Kleine Einführung in die Astronavigation und Astronomie 1 Einleitung
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Abbildung 11: Bewegung der aktuellen Rotationsachse<br />
der Erde auf der Erdoberfläche. Die<br />
kreisförmige Bahn ist gepunktet für <strong>die</strong> Zeit von<br />
1996 bis 2000 dargestellt <strong>und</strong> hat e<strong>in</strong>en Durchmesser<br />
von etwa 20 m, <strong>die</strong> Umlaufperiode beträgt<br />
etwa 400 Tage (Chandler Periode). Dieser<br />
Kreisbewegung ist aber e<strong>in</strong>e Drift überlagert. Die<br />
durchgezogene L<strong>in</strong>ie stellt den Weg des Zentrums<br />
der Keisbewegung seit 1890 dar.<br />
Abbildung 12: Illustration der Präzessions- <strong>und</strong><br />
Nutationsbewegung der Erdachse. Der große Umlauf<br />
der Präzession dauert 26000 Jahre. Die “kle<strong>in</strong>en”<br />
Kr<strong>in</strong>gel den Nutation (hier übertrieben groß<br />
dargestellt, siehe Abb. 15) 18.6 Jahre <strong>und</strong> kürzer.<br />
werden 365 d ·25 Julianische Tage zu e<strong>in</strong>em Julianisches Jahr zusammengefasst. Es gibt aber ke<strong>in</strong>e Julianische<br />
Jahreszählung, <strong>und</strong> <strong>die</strong>se Zeitangaben dürfen nicht mit dem Julianischen Kalender verwechselt<br />
werden, der im 16. Jahrh<strong>und</strong>ert durch den Gregorianischen Kalender abgelöst wurde.<br />
Diese Zeitdef<strong>in</strong>ition wäre soweit <strong>in</strong> Ordnung, würde sich nur <strong>die</strong> Erde daran halten. Aus verständlichen<br />
Gründen legen wir Wert darauf, dass <strong>die</strong> Zeitangaben sich auch irgendwie nach dem Sonnenstand richten.<br />
Das wird erschwert durch <strong>die</strong> ungleichmässige Wanderung des Bildpunktes der Sonne auf der Erde. Der<br />
“regelmässige” Teil <strong>die</strong>ser Gangstörung der Sonnenuhr wird hervorgerufen durch <strong>die</strong> Ekzentrizität der<br />
Erdbahn <strong>und</strong> <strong>die</strong> Neigung der Erdachse gegen <strong>die</strong> Ebene der Ekliptik. Ist <strong>die</strong> Erde im Perihel <strong>und</strong> der<br />
Sonne besonders nahe, wandert sie sche<strong>in</strong>bar schneller als im Aphel, dem sonnenfernsten Punkt ihrer<br />
Bahn. Wenn <strong>die</strong> Sonne den Frühl<strong>in</strong>gs- oder Herbstpunkt passiert (am 23. September bzw. 21. März),<br />
bewegt sie sich mit e<strong>in</strong>em W<strong>in</strong>kel von 90 ◦ − 23 ◦ ·5 = 66 ◦ ·5 schräg gegen <strong>die</strong> Längengrade an <strong>und</strong> schneidet<br />
sie deshalb nicht so schnell wie an den Wendekreisen. Diese Störung ist aber noch recht gut vorhersagbar<br />
(Zeitgleichung) <strong>und</strong> wird <strong>in</strong> vielen Sonnenstandsmessungen gleich herausgerechnet. Die Messungen beziehen<br />
sich dann auf e<strong>in</strong>e fiktive mittlere Sonne, <strong>die</strong> mit gleichförmiger Geschw<strong>in</strong>digkeit <strong>die</strong> Längengrade<br />
passiert <strong>und</strong> somit e<strong>in</strong>e Referenz für <strong>die</strong> Tageszeit darstellt.<br />
Während <strong>die</strong> Orbitalbewegung der Erde noch e<strong>in</strong>igermaßen verlässlich berechnet werden kann, so ist<br />
<strong>die</strong> Drehung der Erde um ihre eigene Achse ziemlich unzuverlässig. Dafür gibt es mehrere Gründe:<br />
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