Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme 1 Kapitel I: Astronomische Größen-

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1 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme 1 Kapitel I: Astronomische Größen- ordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme

2 2 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Horizontales Koordinatensystem Höhe über Horizont: h Azimutwinkel zu Nord: A Positionsangaben orts- und zeitab- hängig Höhe über Horizont: h Azimutwinkel zu Nord: A Positionsangaben orts- und zeitab- hängig

3 3 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Deklination: Höhe über dem Himmelsäquator: Stundenwinkel t Winkelabstand vom Meridian (Süd) via S-W-N-O; üblicher- weise in Stunden (Linkssystem) t=0h0m0s Objekt steht im Süden (kulminiert) Deklination ist orts- und zeitunabhängig Stundenwinkel ortsabhängig (Zeitverschiebung/-zonen) und zeitabhängig (Erddrehung) > 90° - Objekt geht nicht unter (zirkumpolar) < - 90° Objekt von der geographischen Breite nie zu beobachten Deklination: Höhe über dem Himmelsäquator: Stundenwinkel t Winkelabstand vom Meridian (Süd) via S-W-N-O; üblicher- weise in Stunden (Linkssystem) t=0h0m0s Objekt steht im Süden (kulminiert) Deklination ist orts- und zeitunabhängig Stundenwinkel ortsabhängig (Zeitverschiebung/-zonen) und zeitabhängig (Erddrehung) > 90° - Objekt geht nicht unter (zirkumpolar) < - 90° Objekt von der geographischen Breite nie zu beobachten Äquatoriales Koordinatensystem (fest)

4 4 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Sonnenzeit und Sternzeit (Sonnen)Tag: mittlerer Abstand zwischen zwei Kulminationen der Sonne Sterntag: mittlerer Abstand zwischen zwei Kulminationen eines Sterns Erde bewegt sich knapp 1° pro Tag um die Sonne Sonnentag dauert etwa 4 min länger als ein Sterntag 1Sterntag = 23 h 56 m 4 s.091 entspricht bis auf 0.0081s (Präzession) der Rotationsperiode der Erde 1 Sternstunde=1/24 eines Sterntages etc. Sternzeit =0 h 0 m 0 s : Kulmination des Frühlingspunkts (Position der kulminierenden Sonne bei Frühlingsbeginn) Allgemein: Sternzeit = Stundenwinkel von (Sonnen)Tag: mittlerer Abstand zwischen zwei Kulminationen der Sonne Sterntag: mittlerer Abstand zwischen zwei Kulminationen eines Sterns Erde bewegt sich knapp 1° pro Tag um die Sonne Sonnentag dauert etwa 4 min länger als ein Sterntag 1Sterntag = 23 h 56 m 4 s.091 entspricht bis auf 0.0081s (Präzession) der Rotationsperiode der Erde 1 Sternstunde=1/24 eines Sterntages etc. Sternzeit =0 h 0 m 0 s : Kulmination des Frühlingspunkts (Position der kulminierenden Sonne bei Frühlingsbeginn) Allgemein: Sternzeit = Stundenwinkel von

5 5 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Äquatoriales Koordinatensystem (beweglich) Deklination: Rektaszension: Winkelabstand zu in Stunden: = - t via S-O-N-W (Rechtssystem) Positionsangabe orts- und zeitunabhängig Allerdings bewegt sich proportional zur Erddrehung eine zusätzliche zeitabhängige Winkelangabe notwendig Sternzeit Erdachse nicht fix im Raum (Präzession, Nutation) Angabe des Referenzsystems (Äquinoktium), z.B. 1950.0 oder 2000.0 Deklination: Rektaszension: Winkelabstand zu in Stunden: = - t via S-O-N-W (Rechtssystem) Positionsangabe orts- und zeitunabhängig Allerdings bewegt sich proportional zur Erddrehung eine zusätzliche zeitabhängige Winkelangabe notwendig Sternzeit Erdachse nicht fix im Raum (Präzession, Nutation) Angabe des Referenzsystems (Äquinoktium), z.B. 1950.0 oder 2000.0

6 6 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Umrechnung der Systeme Über nautisches Dreieck (Kugelgeometrie) äquatorial in horizontal für geographische Breite horizontal in äquatorial Über nautisches Dreieck (Kugelgeometrie) äquatorial in horizontal für geographische Breite horizontal in äquatorial

7 7 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Die Jahreszeiten Ergebnis von Umlauf der Erde um die Sonne Neigung der Erdachse um 23.5° zur Bahnebene der Erde um die Sonne Ergebnis von Umlauf der Erde um die Sonne Neigung der Erdachse um 23.5° zur Bahnebene der Erde um die Sonne

