischen den Sternen zieht. Himmelsäquator und Ekliptik fallen nicht zusammen (eine Folge der Schrägstellung der Erdachse), sondern schneiden sich in zwei Punkten, deren einer als Frühlingspunkt bezeichnet wird.
Als 0 Uhr Sternzeit wird nun der Meridiandurchgang des Frühlingspunktes definiert, was sich verallgemeinern läßt zur Feststellung: 'Die Sternzeit ist der Stundenwinkel des Frühlingspunktes.' Der Frühlingspunkt ist natürlich ein fiktiver Punkt auf der Himmelskugel und läßt sich deshalb nicht direkt beobachten. Aus den bekannten Koordinaten beobachteter Sterne kann aber auf die Lage des Frühlingspunkts geschlossen werden. Aus dem oben gesagten wird auch deutlich, daß ein Sterntag die Zeitspanne zwischen zwei Meridiandurchgängen des Frühlingspunktes ist. Nach dieser endgültigen Definition ist der Sterntag um rund 9 Millisekunden kürzer als nach der eingangs vorgestellten Definition, eine Folge der Tatsache, daß der Frühlingspunkt sich wegen der Präzession der Erdachse gegenüber den Sternen verschiebt.
Wegen des Bezugs auf den Meridian führt die obige Definition zu einer Sternzeit, die ortsabhängig ist. Um auf eine weltweit einheitliche Sternzeit zu kommen, bezieht man sich auf den Meridian von Greenwich und bezeichnet die so erhaltene Zeitskala als 'Greenwich Mean Siderial Time' (GMST). Um zwischen GMST und der lokalen Sternzeit umrechnen zu können, muß die geographische Länge des Beobachtungsortes bekannt sein.
Die Bedeutung der Sternzeit liegt zum einen in der Möglichkeit, aus ihr und den Koordinaten eines Sternes (speziell der Rektaszension) den Stundenwinkel und damit die momentane scheinbare Position des Sternes zu errechnen (die sich ja wegen der Erdrotation ständig ändert). Zum anderen bildet die Sternzeit eine der Grundlagen der Weltzeit UTC.

Sonnenzeit

Die Sonnenzeit orientiert sich an der Dauer der scheinbaren Umdrehung der Sonne um die Erde. Als wahrer Sonnentag wird die Zeitdauer zwischen zwei Meridiandurchgängen der Sonne bezeichnet, lax ausgedrückt also "von Mittag zu Mittag". In Wahrheit spiegelt sich in dieser Bewegung nur die Drehung der Erde um sich selbst. Weil allerdings im Laufe eines Tages die Erde auch einen beträchtlichen Teil ihres Umlaufs um die Sonne zurücklegt, dauert eine vollständige Erddrehung bezüglich der Sonne länger als eine vollständige Drehung bezüglich der Sterne. Daher ist ein wahrer Sonnentag auch um etwa 4 Minuten länger als ein Sterntag.
Der Bezugspunkt der wahren Sonnenzeit kann auch wieder durch den Stundenwinkel ausgedrückt werden. Allerdings soll die Uhrzeit beim Meridiandurchgang der Sonne 12 Uhr betragen, daher ergibt sich die wahre Sonnenzeit als Stundenwinkel der Sonne plus 12 Stunden.

