Fundamentalstern
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Ein Fundamentalstern ist ein Stern, dessen Koordinaten und deren zeitliche Änderungen (Eigenbewegung) mit höchstmöglicher Genauigkeit bekannt sind und in einem absoluten System vorliegen .
Durch eine größere Zahl von Fundamentalsternen wird das Fundamentalsystem der Astronomie definiert, das auch den Rahmen für Koordinatensysteme der Geowissenschaften darstellt.
Die Fundamentalsterne dienen als "Anschlusssterne" bei der Bestimmung der Örter aller anderen Himmelskörper. Daher muss die Bestimmung ihrer Koordinaten unabhängig von anderen Gestirnen erfolgen, also mit einer absoluten Methode.
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[Bearbeiten] Zwei- und dreidimensional
Prinzipiell werden Sternpositionen in zwei Koordinatenwinkeln (α, δ) auf der Himmelssphäre angegeben, die Rektaszension und Deklination heißen. Sie beziehen sich auf den Himmelsäquator (Verlängerung des Erdäquators) und den Frühlingspunkt, wobei die Deklination analog zur geographischen Breite ist. Durch die langsame Kegelbewegung der Erdachse (der 26.000-jährigen Präzession) und andere Effekte ist dieses Koordinatensystem zeitlich veränderlich, kann aber mit sehr hoher Genauigkeit (besser als 0,01") modelliert werden.
Eine wichtige Rolle spielt dabei die Radioastronomie in Form eines präzisen "Netzes" von etwa 500 Quasaren, das mit dem Netz der Fundamentalsterne verbunden wurde. Die Messungen der Sterne erfolgen optisch (visuell oder fotografisch oder mit elektro-optischen Sensoren), siehe übernächster Abschnitt.
Vom zwei zum dreidimensionalen Sternort wird (α, δ) eine Entfernungsmessung. Das einzige präzise Mittel dafür ist die Parallaxe - eine durch die Erdbahn verursachte scheinbare Ortsverschiebung "naher" Sterne am Himmel. Erst um 1850 gelang Friedrich Wilhelm Bessel eine solche Messung an 61 Cygni, einem sog. Schnelläufer, wo sie trotzdem nur 0,4" betrug.
An sich könnte sich ein Fundamentalsystem mit 2D-Koordinaten begnügen, wenn es sich auf "ferne" Sterne beschränkt. Doch sind auch helle Sterne vonnöten, die nun mal statistisch betrachtet eher "nahe" sind (etwa 10 unter 50 Lichtjahren, wo die Parallaxe noch fast 0,1" beträgt). Doch hat ein 3D-System den Vorteil, auch die Dynamik der Milchstraße modellieren zu können, und mit dem Astrometrie-Satelliten Hipparcos gelangen ohnehin gute Messungen von über 100.000 Sternen.
[Bearbeiten] Fundamentalkataloge - heute als Datenbank
Die Fundamentalsterne werden zu eigenen Sternkatalogen zusammengefasst und bilden einen Koordinatenrahmen, in dem die Bewegungen des "Kreisels Erde" genau modellierbar sind. Die ersten vier "Fundamentalkataloge" entstanden unter deutscher Leitung, weshalb sie bis heute FK abgekürzt werden. Den ersten gab 1879 A. Auwers heraus, er enthielt 539 Sterne des Nordhimmels (δ bis -10°). Jener von 1907 (Berliner Astronomisches Jahrbuch) hatte bereits 925 Sterne und konnte auf über 150 Jahre Präzisionsbeobachtungen zurückgreifen. Solche langen Zeitreihen sind bis heute für die genaue Erfassung der Eigenbewegungen entscheidend, da ja die Sternörter mittels dieser individuellen Geschwindigkeiten in die Gegenwart und Zukunft vorauszurechnen sind.
Kurz- Stern- Offizieller Name publ. Messung Messung Eigen- name anzahl Örter bewegungen
Peters 925 Neuer FK Berliner Astr.Jahrbuch 1907 Ø 1880 1745-1900 J.,1907 nach den Grundlagen von Auwers (bis Dekl.= -89°) (ab hier über ganzen Himmel, mit Epochen 1900, 1950, 2000) FK3 873 Dritter Fundamentalkatalog 1937 1912-15 FK3sup +662 (Supplementsterne, Band II) 1938 Ø 1913 1845-1930 FK4 1535 Vierter Fundamentalkatalog 1963 Ø 1950 FK5 1535 Fifth Fundamental Catalogue 1988 Ø 1975 FK5sup 3117 Supplement Stars of FK5 1991 Hipp. 118000 Hipparcos-Katalog, relativ! 1998 1989-93 1989-1993 FK6 4150 Sixth Fundamental Catalogue 2000 Ø 1992
--> Zu obiger Tabelle der Fundamental-Kataloge:
Hipparcos ist kein FK im strengen Sinn (nicht absolut), wurde dem FK5-System genau angepasst und hat es 'versteift'. Das neue System (FK6) hat aber durch die Messungen des Astrometriesatelliten (Hipparcos|1989-1993) wesentlich an Genauigkeit gewonnen.
