Kleine Einführung in die Astronavigation und Astronomie 1 Einleitung

• Da die Erde abgeplattet ist, können Mond, Sonne und andere Planeten, wenn sie sich nicht gerade
in der Äquatorebene der Erde befinden, auf die Erde ein Drehmoment ausüben. Das führt dann zur
Präzession der Drehimpuls- und damit auch der Rotationsrichtung der Erde im Raum
• Drehimpuls- und Trägheitsachse der Erde stimmen nicht überein. Es kommt so zu Nutationsbewegungen
der Rotationsachse bezogen auf den Fixsternenhimmel und auch gegenüber dem Erdkörper.
• Mond und Sonne rufen eine Gezeitendeformation des gesamten Erdkörpers hervor, ähnlich wie die
Gezeiten der Ozeane, nur sehr viel kleiner. Durch die innere Reibung des Erdkörpers läuft die Gezeitenwelle
hinter den Positionen der beiden Himmelskörper hinterher. Die Gravitationskräfte von Mond
und Sonne auf diese Deformation bremsen die Erdrotation ab und beschleunigen dafür den Mond in
seinem Umlauf um die Erde.
• Massenverlagerung auf der Erde führt zu Änderungen ihres Trägheitsmomentes und damit zu weiterer
Änderung von Betrag und Richtung der Erdrotation.
In den Beobachtungen kann man die Ursachen der Richtungsänderungen der Rotationsachse nicht unterscheiden,
daher nennen die Astronomen alle Richtungsänderungen der Rotationsachse im Raum Nutation,
wenn ihre Periode 18.6 Jahre (Präzessionsperiode der Mondbahnebene) oder weniger beträgt. Alle langsameren
Schwankungen werden lunisolare Präzession genannt. Die Wanderung der Rotationsachse auf
dem Erdkörper heißt unabhängig von ihrer Ursache Polbewegung (Polar motion).
Die Polbewegungen der Erdachse (Abb. 11) sind zwar klein (ca. ± 10 m mit einer dominierende Periode
von ∼ 400 Tagen) können aber nicht so genau vorhergesagt werden, wie die Nutationsschwankungen und
werden daher laufend vom International Earth Rotation Service (IERS) vermessen und in Bulletins
bekannt gegeben.
Die Richtungsänderungen der Erdachse durch Nutation und Präzession (Abb. 12) bewirken eine entprechende
Schwankung der momentanen Äquatorebene, so dass deren Schnittgrade mit der Ekliptik
nicht mehr raumfest ist. Das ist problematisch, da ja diese Schnittgrade die Richtung des aktuellen
Frühlingspunktes festlegt, der wiederum die Länge α=0 unseres Sternkoordinatensystems definiert. Für
die Nutationsschwankungen kann diese Bewegung weitgehend vorausberechnet werden (Equation of the
Equinoxes) und viele Beobachtungen werden durch eine entsprechende Korrektur gleich auf einen mittleren
Frühlingspunkt (“mean equator and equinox of date”) bezogen.
Die langsamere Präzessionsbewegung der Erdachse bewirkt eine stetige Wanderung des Frühlingspunktes
entlang dem Äquator mit einer Umlaufperiode von ∼ 26000 Jahren. Bei der Angabe der Koordinaten
der Fixsterne ist es also unbedingt notwendig mit anzugeben, auf welchen mittleren Frühlingspunkt
sich das Koordinatensystem bezieht. Dies geschieht mit einem Hinweis der Form z.B. “mean equinox of
epoch J2000.0” in dem Sternkatalog. Er bedeutet, dass die Lage des Äquators und des mittleren Frühlingspunktes
zum Julianischen Tag J2000., also dem 1. Jan 2000 12 h 0 m 0 s als Referenz genommen wurde.
Sternkataloge ohne einen entsprechenden Hinweis sind ähnlich eingeschränkt brauchbar, wie Seekarten
ohne Angabe des geodätisches Kartendatums oder der magnetische Mißweisung.
Die aktuelle astronomische Tageslänge schwankt dagegen wieder sehr erratisch im Bereich von Millisekunden
und nimmt darüber hinaus, hauptsächlich durch die Gezeitenbremsung, um etwa 1.5 ms pro
Jahrhundert ab. Die 86400 SI Sekunden des Julianischen Tages stimmten Mitte des 19. Jahrhunderts
noch gut mit der mittleren Länge eines Sonnentages überein, heute sind die Tage im Mittel etwa 2
ms länger (Abb. 13). Die aktuellen Tageslängen sind nicht besser als einige Millisekunden vorhersagbar
(vielleicht wäre das mal eine ausgefallene Entschuldigung für eine Verspätung), daher werden sie wie die
Polbewegung von der IERS laufend gemessen und im Nachhinein veröffentlicht.
In der Vergangenheit wurden zur Messung der Tageslänge zwei Messmethoden verwendet. In dem
einem Verfahren wird der Zeitpunkt des Meridiandurchgangs der mittleren Sonne in einer Reihe von
Observatorien gemessen. Die Zeitdifferenz zwischen dem Transit in Greenwich zu dem Transit bei einem
Observatorium mit der westlichen Länge λ legt dann für dieses Observatorium den Zeitpunkt UT0=λ+12 h
fest. Die so bestimmte Zeit UT0 benutzt die geographische Länge λ, die aber wegen der Polbewegung
etwas schwankt. Eine entsprechende Korrektur von Größenordung einiger Millisekunden überführt UT0
in die Zeit UT1, die dann für die ganze Erde den Greenwich Stundenwinkel der mittleren Sonne angibt
und ist mit identisch GMT, der lokalen Sonnenzeit in Greenwich (um Verwechselungen mit früheren
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