Visueel ervaren wij de sterrenhemel vanop onze aarde als een enorme bol met een bijna oneindige straal. Hierop lijken alle sterren en hemelobjecten op dezelfde afstand te zitten. We kunnen dan ook slechts twee eigenschappen van deze hemellichamen direct waarnemen en meten, hun helderheid en de richting waarin ze, van ons uit gezien, staan. Dit laatste biedt de mogelijkheid hun onderlinge posities op de hemelkoepel te vinden.

Deze onderlinge posities worden aangegeven door de hoekafstand tussen de twee richtingen waarin wij twee hemellichamen op de hemelbol van elkaar zien verwijderd staan.
Zowel de gemeten hoek als boogafstand worden aangegeven in graden en onderverdeling ervan.

1 booggraad(1°)=60 boogminuten(60’)
1 boogminuut(1’)= 60 boogseconden(60”)
1 booggraad(1°)= 3600 boogseconden(3600”)

Wanneer men tijdens het waarnemen aan iemand wil aanwijzen waar iets aan de sterrenhemel te zien is, kan men dat ook doen met hoekafstanden vertrekkend van een bekend object of een bekende ster. Hierbij is de methode van de gesloten vuist of uitgestrekte vingers een handige truc. De methode werkt echter alleen met een uitgestrekte arm. De breedte van een gesloten vuist is ongeveer 8°, hetgeen bij benadering overeenkomt met de hoekafstand tussen de sterren Pheka en Merak in het sterrenbeeld Ursa Major(Grote Beer). De breedte van één vinger kun je voor ongeveer 2° nemen of 4° is iets minder dan de hoekafstand tussen de sterren Alioth en Megrez in Ursa Major.
Probeer het zelf maar eens aan de sterrenhemel.

Als amateurastronoom is het handig, vertrouwd te zijn met de verschillende manieren om het verschijnsel “tijd” in te delen en te gebruiken. In het dagelijkse leven volstaat het de tijd te kennen van de tijdzone waarin we ons bevinden. Dat is de tijd die je klok, uurwerk of polshorloge aangeeft.
Wanneer we echter astronomische verschijnselen waarnemen, dan blijken deze niet in de pas te lopen met de tijd die we op ons uurwerk aflezen. Zo valt de middag, of het tijdstip waarop de zon precies in het zuiden staat, voor Genk tien minuten vroeger dan voor iemand uit Ieper.

Onze huidige kalender gaat terug tot het jaar 1582. Hij werd ingevoerd door paus Gregorius XIII als vervolg en verbetering van de Juliaanse Kalender, opgelegd door Julius Caesar. Onze kalender wordt dan ook de Greogoriaanse Kalender genoemd. Het opstellen van een goede kalender heeft door de eeuwen heen voor wat problemen gezorgd. Omdat de duur van een jaar niet overeenstemt met het aantal dagen.

We noemen één jaar de tijdsduur die de Zon nodig heeft om van het Lentepunt via het Zomersolstium, het Herfstpunt en het Wintersolstitium precies in het Lentepunt terug te komen. Wanneer we uitgaan van de middelbare zonnedag, dan blijkt het jaar exact 365,2422 dagen te duren. Men noemt dit een “Tropisch” jaar.

Via een kunstgreep is men er in geslaagd een bruikbare kalender op te stellen. Deze kunstgreep is de zogeheten schrikkeldag( 29 februari) en werkt als volgt:

Allereerst is men overeengekomen om het jaar 365,25 dagen te laten duren. Vervolgens wou men een nieuw jaar steeds op een dagwisseling zien beginnen. Daarom heeft men het jaar 365 dagen laten duren en om de vier jaren een jaar in te lassen van 366 dagen of een “schrikkeljaar”. Een schrikkeljaar vindt plaats wanneer het jaartal deelbaar is door vier. Maar dan blijft er nog een verschil bestaan van 365,25-365,2422=0,078 dagen per jaar. Dit levert een afwijking op van 11 minuten per jaar of 18 uur per eeuw. Die afwijking is niet aanvaarbaar. Als oplossing laat men opgezette tijd een schrikkeljaar niet doorgaan. Dat gebeurt op de eeuwwisseling die niet deelbaar is door 400. Zo waren 1700, 1800 en 1900 geen schrikkeljaren, maar 1600 en 2000 wel.