  Eine Sonnenuhr zeigt die wahre Sonnenzeit an.
Die Dauer des wahren Sonnentages variiert aber jahreszeitlich. Das ist eine Folge sowohl der Exzentrizität der Erdbahn als auch der Schiefe der Ekliptik (die Schrägstellung der Erdachse). Zum einen werden nach dem zweiten Keplerschen Gesetz (dem Flächensatz) verschiedene Teile der ellipsenförmigen Erdbahn unterschiedlich schnell durchlaufen, so daß auch die Sonne sich unterschiedlich schnell zwischen den Sternen bewegt. Zum anderen würde aber auch bei exakter Kreisform der Erdbahn sich die Sonne nur gleichförmig auf der Ekliptik bewegen, nicht aber ihre Projektion auf den Himmelsäquator. Im Frühjahr und im Herbst bewegt sich die Sonne in der Nähe der Schnittpunkte zwischen Ekliptik und Himmelsäquator. Ihre Bewegung von Tag zu Tag verläuft daher schräg zum Himmelsäquator, die auf den Äquator projizierte Bewegung ist folglich reduziert. Im Sommer und Winter hingegen bewegt sich die Sonne nahe den Scheitelpunkten der Ekliptik und damit parallel zum Äquator, wodurch ihre projizierte Geschwindigkeit groß ist. Beide Effekt haben letztlich zur Folge, das die genaue Länge der etwa 4minütigen Korrektur zum Sterntag schwankt. Die Schiefe der Ekliptik hat dabei den etwas größeren Einfluß.
Um auf eine gleichmässiger ablaufende Zeitskala zu kommen, definiert man eine fiktive "mittlere Sonne". Diese braucht für einen Umlauf von Frühlingspunkt zu Frühlingspunkt genauso lange wie die wahre Sonne, soll sich aber gleichförmig auf dem Himmelsäquator bewegen. Mittlere Sonnenzeit ist dementsprechend der Stundenwinkel der mittleren Sonne plus 12 Stunden.
Der Differenz zwischen wahrer und mittlerer Sonnenzeit wird als Zeitgleichung bezeichnet. Wegen der Überlagerung zweier Effekte mit unterschiedlicher Periodenlänge (die Exzentrizität der Erdbahn bewirkt eine Periode von einem Jahr, die Schiefe der Ekliptik von einem halben Jahr) ergeben sich pro Jahr zwei Minima und zwei Maxima der Zeitgleichung:
      ~ 11.Feb    ~  14.5 min
      ~ 14.Mai    ~     4 min
      ~ 26.Jul    ~   6.4 min
      ~  3.Nov    ~  16.3 min
Die Zeitgleichung bewirkt auch asymmetrische Verschiebungen von Sonnenauf- und -untergangszeiten. So findet z.B. der früheste Sonnenuntergang nicht bei der Wintersonnenwende am 22.Dez. statt, sondern etwa 11 Tage zuvor. Der späteste Sonnenaufgang kommt dagegen rund 10 Tage nach der Wintersonnenwende. Aus demselben Grund sind Vor- und Nachmittag auch bei den Tag- und Nachtgleichen am 21.März und 23.Sep. nicht gleich lang.

