Äquinoktium

Celestial_Equator.gif (englisch celestial equator) ist um ~23.5° zur Ebene der Ekliptik geneigt. Die Schnittpunkte sind die Äquinoktien]] Unter Äquinoktium oder Tagundnachtgleiche versteht man die Stellung, in der die Sonne während ihrer scheinbaren jährlichen Bewegung im Schnittpunkt von Ekliptik und Himmelsäquator steht.

Die beiden Punkte auf der Ekliptik, in denen sich die Sonne im Moment der Äquinoktien befindet, sind die Äquinoktialpunkte, die Beginn oder Ende einer Astronomischen Jahreszeit markieren:

Astronomischer Frühlingsanfang ist im Frühlingspunkt.
Astronomischer Herbstanfang ist im Herbstpunkt.

Die mittleren Äquinoktialpunkte nennt man auch Widderpunkt und Waagepunkt.

Als Äquinoktium bezeichnet man auch den mittleren Frühlingspunkt selbst, die Lage des Frühlingspunkts (Positionsangabe) zu einem bestimmten Zeitpunkt, sowie jenen Zeitpunkt, für den die Lage des Frühlingspunkts festgestellt wird. In diesen Bedeutungen spielt der Begriff des Äquinoktiums eine wichtige Rolle bei der Definition astronomischer Koordinatensysteme, die den veränderlichen Frühlingspunkt als Koordinaten-Nullpunkt verwenden. Da er langfristig seine Position verändert, wird er als Äquinoktium des Datums oder als Standardäquinoktium mit einem Zeitbezug angegeben.

Wahres Äquinoktium und mittleres Äquinoktium

Die wahren Äquinoktien und die anderen beiden Hauptstellungen, die Solstitien (Sonnenwenden), markieren die Grenzen der astronomischen Jahreszeiten.

Zu diesem Zeitpunkt sind für alle Orte der Erde Tag und Nacht etwa gleich lang, daher der Name Tag-und-Nacht-Gleiche. Jahreszeiten99 DE2.jpg

Die mittleren Äquinoktialpunkte - die keine kurzperiodischen Bewegungen mitmachen – sind der Widderpunkt, nach dem Widder (Sternbild), als mittlerer Frühlingspunkt und der Waagepunkt, nach der Waage (Sternbild) als mittlerer Herbstpunkt.

Übliches Symbol für den Widderpunkt, der eine herausragende Bedeutung in der Himmelsmechanik spielt, ist $\mathcal{W}$ oder ♈ (U+2648).

Er ist der Koordinatennullpunkt für ekliptikale Koordinaten und äquatoriale Koordinaten und etliche andere astronomische Grundgrößen. Seine englische Bezeichnung ist first point of aries.

Äquinoktium als Jahreszeitenbeginn

Definition

Die genaue Definition lautet:

Die Äquinoktien sind die Zeitpunkte, in denen die scheinbare geozentrische ekliptikale Länge der Sonne 0° respektive 180° beträgt.

Scheinbar heißt: unter Berücksichtigung von Aberration und Nutation.
Geozentrisch heißt: von einem hypothetischen Beobachter im Erdmittelpunkt aus gesehen.

Die Definition ist also unabhängig vom Standort eines realen Beobachters; die Äquinoktien treten daher weltweit zum selben Zeitpunkt ein (der aber in verschiedenen Zeitzonen verschiedenen Uhrzeiten entspricht).

