Orientierung am Fixsternhimmel

Orientierung am Sternenhimmel
Wie finde ich Objekte am Himmel?
Max Camenzind
Akademie HD
Übersicht
• Sterne werden an den Himmel projiziert
 4 Koordinatensysteme am Himmel:
• Horizont-System des Beobachters.
• Äquatorialsystem & TeleskopMontierung.
• Ekliptikales System für Planeten.
• Galaktische Koordinaten für Galaxien
• Orientierung am Fixsternhimmel mittels
Stellarium (Planetariumsprogramm).
• Was sind Sternbilder?
Sterne als astronomische Objekte
Sterne wandern
scheinbar auf
Kreisen am Himmel

Zirkumpolarsterne
am Südpol

Effekt der
Erdrotation
 Der Himmel
Rotiert nicht!!!
Der Horizont eines Beobachters
Das Horizontsystem
Position eines
Sterns wird
durch 2 Winkel
festgelegt:
• Azimut A
• Höhe h
(altitude)
Meridian
E
S
Ausgangspunkt ist der Beobachter und sein Horizont. Um die
Position eines Himmelskörpers anzugeben, beginnt man
zuerst den Winkel vom Südpunkt aus über Westen bis unter
den Stern zu messen. Das ist der Azimut A. Die zweite
Koordinate ist einfach die Höhe h des Gestirns über dem
Horizont (gemessen in Grad) und sie wird ganz originell Höhe
genannt. Dieses Koordinatensystem ist simpel und leicht zu
verstehen – hat aber einen entscheidenden Nachteil.
Während sich die Erde dreht, ändern sich auch Azimut und
Höhe ständig. Und wenn sich die Koordinaten eines
Himmelskörpers ständig ändern, kann das nervig sein. Man
denke nur an Sternkataloge: da will man ja irgendwelche fixe
Koordinaten angeben; Koordinaten, die sich nicht jede
Stunde ändern.
Das Horizontalsystem ist das "natürlich-intuitive"
Koordinatensystem zur Beobachtung der Sterne. Es bildet ab,
was wir unmittelbar sehen: über dem kreisförmigen Horizont
steigen Sterne auf, erreichen einen Höhepunkt und gehen
wieder unter. Der höchste Punkt der Sternenbahn liegt genau
in Südrichtung.
Zur Definition eines (dreidimensionalen Kugel-)
Koordinatensystems braucht es einen Basiskreis auf dem die
Breitenwinkel von einem Nullpunkt aus gezählt werden und
Meridiane (Längenkreise), die den Basiskreis rechtwinklig
und die sich alle in einem Pol schneiden. Auf den Meridianen
wird der Höhenwinkel gemessen; Nullpunkt ist der
Schnittpunkt mit dem Basiskreis. Die Höhe wird zum Zenit hin
positiv, zum Nadir hin negativ angegeben.
Der (obere) Schnittpunkt der Meridiane ist der Zenit. Er liegt
genau über dem Beobachter. Da die Meridiane (Groß-)Kreise
sind, die sich auch unterhalb des Horizonts ausdehnen,
schneiden sie sich auch unter dem Beobachter: im Nadir (aus
dem Arabischen). Die Verbindungslinie von Zenit und Nadir
(Achse) geht durch den Beobachter und den Erdmittelpunkt.
Auf den Meridianen wird vom Horizontkreis aus der Winkel
zum Zenit positiv hin (der zum Nadir negativ) angegeben. Der
Winkel heißt Höhe (h).
Auf dem Horizontkreis wird der Winkel vom Süd- oder
Mittagsmeridian aus im Uhrzeigersinn gezählt (von Süd über
West nach Nord und Ost). Der horizontale Winkel heißt
Azimut (A) oder Stundenwinkel. (Das Horizontalsystem wird
deshalb auch Azimutsystem genannt.)
Das Horizontsystem
Zwei Winkel:
h: Höhe
(altitude)
A: Azimut
Das Höhe-Azimut System ungeeignet!