Weltzeit(Universal Time UT), Greenwich-Zeit

Die Weltzeit oder Universal Time (UT) wurde 1926 als Ersatz für die Greenwich Mean Time (GMT) eingeführt. Zur dieser Zeit waren mehrere, zum Teil deutlich unterschiedliche Bedeutungen von GMT im Gebrauch. Der dadurch eigentlich unbrauchbar gewordene Begriff wurde deshalb fallengelassen und durch eine präzisere Festlegung von UT ersetzt.
UT ist für meisten praktische Belange gleichzusetzen mit der mittleren Sonnenzeit bezogen auf den Nullmeridian von Greenwich. UT verhält sich damit zur mittleren Sonnenzeit wie Greenwich Mean Siderial Time zur lokalen Sternzeit. Grundsätzlich ist UT aber keine Sonnenzeit in dem Sinne, daß die beobachtete Sonnenposition zur Festlegung dieser Zeit dienen würde. Dazu ist die erreichbare Genauigkeit bei der Messung der Sonnenposition viel zu gering. Stattdessen wird UT aus der weit präziser meßbaren Sternzeit durch eine festgelegte mathematische Formel abgeleitet. In diese Formel geht das bereits bekannte Wissen um die Form der Erdbahn ein, mit dessen Hilfe man die Position der fiktiven mittleren Sonne berechnen kann. Letztlich sind also UT und Sternzeit nicht zwei voneinander unabhängige Zeitskalen, sondern lediglich Ausprägungen einer einzigen Skala mit allerdings unterschiedlich langen Zeiteinheiten.
Bei genauerer Betrachtung muß die Weltzeit UT noch weiter differenziert werden. Die direkt aus der Beobachtung abgeleitete Sternzeit, umgerechnet auf den Nullmeridian und der Transformationsformel auf UT unterworfen, liefert die Zeit UT0. Wegen der Polschwankungen der Erde variiert aber die Differenz der geographischen Längen von Beobachtungsort und dem Nullmeridian, so daß die pauschal vorgenommene Umrechnung auf den Nullmeridian fehlerbehaftet ist. Wird die Polschwankung berücksichtigt, so erhält man die Zeit UT1. Diese Zeitskala ist damit für alle Beobachtungsorte auf der Erde konsistent. Sie ist allerdings bekanntermassen immer noch ungleichförmig, weil die Rotationsgeschwindigkeit der Erde ebenfalls variiert. Eine Korrektur von UT1 um die stärksten und regelmäßigsten Schwankungen liefert die Zeit UT2. Diese Korrektur beträgt maximal +/- 30 Millisekunden. UT2 stellt die gleichförmigste Zeitskala dar, die sich auf der Grundlage der Erdrotation vorhersagen läßt. Sie hat allerdings wegen der Verfügbarkeit deutlich genauerer und leicht zugänglicher Zeitstandards (Atomuhren) kaum einen praktischen Nutzen, so daß die in der Astronomie meistgebräuchliche Weltzeit die UT1-Skala ist.
UT1 bietet den Vorteil, den Sonnenstand ausreichend präzise vorhersagen zu können. Dem steht als Nachteil entgegen, daß die Dauer der aus UT1 abgeleiteten Sekunde merkbar schwankt (wegen der unregelmäszlig;igen Erdrotation). Daher wurde mit der Coordinated Universal Time (UTC) eine neue Zeitskala definiert, deren Zeiteinheit die SI-Sekunde -- realisiert durch Atomuhren -- ist. Außerdem gilt, daß die Differenz UTC - UT1 dem Betrage nach nicht größer als 0.9 Sekunden sein soll. Damit bietet UTC sowohl eine hochkonstante Zeiteinheit als auch Übereinstimmung mit dem Sonnenlauf. Aus diesem Grunde ist UTC heute die Grundlage aller bürgerlichen Zeitrechnung. Sie wird über Zeitsender und andere Zeitdienste öffentlich verbreitet. Mit übertragen wird auch die extrapolierte augenblickliche Differenz DUT1 = UTC - UT1. (Diese Differenz muß extrapoliert werden, weil UT1 aus Beobachtungen erschlossen werden muß und die Berechnung und Verbreitung dieser Zeit nicht augenblicklich erfolgen kann.)
Weil UTC genau wie die Atomzeit TAI auf der SI-Sekunde basiert, laufen diese beiden Zeitskalen im Prinzip synchron zueinander. Weil die SI-Sekunde aber nicht mit der UT1-Sekunde übereinstimmt, driftet UTC gegenüber UT1. Um die oben genannte Bedingung bzgl. UTC-UT1 einzuhalten, müessen gelegentlich Schaltsekunden in UTC eingefügt oder ausgelassen werden. Das geschieht -- wenn nötig -- am 30.Jun oder 31.Dez. am Ende der letzten Minute des Tages. Zur Zeit müssen etwa zwei Schaltsekunden in drei Jahre eingefügt werden. Über die Notwendigkeit einer Schaltsekunde entscheidet -- nach Absprache mit verschiedenen Zeitdiensten -- das Bureau International de l'Heure (BIH) in Paris.
Schaltsekunden sind nicht bedingt durch die säkulare Verlangsamung der Erdrotation (die weniger als 2 Millisekunden in 100 Jahren beträgt), sondern durch irreguläre Schwankungen der Erdrotation und die Tatsache, daß die Definition der SI-Sekunde letztlich auf die Dauer des Jahres 1900 zurückgeht, welches unterdurchschnittlich lang war.

