Astronomische Koordinatensysteme

Astronomische Koordinatensysteme sind Koordinatensysteme, in denen die Positionen von Himmelskörpern oder astronomischen Objekten beschrieben werden.

Alle gebräuchlichen Koordinatensysteme bestehen aus sphärischen Polarkoordinaten, das heißt sie definieren eine Achse, die die Pole markiert, und einen Koordinatennullpunkt in der Bezugsebene (Äquatorebene) des Koordinatensystems. Sphärische Polarkoordinaten bestehen aus zwei Winkelkoordinaten für die Richtung, Länge (Winkelabstand vom Nullpunkt längs des Äquators) und Breite (Höhenabstand vom Äquator), sowie einer Radiuskoordinate für den Abstand. Die Radiuskoordinate wird im Allgemeinen weggelassen, da sie für das Finden der Objekte am Himmel keine Rolle spielt.

Es gibt drei gebräuchliche absolute Koordinatesysteme, die die Position am Sternhimmel angeben. die Äquatorialkoordinaten, Ekliptikalkoordinaten und galaktische Koordinaten genannt werden.

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• Bei den Äquatorialkoordinaten ist die Polachse die Rotationsachse der Erde, die Bezugsebene mit der Äquatorebene der Erde identisch. Als Koordinatennullpunkt dient der Frühlingspunkt. Die Länge in diesen Koordinaten wird Rektaszension genannt und meist in Stunden, Minuten und Sekunden angegeben, eine Koordinatenstunde entspricht 15 Grad. Die Breite wird Deklination genannt und in Grad angegeben.

• Ekliptikalkoordinaten benutzen die Ekliptik als Bezugsebene, aber ebenfalls den Frühlingspunkt als Nullpunkt. Die Koordinaten heißen eklipikale Länge und Breite und werden in Grad angegeben. Dieses Koordinatensystem wird oft für Positionsangaben von Körpern in unserem Sonnensystem benutzt.

• Bei galaktischen Koordinaten ist die Ebene der Milchstraßenscheibe die Bezugsebene, der Nullpunkt ist durch das galaktische Zentrum festgelegt. Zum Beispiel für Untersuchungen zur Struktur der Milchstraße sind diese Koordinaten sehr praktisch. Da sich die Sonne nicht genau in der Scheibenebene der Milchstraße befindet, sondern einige Lichtjahre davon entfernt, wurde die exakte Ausrichtung willkürlich, aber in guter Näherung an die tatsächliche Scheibenebene definiert.

Bei Koordinatensystemen, die sich auf den Frühlingspunkt beziehen, muß zusätzlich ein Zeitpunkt angegeben werden, für den die Koordinaten gelten, weil sich der Frühlingspunkt durch die Präzession gegen den Sternenhimmel verschiebt. Es muß also der Zeitpunkt des Äquinoktiums angegeben werden den, für den die Koordinaten katalogisiert sind (Äquinoktium der Koordinaten). Die Epoche der Koordinaten ist dagegen der Zeitpunkt einer echten Beobachtung. Der Unterschied zwischen Epoche und Äquinoktium ergibt sich aus der Eigenbewegung der Himmelsobjekte.

Beispiel: Die Position eines Sterns wird am 1.Januar 1950 gemessen. Diese Koordinaten haben Epoche und Äquinoktium 1950.0. Unter Berücksichtigung der Präzession werden die Koordinaten auf das Jahr 2000 umgerechnet. Diese Koordinaten haben Äquinoktium 2000.0, aber Epoche 1950.0. Erst bei vollständiger Berücksichtigung der Eigenbewegung kann man die Position für die Epoche 2000.0 angeben, also die Koordinaten, an denen der Stern tatsächlich am Neujahrstag 2000 stünde.

Standardepoche und Äquinoktium für astronomische Kataloge ist derzeit 2000.0. Kataloge mit Koordinaten für 1950.0 sind aber immer noch gebräuchlich.

Daneben gibt es noch zwei relative Koordinatensysteme, die nur für einen jeweils festen Ort auf der Erdoberfläche, z.B. ein Observatorium, gelten. Die absoluten Himmelskoordinaten eines Objekts werden für die Beobachtung in diese relativen Koordinaten umgerechnet (transformiert). Welches benutzt wird, hängt von der jeweiligen Teleskopmontierung ab

• Stundenwinkel: Für äquatoriale Montierungen wird die Deklination einfach übernommen, als Längenkoordinate wird der Stundenwinkel ausgerechnet, der die Differenz der lokalen Sternzeit zur Rektaszension ist. Dies ist auch der historische Grund für die Angabe der Längenkoordinate in einer Einheit der Zeit (siehe oben). Es ist somit ein System mit gleicher Ausrichtung wie bei den Äquatorialkoordinaten, der Nullpunkt ist aber der örtliche Südmeridian, auf dem die Himmelsobjekte kulminieren, also ihren höchsten Punkt über dem Horizont erreichen.

• Azimutale Koordinaten: Teleskope mit einer azimutalen Montierung benutzen den Horizont als Bezugsebene, die Zenit-Nadir-Achse als Polachse. Die Koordinaten sind damit die Elevation oder Altitude, und der Azimut, für den als Nullpunkt meist die Südrichtung gewählt wird. Die auch Alt-az abgekürzten Koordinaten werden mit Hilfe einer Koordinatentransformation aus den absoluten Himmelskoordinaten umgerechnet.

Siehe auch: Astrometrie