Over de eeuwen gezien, bracht men op die manier de duur van het jaar gemiddeld op 365,2425. De laatste restfout van 365,2425-365,2422=0,0003 dag, dit is aanvaarbaar. Ze levert pas een afwijking op van één dag na 3333 jaren.

Al met al is onze kalender dus een erg kunstmatig geheel. De natuur houdt zich niet aan deze regels.

Deze heeft niets te maken met de Juliaanse kalender die we hiervoor hebben besproken, noch met de huidige kalender. De Juliaanse kalender werd door Julius Caesar uitgevoerd, de Juliaanse dag of Juliaanse datum door Joseph Justus Scaliger (1540-1609).

De Juliaanse dag, afgekort JD- is gewoon een onafgebroken dagtelling. Deze start op 1 januari 4713 voor Christus. Precies die datum werd gekozen, omdat volgens oude religieuze opvattingen, op dat moment de wereld zou zijn ontstaan. De JD is dus niets meer dan het aantal dagen, verstreken sinds dat ogenblik.

Het “Juliaanse-dag” systeem situeert de dagwisseling steeds om 12 uur wereldtijd of 12 UT. Verder worden uren niet aangegeven, maar uitgedrukt in delen van een dag. B.v. 5h30 wordt 5.5/24=0,2292 dagen. Deze dagdelen worden bijgevoegd als getallen na de komma.

Voorbeeld:

23 januari 2004 te 8h50 midden Europeese Tijd( MET):
Voor 23 januari 2004 vinden we JD= 2453027, (zie hemelkalender). We hebben 8h50 MET, dit is 7h50 UT. Er zijn dan 19h en 50 minuten verstreken sinds 12 UT (gisteren). Uitgedrukt in dagdelen is dat 19/24+50/24X60=0,83. De JD is dus 2453027.83. Noteer dat men een punt gebruikt om de decimalen te scheiden en niet een komma !

De JD wordt in de astronomie vooral gebruikt om langlopende verschijnselen te volgen zoals helderheidsveranderingen van veranderlijke sterren of grafieken in functie van tijd. Rekenen met de JD over een langere periode is eenvoudiger dan werken met de kalender. Ook een computer gebruikt de JD.

De uurhoek van een object is de hoekafstand tussen de meridiaan door het object (of zijn declinatiecirkel) en anderzijds de meridiaan. Deze laatste loopt van het zuidpunt op de horizon via het zenit naar het noordpunt op de horizon. De uurhoek wordt gemeten vanaf het zuidpunt, over West, Noord en Oost terug naar het zuidpunt. De uurhoek wordt, evenals de rechte klimming uitgedrukt in tijdeenheden.

Let wel op. Dit is niet het azimut!!!

De uurhoek meet je af op de hemelequator en druk je uit in uren, het azimut meet je af op de horizon en druk je uit in graden. Voor het meten van de uurhoek gaan de twee bepaalde grote cirkels door de hemelpool. Voor het meten van het azimut gaan ze beiden door het zenit. De uurhoek zal je veel gebruiken wanneer je met deelcirkels wil werken op een equatoriale of parallactische montering.

Wanneer we praten over zonnetijd moeten we vooreerst een onderscheid maken tussen de ware zonnetijd en de middelbare zonnetijd.

Wanneer we de tijdsinterval meten tussen twee opeenvolgende doorgangen van het middelpunt van de zon door de meridiaan (zuiden), bekomen we het tijdsverloop van een ware zonnedag. Deze tijdsduur is over het jaar gezien niet constant. Omdat de baan van de aarde om de zon een ellips is, kan haar baansnelheid niet gelijkmatig zijn. Omdat de ecliptica het spiegelbeeld is van de aardbaan, is dus ook de snelheid van de zon langs de ecliptica veranderlijk. Op de ware zonnedag kun je dus moeilijk een praktische tijdmeting baseren. De dagen zouden alle een verschillende lengte hebben. Men heeft dan ook gezocht naar een manier om die verschillen weg te werken.

