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Himmelskoordinaten der astronomischen Koordinatensysteme
Jedes astronomische Koordinatensystem, das benutzt werden kann um die Position eines Himmelsobjekts an der Himmelssphäre zu beschreiben, benötigt zu diesem Zweck aus sphärischen Polarkoordinaten bestehende Himmelskoordinaten. Sie definieren sowohl die Achse, welche die Pole markiert, als auch einen sogenannten Nullpunkt, der in der Äquatorebene des Koordinatensystems liegt. Es werden immer zwei Winkelkoordinaten dazu benutzt. Eine für die Länge und eine für die Breite. Für die verschieden ausgeprägten astronomischen Anwendungen sind auch unterschiedliche Koordinatensysteme im Gebrauch. Die am häufigsten verwendeten sind das äquatoriale, das horizontale, das ekliptische sowie das galaktische Koordinatensystem. Ausgangspunkt der folgenden Beschreibungen der Koordinatensysteme ist die Himmelskugel. Mit ihrer Hilfe kann man die Himmelsobjekte als Orte auf der Oberfläche dieser Kugel beschreiben. Die Himmelskugel entspricht einer gedachten, den Beobachter scheinbar umgebenden Kugel mit unendlich großem Radius, auf der die Orte der Gestirne dargestellt werden. Ihr Mittelpunkt ist der Standort des Beobachters. Entfernungen auf dieser Sphäre werden immer in Winkeln ausgedrückt. Eine der möglichen Darstellungen von astronomischen Koordinatensystemen zeigt die obere Grafik.
Äquatorialkoordinaten: Ein Koordinatensystem am Himmel, das auf dem Himmelsäquator basiert. Äquatoriale Koordinaten im rotierenden System sind die meistgebräuchlichen bei der Positionsangabe eines Objekts auf der Himmelssphäre. Das Koordinaten-Äquivalent für die geographische Breite ist die Deklination (Dek oder δ). Die Deklination gibt die Entfernung des Himmelsobjekts vom Äquator an. Beobachtungsobjekte im Äquator haben eine Deklination von 0°, der Himmelsnordpol liegt auf +90° Deklination, der Himmelssüdpol liegt auf -90° δ. Die Deklination in Richtung Nord wird positiv und die Deklination in Richtung Süd wird negativ gezählt Die andere Koordinate, die in Stunden (h), Minuten (m) und Sekunden (s) gemessen wird, entspricht der geographischen Länge und wird mit Rektaszension (RA oder α oder a) bezeichnet. Die im Zeitmaß gezählte Rekaszension gibt die Rotation der Himmelssphäre innerhalb von 24 Stunden siderischer Zeit wider. 24h entsprechen dabei 360°. Daraus ergibt sich, daß 15 Grad (15°) einer Stunde (1h) entsprechen, 15 Bogenminuten (15’) einer Minute (1m) und 15 Bogensekunden (15’’) einer Sekunde (1s). Ein astronomisches Teleskop, das ohne Nachführung in eine feste Himmelsrichtung schaut, wird daher im Verlauf einer Stunde siderischer Zeit den Bereich einer Stunde in Rektaszension überstreichen. Der Nullpunkt der Rektaszension im rotierenden System ist der Frühlingspunkt
 . Der Frühlingspunkt ist der Schnittpunkt des aufsteigenden Ast der scheinbaren Sonnenbahn (Ekliptik) mit dem Himmelsäquator. Die Rektaszension (α) wird in der Ebene des Äquators vom Frühlingspunkt ausgehend in Richtung Osten gezählt. Aufgrund der Präzession bewegt sich dieser Punkt sehr langsam entlang des Äquators; äquatoriale Koordinaten im rotierenden System müssen daher bezüglich einer speziellen Epoche angegeben werden. Daraus ergibt sich, daß die Koordinaten Retaszension (α) und Deklination (δ) des rotierenden Äquatorialsystems am besten geeignet sind, um Positionsangaben von Himmelsobjekten in Atlanten, Katalogen und Jahrbüchern anzugeben. Der Nullpunkt beim ortsfesten System ist der Schnittpunkt des Äquators mit dem Meridian und wird in westlicher Richtung gezählt. Liegt das Himmelsobjekt im Meridian hat es einen Stundenwinkel von 0° bzw. 0h. Ein Beobachtungsobjekt hat zwei Stunden nach seinem Meridiandurchgang somit einen Stundenwinkel von 2h oder 30°. Nun bleibt noch zu klären, warum man von einem ortsfesten Äquatorsystem spricht. Die Antwort lautet: Weil für einen feststehenden Beobachter auf der Erde die Richtung zum Schnittpunkt Äquator/Meridian immer unverändert bleibt. Sie ist nur vom Ortsmeridian des Beobachters abhängig. Damit bleibt die Deklination (δ) des zu beobachtenden Objekts infolge der Erdrotation unverändert.