8 8 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Die Ekliptik Bahn der Sonne am Himmel im beweglichen Äquatorialsystem Schnittpunkte der Ekliptik mit dem Himmelsäquator Frühlingpunkt (aufsteigend): Herbstpunkt (absteigend) Schiefe der Ekliptik: 23.5° 12 Sternbilder entlang der Ekliptik: Tierkreis (Zodiac) Ekliptikales Koordinatensystem Ekliptikale Länge ( =0° = Frühlingpunkt ) Ekliptikale Breite Bahn der Sonne am Himmel im beweglichen Äquatorialsystem Schnittpunkte der Ekliptik mit dem Himmelsäquator Frühlingpunkt (aufsteigend): Herbstpunkt (absteigend) Schiefe der Ekliptik: 23.5° 12 Sternbilder entlang der Ekliptik: Tierkreis (Zodiac) Ekliptikales Koordinatensystem Ekliptikale Länge ( =0° = Frühlingpunkt ) Ekliptikale Breite

9 9 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Sterne und Planeten Sterne: Punktförmige Lichtquellen am Himmel Entfernungen: nächster Stern 1.29 pc Mit bloßem Auge: ca. 2000-10000 Sterne sichtbar auch mit Fernrohr nicht räumlich aufzulösen nahezu ortsfest (Fixsterne) d.h., de facto const. Eigenbewegung heller Sterne typisch 0.001 … 0.01 arcsec p.Jahr, maximal wenige arcsec p.Jahr Planeten Fernrohr: Scheibe (Jupiter 45, Mars bis zu 24) Bewegen sich im Vergleich zu den Fixsternen (Wandersterne) Sterne: Punktförmige Lichtquellen am Himmel Entfernungen: nächster Stern 1.29 pc Mit bloßem Auge: ca. 2000-10000 Sterne sichtbar auch mit Fernrohr nicht räumlich aufzulösen nahezu ortsfest (Fixsterne) d.h., de facto const. Eigenbewegung heller Sterne typisch 0.001 … 0.01 arcsec p.Jahr, maximal wenige arcsec p.Jahr Planeten Fernrohr: Scheibe (Jupiter 45, Mars bis zu 24) Bewegen sich im Vergleich zu den Fixsternen (Wandersterne)

10 10 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Sternbilder Zusammenfassung von Sternen in anschauliche Bilder, oft mit mythologischen Hintergrund (griechische Sagen) Seit 1928 offizielle Einteilung in 88 Sternbilder (rechtwinklig begrenzte Gebiete im Äquinox 1875.0) Tierkreis: 12 Sternbilder entlang der Ekliptik, je 30° großen Abschnitten zugeordnet Scheinbare Nähe impliziert nicht tatsächliche Nachbarschaft oder gar physikalische Assoziation Beispiele: Orion, großer Wagen Zusammenfassung von Sternen in anschauliche Bilder, oft mit mythologischen Hintergrund (griechische Sagen) Seit 1928 offizielle Einteilung in 88 Sternbilder (rechtwinklig begrenzte Gebiete im Äquinox 1875.0) Tierkreis: 12 Sternbilder entlang der Ekliptik, je 30° großen Abschnitten zugeordnet Scheinbare Nähe impliziert nicht tatsächliche Nachbarschaft oder gar physikalische Assoziation Beispiele: Orion, großer Wagen

11 11 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Zeitmessung und Kalender wahre Sonne: Stundenwinkel der Sonne + 12h Zeit, die eine Sonnenuhr angibt mittlere Sonne: Stundenwinkel einer hypothetischen Sonne, die sich mit konstanter Winkelgeschwindigkeit bewegt Abweichungen zwischen wahrer und mittlerer Sonne um bis zu 16 min: Sonne bewegt sich auf einer Ellipse Schiefe der Ekliptik Zeitgleichung (= wahre – mittlere Sonnenzeit) Effekt: Sonnenaufgang Anfang Januar zu nahezu fester Zeit, obwohl Tageslänge zunimmt wahre Sonne: Stundenwinkel der Sonne + 12h Zeit, die eine Sonnenuhr angibt mittlere Sonne: Stundenwinkel einer hypothetischen Sonne, die sich mit konstanter Winkelgeschwindigkeit bewegt Abweichungen zwischen wahrer und mittlerer Sonne um bis zu 16 min: Sonne bewegt sich auf einer Ellipse Schiefe der Ekliptik Zeitgleichung (= wahre – mittlere Sonnenzeit) Effekt: Sonnenaufgang Anfang Januar zu nahezu fester Zeit, obwohl Tageslänge zunimmt

