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Ein '''Fundamentalstern''' ist ein [[Fixstern]], dessen [[Himmelskoordinaten]] und ihre zeitlichen Änderungen ([[Eigenbewegung (Astronomie)|Eigenbewegung]]) mit höchstmöglicher Genauigkeit bekannt sind und in einem absoluten System vorliegen.

Durch eine größere Zahl von Fundamentalsternen wurde früher auf der Himmelskugel das [[Fundamentalsystem (Astronomie)|Fundamentalsystem]] der Astronomie definiert, das auch den Rahmen für raumfeste Koordinatensysteme der [[Geowissenschaften]] darstellte.

Die Fundamentalsterne dienten als „[[Anschlussstern]]e“ bei der Bestimmung der [[Sternörter|Örter]] aller anderen Himmelskörper. Daher musste die Bestimmung ihrer Koordinaten unabhängig von anderen Gestirnen erfolgen, also mit einer absoluten Methode. Heutzutage wird das Koordinatensystem üblicherweise basierend auf den Positionen von [[Quasar]]en festgelegt, da diese durch ihre extrem große Entfernung eine äußerst geringere Eigenbewegung aufweisen, und deshalb für diesen Zweck besser geeignet sind. Beispiele für Bezugssysteme basierend auf Quasaren sind der [[ICRF]] und der [[GCRF3]].

== Zwei- und dreidimensional ==
Prinzipiell werden [[Sternposition]]en in zwei Koordinatenwinkeln (α, δ) auf der Himmelssphäre angegeben, die [[Rektaszension]] und [[Deklination (Astronomie)|Deklination]] heißen. Sie beziehen sich auf den [[Himmelsäquator]] (Verlängerung des Erdäquators) und den [[Frühlingspunkt]], wobei die Deklination analog zur geografischen Breite ist. Durch die langsame Kegelbewegung der [[Erdachse]] (der 26.000-jährigen [[Präzession]]) und andere Effekte ist dieses Koordinatensystem zeitlich veränderlich, kann aber mit sehr hoher Genauigkeit (besser als 0,01") modelliert werden.

Eine wichtige Rolle spielt dabei die [[Radioastronomie]] in Form eines präzisen „Netzes“ von [[Quasar]]en, das mit dem Netz der Fundamentalsterne verbunden wurde. Die Messungen der Sterne erfolgen optisch ([[visuell]], [[fotografisch]] oder mit [[Optoelektronischer Sensor|optoelektronischen Sensoren]]).

Vom [[2D|zwei]]- zum [[3D|dreidimensionalen]] Sternort wird ''(α, δ)'' durch eine [[Entfernungsmessung]]. Das einzige präzise Mittel dafür ist die [[Parallaxe]] – eine durch die Erdbahn verursachte [[scheinbarer Ort|scheinbare]] Ortsverschiebung „naher“ Sterne am Himmel. Erst im Jahre 1838 gelang [[Friedrich Wilhelm Bessel]] eine solche Messung an [[61 Cygni]], einem sog. [[Schnellläufer (Astronomie)|Schnellläufer]], dessen rasche Bewegung eine geringe Entfernung zur Erde nahelegte, an dem Bessel aber trotzdem nur eine Parallaxe von 0,31" fand<ref>Bessel, F.W.: ''Bestimmung der Entfernung des 61sten Sterns des Schwans.'' Astronomische Nachrichten, Band 16, S. 65 ([http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1838AN.....16...65B online])</ref> (tatsächlicher Wert: 0,286"<ref>laut HIPPARCOS-Katalog, siehe auch [http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=61+cygni&NbIdent=1&Radius=2&Radius.unit=arcmin&submit=submit+id SIMBAD]</ref>).

An sich könnte sich ein Fundamentalsystem mit [[2D]]-Koordinaten begnügen, wenn es sich auf „ferne“ Sterne beschränkt. Doch sind auch helle Sterne vonnöten, die statistisch betrachtet eher „nahe“ sind (etwa 10 Fundamentalsterne bis 50 [[Lichtjahr]]e Entfernung, wo die Parallaxe noch fast 0,1" beträgt). Doch hat ein [[3D]]-System den Vorteil, auch die [[Dynamik (Physik)|Dynamik]] der [[Milchstraße]] modellieren zu können, und mit dem [[Astrometrie]]-Satelliten [[Hipparcos]] gelangen seither gute Messungen von über 100.000 Sternen.