Diese Zeitpunkte fallen bis auf wenige Sekunden mit den Zeitpunkten zusammen, in denen der Mittelpunkt der Sonnenscheibe den Himmelsäquator überquert, in denen die Sonne also von der südlichen zur nördlichen (ekliptikale Länge 0°) oder von der nördlichen zur südlichen Himmelshälfte (ekliptikale Länge 180°) überwechselt. Der geringe Zeitunterschied resultiert aus dem Umstand, dass es eigentlich der Schwerpunkt des Erde-Mond-Systems ist, der sich gleichmäßig in der mittleren Erdbahnebene um die Sonne bewegt, während die Erde selbst diesen Schwerpunkt umkreist (wahre Erdbahn) und sich in Regel etwas oberhalb oder unterhalb dieser Ebene befindet. Vom geozentrischen Beobachter aus gesehen läuft die Sonne daher nicht exakt auf der Ekliptik (sie hat eine ekliptikale Breite ungleich Null). Sie passiert deshalb nicht exakt durch Frühlings- und Herbstpunkt und überquert den Äquator bevor oder nachdem sie die eklipikale Länge dieser Punkte erreicht. Diese Zeitdifferenz macht ein paar Sekunden aus.

Folgerungen

Die Tagundnachtgleichen markieren den Beginn des astronomischer Frühling bzw. des astronomischen Herbstes. Die Sonne steht dann auf dem Himmelsäquator, also auch senkrecht über dem Erdäquator.

Zwischen 19. und 21. März läuft die Sonne durch den Frühlingspunkt und überschreitet auf ihrer scheinbaren jährlichen Bahn am Himmel (Ekliptik) den Himmelsäquator von Süden nach Norden. Danach befindet sie sich auf der nördlichen Himmelshälfte, das heißt die Nordhalbkugel der Erde ist der Sonne zugewandt.
Am 22. oder 23. September läuft die Sonne durch den Herbstpunkt und überschreitet den Himmelsäquator von Norden nach Süden. Danach befindet sie sich auf der südlichen Himmelshälfte, das heißt die Südhalbkugel der Erde ist der Sonne zugewandt.

Auf der Nordhalbkugel beginnt mit der März-Tagundnachtgleiche der Frühling und mit der September-Tagundnachtgleiche der Herbst. Auf der Südhalbkugel beginnt mit der März-Tagundnachtgleiche der Herbst und mit der September-Tagundnachtgleiche der Frühling.

Zu den Tagundnachtgleichen sind überall auf der Erde Tag und Nacht (ungefähr, siehe unten) gleich lang, weil jeweils die Hälfte der täglichen Sonnenbahn (dem Tagbogen) oberhalb bzw. unterhalb des Horizonts liegt. Überall auf der Erde geht die Sonne fast genau im Osten auf und im Westen unter.

Zwischen den Äquinoktien liegen die Sonnenwenden, also die Zeitpunkte, in denen die Sonne ihren größten Abstand vom Himmelsäquator erreicht und senkrecht über den Wendekreisen der Erde steht. Äquinoktien und Sonnenwenden stellen den Beginn der jeweiligen astronomischen Jahreszeiten dar.

Definitionsgemäß geht die Sonne bereits dann auf, wenn ihr oberer Rand die Horizontlinie überschreitet (siehe Aufgang (Astronomie)), also eine kurze Zeitspanne bevor ihr Mittelpunkt über den Horizont tritt. Abends ereignet sich der Sonnenuntergang eine kurze Zeitspanne nachdem der Sonnenmittelpunkt unter den Horizont gesunken ist, nämlich dann, wenn der letzte Sonnenstrahl des oberen Sonnenrandes erlischt (jeweils etwa 1°, 4 Zeitminuten). Auch die Lichtbrechung, die eine scheinbare Anhebung der Sonnenscheibe um etwa 0,5° am Horizont bewirkt, verursacht eine kleine Verlängerung des lichten Tages gegenüber der Nacht. Tag und Nacht sind daher zum Zeitpunkt der Tagundnachtgleichen nicht wirklich streng gleich lang. Der Begriff Tagundnachtgleiche hat sich dennoch eingebürgert; er stammt aus der sphärischen Astronomie, in der atmosphärische Einflüsse und die Ausdehnung der Sonnenscheibe ignoriert werden und beschreibt den Umstand, dass Tagbogen und Nachtbogen eines auf dem Himmelsäquator stehenden Punktes (wie z. B. des Sonnenmittelpunktes zur Tagundnachtgleiche) gleich lang sind.