12 12 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Zeitgleichung

13 13 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Analemma Aufnahme der Sonnenposition über das Jahr jeweils zur Mittagszeit

14 14 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Zonenzeit und Sommerzeit Zeitmessung ortabhängig für Breite Berlins, 1° = 4 min = 87.5km Zeitzonen (üblicherweise in Zonen zu 15°=1h) Weltzeit (UT) am Nullmeridian Mitteleuropäische Zeit (15°O) Sommerzeit (z.B. MESZ): Letzter Sonntag im März: 1h vorstellen Letzter Sonntag im Oktober: wieder zurückstellen Extrembeispiel: Santiago (Spanien) (9°W) mißt in MEZ bzw. MESZ Ende März kulminiert in Lissabon die Sonne um Zeitmessung ortabhängig für Breite Berlins, 1° = 4 min = 87.5km Zeitzonen (üblicherweise in Zonen zu 15°=1h) Weltzeit (UT) am Nullmeridian Mitteleuropäische Zeit (15°O) Sommerzeit (z.B. MESZ): Letzter Sonntag im März: 1h vorstellen Letzter Sonntag im Oktober: wieder zurückstellen Extrembeispiel: Santiago (Spanien) (9°W) mißt in MEZ bzw. MESZ Ende März kulminiert in Lissabon die Sonne um 12 h 00 m = 14 h 42 m SZ +1 h + 6 m Zeitgleichung + 1 h 36 m 15° + 9° geo- graphische Länge

15 15 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme

16 16 Präzession und Nutation Erde ist ein Kreisel, nicht perfekt kugelsymmetrisch Mond versucht ihn aufzurichten Präzession, Nutation Verlagerung der Rotationsachse der Erde relativ zur Ekliptik und der Erdbahn aufgrund der Gravitations-WW mit Sonne, Mond und Planeten. säkularer Anteil: Lunisolar-Präzession periodischer Anteil: Nutation anderen Planeten: planetarische Präzession Erde ist ein Kreisel, nicht perfekt kugelsymmetrisch Mond versucht ihn aufzurichten Präzession, Nutation Verlagerung der Rotationsachse der Erde relativ zur Ekliptik und der Erdbahn aufgrund der Gravitations-WW mit Sonne, Mond und Planeten. säkularer Anteil: Lunisolar-Präzession periodischer Anteil: Nutation anderen Planeten: planetarische Präzession

17 17 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Präzession und Nutation Erdachse nicht fix im Raum Angabe des Referenzsystems (Äquinoktium), z.B. 2000.0 1950.0 Ein Umlauf des Himmelspols um den Pol der Ekliptik dauert ca. 26000 Jahre. Erdachse nicht fix im Raum Angabe des Referenzsystems (Äquinoktium), z.B. 2000.0 1950.0 Ein Umlauf des Himmelspols um den Pol der Ekliptik dauert ca. 26000 Jahre.

18 18 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Präzession und Nutation

19 19 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Präzession und Nutation Bahn des Mondes um die Erde ist um etwa 5.1° gegen die Ekliptikebene geneigt Knoten dieser Bahn rückläufig durch die Ekliptik mit einer Umlaufzeit von etwa 18.6 Jahren mal addiert sich die Neigung der Mondbahn zur Ekliptikschiefe von 23.5° Mal wird sie abgezogen Drehmoment auf die Erdachse ändert sich Bahn des Mondes um die Erde ist um etwa 5.1° gegen die Ekliptikebene geneigt Knoten dieser Bahn rückläufig durch die Ekliptik mit einer Umlaufzeit von etwa 18.6 Jahren mal addiert sich die Neigung der Mondbahn zur Ekliptikschiefe von 23.5° Mal wird sie abgezogen Drehmoment auf die Erdachse ändert sich

20 20 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Weitere Störeffekte in der Astrometrie Parallaxe (i.allg. zu klein) atmosphärische Refraktion Brechung des Lichts in Richtung auf den größeren Brechungs- index außer in Horizont- nähe gilt ungefähr z=z+58.2tan z Extremeffekt nahe Horizont: ca. 35 (vgl. Durchmesser Sonne/Mond: 30) Parallaxe (i.allg. zu klein) atmosphärische Refraktion Brechung des Lichts in Richtung auf den größeren Brechungs- index außer in Horizont- nähe gilt ungefähr z=z+58.2tan z Extremeffekt nahe Horizont: ca. 35 (vgl. Durchmesser Sonne/Mond: 30)