System ist einfach, bietet jedoch Schwierigkeiten:
• hängt vom Ort des Beobachters auf der Erde ab
• da die Erde rotiert, bewegen sich Sterne konstant
am Himmel
Koordinaten verändern sich
• Sterne gehen 24h/365 ~ 4 Minuten früher auf
jede Nacht
Über ein Jahr verteilt, wird der ganze Himmel sichtbar
Da die Koordinaten der Sterne sich dauernd ändern,
ist ein geeigneteres System angebracht
Das Äquatorial System
Das Äquatorialsystem
Zwei Winkel:
Rektaszension
h min sec
Deklination
Grad min sec
Die Himmelskugel von außen
Wir erkennen in der Abbildung schon die Grundlage zweier
Koordinatensysteme: das "irdische", nach dem wir unsere Position auf der
Erde festlegen (Äquatorialsystem) und ein "himmlisches" in dem wir die
Position der Fixsterne relativ zum Himmels-Äquator angeben
(Rektaszensionssystem). Die Rolle des Bezugspunktes auf dem Äquator der
Erde übernimmt der Südmeridian, über dem jeder Stern kulminiert, und
auf dem Himmelsäquator der Frühlingspunkt.
Wozu braucht man diese beiden Koordinatensysteme, wenn sie doch
weitgehend übereinstimmen? Das liegt an der "natürlichen" Zeitdefinition
aus der Beobachtung periodischer Vorgänge (Zeitunterschied zwischen
zwei Sonnenkulminationen ist der Tag, der zwischen zwei Frühlings-Tagund- Nacht-Gleichen ein Jahr). Man stellte wohl recht bald fest, dass ein
unabhängig (z.B. mit einer Pendeluhr) gemessener Tag im Juli etwas
weniger als 24h hat, einer im Dezember etwas mehr. Das liegt an der
eliptischen Erdbahn und wird vom 2. Keplerschen Gesetz erklärt. Die Erde
bewegt sich in der Nähe des sonnennahen Punktes ihrer Bahn eine größere
Strecke als am sonnenfernen. Konsequenterweise muss sie sich im Juli
etwas weniger weit zwischen zwei Sonnenkulminationen drehen als im
Dezember. Dem wird z.B. in der "Zeitgleichung" Rechnung getragen.
Lauf der Sterne am Nachthimmel
In diesem Bild steht der Beobachter im Zentrum. Genau über
ihm befindet sich der Zenit (und genau unter ihm der
Gegenpunkt; der Nadir). Die Ebene in der sich der Beobachter
befindet ist der Horizont (im Bild rot gezeichnet). Den
Großkreis, der durch Zenit, Nadir, Nord- und Südpunkt verläuft
nennt man Meridian. Projiziert man den Äquator der Erde auf
die Himmelskugel, dann erhält man den Himmelsäquator
(violett). Genauso sind Himmelsnord -und Südpol die an die
Himmelskugel projizierten Pole der Erde. Der Abstand zwischen
Nordpunkt und Himmelsnordpol wird Polhöhe genannt und
entspricht der geografischen Breite des Beobachters.
Die Rektaszension RA beschreibt, wie weit im Osten oder
Westen sich ein Gestirn befindet, analog zu den irdischen
Längengraden. Längengrade (auch Meridiane) verlaufen
senkrecht zum Äquator und durch die Erdpole. Doch bei den
Längengraden gibt es keinen natürlichen Bezugspunkt - also wo
fängt man zu zählen an?
Nullpunkt im Äquatorialsystem
Am Himmel wurde ein anderer Nullmeridian festgelegt: Er
verläuft durch den so genannten "Frühlingspunkt", an dem
die Sonne zu Frühlingsbeginn steht. Am 21. März um 12.00
Uhr mittags kreuzt die Sonne auf ihrer Bahn genau in
diesem Punkt den Himmelsäquator. Die Rektaszension gibt
an, wie weit östlich oder westlich vom Frühlingspunkt ein
Objekt steht. Genauer: Sie bezeichnet den Winkel α
zwischen dem Nullmeridian und dem Meridian des Objekts.
Man misst sie üblicherweise nicht in Graden, sondern in
Stunden, Minuten und Sekunden - in östlicher Richtung
(beispielsweise 3 h 12 min 24 s). Dabei entspricht der volle
Kreis von 360 Grad genau 24 Stunden.
