Kleine Einführung in die Astronavigation und Astronomie 1 Einleitung
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P<br />
W<br />
Z<br />
2 -<br />
S<br />
Abbildung 37: Sche<strong>in</strong>bare Bahnen von<br />
Sternen verschiedener Dekl<strong>in</strong>ation δ für<br />
e<strong>in</strong>en Beobachter auf der Breite ϕ. Der<br />
unterste Stern hat <strong>die</strong> Dekl<strong>in</strong>ation δ =<br />
0, <strong>und</strong> geht genau im Osten auf <strong>und</strong> im<br />
Westen unter. Die anderen haben e<strong>in</strong>e<br />
positive Dekl<strong>in</strong>ation.<br />
später als der Zeitpunkt t1 der Höhenmessung. Peilen wir das Gestirn (oder auch se<strong>in</strong>e Oberkante bei der<br />
Sonne) zu <strong>die</strong>sem vorhergesagten Zeitpunkt t0 = t1 + ∆t1 an, können wir den Wert A0 von (8.25) direkt<br />
als Wert für <strong>die</strong> rechtweisende Peilung benutzen. Verpassen wir <strong>die</strong>sen Zeitpunkt <strong>und</strong> peilen statt dessen<br />
um t2 so haben wir rechtweisend statt (8.25)<br />
rwP = A0 ± 15 ′ t2 − t0<br />
1 m cos(Θ) (8.29)<br />
rechtweisend gepeilt (+ für <strong>die</strong> Nord-, − für <strong>die</strong> Südhalbkugel). Da wir <strong>die</strong> Kompasspeilung selten genauer<br />
als e<strong>in</strong> Grad h<strong>in</strong>bekommen, müssen <strong>die</strong>se Korrekturen nur vorgenommen werden, wenn ∆t > 4 m cos(Θ).<br />
Als Zusammenfassung <strong>die</strong>ses Kapitels gibt’s e<strong>in</strong> Schema zur Kompasskontrolle (ohne Parallaxe Korrektur,<br />
daher nicht für den Mond geeignet) im Anhang H. Vere<strong>in</strong>fachtes Verfahren: wir peilen <strong>die</strong> aufoder<br />
untergehende Sonne wenn ihr Zentrum 34 ′ , ihre Unterkante also 34 ′ − 16 ′ = 18 ′ ∼ etwa e<strong>in</strong>en<br />
halben Sonnendurchmesser unter dem Horizont steht <strong>und</strong> benutzen (8.25) ohne weitere Korrekturen.<br />
8.6 Meridiantransit <strong>und</strong> Kulm<strong>in</strong>ation<br />
E<strong>in</strong>e e<strong>in</strong>fache Methode, <strong>die</strong> Breite ϕ festzustellen, ist <strong>die</strong> Kulm<strong>in</strong>ationshöhe e<strong>in</strong>es bekannten Sterns zu<br />
messen. Auf <strong>die</strong> Sonne angewandtheiß]t das Verfahren auch das Messen der Mittagsbreite. Kulm<strong>in</strong>ationshöhe<br />
wird jeweils zur Zeit des Transits erreicht, wenn der Stern den eigenen Meridian passiert <strong>und</strong> der<br />
St<strong>und</strong>enw<strong>in</strong>kel LHA durch null geht (obere Kulm<strong>in</strong>ation) oder den Gegenmeridian <strong>und</strong> LHA den Wert<br />
12 h (untere Kulm<strong>in</strong>ation). Himmelskörper mit der Dekl<strong>in</strong>ation null erreichen bei der oberen Kulm<strong>in</strong>ation<br />
dann <strong>die</strong> Höhe π/2 − ϕ (Abb. 37). Bei allgeme<strong>in</strong>er Dekl<strong>in</strong>ation ist <strong>die</strong> Kulm<strong>in</strong>ationshöhe entsprechend<br />
auf der Nordhalbkugel um δ vergrößert <strong>und</strong> erreicht<br />
Htrans = π<br />
− ϕ + δ (8.30)<br />
2<br />
über dem südlichen Horizont. Ist der Wert größer als π<br />
2 , wird er üblicherweise von π abgezogen <strong>und</strong> <strong>die</strong><br />
entsprechende Höhe wird dann über dem Nordhorizont gemessen.<br />
Der Himmelpol hat auf der Nordhalbkugel <strong>die</strong> Höhe ϕ über dem Nordhorizont. E<strong>in</strong> Stern mit e<strong>in</strong>er<br />
Dekl<strong>in</strong>ation δ kreist um <strong>die</strong>sen Pol mit den W<strong>in</strong>kelabstand π/2 − δ. Se<strong>in</strong>en tiefsten Punkt, <strong>die</strong> untere<br />
Kulm<strong>in</strong>ation, erreicht der Stern also im Norden mit e<strong>in</strong>er Höhe<br />
Hlowertrans = ϕ − ( π<br />
− δ) (8.31)<br />
2<br />
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