Om de verschillen in daglengte bij gebruik van de ware zonnetijd te omzeilen, heeft men toevlucht genomen tot een fictieve zon. Dit is een zon die de ecliptica op een eenparige wijze, dus met een constante snelheid doorloopt. Daarbij gaat ze wel op exact hetzelfde moment als de ware zon door het perigeum. Daar echter de hemelequator een hoek maakt met de ecliptica, zal de rechte klimming van deze eerste fictieve zon niet gelijkmatig toenemen.
Men voert daarom een tweede fictieve zon in die ditmaal over de hemelequator loopt en niet over de ecliptica. Deze zon beweegt eveneens met een constante snelheid langs de hemelequator, zodat haar rechte klimming nu wel gelijkmatig toeneemt. Zodoende heeft deze tweede fictieve zon een dagelijkse looptijd van exact 24 uur. Zij komt samen met de eerste fictieve zon in het lentepunt en niet in het perigeum. Deze tweede fictieve zon wordt de middelbare zon genoemd en zij bepaalt de middelbare zonnetijd. Je begrijpt dat haar posities dienen te worden berekend omdat zij niet waarneembaar is.

Het verschil tussen de ware en de middelbare zonnetijd noemt men de tijdvereffening. Zij wordt aangeduid met de letter E.

E=tw-tm

De grootte van de tijdvereffening over één jaar is weergegeven in tabelvorm en grafisch.

De analemma ontstaat door gedurende een gans jaar, steeds op hetzelfde tijdstip van de middelbare zonnetijd, om 12 uur, het azimut en de hoogte van de ware zon te meten. Soms vind je die figuur wel eens afgebeeld op een zonnewijzer.

Daar de meridiaandoorgang van de tweede fictieve zon het middaguur is van de middelbare zonnetijd, is de burgelijke tijd niets anders dan de middelbare tijd plus 12 uur. We beginnen onze uurtelling immers om middernacht en niet ‘s middags.

tb=tm+ 12 uur

Omdat de middelbare tijd betrekking heeft op een meridiaandoorgang, is hij automatisch afhankelijk van de plaats waar je je bevindt. Daar men behoefte had aan een tijd die voor het ganse aardoppervlak dezelfde is, heeft men de wereldtijd ingevoerd. Dit is eenvoudig de burgerlijke tijd van Greenwich. Hij wordt steeds aangeduid als UT (universele time).
Bij het rapporteren van waarnemingen gebruiken we dus alléén “UT”. Want deze tijd is voor een Japanner of Amerikaan hetzelfde.Zeker als men gebruik maakt van het internet.

De middelbare zonnetijd is in feite een lokale tijd. Het is 12 uur ‘s middags als de middelbare zon door de plaatselijke meridiaan gaat.. Dit tijdstip is dus verschillend voor elke plaats, die ten Oosten of ten Westen van die meridiaan ligt. Per graad Ooster of Westerlengte zit er een verschil van 4 minuten. Positief naar het oosten, negatief naar het westen. Vandaar dat men tijdszones heeft ingesteld, die van pool tot pool lopen en 15 graden breed zijn, hetgeen overeenstemt met één uur.De zones zijn genummerd van 0 tot 23, gaande van West naar Oost, met de zone waarin de meridiaan van Greenwich loopt als zone 0.

De tijd binnen een zone is gelijk aan de universele(UT) verhoogd met een aantal uren, gelijk aan het zonenummer. Onze klokken zijn afgestemd op de meridiaan van Görlitz, 15 graden ten oosten van Greenwich. Om het nog ingewikkelder te maken voeren wij in de zomer nog een extra uur toe.

Belangrijk als waarnemer is kennis te hebben van uw juiste geografische ligging, noodzakelijk bij verduisteringen, opkomsten en andere fenomenen.