Das Äquatorialsystem
und die Sternzeit
StundenWinkel t
 Sternzeit
Q = RA + t
 t = Q - RA
Sternzeit = Stundenwinkel des Frühlingspunktes
Zuerst sieht man wieder einmal Meridian (schwarz) und
Himmelsäquator (grün). Neu im Diagramm ist die Ekliptik
(violett) und der Frühlingspunkt. Im Äquatorialsystem gibt es
zwei Koordinaten: Rektaszension und Deklination. Will man die
Rektaszension eines Himmelskörpers angeben, dann misst man
einfach den Winkel vom Frühlingspunkt aus entlang des
Himmelsäquators bis zum Fußpunkt unter dem Stern (im Bild
blau eingezeichnet). Man gibt diesen Wert aber nicht in Grad
an, sondern in Stunden, Minuten und Sekunden (ein Kreis; also
360 Grad entspricht dabei 24 Stunden). Die Deklination ist
dann einfach die Höhe über dem Himmelsäquator, gemessen
entlang eines Großkreises durch die beiden Himmelspole und
den Stern (im Bild orange eingezeichnet). Dieses
Koordinatensystem dreht sich nun mit der Himmelskugel mit
und daher bleiben die Koordinaten der Sterne konstant und
ändern sich nicht ständig!
Das Äquatorialsystem
StundenWinkel t
 Sternzeit
Q = RA + t
 t = Q - RA
Sternzeit = Stundenwinkel des Frühlingspunktes
Die Sternzeit ist die wichtigste Zeitskala in der Astronomie 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 in 24 Stunden eingeteilt.
Er beginnt, wenn der Frühlingspunkt den Meridian des
Beobachtungsortes passiert und endet dort bei dessen
nächster Passage. Der Beobachter schließt aus der Sternzeit auf
den momentanen Himmelsanblick. Die Sternzeit ist aus dem
Rektaszensions-Winkel abgeleitet. Ein Stern mit zum Beispiel
15° Unterschied in Rektaszension zum Frühlingspunkt passiert
den Meridian eine Sternstunde später als letzterer.
«Im Toggenburg
wurden schon 1591
Tischuhren gebaut,
welche das damals
ketzerische Weltbild
von Kopernikus zeigten
mit Sonnenzeit,
Sternbildern, Sonne
und Mond im Tierkreis,
Kalender und
Mondphase», sagte
Daniel Wegmüller,
Rektor des
Zeitzentrums
Grenchen, anlässlich
der Vernissage einer
Ausstellung.
Sternzeituhr
Sonnenzeit – Sternzeit umschalten
Sternzeit berechnen
Zunächst wird die Sternzeit in Greenwich für den Zeitpunkt 0h UT
berechnet. Wir bezeichnen mit JD das julianische Datum dieses Zeitpunkts
(das ist immer eine Zahl mit dem Bruchteil 0,5!) und berechnen die Größe
T (= Jahrhunderte nach dem Zeitpunkt 1.1.2000 12h UT) :
T = ( JD – 2451545,0 ) / 36525
Dann ist die mittlere Sternzeit zu Tagesbeginn in Greenwich, in Sekunden
GMST0 = 24110,54841 + 8640184,812866 · T +
0,093104 · T² – 6,2 · 10 –6 · T³
Wird nicht in Greenwich, sondern in der geografischen Länge λ (in Grad,
östliche Länge positiv) beobachtet, müssen 240 · λ Sekunden
dazugezählt werden. Wenn die Beobachtungszeit nicht 0h UT ist, sondern
t, kommt noch die Zeit 1,00273791 · t dazu. Dieser Faktor ist das
Verhältnis der Jahreslängen in Sternzeit und „Sonnenzeit“:
366,242190 / 365,242190 = 1,002737909
Faustformel für die Sternzeit
Die Sternzeit kann also gar nicht genau vorausberechnet werden. Andererseits ist
schon die Genauigkeit von 1 Sekunde für den Sternfreund übertrieben. Sie
entspricht übrigens in unseren geografischen Breiten einer Verschiebung des
Beobachtungsorts um etwa 300m in Ost-West- Richtung.
Für die praktische Anwendung kann man sich mit der folgenden Formel
begnügen, wobei die angegebenen Konstanten je nach verlangter Genauigkeit
noch stärker gerundet werden dürfen.
Das Datum wird hier als fortlaufende Tagesnummer d des Tages im laufenden
Jahr eingegeben. Für den 1. Januar ist also d = 1, für den 1. Februar d = 32 usw.