Zeitzonen

Die Einrichtung von Zeitzonen trägt der Tatsache Rechnung, daß zu einem gegebenen Zeitpunkt an einem Ort auf der Erde die Sonne aufgehen, an einem anderen Ort im Mittag stehen und an einem dritten Ort untergehen kann. Es macht daher aufgrund der astronomischen Gegebenheiten Sinn, an verschiedenen Orten der Erde unterschiedliche bürgerliche Zeitrechnungen zu verwendet. Letztlich ist aber die Annahme einer lokalen Zeitrechnung eine politische Entscheidung und wird daher auch in den einzelnen Staaten der Erde unterschiedlich gehandhabt.
Eine Zeitzone ist ein Gebiet gleicher bürgerlicher Zeitrechnung, das i.a. an einem geographischen Längenkreis ausgerichtet ist. Die lokale Zeit einer Zeitzone unterscheidet sich in der Regel um eine ganze Stundenzahl von der Weltzeit UTC, es kommen aber auch vereinzelt andere Differenzen vor. Die Differenz 'Ortszeit' minus 'Weltzeit' ist positiv für Zeitzonen östlich des Nullmeridians und negativ für westliche Zeitzonen (vgl. Zeitzonenkarte (230 kb)).
Häufig erwähnte Zeitzonen sind:

Sommerzeiten (engl. 'daylight saving time') werden aus politischen Gründen festgelegt und haben keine astronomische Grundlage.

Atomzeit

Im Systeme International der Maßeinheiten ist die SI-Sekunde definiert als 9 192 631 770 Schwingungen eines Hyperfeinstrukturübergangs im Grundzustand von Cäsium-133. Die Dauer der SI-Sekunde wurde so gewählt, daß sie bestmöglichst mit der bis dahin gebräuchlichen Ephemeridensekunde übereinstimmt.
Die SI-Sekunde definiert lediglich eine abstrakte Atomzeit. Um zu einer praktisch nutzbaren Zeitskala zu gelangen, benötigt man Geräte, die die SI-Sekunde zu realisieren versuchen. Diese Geräte werden Atomuhren genannt. Reale Atomuhren stimmen nicht vollständig miteinander überein. Daher wird für die Definition der Atomzeit TAI (frz. Temps Atomique International) der gewichtete Mittelwert vieler Atomuhren -- verstreut in verschiedenen Labors auf der gesamten Erde -- verwendet. TAI ist die z.Z. beste Realisation einer auf der SI-Sekunde basierten Zeitskala mit einer relativen Genauigkeit von +/- 2*10^-14 (Stand von 1990).
Nach der Allgemeinen Relativitätstheorie hängt die gemessene Zeit vom Ort auf der Erde ab (genauer von der Höhe) und auch von der räumlichen Geschwindigkeit der Uhr. TAI bezieht sich deshalb auf einen Meßort auf Meereshöhe, der sich mit der Erde mitdreht.

Ephemeridenzeit, Dynamische Zeiten (TDT, TDB)

