sora aoi9a: Sternzeit

Eine der zwei bekannten überlebenden siderischen Winkeluhren der Welt. Es wurde für Sir George Augustus William Shuckburgh gemacht. Es ist im Royal Observatory, Greenwich, London, zu sehen.

Sidereal Time ist ein Zeitnehmungssystem, mit dem Astronomen Himmelsobjekte lokalisieren. Mit der Sternzeit ist es möglich, ein Teleskop leicht auf die richtigen Koordinaten am Nachthimmel zu richten. Kurz gesagt ist die Sternzeit eine "Zeitskala, die auf der Rotationsgeschwindigkeit der Erde im Verhältnis zu den Fixsternen basiert" ^[1]

Foto des Gesichts einer der beiden Sternzeituhren im Royal Observatory in Greenwich, England (19659006) ] Von derselben Position aus gesehen, wird ein Stern, der an einer Position am Himmel zu sehen ist, an derselben Position in einer anderen Nacht zur selben Sternzeit gesehen. Dies ist ähnlich wie die Zeit, die eine Sonnenuhr einnimmt, um den Ort der Sonne zu finden. So wie Sonne und Mond aufgrund der Erdrotation im Osten aufgehen und im Westen untergehen, tun dies auch die Sterne. Sowohl die Sonnenzeit als auch die Sternzeit nutzen die Regelmäßigkeit der Erdrotation um ihre Polarachse, wobei die Sonnenzeit der Sonne folgt, während die Sternzeit den Sternen grob folgt.

Genauer gesagt ist die Sternzeit der Winkel, der entlang des Himmelsäquators gemessen wird, vom Meridian des Beobachters zum großen Kreis, der durch das März-Äquinoktium und die beiden Himmelspole verläuft und normalerweise in Stunden, Minuten und Sekunden ausgedrückt wird. Die übliche Zeit einer typischen Uhr misst einen etwas längeren Zyklus und berücksichtigt nicht nur die axiale Drehung der Erde, sondern auch die Umlaufbahn der Erde um die Sonne.

Ein siderealer Tag beträgt ungefähr 23 Stunden, 56 Minuten, 4,0905 SI-Sekunden oder auch (24 Stunden - 4 Minuten + 4 Sekunden). Das März-Äquinoktikum selbst ist relativ zu den Fixsternen langsam westwärts und vollendet eine Umdrehung in etwa 26.000 Jahren. Der falsch benannte siderische Tag ("sidereal" leitet sich vom lateinischen sidus [19459018, der "Stern" bedeutet) beträgt 0,0084 Sekunden kürzer als der Sterntag ist die Rotationsperiode der Erde relativ zu den Fixsternen. Die etwas längere "wahre" siderische Periode wird als der Erdrotationswinkel (ERA), früher der Sternwinkel, gemessen. Eine Erhöhung um 360 ° in der ERA ist eine vollständige Rotation der Erde.

Da die Erde einmal im Jahr die Sonne umkreist, gewinnt die Sternzeit an jedem Ort und zu jeder Zeit etwa vier Minuten gegenüber der lokalen Zivilzeit alle 24 Stunden, bis nach einem Jahr ein zusätzlicher Sterntag erreicht wird vergangen, verglichen mit der Anzahl der verbliebenen Sonnentage.

Vergleich mit der Sonnenzeit [ edit ]

Sternzeit gegen Sonnenzeit. Oben links : Ein entfernter Stern (der kleine orangefarbene Stern) und die Sonne befinden sich auf dem lokalen Meridian m . Center : Nur der entfernte Stern befindet sich am Höhepunkt (ein mittlerer Sternentag). Rechts : Wenige Minuten später befindet sich die Sonne wieder auf dem lokalen Meridian. Ein Sonnentag ist abgeschlossen.