Genk bevindt zich op 5 graden oosterlengte. Dit is 10 graden minder dan Görlitz. Om de lokale tijd, dit is de lokale middelbare zonnetijd, te bekomen moet je van de MET 40 minuten aftrekken. Immers 10 graden verschil komt overeen met 10X 4 minuten. Je kan ook vertrekken van de UT of Greenwich tijd. Dan ligt Genk op 5 graden méér dan de meridiaan van Greenwich. Om de lokale tijd dan te bekomen moet je 5X4 minuten= 20 minuten bij UT optellen. Voor Genk is de lokale tijd dus:

MET-40 minuten of UT+ 20 minuten

Deze tijdscorrectie is belangrijk voor het instellen van een draaibare sterrenkaart of “software” planetariumprogramma die niet voor het tijdsverschil tussen lokale en zone tijd werd gecompenseerd.

De sterrentijd is de uurhoek van het lentepunt(firstpoint of Aries) op een gegeven plaats en op een gegeven ogenblik.

We gaan er vanuit dat de positie van de aarde op haar baan zodanig is dat we de zon en een ster pal op één lijn zien. We zouden denken dat we de volgende dag de zon en die ster op hetzelfde uur weer op één lijn zullen zien. Dit klopt dus niet.

De aarde staat niet stil in haar baan. Zij is tijdens de omwenteling om haar as opgeschoven van A naar positie B. Hierdoor zullen we de ster eerder zien dan de zon. De aarde zal nog ongeveer 4 minuten langer om haar as wentelen, alvorens we weer pal naar de zon kijken. Die 4 minuten komen overeen met één graad.

24 uren= 24X60=1440 minuten

Als je 360 deelt door 1140 minuten bekom je 4 minuten voor één graad of 3600/240= 15 boogseconde van & seconde.

De sterrendag is ongeveer 4 minuten korter dan de zonnedag. Om precies te zijn, 23 uur, 56 minuten en 4,905 seconden.

Dus na een jaar zijn we terug bij af.
-4minuten per dag=4X30=120 minuten per maand, 2uren per maand X 12 maanden, is 12X2 uren= 24 uren per jaar.
Per dag zullen we de sterrenhemel van Oost naar West een beetje zien opschuiven. Wanneer we steeds op exact hetzelfde tijdstip van de nacht naar het Oosten kijken, zullen we daar elke keer weer nieuwe sterren en sterrenbeelden zien verschijnen. Dit is de reden waarom we lente, Zomer, Herfst en Wintersterrenbeelden kennen. Maar na één jaar zijn we weer rond en staan dezelfde sterren op dat zelfde moment op de zelfde plaats als het jaar eerder.

De sterrentijd is hier eveneens opgebaseerd. We weten dat de sterrenhemel in één etmaal éénmaal ronddraait. Alleen doet hij dat 4 minuten sneller dan de zon schijnbaar rond gaat. De klok die door de sterrenhemel gevolgd wordt loopt dus vierminuten per etmaal voor op de zonneklok. Alle sterrenbeelden draaien in één etmaal, éénmaal rond en gaan dan ook alle éénmaal door het zuiden of door de nulmeridiaan. Ook het lentepunt, dat zich in het sterrenbeeld Vissen bevindt, doet dat.

Nul uur sterrentijd of het begin van de sterrendag begint wanneer het lentepunt door de nulmeridiaan gaat en het doet er helemaal niet toe of dat ‘s nachts of overdag gebeurt. Je verstaat nu dat de sterrentijd voor alle plaatsen op aarde, die niet op dezelfde meridiaan liggen, verschillend zal zijn. De sterrentijd is een lokale tijd.

Slechts éénmaal per jaar is de sterrentijd dezelfde als de middelbare tijd. Namelijk op 23 september om 12 uur ‘s middags de zon staat dan in het Herfstpunt.