Datum

Weil das Sonnenjahr knapp 6 Stunden länger ist als das Kalenderjahr mit exakt 365 Tagen, verschiebt sich der Zeitpunkt der Tagundnachtgleichen jedes Jahr um etwa 6 Stunden zu späteren Uhrzeiten. In einem Schaltjahr (z. B. 2004, 2008; siehe Tabelle) springt der Termin zum Ausgleich zusätzlich wieder um 24 Stunden zurück (also ergibt sich zwischen Vorjahr und Schaltjahr eine um etwa 18 Stunden frühere Uhrzeit).

Frühlingsäquinoktium

Nach dem Gregorianischen Kalender fällt das Frühlingsäquinoktium in der Mitteleuropäischen Zeitzone im 21. Jahrhundert auf den 19., 20. oder 21. März (abhängig von der Lage des Jahres zum nächsten Schaltjahr).

Frühlingstagundnachtgleiche
2003	21. März	02:00 MEZ
2004	20. März	07:47 MEZ
2005	20. März	13:33 MEZ
2006	20. März	19:25 MEZ
2007	21. März	01:07 MEZ
2008	20. März	06:48 MEZ

Die Zeit zwischen zwei Frühlingstagundnachtgleichen definierte früher ein tropisches Jahr. Dessen genaue Definition ist heutzutage aber anders festgelegt.

Für viele Naturvölker war und ist die Frühlingstagundnachtgleiche eines der zentralen Feste des Jahres.

Herbstäquinoktium

Nach dem Gregorianischen Kalender fällt das Herbstäquinoktium in der Mitteleuropäischen Zeitzone im 21. Jahrhundert auf den 22. oder 23. September (abhängig von der Lage des Jahres zum nächsten Schaltjahr).

Herbsttagundnachtgleiche
2003	23. September	12:47 MESZ
2004	22. September	18:30 MESZ
2005	23. September	00:23 MESZ
2006	23. September	06:03 MESZ
2007	23. September	11:51 MESZ
2008	22. September	17:44 MESZ

Weitere Details zum Datum der Tagundnachtgleichen siehe im Artikel Jahreszeiten.

Äquinoktium als Koordinaten-Nullpunkt

Frühlingspunkt und Herbstpunkt

Auch der Frühlings- und der Herbstpunkt selbst, also jene Punkte, auf denen die Sonne zum Zeitpunkt eines Äquinoktiums (im obigen Sinne) vor dem Fixsternhintergrund steht, heißen Äquinoktien. In deutlicher unterscheidendem Sprachgebrauch werden sie auch als Äquinoktialpunkte bezeichnet.

Der Frühlingspunkt (auch Widderpunkt) ist der Punkt auf der imaginären Himmelskugel, bei dem die Sonne auf ihrer auf diese Kugel projizierten Bahn, der Ekliptik, auf dem Weg von Süden nach Norden den Himmelsäquator durchschneidet (Rektaszension = 0h).

Dementsprechend ist der Herbstpunkt (auch Waagepunkt) der Punkt auf der imaginären Himmelskugel, bei dem die Sonne auf ihrer auf diese Kugel projizierten Bahn den Himmelsäquator auf dem Weg von Norden nach Süden durchschneidet (Rektaszension = 12h).

Im Winkel von 90° zum Frühjahrspunkt und Herbstpunkt liegen jeweils der Sommerpunkt (Rektaszension = 6h) und der Winterpunkt (Rektaszension = 18h), in denen die Sonne bei der Sonnenwende steht.

