Koordinatensysteme

Jedes astronomische Koordinatensystem beruht auf der Angabe von 2 Winkeln, die die Position eines Objekts am Himmel bezeichnen.
Die unten aufgeführten Koordinatensysteme unterscheiden sich durch die Definition des Grundkreises, des Nullpunkts und des Null-Längenkreises.

Übersicht

System	Grundkreis	Nullpunkt	Null-Längenkreis	Koordinaten
Horizontal	Horizont	Süden	Meridian	Azimut A [°] Höhe h [°]
Äquatorial fest	Äquator	Süden	Nordpol - Zenit - Süden	Stundenwinkel t [h] Deklination δ [°]
Äquatorial beweglich	Äquator	Frühlingspunkt	Pol Äquator - Frühlingspunkt	Rektaszension α [h] Deklination δ [°]
Ekliptikal	Ekliptik	Frühlingspunkt	Sonne - Frühlingspunkt	ekliptikale Länge λ [h] ekliptikale Breite β [°]
Galaktsch	galaktischer Äquator	galaktisches Zentrum	Sonne - galaktisches Zentrum	galaktische Länge l [°] galaktische Breite b [°]

Horizontalkoordinaten

Ein Koordinatensystem, in dem die Ortsangaben an der Himmelssphäre durch die beiden Koordinaten Höhe und Azimut gekennzeichnet werden.

Die Höhe eines Himmelsobjekts wird vom Horizont ausgehend gemessen und als Winkelabstand über dem Horizont angegeben, Dabei haben Sterne im Horizont die Höhe von 0°, Beobachtungsobjekte im Zenit haben eine Höhe von 90° und Himmelsobjekte im Nadir haben eine Höhe von -90°. Als Nadir wird in der Himmelsnavigation der dem Zenit gegenüberliegende Punkt bezeichnet. Daraus ergibt sich, daß Sterne unter dem Horizont stets eine negative Höhe aufweisen und unsichtbar sind.
Der Azimut, die zweite Koordinate im horizontalen System, wird im Winkelmaß angegeben. Der Nullpunkt des in der Ebene des Horizonts gemessenen Azimut ist der Südpunkt. Der Horizont weist vier Kardinalpunkte auf, nämlich Nord, Ost, Süd und West. In der Astronomie wird der Azimut vom Südpunkt ausgehend in Richtung West gezählt. Ein Objekt im Südpunkt hat also einen Azimut von 0°, ein Gestirn im Westen hat 90°, ein Himmelsobjekt im Norden hat 180° und ein solches im Osten hat 270°.

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In der Navigation ist der Azimut gegenüber der astronomischen Zählweise um 180° verschoben, weil er bei einer solchen Anwendung vom Nordpunkt ausgehend über Osten gezählt wird. Daraus folgt: Nord=0°, Ost=90°, Süd=180° und West=270°.
Höhe und Azimut eines Himmelsobjekts hängen von der geographischen Breite und Länge des Beobachters und von der Beobachtungszeit ab. Beide Winkel ändern sich permanent durch die tägliche Drehung des Himmels. Damit erweist sich dieses System als nicht geeignet für die Einstellung eines Teleskops oder die Angabe von Positionen der Himmelsobjekte in Atlanten, Katalogen oder Jahrbüchern.

Äquatorialkoordinaten

Festes Äquatorial-System

Den Großkreis des Himmelsäquators erhält man durch die Projektion (das Ausschneiden) der Äquatorebene der Erde auf die Himmelskugel.

Die erste Koordinate im Äquatorialen System ist der Stundenwinkel (t), der vom Schnittpunkt des Äquators mit dem Meridian in westlicher Richtung gezählt wird. Angegeben wird er normalerweise im Stundenmaß, d.h. 360° entsprechen 24h 0m 0s.
Die zweite Koordinate, die Deklination (δ), gibt die Entfernung des Himmelsobjektes vom Äquator an. Gemessen wird vom Äquator (0°) zum Himmelsnordpol (90°) in positiver Richtung und zum Himmelssüdpol (-90°) in negativer Richtung.
Im festen Äquatorial-System ist die Deklination unabhängig vom Beobachtungsort, jedoch der Stundenwinkel ist abhängig vom Beobachter. Um nun die Sternposition Zeit- und Orts unabhängig verwenden zu können, wurde das bewegliche Äquatorial-System eingeführt.