Die Sonnenzeit wird durch die scheinbare Tagesbewegung der Sonne gemessen, und der örtliche Mittag der scheinbaren Sonnenzeit ist der Moment, wenn die Sonne genau nach Süden oder Norden liegt (je nach Breitengrad und Jahreszeit des Beobachters) ). Ein mittlerer Sonnentag (was wir normalerweise als "Tag" messen) ist die durchschnittliche Zeit zwischen lokalen Sonnenstunden ("Durchschnitt", da dies im Jahresverlauf geringfügig variiert).
Die Erde dreht sich an einem siderischen Tag um ihre Achse; In dieser Zeit bewegt es sich eine kurze Strecke (ungefähr 1 °) entlang seiner Umlaufbahn um die Sonne. Nachdem ein siderealer Tag vergangen ist, muss sich die Erde noch ein wenig mehr drehen, bevor die Sonne je nach Sonnenzeit den lokalen Mittag erreicht. Ein mittlerer Sonnentag ist daher fast 4 Minuten länger als ein Sternentag.
Die Sterne sind so weit entfernt, dass die Bewegung der Erde entlang ihrer Umlaufbahn ihre scheinbare Richtung nahezu nicht verändert (siehe Parallaxe), und sie kehren an einem siderischen Tag an ihren höchsten Punkt zurück.
Eine andere Möglichkeit, diesen Unterschied zu erkennen, besteht darin, festzustellen, dass sich die Sonne im Verhältnis zu den Sternen einmal pro Jahr um die Erde zu bewegen scheint. Daher gibt es pro Jahr einen Sonnentag weniger als Sternentage. Dies macht einen siderischen Tag ungefähr 365.24 / 366.24 mal die Länge des 24-Stunden-Solartages, was ungefähr 23 h 56 min 4,1 s (86,164,1 s) ergibt.

Precession-Effekte [ edit ]

Die Erdrotation ist keine einfache Rotation um eine Achse, die immer parallel zu sich selbst bleiben würde. Die Rotationsachse der Erde selbst dreht sich um eine zweite Achse, orthogonal zum Erdorbit, und es dauert etwa 25.800 Jahre, um eine vollständige Rotation durchzuführen. Dieses Phänomen wird als Präzession der Äquinoktien bezeichnet. Aufgrund dieser Präzession scheinen sich die Sterne komplizierter als eine einfache konstante Rotation um die Erde zu bewegen.
Um die Beschreibung der Erdorientierung in Astronomie und Geodäsie zu vereinfachen, war es üblich, die Positionen der Sterne am Himmel nach Aufstieg und Deklination zu bestimmen, die auf einem Rahmen basieren, der der Präzession der Erde folgt. und um die Erdrotation durch die Sternzeit auch in Bezug auf diesen Rahmen zu verfolgen. ^[a] In diesem Referenzrahmen ist die Erdrotation nahezu konstant, aber die Sterne scheinen sich mit einer Periode von etwa 25.800 Jahren langsam zu drehen. In diesem Bezugsrahmen repräsentiert das tropische Jahr, das Jahr, das sich auf die Jahreszeiten der Erde bezieht, eine Umlaufbahn der Erde um die Sonne. Die genaue Definition eines Sterntages ist die Zeit, die für eine Erdrotation in diesem Referenzrahmen benötigt wird.

Moderne Definitionen [ edit ]

In der Vergangenheit wurde die Zeit durch Beobachtung von Sternen mit Instrumenten wie z. B. fotografischen Zenit-Röhren und Danjon-Astrolabien gemessen und der Durchgang von Sternen durch definierte Linien mit der Sternwartezeit Dann wurde unter Verwendung des rechten Aufstiegs der Sterne aus einem Sternenkatalog die Zeit berechnet, zu der der Stern den Meridian des Observatoriums hätte durchlaufen müssen, und es wurde eine Korrektur der von der Observatoriumuhr gehaltenen Zeit berechnet. Die Sternzeit wurde so definiert, dass der März-Äquinoktium den Meridian des Observatoriums zur lokalen Sternzeit von 0 Stunden durchquerte.
Ab den 1970er Jahren überholten die Radioastronomie-Methoden VLBI und Pulsar Timing die meisten optischen Instrumente genaue Astrometrie. Dies führte zur Bestimmung von UT1 (mittlere Sonnenzeit bei 0 ° Längengrad) mit VLBI, einem neuen Maß für die Erdrotation mit dem Namen Earth Rotation Angle, und neuen Definitionen der Sternzeit. Diese Änderungen wurden am 1. Januar 2003 in die Praxis umgesetzt.