[Bearbeiten] Absolute Deklinationsbestimmung
Die Deklination δ eines Sterns wird am besten bei seiner Kulmination im Nord- bzw. Südzweig des Meridians gemessen. Einerseits steht er in diesem Moment am höchsten und "wandert" horizontal durch das Gesichtsfeld des Fernrohrs bzw. Sensors, was die genauigkeit erhöht. Anderseits entfallen im Azimut 0° bzw. 180° verschiedene Fehlereinflüsse.
Mit z als gemessene (und wegen der Refraktion korrigierten) Zenitdistand und als geographische Breite ergibt sich im Meridian der Minmimalwert von z,
z = φ - δ und daher δ = φ - z (die Formel gilt für alle "Oberen Kulminationen"). Geht ein
Stern unterhalb des Himmelspols durch den Meridian, gilt
... ...
Weil δ erst bestimmt werden muss und mit der zunächst unbekannten (bzw. leicht variablen) Breite φ zusammenhängt, hat man ursprünglich dieselben Sternen in Oberer und unterer Kulmination beobachtet: ... (Fortsetzung folgt)
[Bearbeiten] Absolute Rektaszensionsbestimmung
... (Fortsetzung folgt, bzw. erbeten)
[Bearbeiten] Einfluss der veränderlichen Erdachse
Nun sind aber die Sternörter wegen der im Inertialraum etwas veränderlichen Erdachse nicht konstant. Dies bedeutet
- einerseits, dass ihr zeitlicher Verlauf genau erfasst und berechnet werden muss,
- andererseits eine Möglichkeit, die zugrundeliegenden Kräfte auf die Erde und ihre jährliche Bahn um die Sonne zu erforschen.
Die Bezugsebenen der Astronomie unterliegen, wie oben erwähnt, langsamen Verschiebungen durch die gravitative Einflüsse des Sonnensystems auf die Erde. So wie jeder Spielzeugkreisel ein wenig taumelt, ist es auch bei der Erde - nur viel langsamer und regelmäßiger. Man nennt diesen Effekt Präzession und seine Dauer von 25.800 Jahren ein "Platonisches Jahr". Die Erdachse beschreibt in dieser Zeit einen klar definierbaren Kegel mit einem Winkel von 22-24° (Schiefe der Ekliptik, was man inzwischen auf 0,01" (0,000005 %) genau vorausrechnen kann. Dazu gehört auch ein zweiter Effekt namens Nutation - ein vom Mond verursachtes monatliches "Zittern", das ebenso genau modelliert ist.
Gemessen werden diese Effekte durch spezielle Instrumente und Methoden der Astrometrie und der Geodäsie; die wichtigsten sind die Weltraumverfahren VLBI (Richtungsmessung nach Quasaren), Weltraumlaser und GPS, sowie erdgebunden der Meridiankreis und Astrolab bzw. PZT; die beiden letztgenannten haben im letzten Jahrzehnt an Bedeutung verloren. Ergänzend kam vor einigen Jahren noch eine Art Weltraumscanner dazu, der Satellit Hipparcos.
Das hier beschriebene, durch Fundamentalsterne verankerte astronomisch-geodätische Modell der Erdbewegung stellt als Fundamentalsystem der Astronomie die derzeit beste Realisierung eines Inertialsystems dar.
Analog werden auch terrestrische Fundamentalsysteme realisiert - durch "Herunterholen" auf die sich drehende Erde, Man nennt sie ITRS (International Terrestrial Reference System) und den alle 2-3 Jahre wiederholten bzw. verfeinerten Modellen eine Jahreszahl. Sie werden aber nicht durch Sterne, sondern durch besonders gut und global bestimmte Vermessungspunkte repräsentiert (siehe Fundamentalstationen, in Europa etwa 20). Durch zahlreiche GPS-Messstationen wird dieses globale Vermessungsnetz verdichtet und dauerhaft vermarkt.