Frühlingspunkt als Koordinaten-Nullpunkt

Im Zusammenhang mit astronomischen Koordinatensystemen bezeichnet der Begriff Äquinoktium stets den Frühlingspunkt, nie den Herbstpunkt. Der Frühlingspunkt dient sowohl für das äquatoriale wie für das ekliptikale Koordinatensystem als Nullpunkt, von dem aus Rektaszension bzw. ekliptikale Länge gezählt werden (nach Osten positiv). Der Frühlingspunkt ist zwar kein direkt beobachtbarer und anmessbarer Punkt, aber seine Lage kann stets aus geeigneten Beobachtungen rechnerisch ermittelt werden.

Wanderung der Äquinoktialpunkte

Die Gravitationskräfte von Sonne, Mond und den übrigen Planeten versuchen den Äquatorwulst der um 23.5° gegen die Ekliptikebene geneigten Erde in diese Ebene zu ziehen und so die Erde bezüglich der Ekliptik „aufzurichten“. Gemäß den Kreiselgesetzen richtet sich die Erde jedoch nicht auf; vielmehr weicht die Erdachse unter Beibehaltung ihres Neigungswinkels seitlich aus, so dass die Richtung, in die sie geneigt ist, in etwa 25.800 Jahren einmal volle 360° durchläuft. Die senkrecht auf der Erdachse stehende Äquatorebene nimmt an dieser Bewegung teil, so dass die Äquinoktialpunkte als Schnittpunkte von Äquatorebene und Ekliptikebene in 25.800 Jahren einmal rund um die Ekliptik laufen. Diese Bewegung der Erdachse bzw. der Äquinoktialpunkte wird als Präzession (lat. „Vorangehen“) bezeichnet. Die Äquinoktialpunkte verschieben sich dabei pro Jahr um etwa 50 Bogensekunden in westlicher Richtung entlang der Ekliptik.

Der Präzessionsbewegung überlagern sich zusätzliche periodische Einflüsse; sie werden verursacht von der Schiefe der Umlaufbahn des Mondes, die um 5° 9' gegen die Ekliptik geneigt ist, der sich kontinuierlich verschiebenden Knotenlinie der Mondumlaufbahn und periodischen Schwankungen in der Verlagerung der Rotationsachse der Erde. Diese verschiedenen periodischen Schwankungen, die die Erdachse zusätzlich zur Präzession ausführt, werden in der Astronomie unter dem Begriff Nutation zusammengefasst. Die Drift der Äquinoktialpunkte entlang der Ekliptik erfolgt daher nicht völlig gleichmäßig, sondern mit periodisch leicht schwankender Geschwindigkeit.

Das Äquinoktium von astronomischen Koordinaten

AstroDeklinationRektazension.jpg Die Wanderung der Äquinoktialpunkte hat insbesondere zur Folge, dass die Nullpunkte der oben genannten astronomischen Koordinatensysteme nicht im Raum fixiert sind, sondern mit dem Frühlingspunkt langsam entlang der Ekliptik wandern. So nimmt z. B. die ekliptikale Länge eines Sterns ohne Eigenbewegung in einem Jahr um 50 Bogensekunden und in 100 Jahren um 1,4° zu. Die Koordinaten eines Himmelsobjekts ändern sich also, ohne dass dies einer eigentlichen Bewegung des Objekts entspricht. Bei ihrer Angabe muss deshalb stets der Zeitpunkt, also die Lage des Frühlingspunkts, angegeben werden, auf den sich die Koordinaten beziehen. Dieser Zeitpunkt (nicht zu verwechseln mit einer der Tagundnachtgleichen) heißt ebenfalls Äquinoktium und wird als Jahreszahl, gegebenenfalls mit Bruchteil, angegeben. Von Bedeutung für Beobachtungen sind die Koordinaten für das Äquinoktium des Beobachtungszeitpunkts (z. B. 2005.432), das so genannte Äquinoktium des Datums. Kataloge von Himmelsobjekten werden dagegen in der Regel auf Standardäquinoktien wie B1950.0 oder J2000.0 bezogen. Die Umrechnung von Koordinaten zwischen verschiedenen Äquinoktien ist ein häufig anzutreffendes Problem.

