Orientierung am Fixsternhimmel
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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.