De ecliptica is de schijnbare baan die de zon in één jaar volgt tussen de sterren. Het is het spiegelbeeld van de baan van de aarde om de zon. Deze beweging is in tegen wijzer in als je vanuit de ruimte naar de noordpool van de zon kijkt. Deze beweging van de zon tussen de sterren verloopt over twaalf vaste sterrenbeelden. Zeven ervan dragen de naam van een dier en de band heet dan ook de dierenriem. Je kan op een draaibare sterrenkaart, de planisfeer, duidelijk zien dat de zon in één jaar van west naar oost door deze dierenriem loopt.

Bekijk in de figuur hieronder de baan van de aarde in het vlak van het zonnestelsel. Je merkt hierbij dat de rotatie as van de aarde niet loodrecht op haar baanvlak staat. Zij maakt met die loodlijn een hoek van 23 ° 27’.

Bij het bekijken van de figuur, vallen twee punten van de ecliptica op. Het zijn de hoogste punten boven en onder de equator. Daar de ecliptica met de evenaar een hoek maakt van 23 ° 27 ‘ bevinden deze punten zich dan ook op 23° 27’ noorderbreedte en 23° 27 ‘ zuiderbreedte. De zon komt dus nooit méér dan 23° 27 ‘ boven of onder de hemelequator. Dit wil niet zeggen dat we de zon ’s middags nooit hoger of lager dan 23° 27 ‘ boven de horizon kunnen zien.

De breedtecirkels die overeenkomen met 23° 27 ‘ boven en onder de evenaar worden” keerkringen” genoemd. Op die breedtegraden aangekomen, keert de zon haar jaarlijkse “ klimmende” of “dalende” beweging. Wij noemen deze punten de “zonnewenden” of solstitium. Zo onderscheiden we de zomer -en de winterzonnewende of zomer -of winter solstitium.

In deze figuur zien we twee opvallende punten, dit op de hemelequator. Het zijn de snijpunten van de ecliptica met de hemelequator. Deze twee punten noemt men de knopen van de ecliptica en de lijn die ze verbindt heet de knopenlijn. Wanneer de zon zich tijdens haar jaarlijkse baan in de klimmende knoop bevindt, begint de lente. De positie van deze knoop op de hemelbol heet het lentepunt

Net zoals de klimmende knoop lentepunt heet, noemt men om dezelfde reden de dalende knoop tot herfstpunt. In deze twee punten bevindt de zon zich pal op de hemelequator (declinatie= 0°). Daardoor zijn de dag en de nacht even lang. Men noemt deze punten ook wel de eveningen.

Het perigeum en het apogeum zijn oud Griekse woorden gevormd door de samentrekking van geos dat aarde betekent met peri (dicht) en apos (ver). In het perigeum staat de zon dus het dichts bij de aarde, in het apogeum het verst. De lijn die deze twee punten verbindt noemt men de apsidenlijn. In het perigeum heeft de zon de grootste snelheid in haar schijnbare beweging op de ecliptica. Dit valt rond 3 januari. In het apogeum, rond 4 juli, is de snelheid van de zon langs de ecliptica het kleinst. Een en ander volgt uit de tweede wet van Kepler ofwel de perkenwet.

 

“Kepler zegt dat alle planeten zich rond de zon bewegen in elliptische banen, waarbij de zon zich in één van de brandpunten van de ellips bevindt”.

 

Daarom is de duur van de seizoenen verschillend. Zo duurt de winter 89 dagen, de lente 93 dagen, de zomer 93 dagen en de herfst 90 dagen. Hierdoor staat de zon in het herfstpunt op 23 september en niet op 21 september.

Het perigeum (of perihelium) en aopgeum (of aphelium) vallen niet samen met het winter – en zomer solstium.

Wanneer je denkt dat alle coördinaten en punten die we tot hiertoe op de hemelbol bepalen, echt vast en onveranderlijk zijn, ben je wel bedankt voor de moeite. Het lentepunt verplaatst zich namelijk langs de ecliptica. Weliswaar met een heel kleine snelheid, maar die is toch groot genoeg om het hele equatoriale coördinatenstelsel regelmatig te moeten herzien.

