Kleine Einführung in die Astronavigation und Astronomie 1 Einleitung

Ist der Bezugsort nicht Greenwich sondern irgend ein anderer nach Osten um die Länge λ versetzter
Ort, heißt die Längendifferenz zum Stern lokaler Stundenwinkel (Local hour angle LHA, in dt. übliches
Symbol ist t). Er ist entsprechend um λ größer als in Greenwich
LHA⋆ = GHA⋆ + λ � GST + λ − α� = LST − α� = LST + SHA�
Hier haben wir GST + λ zur lokalen Sternzeit LST zusammengefasst, so dass formal eine Beziehung
ähnlich der für Greenwich (3.1) ensteht.
Sun
2
366.25
(3.2)
Abbildung 8: Rotation und Orbitalbewegung
der Erde führen zu einer unterschiedlich
schnellen scheinbaren Westwärtswanderung
von Sternen und Sonne. Nach einem Sterntag
ist die Erde um den Winkel 2π/366.25 auf ihrem
Weg um die Sonne weiter gewandert, der
Frühlingspunkt à steht dann über dem gleichen
Meridian, Sonne ist scheinbar aber um
genau diesen Winkel im Osten gegenüber dem
Sternenhimmel zurückgeblieben.
Die Sonne ist auch ein Stern und im Prinzip können wir auch für sie eine Rektazension und Deklination
angeben. Dies macht aber nur bedingt Sinn, da diese Koordinaten nicht konstant sind, denn im Laufe
eines Jahres wandert die Sonne von der Erde aus gesehen durch das Fixsternensystem entlang der Ebene
der Ekliptik. Die Sonne bewegt sich dabei scheinbar etwas langsamer nach Westen als der Sternhimmel
(Abb. 8), so dass α⊙ in einem Jahr kontinuierlich (aber leider nicht ganz gleichförmig) anwächst. Nach
einem Jahr hat sich der Sternhimmel dann einmal häufiger gedreht als die Sonne. Den etwa 365.25 Sonnentagen
des Jahres entsprechen also 366.25 Sterntage und α⊙ hat sich in dieser Zeit um 360 ◦ vergrößert.
Zudem schwankt die Deklination δ⊙ je nach Jahreszeit entsprechend der Neigung der Äquatorebene gegen
die Ekliptik zwischen +23 ◦ ·5 und −23 ◦ ·5.
Da ist es einfacher, gar nicht erst auf das Sternsystem Bezug zu nehmen, denn die Sonne definiert ja
durch ihre Wanderungsbewegung die Sonnenzeit, an die wir unsere zivile Zeit anpassen:
GHA⊙ � GMT − 12 h = UT − 12 h
(Greenwich Mean Time GMT wurde 1928 als Standardzeit von UT abgelöst, beide sind aber für unsere
Zwecke praktisch identisch). Der Unterschied von 12 h rührt daher, dass GMT um Mitternacht beginnt,
Stundenwinkel von Sternen und Sonne aber von der Kulmination im Mittagsmeridian an gezählt werden.
Entsprechend gilt für einen Ort mit dem Längengrad λ
LHA⊙ = GHA⊙ + λ � GMT + λ − 12 h = LMT − 12 h
Die lokale mittlere Sonnenzeit LMT = GMT + λ = UT + λ (Local mean Time, im Dt. MOZ abgekürzt)
stimmt in den meisten Gegenden der Erde bis auf eine Stunde mit der dort jeweils gültigen Zonenzeit
(bei uns Central European Time, CET) überein.
Die Koordinaten der Äquatorialsysteme können leider nicht direkt beobachtet werden, daher benötigen
wir noch ein weiteres Koordinatensystem, das dem Beobachter speziell angepasst ist, das Horizontalsystem.
Dieses System ist nach der Zenitrichtung (Z) des Beobachters ausgerichtet (Abb. 9 links).
Senkrecht dazu verlaufen die horizontalen Richtungen Nord(N), Ost(E), Süd(S) und West(W). Sie bilden
eine Ebene, die dem Horizont des Beobachters entspricht. Die Polrichtung (P) der Erdrotationsachse liegt
dann in der Ebene, die von N, Z und S aufgespannt wird, der Winkel zwischen P und N ist genau die
geographische Breite des Beobachters.
Ein Stern hat in diesem System die beiden Winkelkoordinaten: die Höhe H über der Horizontebene
und die Azimutrichtung A gegen Nord. Der Azimutwinkel ist hierbei im Uhrzeigerzinn, also von Nord über
13
(3.3)
(3.4)