Horizontalkoordinaten: Ein Koordinatensystem, in dem die Ortsangaben an der Himmelssphäre durch die beiden Koordinaten Höhe und Azimut gekennzeichnet werden. Die Höhe eines Himmelsobjekts wird vom Horizont ausgehend gemessen und als Winkelabstand über dem Horizont angegeben, Dabei haben Sterne im Horizont die Höhe von 0°, Beobachtungsobjekte im Zenit haben eine Höhe von 90° und Himmelsobjekte im Nadir haben eine Höhe von -90°. Als Nadir wird in der Himmelsnavigation der dem Zenit gegenüberliegende Punkt bezeichnet. Der Nadir liegt demnach auf der Verlängerung der vom Zenit ausgehenden Strecke nach unten. Daraus ergibt sich, daß Sterne unter dem Horizont stets einen negativen Höhenwinkel aufweisen und unsichtbar sind. Für einen Beobachter, der sich direkt am Nord- oder Südpol aufhält ändert sich die Höhe eines Himmelsobjekts im Tageslauf nicht. Bei jeder anderen Position des Beobachters ändert sich die Höhe des Beobachtungsobjekt im Tageslauf ständig. Werden alle Punkte, in denen die Himmelsobjekte ihren höchsten Punkt erreichen miteinander verbunden, erhält man als Ergebnis den Meridian. Er geht durch den Zenit und den Nadir. Dabei schneidet der Meridian den Horizont im Süd- und Nordpunkt. Der Azimut, die zweite Koordinate im horizontalen Systen, wird im Winkelmaß angegeben. Der Nullpunkt des in der Ebene des Horizont gemessenen Azimut ist der Südpunkt. Der Horizont weist vier Kardinalpunkte auf, nämlich Nord, Ost, Süd und West. In der Astronomie wird der Azimut vom Südpunkt ausgehend in Richtung West gezählt. Ein Objekt im Südpunkt hat also einen Azimut von 0°, ein Gestirn im Westen hat 90°, ein Himmelsobjekt im Norden hat 180° und ein solches im Osten hat 270°. In der Navigation ist der Azimut gegenüber der astronomischen Zählweise um 180° verschoben, weil er bei einer solchen Anwendung vom Nordpunkt ausgehend über Osten gezählt wird. Daraus folgt: Nord=0°, Ost=90°, Süd=180° und West=270°. Höhe und Azimut eines Himmelsobjekts hängen von der geographischen Breite und Länge des Beobachters und von der Beobachtungszeit ab. Beide Winkel ändern sich permanent durch die tägliche Drehung des Himmels. Damit erweist sich dieses System als nicht geeignet für die Einstellung eines Teleskop oder die Angabe von Positionen der Himmelsobjekte in Atlanten, Katalogen oder Jahrbüchern.
Ekliptikalkoordinaten: Im ekliptikalen Koordinatensystem wird die Bahnebene der Erde um die Sonne, die sogenannte Ekliptik, als Grundebene verwendet, die gegenüber der Äquatorebene um etwa 23,4° geneigt ist. Im ekliptikalen Koordinatensystem ist die Position eines Objekts am Himmel definiert durch die Koordinaten ekliptikaler Breite (β) und ekliptikaler Länge (λ). Die Breite wird ausgehend von der Ekliptik, der scheinbaren Sonnenbahn am Himmel, in Grad nach Norden oder Süden gemessen; nördliche Breiten sind positiv, südliche negativ. Ein Himmelsobjekt in der Ekliptik weist eine ekliptikale Breite von β=0° auf, der Ekliptiknordpol hat eine Breite von β=90° und der Ekliptiksüdpol hat eine Breite von β=-90°. Die Länge wird in Grad entlang der Ekliptik gemessen. Der Nullpunkt in diesem Koordinatensystem ist der Frühlingspunkt
, der Punkt, an dem die Ekliptik den Himmelsäquator schneidet. Gezählt wird vom Frühlingspunkt ausgehend nach Osten. Der Frühlingsspunkt hat eine Länge von λ=0°, der Herbstpunkt hat dementsprechend also λ=180°, Die Präzession, die westlichen Verlagerung von Frühlings- und Herbstpunkt infolge der kreisförmigen Bewegung der Erdachse, lässt diesen Nullpunkt mit der Zeit langsam wandern. Bleibt die Frage zu klären, wozu der Astronom dieses System der ekliptikalen Koordinaten nutzt. Die Anwort ist schnell gegeben. Das ekliptikale Koordinatensystem wird immer dann benutzt, wenn man die Dynamik des Sonnensystems beschreiben will. Außerdem findet es in der Planetenforschung eine weitere Anwendungsmöglichkeit.
Galaktische Koordinaten: Ein Koordinatensystem mit Länge und Breite, das die galaktische Ebene als Äquator nimmt. Die erste Koordinate in diesem System gibt an, wie weit ein Himmelsobjekt vom galaktischen Äquator entfernt ist und heißt galaktische Breite (b). Ein Gestirn direkt auf dem galaktischen Äquator weist eine galaktische Breits von b=0 auf, der galaktische Nordpol hat die Breite b=90° und der galaktische Südpol hat eine Breite von b=-90°. Die zweite Koordinate des galaktischen Koordinatensystems ist die galaktische Länge (l), sie wird in der Ebene des galaktischen Äquator gezählt. Der Nullpunkt der galaktischen Länge ist das galaktische Zentrum (RA 17h 42.4m, Dek -28° 55'), der Mittelpunkt unserer Milchstraße (Galaxis). Er liegt im Sternbild Schütze. Dieses Koordinatensystem wird hauptsächlich für Untersuchungen verwendet, bei denen die Raumverteilung von Himmelsobjekten, beispielsweise offene Sternhaufen oder Galaxien, in unserer Milchstraße von Bedeutung ist. Auch Karten der Radioemission des Wasserstoffgases in der Milchstraße benutzen die Koordinaten des galaktischen Koordinatensystems.
Quellenangabe Text: Astrowissen - Lexikon der Astronomie - Redshift Astronomie Lexikon - diverse Internetseiten / Grafiken: (C) United Soft Media (USM)
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