Ephemeriden sind die Tabellen, in denen die Positionen von Sonne, Erdmond, Planeten und deren Monden zu verschiedenen Zeitpunkten aufgeführt sind. Früher wurden die Positionen in Abhängigkeit von der Weltzeit (damals Greenwich Mean Time) tabelliert, was aber immer wieder zu Problemen -- insbesondere bei der Vorhersage der Erdmondbewegung -- führte. Schließlich erkannte man (um 1930), daß die Erdrotation unregelmäßig und jede daraus abgeleitete Zeitskala deshalb ungleichförmig ist. Die Anwendung dynamischer Bewegungsgesetze wie zum Beispiel der Newtonschen Kraftgesetze setzt aber eine gleichförmig verlaufende Zeit als unabhängige Variable voraus. Die Ephemeridenzeit (ET, für Ephemeris Time) wurde deshalb in der Folge definiert als die Zeitskala, mit der die Bewegungsgesetze zusammen mit dem Newtonschen Schwerkraftgesetz die Ephemeriden korrekt voraussagen, und wird folglich als Argument in den Ephemeridentafeln aufgeführt. Eine Bestimmung der aktuellen ET wird also durch Vergleich der beobachteten Positionen der Himmelskörper mit den Ephemeriden bewerkstelligt.
Formal wurde ET durch die Newcombsche Theorie der Sonne definiert. 1958 legte die Internationale Astronomische Union (IAU) auf ihrer 10. Generalversammlung fest, daß