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Bewegliches Äquatorial-System

Um beide Koordinaten unabhängig vom Beobachtungsort zu machen, geht man auf das bewegliche Äquatorial-System über, bei dem man vom Stundenwinkel auf die Rektaszension (α) übergeht. Diese geht vom Frühlingspunkt aus. In ihm schneidet die Ekliptik (Sonnenbahn) den Himmelsäquator von Süd nach Nord. Von hier aus zählt die Rektaszension in Richtung Sommer Äquinoktium (in diesem Punkt steht die Sonne am höchsten). Der Frühlingspunkt hat die Rektaszension 0 h, der Herbstpunkt die Rektaszension 12h.
Die Ekliptik ist um den Winkel ε (Schiefe der Ekliptik = 23,4 Grad) gegen den Himmeläquator geneigt.

Die Deklination (δ) gibt die Entfernung des Himmelsobjekts vom Äquator an. Beobachtungsobjekte im Äquator haben eine Deklination von 0°, der Himmelsnordpol liegt auf +90° Deklination, der Himmelssüdpol liegt auf -90° δ. Die Deklination in Richtung Nord wird positiv und die Deklination in Richtung Süd wird negativ gezählt.
Die Rektaszension (α) wird in der Ebene des Äquators vom Frühlingspunkt ausgehend in Richtung Osten gezählt. Aufgrund der Präzession bewegt sich dieser Punkt sehr langsam entlang des Äquators; äquatoriale Koordinaten im rotierenden System müssen daher bezüglich einer speziellen Epoche angegeben werden.
Weil für einen feststehenden Beobachter auf der Erde die Richtung zum Schnittpunkt Äquator/Meridian immer unverändert bleibt. Sie ist nur vom Ortsmeridian des Beobachters abhängig. Damit bleibt die Deklination (δ) des zu beobachtenden Objekts infolge der Erdrotation unverändert.

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Daraus ergibt sich, daß die Koordinaten Rektaszension (α) und Deklination (δ) des rotierenden Äquatorialsystems am besten geeignet sind, um Positionsangaben von Himmelsobjekten in Atlanten, Katalogen und Jahrbüchern anzugeben.

Da sich aber das bewegliche äquatoriale Koordinatensystem auf den Frühlingspunkt bezieht und dieser Aufgrund der Präzession wandert, muss zusätzlich ein Zeitbezug angegeben werden, der Epoche genannt wird. Der mittlere Frühlingspunkt exakt zu diesem Zeitpunkt ist das Äquinoktium der Koordinaten. Auf diesen Punkt beziehen sich die angegebenen Koordinaten.
Das Koordinaten-Äquinoktium kann im Prinzip frei gewählt werden. Man wählt dazu entweder ein Standardäquinoktium (etwa J2000.0) für Kataloge oder das Äquinoktium des Datums der Messung bei direkten Himmelsbeobachtungen.

Ekliptikalkoordinaten

Im ekliptikalen Koordinatensystem wird die Bahnebene der Erde um die Sonne, die sogenannte Ekliptik, als Grundebene verwendet,
Im ekliptikalen Koordinatensystem ist die Position eines Objekts am Himmel definiert durch die Koordinaten ekliptikaler Breite (β) und ekliptikaler Länge (λ).

Die Breite wird ausgehend von der Ekliptik in Grad nach Norden oder Süden gemessen; nördliche Breiten sind positiv, südliche negativ. Ein Himmelsobjekt in der Ekliptik weist eine ekliptikale Breite von β=0° auf.
Der Ekliptiknordpol hat eine Breite von β=90° und der Ekliptiksüdpol hat eine Breite von β=-90°.
Die Länge wird in Grad entlang der Ekliptik gemessen. Der Nullpunkt in diesem Koordinatensystem ist der Frühlingspunkt , der Punkt, an dem die Ekliptik den Himmelsäquator schneidet. Gezählt wird vom Frühlingspunkt ausgehend nach Osten, also in Umlaufrichtung der Planeten.
Der Frühlingspunkt hat eine Länge von λ=0°, der Herbstpunkt hat dementsprechend also λ=180°.
Das ekliptikale Koordinatensystem wird immer dann benutzt, wenn man die Dynamik des Sonnensystems beschreiben will. Außerdem findet es in der Planetenforschung eine weitere Anwendungsmöglichkeit. Auch werden die Positionen und Bahnen der Körper des Sonnensystems mit Hilfe des Ekliptikalen Koordinatensystems berechnet.