21 21 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Weitere Störeffekte in der Astrometrie: Aberration stellare Aberration (Bradley 1728) Verschiebung der scheinbaren Position eines Stern um Winkel nach aufgrund der endlichen Lichtgeschwindigkeit Bestimmte c zu 301000 km/sec Sinussatz und v c = v /c tan Jährliche Aberration v =30km/s k = v /c = 10 -4 = 20.5 (Aberrationskonstante) Stern mit ekliptischer Breite beschreibt Ellipse mit Halbachsen k und k sin Tägliche Aberration: v Äqu =0.465 km/s für geog. Breite ist die Konstante der täglichen Aberration k tägl = 0.32cos stellare Aberration (Bradley 1728) Verschiebung der scheinbaren Position eines Stern um Winkel nach aufgrund der endlichen Lichtgeschwindigkeit Bestimmte c zu 301000 km/sec Sinussatz und v c = v /c tan Jährliche Aberration v =30km/s k = v /c = 10 -4 = 20.5 (Aberrationskonstante) Stern mit ekliptischer Breite beschreibt Ellipse mit Halbachsen k und k sin Tägliche Aberration: v Äqu =0.465 km/s für geog. Breite ist die Konstante der täglichen Aberration k tägl = 0.32cos c v v k sin k k

22 22 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Das Jahr tropisches Jahr Umlaufzeit der Sonne zwischen zwei Passagen des Frühlingspunkts relevantes Zeitmaß zur Bestimmung der Jahreszeiten (Ephemeridenzeit bis 1967) 365 d 05 h 48 m 46 s = 365.242199d siderisches Jahr Umlaufzeit der Sonne bzgl. des Sternhimmels 365 d 06 h 09 m 10 s = 365.2564d Unterschied wg Präzession der Erdachse anomalistisches Jahr Zeit, die die Erde zwischen zwei Passagen des Perihel (sonnennächster Punkt) verbringt 365 d 06 h 13 m 53 s = 365.2596d Unterschied wg Periheldrehung tropisches Jahr Umlaufzeit der Sonne zwischen zwei Passagen des Frühlingspunkts relevantes Zeitmaß zur Bestimmung der Jahreszeiten (Ephemeridenzeit bis 1967) 365 d 05 h 48 m 46 s = 365.242199d siderisches Jahr Umlaufzeit der Sonne bzgl. des Sternhimmels 365 d 06 h 09 m 10 s = 365.2564d Unterschied wg Präzession der Erdachse anomalistisches Jahr Zeit, die die Erde zwischen zwei Passagen des Perihel (sonnennächster Punkt) verbringt 365 d 06 h 13 m 53 s = 365.2596d Unterschied wg Periheldrehung

23 23 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Der Kalender Mondkalender (e.g. jüdischer, islamischer K.) historische Jahreszählung kennt kein Jahr Null: -4,-3,-2,-1,1,2,3,4,5 astronomische Jahreszählung kennt das Jahr Null: -3,-2,-1,0,1,2,3,4,5 römische Kalender Mondkalender 12 Monate mit zusammen 355 Tage Schaltmonat zum Jahresende Notwendigkeit des Schaltmonats durch Entscheidung der Priester Mondkalender (e.g. jüdischer, islamischer K.) historische Jahreszählung kennt kein Jahr Null: -4,-3,-2,-1,1,2,3,4,5 astronomische Jahreszählung kennt das Jahr Null: -3,-2,-1,0,1,2,3,4,5 römische Kalender Mondkalender 12 Monate mit zusammen 355 Tage Schaltmonat zum Jahresende Notwendigkeit des Schaltmonats durch Entscheidung der Priester

24 24 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Der julianischer Kalender (46 v.Chr.) Das Jahr hat 365 Tage Ein zusätzlicher Schalttag alle 4 Jahre (Jahreszahl durch 4 teilbar) mittlere Jahreslänge 365.25 Tage, d.h. Abweichung von 11 m 14 s pro Jahr = 1 Tag alle 128 Jahre Konzil von Nicaea (325 n.Chr.): Ostern am ersten Sonntag nach dem ersten Frühlingsvollmond Frühlingsbeginn hatte sich 325 n.Chr. bereits vom 25.März auf den 21. März verschoben Das Jahr hat 365 Tage Ein zusätzlicher Schalttag alle 4 Jahre (Jahreszahl durch 4 teilbar) mittlere Jahreslänge 365.25 Tage, d.h. Abweichung von 11 m 14 s pro Jahr = 1 Tag alle 128 Jahre Konzil von Nicaea (325 n.Chr.): Ostern am ersten Sonntag nach dem ersten Frühlingsvollmond Frühlingsbeginn hatte sich 325 n.Chr. bereits vom 25.März auf den 21. März verschoben