== Fundamentalkataloge – heute als Datenbank ==
Die Fundamentalsterne werden zu eigenen [[Sternkatalog]]en zusammengefasst und bilden einen Koordinatenrahmen, in dem die Bewegungen des „Kreisels [[Erde]]“ genau modellierbar sind. Die ersten vier „[[Fundamentalkatalog]]e“ entstanden unter deutscher Leitung, weshalb sie bis heute ''FK'' abgekürzt werden. Den ersten gab 1879 [[Arthur Auwers]] heraus, er enthielt 539 Sterne des Nordhimmels (δ bis −10°). Jener von 1907 ([[Berliner Astronomisches Jahrbuch]]) hatte bereits 925 Sterne und konnte auf über 150 Jahre Präzisionsbeobachtungen zurückgreifen. Solche langen [[Zeitreihenanalyse|Zeitreihen]] sind bis heute für die genaue Erfassung der [[Eigenbewegung (Astronomie)|Eigenbewegung]]en entscheidend, da ja die Sternörter mittels dieser individuellen Geschwindigkeiten in die Gegenwart und Zukunft vorauszuberechnen sind.

{{Fundamentalkataloge}}

== Absolute Deklinationsbestimmung ==
Die Deklination ''δ'' eines Sterns wird am besten bei seiner [[Kulmination (Astronomie)|Kulmination]] im Nord- bzw. Südzweig des [[Meridianebene|Meridians]] gemessen. Einerseits steht er in diesem Moment am höchsten und „wandert“ horizontal durch das [[Fernrohr#Gesichtsfeld im Fernrohr|Gesichtsfeld]] des Fernrohrs bzw. Sensors, was die Messgenauigkeit erhöht. Anderseits entfallen im Azimut 0° bzw. 180° verschiedene Fehlereinflüsse.

Mit ''z'' als gemessene (und wegen der [[Astronomische Refraktion|Refraktion]] korrigierte) [[Zenitdistanz]] und φ als [[geografische Breite]] ergibt sich im Meridian der Minimalwert von z,
''z1 = δ - φ'' und daher
''δ = φ + z1''
Die Formel gilt für die [[Obere Kulmination]] jedes Sterns. Findet diese ''südlich'' des Zenits statt, ist ''z1 negativ'' zu nehmen, nördlich hingegen positiv. Für die [[Untere Kulmination]], wo der Stern 12 Stunden später ''unterhalb'' des [[Himmelspol]]s durch den Meridian geht, gilt
''z2 = 180° - φ - δ'' und daher
''δ = 180° - φ - z2''

Weil aber die Breite ''φ'' erst genau bestimmt werden muss und außerdem durch die [[Polbewegung]] leicht variiert, hat man [[Zirkumpolarstern]]e ursprünglich in oberer ''und'' unterer Kulmination beobachtet, wodurch sich ''φ'' eliminierten lässt:
''δ = 90° + (z1-z2)/2''
''φ = 90° - (z1+z2)/2''

=== Absolute Rektaszensionsbestimmung ===
Die absolute Ermittlung von [[Rektaszension]]en ist komplizierter, weil sie sich auf den [[Frühlingspunkt]] beziehen und daher [[Sonnenbeobachtung]]en erfordern. Doch kann die Bestimmung der Sonnenrektaszension auch zu anderen Zeitpunkten erfolgen, etwa aus absoluten Deklinationsmessungen der Sonne.

Die Rektaszension eines Sterns folgt dann aus der [[Sternzeit]]-Differenz zwischen dem Meridiandurchgang der Sonne und des Sterns, plus der Sonnenrektaszension. Um die gemessene Zeitdifferenz und damit die Messunsicherheit klein zu halten, sind [[Tagbeobachtung]]en von Sternen notwendig, was die absolute Rektaszensionsbestimmung auf helle Sterne (bis maximal [[Stern 3. Größe|3. Größe]]) beschränkt.