Für die Länge der Zeiteinheit einigten sich die IAU und das Internationale Komitee für Gewichte und Maße auf die Definition die 1957 veröffenlicht wurde. Mit diesen Definitionen entspricht die Ephemeridenzeit den Zeitwerten in Newcombs Tabellen der Sonnenposition.
Für praktische Zeitbestimmungen waren die oben genannten Definitionen aber ungeeignet, weil genaue Positionsbestimmungen der Sonne schwierig sind. Stattdessen wurde der Unterschied $\Delta T$ zwischen ET und UT aus Vergleichen zwischen Beobachtungen und Ephemeriden des Erdmondes abgeleitet. Beobachtungstechnisch eignet sich der Mond wegen seiner großen scheinbaren Geschwindigkeit am Himmel dafür gut, die Berechnung seiner Ephemeride ist aber sehr schwierig und setzt neben der Gravitationskonstanten noch die Kenntnis anderer physikalischer Konstanten (wie z.B. die Erdabplattung und die Gezeitenreibung) voraus. Im Zeitraum zwischen 1960 und 1984 wurde die Mondtheorie mehrfach verbessert, was jedesmal eine Änderung in der Realisierung der Ephemeridenzeit zur Folge hatte. Für genauere Betrachtungen muß deshalb die verwendete Realisierung der ET (bezeichnet mit ET0, ET1 und ET2) berücksichtigt werden.
Neben der Abhängigkeit von Details der Mondtheorie haftet der ET auch der Nachteil an, keinerlei Effekte zu berücksichtigen, die nach der Speziellen und der Allgemeinen Relativitätstheorie zu erwarten sind. Als bei steigender Meßgenauigkeit und wachsenden Ansprüchen an theoretische Vorhersagen dieses Defizit bedeutsam wurde, mußte ET durch verbesserte Zeitskalen ersetzt werden. Diese Nachfolgeskalen werden allgemein als Dynamische Zeiten bezeichnet, weil sie (wie ET) auf berechneten Planeten- und Mondbewegungen nach dynamischen Bewegungsgesetzen beruhen. Im Unterschied zu ET werden hier aber relativistische Bewegungsgleichungen zugrunde gelegt.
Im Rahmen der Relativitätstheorie hängt die Zeitmessung vom Bezugsort ab. Bezugsorte von astronomischer Bedeutung sind die Erdoberfläche und das Schwerkraftzentrum des Sonnensystems. Die beiden Zeitskalen für diese zwei Bezugsorte hängen in unterschiedlicher Weise von der dynamischen Theorie ab (wobei hier die Möglichkeit akzeptiert wird, daß die Relativitätstheorie die tatsächliche Dynamik nicht korrekt beschreibt). Man hat aber die Freiheit, eine der Zeitskalen frei zu definieren.
1977 wurde durch die Generalversammlung der IAU in Grenoble, Frankreich die Zeitskala für einen Bezugsort auf der Erde als TDT (Terrestrial Dynamical Time) definiert durch die Festlegungen, daß die Zeiteinheit der TDT die SI-Sekunde sei und der Zeitpunkt 1977 Januar 1, 0 Uhr TAI dem Zeitpunkt 1977 Januar 1, 0 Uhr 0 Minuten und 32.184 Sekunden TDT entspricht. Die Differenz von 32.184 Sekunden entsprach dem damaligen Unterschied zwischen TAI und ET und wurde im Interesse einer Kontinuität zwischen (alter) ET und (neuer) TDT gewählt. Trotz des Bezugs auf die gemeinsame Grundlage der SI-Sekunde sind TAI und TDT im Grunde keine identischen Zeitskalen. TAI unterliegt möglichen systematischen Fehlern bei der Realisierung der Atomzeit, während TDT eine idealisierte, gleichförmig verlaufende Zeit ist. In der absehbaren Zukunft sind die Unterschiede aber allenfalls bei der Zeitmessung von Millisekundenpulsaren bedeutsam. (Hinzuweisen ist auch darauf, die obige Definition TDT im Grunde zu einer Atomzeit macht, die nicht notwendigerweise zutreffend die Dynamik aufgrund von Gravitation beschreibt. Bislang existiert allerdings keinerlei Hinweise auf eine Divergenz zwischen idealer Atomzeit und idealer dynamischer Zeit.)
Die genannte Generalversammlung der IAU legte außerdem fest, daß sich Zeitskalen, die sich auf das Schwerkraftzentrum des Sonnensystems beziehen, nur um periodische Terme von TDT unterscheiden sollen. Solche Zeitskalen werden als TDB (Barycentric Dynamical Time) bezeichnet. In der Praxis werden sie aus TDT unter Berücksichtigung der Konstanten, Positionen und Bewegungen von Sonne, Mond, Jupiter, Saturn und dem Schwerkraftzentrum des Sonnensystems sowie der Annahme einer Gravitationstheorie berechnet. Für die Gravitationstheorie wird heute die allgemeine Relativitätstheorie verwendet. Die so erhaltene TDB weicht von TDT um maximal 10 Millisekunden ab, diese Differenz ist für die meisten Anwendungen bedeutungslos.
Weitere Zeitskalen namens Terrestrial Time (TT), Geocentric Coordinate Time (TCG) und Barycentric Coordinate Time (TCB) wurden von der IAU 1991 im Zuge einer Klärung der Beziehungen zwischen Raum-Zeit-Koordinaten eingeführt. Alle diese Zeitskalen sind Eigenzeiten im Sinne der allgemeinen Relativitätstheorie. Dabei gilt TT an der Erdoberfläche (auf Meereshöhe) und entspricht vollständig TDT. TCG mißt die Eigenzeit im Mittelpunkt der Erde und unterscheidet sich von TT durch einen konstanten Skalenfaktor, der aus dem unterschiedlichen Gravitationspotential der beiden Meßorte folgt. TCB ist die Eigenzeit des Schwerkraftzentrums des Sonnensystems. Sie weicht von TDB durch einen konstanten Skalenfaktor ab, zum einen wegen geringfügig geänderter astronomischer Konstanten, zum anderen aber wegen der oben genannten Forderung, daß TDB sich nur um periodische Terme von TDT unterscheiden soll. TDB ist daher letztlich an die Eigenzeit auf der Erdoberfläche gebunden und weist wegen des unterschiedlichen Gravitationspotentials eine andere Gangrate auf als TCB.