λ ist die geografische Länge in Grad, t die Uhrzeit, in UT umgerechnet.
Dann gilt im Jahr 2016 (in Stunden):
Mittlere Sternzeit = 6,6070 + 0,06570982 · d + λ / 15 + 1,002738 · t
Für andere Jahre muss der erste Summand verändert werden:
2012
2013
2014
2015
2016
2017
2018
2019
2020
6,6050 6,6548 6,6389 6,6229 6,6070 6,6568 6,6409 6,6250 6,609
Ein Beispiel zur Sternzeit
Sie wollen in Kiel (geogr. Länge = 10,1°) am 21. Januar 2016 die
Sternbedeckung von 111 Tauri beobachten und dazu das
Teleskop exakt einstellen. Die Bedeckung wird bereits um 0:05,3
Uhr MEZ beginnen. Die Tageszahl kann man in einem Kalender
ablesen. Im Januar hat man's am einfachsten:
d = 21 http://aa.usno.navy.mil/data/docs/siderealtime.php
Die Zeit 0:05,3 Uhr MEZ entspricht 23:05,3 Uhr UT des
Vortages; man kann jetzt die 54,7m vor Mitternacht negativ
rechnen. Dann ist also die UT als Dezimalzahl geschrieben:
t = – 0,9117 und es ergibt sich die
Sternzeit = 6,6070 + 0,06570982 · 21 + 10,1 / 15 +
1,002738 · (– 0,9117) = 7,7460 h = 7 h 44,8 m .
Der Sternentag 23 h 56 m 4,09 s
Die Stunden, Minuten und Sekunden unseres Erdentages, auch
Sonnentag genannt, entsprechen nicht ganz dem Verlauf der
Sternbewegung. Denn die Sternzeit tickt ein bisschen schneller:
Die Erde dreht sich in 24 Stunden einmal um sich selbst - und
der Himmel über uns vollführt scheinbar diese Rotation. Man
sollte also annehmen, dass ein Objekt am Himmel, etwa der
helle Stern Sirius, nach 24 Stunden wieder an der gleichen Stelle
steht wie zuvor. Doch der Stern ist ein winziges Stück schneller:
um fast vier Minuten. Schon nach 23 Stunden, 56 Minuten und
4,091 Sekunden hat er die alte Position wieder erreicht. Diese
Zeitspanne nennt man einen "Sterntag".
 Der Ausschnitt des Sternenhimmels, den wir nachts sehen
können, verschiebt sich Nacht für Nacht und ist erst nach einem
Jahr wieder zur gleichen Zeit exakt derselbe. Die Bewegung um
die Sonne entspricht knapp einem Grad pro Tag: 360 Grad in
365,25 Tagen.
Sternpos im Äquatorialsystem
Koordinaten einiger Fixsterne im Rektaszensionssystem (Äquinoktium J2000)
Helligkeit Stern
3,42
Acamar
0,46
Achernar
1,58
Acrux
1,5
Adhara
0,85
Aldebaran
1,77
Alioth
1,86
Alkaid
1,74
Al-na'ir
1,7
Alnilam
1,98
Alphard
2,23
Alphecca
2,06
Alpheratz
0,77
Altair
2,39
Ankaa
0,96
Antares
-0,04
Arcturus
1,92
Atria
1,86
Avior
1,64
Bellatrix
RA α
02 h 58 m 15,696 s
01 h 37 m 42,852 s
12 h 26 m 35,871 s
06 h 58 m 37,548 s
04 h 35 m 55,237 s
12 h 54 m 01,748 s
13 h 47 m 32,434 s
22 h 08 m 14,000 s
05 h 36 m 12,809 s
09 h 27 m 35,247 s
15 h 34 m 41,276 s
00 h 08 m 23,265 s
19 h 50 m 47,002 s
00 h 26 m 17,030 s
16 h 29 m 24,439 s
14 h 15 m 39,677 s
16 h 48 m 39,869 s
08 h 22 m 30,833 s
05 h 25 m 07,857 s
Deklination δ
-40 ° 18 m 16,970 s
-57 ° 14 m 12,180 s
-63 ° 05 m 56,580 s
-28 ° 58 m 19,500 s
16 ° 30 m 33,390 s
55 ° 57 m 35,470 s
49 ° 18 m 47,950 s
-46 ° 57 m 39,590 s
-01 ° 12 m 07,020 s
-08 ° 39 m 31,150 s
26 ° 42 m 52,940 s
29 ° 05 m 25,580 s
08 ° 52 m 06,030 s
-42 ° 18 m 21,810 s
-26 ° 25 m 55,150 s
19 ° 10 m 56,710 s
-69 ° 01 m 39,820 s
-59 ° 30 m 34,510 s
06 ° 20 m 58,740 s
Der Meridiansaal
Der Meridiansaal ist ein Teilbereich einer Sternwarte, in
dem astronomische Instrumente aufgestellt werden, die nur
Beobachtungen in Meridianrichtung zulassen. Sie benötigen
daher keine Drehkuppel sondern nur eine Öffnungsmöglichkeit vom Südpunkt über den Zenit zum Nordpunkt.