Earth Rotation Angle [ edit ]

Der Earth Rotation Angle (ERA) misst die Rotation der Erde von einem Ursprung aus Himmelsäquator, der himmlische intermediäre Ursprung, der keine unmittelbare Bewegung entlang des Äquators hat; es wurde ursprünglich als nicht rotierender Ursprung bezeichnet. ERA ersetzt Greenwich apparent Sidereal Time (GAST). Der Ursprung des Himmelsäquators für GAST, der als wahres Äquinoktium bezeichnet wird, bewegt sich aufgrund der Bewegung des Äquators und der Ekliptik. Das Fehlen der Bewegung des Ursprungs von ERA wird als signifikanter Vorteil angesehen.
ERA, gemessen im Bogenmaß, wird mit UT1 durch den Ausdruck

${ displaystyle theta (t_ {U}) = 2 pi (0,779 , 057 , 273 ) 2640 + 1,002, 737, 811, 911, 354, 48t_ {U})}$
wobei t _U das julianische UT1-Datum ist - 2451545.0.
Die ERA kann in andere Einheiten umgewandelt werden; B. der Astronomische Almanach für das Jahr 2017 tabellarisch in Grad, Minuten und Sekunden.
Als Beispiel gab der Astronomische Almanach für das Jahr 2017 die ERA an 0 h 1. Januar 2017 UT1 als 100 ° 37 ′ 12.4365 ″.

Sternzeit [ edit ]

Obwohl die ERA die Sternzeit ersetzen soll, müssen die Definitionen beibehalten werden für Sternzeit während des Übergangs und beim Arbeiten mit älteren Daten und Dokumenten.
Ähnlich wie die mittlere Sonnenzeit hat jeder Ort auf der Erde, abhängig von der Länge des Punkts, seine eigene lokale Sternzeit (LST). Da es nicht möglich ist, Tabellen für jeden Längengrad zu veröffentlichen, verwenden astronomische Tabellen die sidereal time (GST) von Greenwich, die siderische Zeit auf dem IERS-Referenzmeridian, weniger genau als Greenwich oder Primmeridian bezeichnet. Es gibt zwei Varianten, die mittlere Sternzeit, wenn der mittlere Äquator und das Äquinoktikum des Datums verwendet werden, oder die scheinbare Sternzeit, wenn das scheinbare Äquator und das Äquinoktikum des Datums verwendet werden. Ersteres ignoriert die Nutation, während letztere Nutation beinhaltet. Wenn die Standortwahl mit der Wahl zwischen Nutation oder nicht kombiniert wird, ergeben sich die Akronyme GMST, LMST, GAST und LAST.
Die folgenden Beziehungen gelten:

lokale mittlere Sternzeit = GMST + Ostlänge

lokale scheinbare Sternzeit = GAST + Ostlänge
Die neuen Definitionen der mittleren und scheinbaren Sternzeit von Greenwich (seit 2003, siehe oben) sind:

${19 displaystyle mathrm {GMST} (t_ {U}, t) = theta ( t_ {U}) - E _ { mathrm {PREC}} (t)}$

${ displaystyle mathrm {GAST} (t_ {U}, t) = theta (t_ {U}) - E_ {0} (t)}$ ${ displaystyle m athrm {GAST} (t_ {U}, t) = theta (t_ {U}) - E_ {0} (t)}$
wobei θ der Erdrotationswinkel ist, E _PREC ist die akkumulierte Präzession und E ₀ ist die Gleichung der Ursprünge, die akkumulierte Präzession und Nutation darstellt. Die Berechnung der Präzession und Nutation wurde in Kapitel 6 von Urban & Seidelmann beschrieben.
Der Astronomische Almanach für das Jahr 2017 gab beispielsweise die Ära um 0 Uhr 1. Januar 2017 UT1 als 100 ° 17 ′ 12.4365 “an. Der GAST betrug 6 h 43 m 20,7109 s. Für GMST waren Stunde und Minute gleich, aber die Sekunde war 21.1060.