25 25 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Der gregorianische Kalender der julianische Kalender akkumulierte bis 1582 Abweichungen von 10 Tagen (Frühlingsbeginn 11. März) per Dekret folgte auf den 4. Okt.1582 der 15.Okt.1582 Jahrhunderte sind nur dann Schaltjahre, wenn Sie durch 400 teilbar sind Korrektur um 3/400 Tage, anstatt 1/128 Genauigkeit: 1 Tag in 3300 Jahren Neuzeit: durch 4000 teilbare Jahre sind keine Schaltjahre Genauigkeit: 1 Tag in 20000 Jahren 16-18 Jhdt: angenommen in katholischen Ländern, aber nicht in protestantischen oder orthodoxen Preußen: 1700 (Gründung der königlich-preußischen Sternwarte AIP) England und amerikanische Kolonien: 1752 (11 Tage) bis dahin begann das Jahr in England am 25.März Kuriosität: Washingtons Geburtstag heute 22.2.1732, in seiner Zeitrechnung 11.2.1731 Rußland: 1918 (13 Tage) der julianische Kalender akkumulierte bis 1582 Abweichungen von 10 Tagen (Frühlingsbeginn 11. März) per Dekret folgte auf den 4. Okt.1582 der 15.Okt.1582 Jahrhunderte sind nur dann Schaltjahre, wenn Sie durch 400 teilbar sind Korrektur um 3/400 Tage, anstatt 1/128 Genauigkeit: 1 Tag in 3300 Jahren Neuzeit: durch 4000 teilbare Jahre sind keine Schaltjahre Genauigkeit: 1 Tag in 20000 Jahren 16-18 Jhdt: angenommen in katholischen Ländern, aber nicht in protestantischen oder orthodoxen Preußen: 1700 (Gründung der königlich-preußischen Sternwarte AIP) England und amerikanische Kolonien: 1752 (11 Tage) bis dahin begann das Jahr in England am 25.März Kuriosität: Washingtons Geburtstag heute 22.2.1732, in seiner Zeitrechnung 11.2.1731 Rußland: 1918 (13 Tage)

26 26 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Der orthodoxe Kalender (1923) orthodoxer Kalender (1923) Basiert auf julianischer Kalender Jahrhunderte sind nur dann Schaltjahre, wenn durch 900 geteilt den Rest 200 oder 600 ergeben 1900/900 = 2 Rest 100 kein Schaltjahr 2000/900 = 2 Rest 200 Schaltjahr 2100 … 2300 Rest 300…500 kein Schaltjahr 2400/900 = 2 Rest 600 Schaltjahr 2500 … 2700 Rest 700…0 kein Schaltjahr 2800/900 = 3 Rest 100 kein Schaltjahr, aber Schaltjahr im gregorianischen Kalender !!! Genauigkeit: 1 Tag in 44000 Jahren orthodoxer Kalender (1923) Basiert auf julianischer Kalender Jahrhunderte sind nur dann Schaltjahre, wenn durch 900 geteilt den Rest 200 oder 600 ergeben 1900/900 = 2 Rest 100 kein Schaltjahr 2000/900 = 2 Rest 200 Schaltjahr 2100 … 2300 Rest 300…500 kein Schaltjahr 2400/900 = 2 Rest 600 Schaltjahr 2500 … 2700 Rest 700…0 kein Schaltjahr 2800/900 = 3 Rest 100 kein Schaltjahr, aber Schaltjahr im gregorianischen Kalender !!! Genauigkeit: 1 Tag in 44000 Jahren

27 27 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel I: Astronomische Größenordnungen, Einheiten, Koordinatensysteme Astronomische Zeitangaben: Julianisches Datum Durchlaufende Tageszählung Nullpunkt: 1.1.4713 v. Chr. Tageswechsel zur Mittagszeit UT (Astronomen beobachten nachts!) Einfache Subtraktion gibt Tagesabstand zwischen zwei Ereignissen in verschiedenen Jahren und Monaten Abkürzung: JD Beispiele: 1.Jan.1980, 00h00 UT: JD 2444239,5 23.Okt.2003, 17h00 MESZ: JD 2452935,125 Durchlaufende Tageszählung Nullpunkt: 1.1.4713 v. Chr. Tageswechsel zur Mittagszeit UT (Astronomen beobachten nachts!) Einfache Subtraktion gibt Tagesabstand zwischen zwei Ereignissen in verschiedenen Jahren und Monaten Abkürzung: JD Beispiele: 1.Jan.1980, 00h00 UT: JD 2444239,5 23.Okt.2003, 17h00 MESZ: JD 2452935,125