Julianischer Tag

Die Julianische Tageszahl -- oder einfacher der Julianische Tag -- ist eine fortlaufende Zählung der Tage, beginnend mit dem Tag 0, der am 1. Januar 4713 v.Chr. (im proleptischen Julianischen Kalender) um 12 Uhr Mittags begann. Dementsprechend beginnt ein neuer Julianischer Tag auch immer um 12 Uhr Mittags, was ursprünglich für die europäische Astronomie den Vorteil besaß, daß alle Beobachtungen einer Nacht an einem einzigen Julianischen Tag stattfanden. Diese Eigenschaft ist heute unwesentlich.
Die Julianische Tageszählung läßt sich durch Anhängen des seit 12 Uhr Mittags verflossenen Tagesbruchteils leicht zu einer genauen Zeitangabe erweitern. So bezeichnet JD 2 451 605 den Tag, der am 1.März 2000 um 12 Uhr beginnt, während JD 2 451 605.25 den Zeitpunkt um 18 Uhr desselben Tages bestimmt. Diese Erweiterung wird in vielen Quellen als Julianisches Datum bezeichnet (so z.B. im Astronomischen Almanach). Andere Quellen möchten den Gebrauch dieses Begriffs auf Datumsangaben im Julianischen Kalender begrenzen, um Verwechslungen vorzubeugen. Diese Begriffstrennung hat sich bislang nicht durchsetzen können.
Julianische Tage wurden früher in der Regel (sofern nichts anderes spezifiziert wurde) nach mittlerer Sonnenzeit gezählt, heute nach UT. Alternativ wurden Angaben auch in Ephemeridenzeit gemacht, was durch die Bezeichnung JED oder JDE gekennzeichnet wurde. Auch heute ist gelegentlich sinnvoll, Julianische Tage in einer anderen als der UT-Skala anzugeben. Die verwendete Zeitskala ist dann an die Zeitangabe anzuhängen, z.B. als JD 2 451 545.0 TDT für den 1.Januar 2000, 12 Uhr Mittags nach TDT-Zeit.
Häufig finden sich auch Zeitangaben in einem Modifizierten Julianischen Datumsformat (MJD). Die gebräuchlichste Definition eines MJD folgt aus

       MJD   =   JD  -  2 400 000.5 
der Nullpunkt liegt daher beim 17.November 1858 um 0 Uhr (!) Weltzeit. Andere Definitionen existieren allerdings auch, so daß bei der Verwendung von Daten in MJD Vorsicht geboten ist. Aus diesem Grunde wird MJD auch von der Internationalen Astronomischen Union nicht anerkannt.
Die Bedeutung der Julianischen Tagesangabe in der heutigen Astronomie liegt zum einen in der Möglichkeit einer kompakten, eindeutigen Zeitangabe, zum anderen in der einfachen Angabe und Berechnung von Zeitdifferenzen, Perioden usw.
Die Julianische Tageszählung wurde 1581 von dem französischen Gelehrten Joseph Justus Scaliger (in seinem Werk 'Opus novum de emendatione temporum') eingeführt, um eine eindeutige Zeitzählung ohne negative Jahreszahlen zu erhalten. Dazu mußte der Anfang der Zeitzählung genügend weit in der Vergangenheit in vor-historischen Zeiten liegen. Scaliger konstruierte zunächst eine 7980 Jahre währende Julianische Periode, indem er folgende Zyklen kombinierte: Das letzte Jahr, in dem alle drei Zyklen gemeinsam einen neuen Durchlauf begannen, war 4713 v.Chr. Den 1.Januar dieses Jahres legte Scaliger als Beginn seiner Zeitrechnung fest. Für die meisten Menschen der damaligen Epoche war dieses Datum allerdings fiktiv, da nach ihrem Glauben die Welt erst wesentlich später erschaffen wurde. Scaliger selbst datierte die Erschaffung der Erde auf das Jahr 3267 v.Chr.
Bezüglich der Namensgebung finden sich widersprüchliche Angaben in der Literatur. Nach einigen Quellen hat Scaliger sein Zeitsystem zu Ehren seines Vaters (Julius Scaliger) benannt. Andere Quellen zufolge hat Scaliger den Julianischen Kalender verteidigt (gegen die Reformbestrebungen des Vatikans) und seine Namensgebung daran angelehnt; damit ginge der Name letztlich auf Julius Caesar zurück.