„Heliografische Koordinaten“ – Versionsunterschied
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Version vom 23. Mai 2020, 23:06 Uhr
Das System der Heliografischen Koordinaten dient zur Angabe genauer Positionen auf der Oberfläche der Sonne. Die beiden Kugelkoordinaten beziehen sich auf das mittlere Höhenniveau der Photosphäre (sichtbare Begrenzung des Sonnenrandes) und werden als
- heliografische Breite und
- heliografische Länge bezeichnet.
Sie werden analog der geografischen Breite und Länge definiert, beziehen sich aber (im Gegensatz zu den Breiten- und Längenangaben auf der Erde) nicht auf ein Ellipsoid, sondern eine exakte Kugel.
Die Bezeichnung heliografisch kommt aus dem Griechischen für Sonne (Hελios, Helios) und zeichnen/ beschreiben (γραφειν, grafe·in). Sie wurde in Analogie zur Selenografie in die Astronomie eingeführt, als sich der Schwerpunkt der Sonnenforschung von der Astrometrie zur Sonnenphysik verlagerte und rechnerische Modelle der Sonnenrotation erforderlich wurden.
Der heliografische Nullmeridian ist willkürlich gewählt – ähnlich dem geografischen Nullmeridian – stellt aber im Gegensatz zu Greenwich keinen festen Punkt dar. Er rotiert ebenso wie alle Punkte des Sonnenäquators in 27,3 Tagen (synodisch in 25 Tagen), jedoch – entsprechend der Gasphysik – etwas rascher als die weiter polwärts gelegenen Regionen der Sonne.
Eine zweite Besonderheit der heliografischen gegenüber den geografischen Koordinaten liegt im Unterschied zwischen der Sonnen- und der Erdfigur. Letztere ist annähernd ein Ellipsoid, während die Sonne fast genau eine Kugel darstellt. Weil eine Abplattung der Sonne messtechnisch kaum nachweisbar ist, sind ellipsoidische Koordinaten nicht erforderlich. Daher muss auch nicht zwischen ellipsoidische Breite und (geo)zentrische Breite unterschieden werden, sondern eine auf die mittlere Sonnenkugel bezogene Breite reicht als Koordinatenangabe aus. Die seit langem gesuchte Abplattung der Sonne ist sehr gering und konnte erst vor einigen Jahrzehnten annähernd bestimmt werden. Hauptproblem dabei sind die thermischen Einflüsse bei Tagbeobachtungen.
Angaben zu den heliografischen Koordinaten der scheinbaren Sonnenmitte finden sich in jedem ausführlicheren Astronomischen Jahrbuch, insbesondere in den Astronomical Ephemeris. Sie sind unter anderem zur genauen Einmessung von Sonnenflecken und Flares erforderlich.
Die heliografische Position von Sonnenflecken lässt sich relativ einfach messen und gibt – über Rotationsanalysen hinaus – weitere Hinweise zur Astrophysik des Sonneninneren und seiner Konvektionsvorgänge. Die gegenseitigen heliografischen Ortsverschiebungen der Sonnenflecken gaben zu Beginn des 19. Jahrhunderts die ersten Hinweise auf eine differentielle Sonnenrotation (die zugehörigen Rotationsgesetze entwickelten der Engländer Richard Christopher Carrington und der Deutsche Gustav Spörer fast gleichzeitig[1]), was bald auch zum Forschungsthema der Gasdynamik wurde.
Spörers Gesetz beschreibt einen Zusammenhang zwischen dem Verlauf des Sonnenfleckenzyklus und der mittleren heliografischen Breite der Flecken – siehe auch Schmetterlingsdiagramm.
Siehe auch
Literatur
- Arnold Hanslmeier: Einführung in die Astronomie und Astrophysik. 3. Auflage. Springer, 2014, ISBN 978-3-642-37700-6, 7. Die Sonne – 7.1 Grunddaten und Koordinaten, S. 228–229, doi:10.1007/978-3-642-37700-6.
Einzelnachweise
- ↑ Arnab Rai Choudhuri: Nature’s Third Cycle: A Story of Sunspots. Oxford University Press, 2015, ISBN 978-0-19-967475-6, S. 2–4, 28–32, doi:10.1093/acprof:oso/9780199674756.001.0001.