Typische Instrumente sind hier das Passageinstrument, der
Meridiankreis und auch das Zenitteleskop. Diese Geräte
sind bzw. waren in der Astrometrie in Verbindung mit
astronomischen Uhren die Grundinstrumente der
Astronomie. Jede Sternwarte hatte früher einen Meridiansaal, auch die Landessternwarte Königstuhl (Ostinstitut).
 RA = Sternzeit bei Kulmination des Sterns.
Meridiansaal Aachener Sternwarte, nördlicher Turm und Direktorengebäude
Meridianinstrument der Aachener Sternwarte
Lage der Sonne Äquator
Sonnenwende
Sonnenwende
Sichtbarkeit der Sterne
Nord HimmelsPol
Höhe des
Pols
Zenith
t


E
= geog. Breite
Maximale Höhe:
h max    90  
N
StundenWinkel t
 Sternzeit
Q = RA + t
S
Minimale Höhe:
h min    (90  )
W
Aries
Circumpolare Sterne:
  90  
Unsichtbar:
RA: Rektaszension
: Deklination
  90  
Polar-Koordinaten & Rotation
• 2 rechtwinklige
Koordinatensysteme: (x,yz)
und (x‘,y‘,z‘) mit
Einheitskugel S²
um Winkel c rot.
• Position eines
Punktes auf S²
eindeutig durch
2 Winkel (y, q)
festgelegt.
z‘
z
c
P
y‘
q
y
x = x‘
c
y
Drehung 2 Koordinatensysteme
Bsp.:
Drehung
um
WEAchse
c
Äquatorial  Horizontal umrechnen
Teleskop-Montierung
Azimutal
Nachteil: Wenn man ein Objekt länger
als ein paar Sekunden beobachtet,
muss man das Rohr ständig
in beiden Achsen nachstellen,
sonst wandert das Objekt aus
dem Gesichtsfeld.
Parallaktisch
Nur um die
Stundenachse
drehen
Parallaktische Montierung
Parallaktische
Montierung
Die parallaktische
Montierung, auch
äquatoriale Montierung
genannt, ist eine Einrichtung
zur Halterung und Bewegung
eines Teleskops, bei der, im
Gegensatz zu anderen Montierungstypen, eine der
Achsen exakt parallel zur
Erdachse ausgerichtet ist.
Sternwarte Falera nahe Flims
Alt-Azimut Montierung
Computer gest. / Fokus = ?
CarbonNewton
14 Zoll
Öffnung
GoTo
Steuerung
VSWarte
Darmstadt
GoTo-Steuerung
Modernes Carbon-Teleskop
AltAzimutale
Montierung
VST
Paranal
Das GREGOR Teleskop ist
für das Kiepenheuer-Institut
das wichtigste Projekt.
Nach Inbetriebnahme 2011
wird es eines der leistungsfähigsten Sonnenteleskope
der Welt sein.
[1,5 m Spiegel auf Teneriffa]
Ekliptiksystem

Drehung
um
Frühlingspunkt
Zwei Winkel:
Eklipt. Länge l
[Grad min sec]
Eklipt. Breite b
[Grad min sec]
Schiefe e = 23,5o
Ekliptikal  Äquatorial
• Länge l und Breite b
Galaktische
Koordinaten
1,5 Mio Galaxien – 2MASS
Farbcodierung: Distanz der Galaxien
Hammer-Aitoff Projektion
CMB Temperatur (WMAP)
SternKarten
• Nachthimmel wird
an Sphäre
projiziert, die
rotiert.
