Orientierung am Sternenhimmel 2 Teleskopeinstellung & Präzession. Max Camenzind Akademie HD

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1 Orientierung am Sternenhimmel 2 Teleskopeinstellung & Präzession Max Camenzind Akademie HD

2 Was haben wir bisher behandelt? Erste Zeugnisse der astronomischen Erfahrung Plejaden und Sirius, Himmelsbeobachtung in der Steinzeit und Bronzezeit: Goseck, Stonehenge, Nebra, 1. Weltbild der Griechen um 400 BC. Himmelsbeobachtung heute: Die Erde rotiert und nicht der Himmel, Längen- und Breitengrade am Himmel

3 III. Das Äquatorialsystem Stunden- Winkel t Sternzeit Q = RA + t t = Q - RA Sternzeit = Stundenwinkel des Frühlingspunktes

4 Sternpos im Äquatorialsystem Koordinaten einiger Fixsterne im Rektaszensionssystem (Äquinoktium J2000) Helligkeit Stern RA α Deklination δ 3,42 Acamar 02 h 58 m 15,696 s m 16,970 s 0,46 Achernar 01 h 37 m 42,852 s m 12,180 s 1,58 Acrux 12 h 26 m 35,871 s m 56,580 s 1,5 Adhara 06 h 58 m 37,548 s m 19,500 s 0,85 Aldebaran 04 h 35 m 55,237 s m 33,390 s 1,77 Alioth 12 h 54 m 01,748 s m 35,470 s 1,86 Alkaid 13 h 47 m 32,434 s m 47,950 s 1,74 Al-na'ir 22 h 08 m 14,000 s m 39,590 s 1,7 Alnilam (Orion) 05 h 36 m 12,809 s m 07,020 s 1,98 Alphard 09 h 27 m 35,247 s m 31,150 s 2,23 Alphecca 15 h 34 m 41,276 s m 52,940 s 2,06 Alpheratz 00 h 08 m 23,265 s m 25,580 s 0,77 Altair 19 h 50 m 47,002 s m 06,030 s 2,39 Ankaa 00 h 26 m 17,030 s m 21,810 s 0,96 Antares 16 h 29 m 24,439 s m 55,150 s -0,04 Arcturus 14 h 15 m 39,677 s m 56,710 s 1,92 Atria 16 h 48 m 39,869 s m 39,820 s 1,86 Avior 08 h 22 m 30,833 s m 34,510 s 1,64 Bellatrix (Orion) 05 h 25 m 07,857 s m 58,740 s

5 Menuleisten Stellarium Einstellung Beobachtungsort Einstellung Beobachtungszeit Geschwindigkeit

6 Einführungs-Video: Linke Maustaste Stellarium Linux, Windows, Mac OpenGL Software Horizont

7 Azimutales Koordiantennetz mit Stellarium

8 Übungen zu Stellarium Wie hoch über dem Horizont steht Jupiter am 15. Juli 2018 um 22:00 Uhr? Wie hoch über dem Horizont steht die Sonne am 23. September um 12:00 Uhr? Wieviel beträgt die Sternzeit am 15. Juli 2018 um 22:00 Uhr in Heidelberg? Suchen Sie das Sommerdreieck mit Stellarium. Bestimmen Sie Rektaszension und Deklination von Beteigeuze im Orion am 15. Januar 2019 um 24:00 Uhr und vergleichen Sie mit den Werten zur Epoche J2000. Erklären Sie die Unterschiede in den Werten. Animieren Sie die Mondfinsternis 27. Juli 2018.

9 Das Sommerdreieck

10 Mondfinsternis 27. Juli 2018 APOD Copyright: Anthony Ayiomamitis (TWAN)

11 Der Meridiansaal Sternörter Der Meridiansaal ist ein Teilbereich einer Sternwarte, in dem astronomische Instrumente aufgestellt wurden, 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.

12 Landessternwarte Königstuhl 1898 mit Ostinstitut / c Holger Mandel

13 Meridiansaal Aachener Sternwarte, nördlicher Turm und Direktorengebäude

14 Meridianinstrumente der Aachener Sternwarte

15 Meridiankreis Kuffner Sternwarte Wien 1886

16 Kuffner Sternwarte Wien 1884 Der aus der bekannten Lundenburger Familie Kuffner stammende Bierbrauer Moriz von Kuffner finanzierte den Bau und Betrieb der Sternwarte

17 Kuffner Sternwarte Wien

18 Sichtbarkeit von Sonne und Sterne Sonnenwende Sonnenwende

19 Scheinbare Bewegung der Sterne

20 Sichtbarkeit der Sterne & Zirkumpolar Circumpolare Sterne: 90 Höhe des Pols = geog. Breite Nord Himmels- Pol Zenith t E Maximale Höhe: h 90 max Stunden- Winkel t Sternzeit Q = RA + t N Minimale Höhe: h (90 ) min W Aries S Testen Sie diese Aussagen mit Stellarium RA: Rektaszension : Deklination Unsichtbar: 90

21 Polhöhe = geografische Breite f = 90 - (90 - f)

22 IV. Teleskop-Montierungen Azimutal Parallaktisch 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. Nur um die Stundenachse drehen

23 Parallaktische Montierung

24 Die parallaktische (äquatoriale) Montierung erlaubt es, die durch die Erddrehung verursachte scheinbare Bewegung der Gestirne bei der Teleskop- Beobachtung durch eine entsprechende Gegenbewegung um nur eine Achse, die Rektaszensionsachse, zu kompensieren. Man kann so jedes Himmelsobjekt trotz seiner Bewegung genau im Gesichtsfeld des Teleskops halten (sog. Nachführung).