=== Einfluss der veränderlichen Erdachse ===
Nun sind aber die [[Sternörter]] wegen der im Inertialraum etwas veränderlichen [[Erdrotation|Erdachse]] nicht konstant. Dies bedeutet
* einerseits, dass ihr zeitlicher Verlauf genau erfasst und berechnet werden muss,
* andererseits eine Möglichkeit, die zugrundeliegenden Kräfte auf die Erde und ihre jährliche [[Erdbahn|Bahn]] um die Sonne zu erforschen.

Die [[Bezugssystem|Bezugsebenen]] der Astronomie unterliegen, wie oben erwähnt, langsamen Verschiebungen durch die [[Gravitation|gravitative]] Einflüsse des [[Sonnensystem]]s auf die Erde. So wie jeder Spielzeugkreisel ein wenig taumelt, ist es auch bei der Erde – nur viel langsamer und regelmäßiger. Man nennt diesen Effekt [[Präzession]] und seine Dauer von etwa 25.800 Jahren ein "[[Platonisches Jahr]]". Die Erdachse beschreibt in dieser Zeit einen klar definierbaren [[Kegel (Geometrie)|Kegel]] mit einem Winkel von 22–24° ([[Schiefe der Ekliptik]]), was man inzwischen auf 0,01" (0,000005 %) genau vorausrechnen kann. Dazu gehört auch ein zweiter Effekt namens [[Nutation (Astronomie)|Nutation]] – ein vom [[Mond]] verursachtes monatliches „Zittern“, das ebenso genau modelliert ist.

Gemessen werden diese Effekte durch spezielle Instrumente und Methoden der [[Astrometrie]] und der [[Geodäsie]]; die wichtigsten sind die Weltraumverfahren [[VLBI]] (Richtungsmessung nach [[Quasar]]en), Weltraumlaser und [[Global Positioning System|GPS]], sowie erdgebunden der [[Meridiankreis]] und [[Astrolabium|Astrolab]] bzw. [[Photographisches Zenitteleskop|PZT]]; die beiden letztgenannten haben im letzten Jahrzehnt an Bedeutung verloren. Ergänzend kam vor einigen Jahren noch eine Art [[Astrometriesatellit|Weltraumscanner]] dazu, der Satellit [[Hipparcos]].

Das hier beschriebene, durch Fundamentalsterne verankerte astronomisch-geodätische Modell der Erdbewegung stellt als [[Fundamentalsystem (Astronomie)|Fundamentalsystem der Astronomie]] die derzeit beste Realisierung eines [[Inertialsystem]]s dar.

Analog werden auch [[terrestrisch]]e Fundamentalsysteme realisiert – durch „Herunterholen“ auf die sich drehende Erde. Man nennt sie [[IERS Terrestrial Reference System|ITRS]] (International Terrestrial Reference System) und den alle 2 bis 3 Jahre wiederholten bzw. verfeinerten Modellen eine Jahreszahl. Sie werden aber nicht durch Sterne, sondern durch besonders gut und global bestimmte [[Vermessungspunkt]]e repräsentiert (siehe [[Fundamentalstation]]en, in Europa etwa 20). Durch zahlreiche [[Global Positioning System|GPS]]-Messstationen wird dieses globale [[Vermessungsnetz]] verdichtet und dauerhaft vermarkt.

== Weblinks ==
* [http://www.ari.uni-heidelberg.de/datenbanken/fk6/index.php.de Neues Fundamentalsystem FK6, Astron.Recheninstitut Heidelberg 2000]
* [http://www.ari.uni-heidelberg.de/publikationen/vhd/vhd032/fulltext/gifframe.htm Fundamentalsystem des FK5, ARI / Heidelberg 1988]
* [http://www.to.astro.it/astrometry/Astrometry/DIRA2/DIRA2_doc/FK/FK4.HTML Description of important Fundamental Catalogues]

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternkatalog|!]]
[[Kategorie:Astrogeodäsie]]
[[Kategorie:Astrometrie]]

Fundamentalstern - Versionsgeschichte

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