Die Präzession lässt diesen Nullpunkt, den Frühlingspunkt, mit der Zeit langsam wandern, deshalb muss (wie im Äquatorialem System) zusätzlich ein Zeitbezug angegeben werden, der Epoche genannt wird. Der mittlere Frühlingspunkt exakt zu diesem Zeitpunkt ist das Äquinoktium der Koordinaten. Auf diesen Punkt beziehen sich die angegebenen Koordinaten.

Galaktisches Koordinatensystem

Ein Koordinatensystem mit Länge und Breite, das die galaktische Ebene der Milchstraße als Grundkreis nimmt.

Die erste Koordinate in diesem System gibt an, wie weit ein Himmelsobjekt von der galaktischen Ebene (Grundkreis) entfernt ist und heißt galaktische Breite (b). Ein Gestirn direkt auf dem galaktischen Äquator weist eine galaktische Breits von b=0 auf, der galaktische Nordpol hat die Breite b=90° und der galaktische Südpol hat eine Breite von b=-90°.
Die zweite Koordinate des galaktischen Koordinatensystems ist die galaktische Länge (l), sie wird in der Ebene des galaktischen Äquators gezählt. Der Nullpunkt der galaktischen Länge ist die Verbindungslinie Sonne - galaktisches Zentrum (RA 17h 42.4m, Dek -28° 55'), der Mittelpunkt unserer Milchstraße. Er liegt im Sternbild Schütze.
Die Sonne wurde als Nullpunkt des Koordinatensystems gewählt, da alle unsere astronomischen Beobachtungen von der Sonne (bzw. dem Sonnensystem und der Erde) aus erfolgen.
Dieses Koordinatensystem wird hauptsächlich für Untersuchungen verwendet, bei denen die Raumverteilung von Himmelsobjekten, beispielsweise offener Sternhaufen in unserer Milchstraße von Bedeutung ist. Auch Karten der Radioemission des Wasserstoffgases in der Milchstraße benutzen die Koordinaten des galaktischen Koordinatensystems.

Quadranten werden im galaktischen Koordinatensystem mit Ordinalzahlen bezeichnet, zum Beispiel "1. galaktischer Quadrant", "zweiter galaktischer Quadrant" oder "dritter Quadrant der Galaxie". Aus dem Norden betrachtet, ergeben sich die galaktischen Pole von 0 Grad (°) als ausgehend Strahl, der von der Sonne und durch das galaktische Zentrum läuft. Danach werden die Quadranten wie folgt festgelegt:

1. galaktischer Quadrant – 0° ≤ Längengrad (ℓ) ≤ 90°
2. galaktischer Quadrant – 90° ≤ ℓ ≤ 180°
3. galaktischer Quadrant – 180° ≤ ℓ ≤ 270°
4. galaktischer Quadrant – 270° ≤ ℓ ≤ 360° (0°)

Von der Erde aus kann man anhand folgender Hauptkonstellationen (als grobe Orientierung) die Grenzen der Quadranten erkennen:
Nach 0° schaut man, wenn man in Richtung des Sternbilds Schütze schaut.
Nach 90° schaut man, wenn man in Richtung des Sternbilds Schwan schaut.
Nach 180° schaut man, wenn man in Richtung des Sternbilds Fuhrmann schaut.
Nach 270° schaut man, wenn man in Richtung des Sternbilds Segel des Schiffs schaut

Umrechnung der Koordinatensysteme

Die Umrechnung erfolgt mit Hilfe eines sphärischen oder nautischen Dreiecks.