Beziehung zwischen Sonnenzeit und Sternzeitintervallen [ edit

Wenn ein bestimmtes Intervall I wird sowohl in der mittleren Sonnenzeit (UT1) als auch in der Sternzeit gemessen; der numerische Wert wird in der Sternzeit größer sein als in UT1, da Sternzeittage kürzer als UT1 Tage sind. Das Verhältnis ist:

${displaystyle {frac {I_{mathrm {mean,sidereal} }}{I_{mathrm {UT1} }}}=r'=1.002,737,379,093,507,95+5.9006times 10^{-11}t-5.9times 10^{-15}t^{2}}$
wobei t ist Die Anzahl der julianischen Jahrhunderte ist seit dem 1. Januar 2000 vergangen Terrestrial Time

Sternentage im Vergleich zu Sonnentagen auf anderen Planeten [ edit

Von den acht Sonnenplaneten Alle, außer Venus und Uranus, haben eine fortschreitende Rotation - das heißt, sie drehen sich mehr als einmal pro Jahr in dieselbe Richtung, in der sie die Sonne umkreisen, so dass die Sonne im Osten aufsteigt. Venus und Uranus haben jedoch eine rückläufige Rotation. Für die fortschreitende Rotation lautet die Formel, die sich auf die Länge der Stern- und Solartage bezieht:

Anzahl siderealer Tage pro Umlaufzeit = 1 + Anzahl von Sonnentagen pro Umlaufzeit
oder entsprechend:

Länge des Sonnentages = Länge des Sterntags / 1 - Länge des Sterntages / oder der Orbitalperiode Andererseits lautet die Formel im Falle einer rückläufigen Rotation:

Anzahl siderealer Tage pro Umlaufbahn = -1 + Anzahl von Sonnentagen pro Umlaufbahnperiode
oder äquivalent:

Länge des Sonnentages = Länge des Sterntages / 1 + Länge des Sterntages / oder der Orbitalperiode Planeten, die weiter von der Sonne als von der Erde entfernt sind, sind der Erde insofern ähnlich, als es, da sie viele Umdrehungen pro Umlauf um die Sonne durchlaufen, nur ein kleiner Unterschied zwischen der Länge des Sterntages und der des Sonnentages besteht - das Verhältnis der Ersteres ist weniger als das Verhältnis der Erde von 0,997. Bei Merkur und Venus ist die Situation jedoch ganz anders. Der Sternentag des Merkur ist etwa zwei Drittel seiner Umlaufzeit, und nach der fortschreitenden Formel dauert sein Sonnentag zwei Sonnenumdrehungen - dreimal so lang wie sein Sternentag. Venus rotiert retrograd mit einem siderischen Tag, der etwa 243,0 Tage der Erde oder etwa das 1,08-fache seiner Umlaufzeit von 224,7 Tagen der Erde dauert; Nach der retrograden Formel beträgt ihr Sonnentag etwa 116,8 Tage der Erde, und er hat etwa 1,9 Sonnentage pro Umlaufzeit.
Wenn nicht anders angegeben, werden Rotationsperioden von Planeten siderisch angegeben.

Siehe auch [ edit ]

^ Der konventionelle Referenzrahmen für Sternkataloge wurde 1998 durch den International Celestial Reference Frame ersetzt, der mit festgelegt ist in Bezug auf extragalaktische Radioquellen. Wegen der großen Entfernungen haben diese Quellen keine nennenswerten Eigenbewegungen.

Zitate [ edit ]

^ NIST n.d. Eine genauere Definition wird später in der Einleitung gegeben.

Referenzen [ edit

Astronomischer Almanach für das Jahr 2017 . Washington und Taunton: Druckerei der US-Regierung und das britische Büro für Hydrographie. 2016. ISBN 978-0-7077-41666.

Bakich, Michael E. (2000). Das Cambridge Planetary Handbook . Cambridge University Press. ISBN 0-521-63280-3.

"Earth Rotation Angle". Internationaler Erdrotations- und Referenzsystemdienst . 2013 . 20. März 2018 .

Erläuterung der Ephemeriden . London: Das Büro Ihrer Majestät. 1961.

"Zeit und Frequenz von A bis Z, S bis So". Nationales Institut für Normen und Technologie.

Urban, Sean E .; Seidelmann, P. Kenneth, Hrsg. (2013). Erläuternde Ergänzung zum astronomischen Almanach (3. Ausgabe). Mill Valley, CA: Wissenschaftsbücher der Universität. ISBN 1-891389-85-8.
Externe Links [ edit ]