• Ausschnitte können
auf Ebene projiziert
werden.
• Sternkarten 
Computerprogramme
•  Stellarium
Linux: kstars
Stellarium
Linux, Windows, Mac
OpenGL Software
88 Sternbilder historisch unphys.
Sternbilder des Winter- und Südhimmels,
Darstellung von Andreas Cellarius von 1661
Andreas Cellarius 1596 - 1665
Wikipedia: Andreas Cellarius (* um 1596 in WormsNeuhausen; † 1665 in Hoorn) war ein deutscher Astronom,
Mathematiker und Kosmograph. Andreas Cellarius wurde
als Sohn eines Pastors gleichen Namens in Neuhausen bei
Worms geboren. Nach dem Umzug der Familie nach
Heidelberg besuchte er das Sapienzkolleg und schrieb sich
1614 an der dortigen Universität ein.
Über sein weiteres Schicksal ist wenig bekannt. 1625
heiratete er in Amsterdam. Von 1637 bis zu seinem Tode
1665 war er Rektor der Lateinschule in Hoorn.
Im Jahre 1660 veröffentlichte er seinen reich bebilderten
Himmelsatlas, die Harmonia Macrocosmica, später oft auch
als „Cellarius-Atlas“ bezeichnet.
Andreas Cellarius Platte 2: Das Weltmodell von Ptolemäus
Andreas Cellarius Platte 3: Die Himmelssphären
Andreas Cellarius Platte 9: Das Weltmodell von Tycho Brahe
Andreas Cellarius Platte 11: Die Erde und die Himmelskoordinaten
Andreas Cellarius Platte 25: Der Nordhimmel
Andreas Cellarius Platte 29: Der Südhimmel
Bodes Sternatlas 1795
Bodes Sternatlas 1782
Was ist ein Sternbild ?
Ein Sternbild ist eine Gruppe von Sternen, die eine
bestimmte Figur am Himmel abbildet. Sternbilder waren in
allen Kulturen bekannt und wurden zur Orientierung und
zur Navigation in der Seefahrt eingesetzt. Die ersten
Sternbilder, die 12 Tierkreiszeichen, gehen auf die
Babylonier und die alten Ägypter zurück. Im antiken
Griechenland wurden weitere Sternbilder hinzugefügt:
Eratosthenes und Ptolemäus beschrieben 48 Sternbilder,
welche überwiegend nach Gestalten aus der griechischen
Mythologie benannt wurden. In den letzten Jahrhunderten
wurden immer weitere Sternenbilder hinzugefügt, von denen
jedoch auch einige wieder verschwanden. 1922 wurden 88
Sternenbilder von der Internationalen Astronomischen
Union festgelegt, welche auch heute noch gültig sind.
Heutige Sternkarten sind nüchterner
Sternbilder im Winter
Orion
Das Sternbild Orion liegt im
Äquatorialbereich des
Himmels und gehört mit zu
den bekanntesten und
schönsten Sternbildern des
Himmels. Der beste
Beobachtungszeitraum für
das Sternbild Orion in
Mitteleuropa ist der Winter.
In der griechischen Mythologie war Orion der tapfere
Jäger. Er wird von Odysseus
als der kräftigste und schönste der gewaltigen Riesen der
Vorzeit geschildert.
Bellatrix
Großer Hund
Das Sternbild Großer
Hund gilt als der treue
Weggefährte des
Sternbilds Orion,
welches auch Himmelsjäger genannt wird. Das
Wintersternbild ist ein
sehr gut sichtbares und
auch auffälliges Sternbild, da es den hellsten
Stern des Nachthimmels beinhaltet: Sirius.
Auf seinen Streifzügen wird Orion in manchen Erzählungen vom kleinen und vom
großen Hund begleitet. Im großen Hund, mit Sirius als Hauptstern, sah man in
anderen Darstellungen aber auch Kerberos, den Höllenhund, der dafür sorgt, dass die
Toten den Hades nicht verlassen und keine lebenden den Hades betreten.
Sternbild Bootes mit Arktur
Sternbilder – historische Bem.