Nicht mit dem Äquinoktium verwechselt werden darf der Begriff der Epoche. Die Epoche bezeichnet den tatsächlichen Zeitpunkt einer Beobachtung oder eines Vorgangs, das Äquinoktium das Koordinatensystem, in dem gemessen wird. Beispiel: der Stern Arcturus hat zu verschiedenen Epochen die folgenden auf verschiedene Äquinoktien bezogenen äquatorialen Koordinaten Rektaszension und Deklination:

Epoche	Äquinoktium
Epoche	J2000.0	des Datums	J2050.0
1. Januar 2000	213,9153° / 19,1824°	213,9153° / 19,1824°	214,5019° / 18,9522°
12. August 2028	213,9061° / 19,1665°	214.2418° / 19,0346°	214,4928° / 18,9363°
1. Januar 2050	213,8992° / 19,1546°	214,4860° / 18,9244°	214,4860° / 18,9244°

Die Änderung der Koordinaten für verschiedene Epochen aber dasselbe fixe Äquinoktium (J2000.0 oder J2050.0) spiegelt die Eigenbewegung des Sterns wider. Die Verschiedenheit der Koordinaten für dieselbe Epoche aber unterschiedliche Äquinoktien ist auf die Präzession zurückzuführen. Die im Äquinoktium des Datums gegebenen Koordinaten beinhalten den Einfluss sowohl der Eigenbewegung als auch der Präzession.

Für Berechnungen ist es oft vorteilhaft, den periodischen Einfluss der Nutation auf die Bewegung des Äquinoktiums zu ignorieren und sich auf ein fiktives gleichmäßig bewegtes Äquinoktium zu beziehen (die Nutation muss dann natürlich nachträglich auf die Resultate wieder addiert werden). Es handelt sich dann um das mittlere Äquinoktium, während das wahre Äquinoktium den Einfluss der Nutation enthält.

Die genaue Lage des Äquinoktiums muss ebenso wie die Lage des Äquators und der Ekliptik durch Beobachtung bestimmt werden. Dazu wird gelegentlich geeignetes Beobachtungsmaterial besonders sorgfältig ausgewertet. Das Ergebnis ist z. B. ein Sternkatalog, dessen Koordinatenangaben möglichst genau die Position der Sterne bezüglich des gesuchten Äquinoktiums angeben. Diese Koordinaten verkörpern das Koordinatensystem für den praktischen Gebrauch und stellen ein Fundamentalsystem dar, auf das sich andere Positionsmessungen beziehen können. Werden z. B. die Koordinaten eines Sterns bestimmt, indem sein Abstand von geeigneten Fundamentalsternen gemessen wird, so beziehen sich seine gefundenen Koordinaten automatisch auf das Äquinoktium des Fundamentalsystems. Das Äquinoktium, das aus Katalogpositionen abgeleitet wird (als Schnittpunkt des Stundenkreises der Rektaszension Null mit dem Äquator), ist das Katalogäquinoktium. Das vom Fundamentalsystem verkörperte Äquinoktium fällt aufgrund unvermeidlicher Messungenauigkeiten nie völlig exakt mit dem tatsächlichen Äquinoktium zusammen. Bei hohen Genauigkeitsansprüchen ist daher der Katalog anzugeben, auf dessen Katalogäquinoktium sich die Messungen beziehen. Wird das Äquinoktium ausschließlich aus Planetenbeobachtungen abgeleitet (der Drehimpulsvektor der Erdbewegung steht beispielsweise senkrecht auf der Ekliptikebene und erlaubt diese zu bestimmen), so erhält man ein dynamisches Äquinoktium.

Weblinks

Mehrjährige Tabelle mit Tagundnachtgleichen und Sonnenwenden

Astronomisches Koordinatensystem | Astronomischer Zeitbegriff

Gourt Home::Gourt :: Äquinoktium