 

De aarde maakt een tolbeweging die als je vanaf de aarde naar de hemel kijkt, in tegen wijzer in verloopt. Hierdoor gaat de richting waarin de aardas wijst - of de hemelpool zich op een cirkel evenwijdig aan de ecliptica tussen de sterren verplaatsen. De hoek waaronder deze tolbeweging gebeurt bedraagt 23° 27 ‘.

De ecliptica en de hemelequator snijden elkaar in het herfst – en lentepunt. Door de tolbeweging van de hemelpool in wijzer zin zal het lentepunt zich automatisch langs de ecliptica eveneens in wijzer zin verplaatsen, dus vanaf de aarde gezien naar het westen.

Het punt P is de pool van de ecliptica P1 en P2 zijn twee standen van de tollende equator – of hemelpool.
“Evenaar 1” en “Evenaar 2” zijn de overstemmende standen van het equatorvlak ten overstaan van het eclipticavlak. Wanneer de hemelpool zich verplaat van P1 naar P2, verplaats de equator zich van E1 naar E2 en verschuift het lentepunt – snijpunt van equator en het eclipticavlak van ¡1 naar ¡2. Deze verplaatsing noemt men de precessie van het lentepunt. Een volledige toer van de hemelpool en lente punt duurt 25765 jaar. De jaarlijkse verplaatsing bedraagt 50.26 boogseconden (50.26”).

De aantrekkingskracht van de maan zal eveneens op de massa van de aarde inwerken. Hierdoor zal de hoek van de aardas niet constant blijven maar periodiek schommelen rond de gemiddelde waarde van 23 ° 27 ‘. Deze schommeling wordt “ nutatie van de pool as” genoemd. Zij is relatief klein. De waarde bedraagt 9.21 boogseconden (9.21”) .

De pool as trilt als het ware om de cirkel die zijn 25765 jaar doorloopt. Zij doet er 18.6 jaar over.

Omwille van de precessie, verplaatst de hemelpool zich tussen de sterren en loopt het lentepunt in wijzer in langs de ecliptica. Op 21 maart staat de zon niet in de ram maar in de vissen. Daar ligt nu het lentepunt. Drieduizend jaar geleden zagen de Babyloniërs en Egyptenaren de zon op 21 maart wel in de ram. Daarom wordt het lentepunt aangeduid met “¡ “ , het teken van de ram. De (Vernal quinox).
Een ander gevolg van de precessie is Polaris of de poolster. Die wijst monenteel, het punt aan waarrond de sterrenhemel schijnbaar draait. Vierduizend jaar geleden was de ster Thuban in de Draak (a Draconis) onze poolster en rond het jaar 13775 zal de ster Wega in de Lier dicht bij de hemelpool staan. Binnen 12000 jaar zou de aardas ondersom gekanteld staan, dit zou betekenen dat de bewoners van het zuidelijk halfrond dan een witte kerst krijgen terwijl wij in de zomer lui liggen te zonnebaden. Welke gevolgen dit gaat hebben op mens ?, dier en klimaat ?

Voor het equatoriaal coördinaten systeem heeft de processie zware gevolgen. Wij weten dat de rechte klimming gemeten wordt vanaf het lente punt en de declinatie vanaf de hemelequator. We weten dat de precessie de hemelpool tussen de sterren verplaatst. Het lentepunt verplaatst zich gelijktijdig langs de ecliptica en langs de hemel equator. Door deze beweging verschuift het hele equatoriale coördinatennet ten overstaan van de sterrenhemel. Dit heeft tot gevolg dat steratlassen en ster catalogi op regelmatige tijdstippen zullen moeten worden aangepast en dit om de 50 jaar. De periode waarvoor een steratlas geldig is noemt men het “epoch” of “equinoctium”. Strikt genomen is de steratlas slechts geldig voor het tijdstip van de observatie of waarvoor hij is opgesteld zoals deze van heden met het equinoctium van 1 januari 2000 om 12h 00minuten en 00 seconden UT(universale time) de Epoch 2000.0.