Sternbilder gab es vermutlich bereits in prähistorischer Zeit. Von den
meisten Kulturen, die noch in einem vor-eisenzeitlichen und schriftlosen
Stadium anthropologisch untersucht werden konnten, sind jedenfalls
Sternbilder bekannt, wie etwa Sternbilder der Nordamerikanischen
Indianer, der Aborigines und der San im südlichen Afrika. Wie weit erste
Sternbilder in die europäische Frühgeschichte zurückreichen, ist unbekannt,
aber es ist möglich, dass bereits im Stiersaal der Höhle von Lascaux ein
kompletter Tierkreis abgebildet wird. Die Identifikation einer Gruppe von
Punkten oberhalb des Auerochsen als die Plejaden scheint wahrscheinlich,
da sowohl die Position relativ zum Auerochsen (Stier) als auch die relativen
Positionen der sechs Punkte zueinander derjenigen der Plejaden entspricht.
Das erfordert jedoch die implizite Annahme, im Auerochsen ein Sternbild zu
identifizieren. In ägyptischen Grabanlagen gibt es ebenfalls vereinzelt
Sternbilddarstellungen, etwa im Grab Sethos I. Die im Tempel von Dendera
im ersten vorchristlichen Jahrhundert dargestellten Bilder zeigen die
ägyptischen bereits zusammen mit dem Tierkreis der Babylonier.
Jede Kultur hat ihre Sternbilder
Die alten Ägypter teilten den Himmel weniger nach Sternbildern ein, es
sind nur wenige bekannt, und diese stimmen nicht mit den unseren
überein. In China folgte man einer anderen Tradition, die Chinesischen
Sternenkonstellationen sind kleiner als die westlichen, alleine die Ekliptik
wird von der chinesischen Tradition in 28 宿, Xiù ‚Wohnsitze‘ aufgeteilt,
entsprechend der Strecke, die der Mond pro Tag zurücklegt. Ähnliche 28segmentige Aufteilungen gibt es auch in Indien und im islamischen Raum,
sie werden aber nicht mit figürlicher Darstellung wie die Sternbilder
verbunden. Die Darstellung in chinesischen Sternkarten ist auch für die
anderen dort bekannten Sternbilder nicht figürlich, sondern wie in den
moderneren westlichen Sternkarten durch mit Linien verbundene Sterne.
Neben astronomischen Sternkarten sind auch zur Seenavigation benutzte
Sternkarten in dieser Tradition erhalten.
Bei den Azteken spielte das Sternbild des Feuerbohrers eine große Rolle in
einer alle 52 Jahre stattfindenden Erneuerungszeremonie. Welche Sterne
dieses bildeten, ist heute umstritten. Nur wenige der aztekischen
Sternbilder sind bekannt, und nur ein paar davon können am Himmel
lokalisiert werden.
Auf der ersten Generalversammlung der IAU 1922 wurde die Anzahl der
Sternbilder zugleich auf 88 festgelegt. Auf der zweiten im Jahr 1925 in
Cambridge wurde der belgische Astronom Eugène Delporte damit
beauftragt, die exakten Grenzen dieser Sternbilder festzulegen, um jede
Himmelskoordinate eindeutig einem Sternbild zuordnen zu können.
Delporte definierte die Grenzen nach den Koordinatenkreisen der
Epoche vom 1. Januar 1875. Benachbarte Punkte der dabei entstehenden
Linienzüge hatten also entweder gleiche Deklination oder gleiche
Rektaszension. Dazu konnte er an die Vorarbeit von Benjamin Gould
anknüpfen, der nach seiner Durchmusterung des Südhimmels in seinem
Werk Uranometria Argentina die Sternbilder rund um den
Himmelssüdpol schon nach den Koordinaten von 1875 abgesteckt hatte.
Auf der dritten Generalversammlung 1928 in Leiden wurden die
genauen Grenzen von der IAU genehmigt und endgültig festgelegt. Die
Arbeit von Delporte ging 1930 in Druck. Damit sich die Zuordnung von
Objekten zu den Sternbildern nicht Aufgrund der Präzession ändert,
müssen die Koordinaten der Grenzen für jede Epoche berechnet werden
und verlaufen auch nicht mehr exakt auf Koordinatenkreisen. Dadurch
müssen zwischen den Ecken liegende Grenzpunkte heute interpoliert
werden.