25 Ausrichtung des Teleskops

26 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. Parallaktische Montierung Refraktor in Nizza 1894 (74 cm)

27 Sternwarte Falera nahe Flims

28 Alt-Azimut Montierung Computer gest. / Fokus =?

29 Carbon- Newton 14 Zoll Öffnung - GoTo Steuerung - VSWarte Darmstadt

30 Azimutal Parallaktisch GoTo-Steuerung

31 Carbon-Cassegrain-Teleskop CCD

32 Alt-Azimutale Montierung VLT Paranal Bild: ESO

33 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]

34 Weltzeit - Zeit in der Astronomie Die Weltzeit oder Universal Time (UT) wurde 1926 als Ersatz für die Greenwich Mean Time (GMT) eingeführt. Zu 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 die meisten praktischen 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.

35 Sternzeit die wahre Zeit 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.

36 «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. Bild: Himmelsglobusuhr von Jost Bürgi, um 1585, Anna Amalia Bibliothek Weimar. Jost Bürgi ist vor allem als Erbauer der ersten astronomisch genutzten Sekundenuhr bekannt.

37 Armbanduhr mit Sternzeit

38 Sonnenzeit Sternzeit umschalten

39 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 h UT) : T = ( JD ,0 ) / Dann ist die mittlere Sternzeit zu Tagesbeginn in Greenwich, in Sekunden GMST0 = 24110, , T + 0, T² 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, t dazu. Dieser Faktor ist das Verhältnis der Jahreslängen in Sternzeit und Sonnenzeit : 366, / 365, = 1,

40 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 2018 (in Stunden): Mittlere Sternzeit = 6, , d + λ / , t Für andere Jahre muss der erste Summand verändert werden: ,6050 6,6548 6,6389 6,6229 6,6070 6,6568 6,6409 6,6250 6,609

41 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 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, , ,1 / , ( 0,9117) = 7,7460 h = 7 h 44,8 m.

42 1 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.

43 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 auf einem Kreis durch die Sternbilder.

44 Die Erde ist ein Kreisel

45 Die Erde ist ein Kreisel g

46 Der Frühlingspunkt wandert

47

48 Polwanderung des Nordpols

49 Betrachtet man die Nordhalbkugel, so passiert der Himmelspol im Laufe der Jahrhunderte verschiedene Sterne. Um das Jahr 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 bis wird Deneb in der weiteren Nachbarschaft des Poles liegen, ohne allerdings Polarstern zu werden, denn dafür ist er deutlich zu weit entfernt.

50 Polwanderung des Südpols

51 Auf der Südhalbkugel führt der Präzessionsweg allgemein durch sternenreichere Gebiete. Um lag der Stern Nü Puppis nahe dem damaligen Himmelspol. Um (Ende Eiszeit) wurde der schwache Stern HR 2203 passiert, um Eta Columbae. Der Stern Delta Caeli kam um dem Himmelspol auf weniger als zwei Bogenminuten nahe, was durchaus bemerkenswert ist. Der schwache Stern Lambda Horologii wurde vom Himmelspol gegen passiert. Der deutlich hellere Stern Alpha Hydri wurde um Polarstern auf der Südhalbkugel der Erde und um durch Eta Hydri abgelöst. Vor 3000 Jahren lag die Kleine Magellansche Wolke SMC 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.

52 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.

53 Die Epoche in der Astronomie Als Epoche wird in der Astronomie ein Zeitpunkt bezeichnet, auf den sich die Angaben von Himmelskoordinaten, Bahnelementen oder Ephemeriden beziehen. Um Messdaten, die zu verschiedenen Zeitpunkten gewonnen werden, miteinander vergleichen zu können, wird eine Standardepoche definiert, und das Äquinoktium dieses Datums trägt als Standardäquinoktium denselben Namen. Die gegenwärtig für Sternkataloge empfohlene Standardepoche ist J (= JD ,0).

54 Das julianische Datum ist eine in den Naturwissenschaften gebräuchliche Tageszählung und wird mit JD (engl. Julian Date) abgekürzt. Es gibt die Zeit in Tagen an, die seit dem 1. Januar 4712 (4713 v. Chr.) 12:00 Uhr vergangen ist. Der Nullpunkt des modifizierten JD liegt am 17. November Das JD wird um ,5 Tage vermindert.

55 Zwei Winkel: Eklipt. Länge l [Grad min sec] Eklipt. Breite b [Grad min sec] Schiefe e = 23,5 o Ekliptiksystem Drehung um Frühlingspunkt

56 Ekliptikal Äquatorial

57 Länge l und Breite b Galaktische Koordinaten

58 1,5 Mio Galaxien 2MASS Farbcodierung: Distanz der Galaxien

59 Hammer-Aitoff Projektion CMB Temperatur (WMAP)

60 Der Himmel mit Gaia / DR2

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