Sternbilder in galaktischen Koord
Scheinbare Bewegung der Sterne
Star Trails over Mauna Kea
Lunisolare Präzession & Nutation
Die Präzession ergibt sich aus dem Rotationsverhalten der
Erde. Die Erde ist infolge ihrer Drehung abgeplattet und
besitzt am Äquator dementsprechend einen Wulst. Außerdem
steht die Erdachse unter einem Winkel von 23,5 Grad schräg,
relativ zur Senkrechten auf der Ekliptik.
Die Schwerkraft der Sonne greift nun auch am Äquatorwulst
der Erde an (rote Pfeile). Auf der sonnenzugewandten Seite
ist diese Kraft wegen der geringeren Distanz etwas größer die Schwerkraft nimmt ja mit dem Quadrat des Abstandes
ab. Es resultiert ein aufrichtend wirkendes Moment (violette
Pfeile), das die Neigung der Erdachse aufzuheben
beabsichtigt. Wegen der Rotation der Erde weicht die Erde
dieser aufrichtenden Kraft allerdings rechtwinklig aus.
 Am Himmel hat dies folgende Konsequenz: der Frühlingspunkt wandert durch die Sternbilder.
 Der Frühlingspunkt wandert
Polwanderung des Nordpols
Betrachtet man die Nordhalbkugel, so passiert der Himmelspol
im Laufe der Jahrhunderte verschiedene Sterne. Um das Jahr
-11.500 lag so der helle Stern Wega nahe des Himmelspoles.
Bis gegen 850 gab es dann keinen helleren Polarstern, und um
diese Zeit wurde es HR 4892 im Sternbild Giraffe. Zur Zeit, also
um das Jahr 2000, ist es Polaris. Bis ins Jahr 3000 wird der
Himmelspol ein paar schwächere Sterne passieren, aber wegen
der Nähe des helleren Polaris wird diese wohl niemand als
Polarstern heranziehen (außer Astronomen, natürlich). Um
4000 wird Errai, auch Gamma Cephei genannt, in die Nähe des
Poles gerückt sein und um 6800 wird Alkurhah, eben Zeta
Cephei, an dieser Stelle liegen. Um 7500 kriecht der
Himmelspol zwischen Alderamin, das ist der Stern Alpha
Cephei, und Nü Cephei hindurch und um 10.000 bis 11.000 wird
Deneb in der weiteren Nachbarschaft des Poles liegen, ohne
allerdings Polarstern zu werden, denn dafür ist er deutlich zu
weit entfernt.
Polwanderung des Südpols
Auf der Südhalbkugel führt der Präzessionsweg allgemein
durch sternenreichere Gebiete. Um -11.800 lag der Stern Nü
Puppis nahe dem damaligen Himmelspol. Um -10.950 (Ende
Eiszeit) wurde der schwache Stern HR 2203 passiert, um
-10.500 Eta Columbae. Der Stern Delta Caeli kam um -7930
dem Himmelspol auf weniger als zwei Bogenminuten nahe,
was durchaus bemerkenswert ist. Der schwache Stern Lambda
Horologii wurde vom Himmelspol gegen -3650 passiert. Der
deutlich hellere Stern Alpha Hydri wurde um -2900 Polarstern
auf der Südhalbkugel der Erde und um -2000 durch Eta Hydri
abgelöst.
Um -1000 lag die Kleine Magellansche Wolke im Bereich des
südlichen Himmelspoles, um das Jahr 0 herum war es Beta
Hydri. Bis heute hat es dann keinen hellen Polarstern mehr
gegeben, und gegenwärtig ist es Sigma Octantis, ein recht
schwacher Stern von nur 5,44 Größenklassen.
Die Nutation wird durch
die Neigung der Mondbahn
gegen die Erdbahn
ausgelöst. Da die
Mondbahn selbst rasch in
18,6 Jahren um die Erde
herum präzidiert, prägt die
Abweichung des Mondes
von der Erdbahnebene der
Erde eine zusätzliche
Schwankungsbewegung
auf.
Innerhalb von 9,3 Jahren
schwingt die Erdachse auf
18,4 Bogensekunden hin
und her. Der Effekt der
Nutation ist also um
Größenordnungen kleiner
als der der lunisolaren
Präzession.