Astrometriesatellit

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Als Astrometrie-Satellit wird ein künstlicher Erdsatellit bezeichnet, der Aufgaben der Astrometrie – frei von störenden terrestrischen Einflüssen – im Weltraum durchführt.

Inhaltsverzeichnis

1 Einführung: Sternwarten und Erdatmosphäre
2 Astrometrie, Bezugssystem und Satelliten
3 Siehe auch
- 3.1 Weblinks

[Bearbeiten] Einführung: Sternwarten und Erdatmosphäre

Auf der Erde lassen sich zwar viel größere Sternwarten und Teleskope bauen als für den Betrieb in Raumsonden, doch sind ihre Qualitäten meist nicht voll nutzbar. Der Grund ist hauptsächlich die Erdatmosphäre, welche

das einfallende Licht merklich dämpft (Aerosole, Extinktion),
- verstärkt durch die seit 1900 stark zugenommene "Lichtverschmutzung";
die einfallenden Lichtstrahlen unregelmäßig ablenkt – durch die Szintillation (das "Leuchten" der Sterne) und den Richtungseffekt des Seeing (hin- und her "wabernde" Sternabbildung), oft über 1")
und auch durch Effekte der Sonnenstrahlung und Erwärmung.

Diese Nachteile erdgebundener Teleskope lassen sich teilweise durch adaptive Optiken u.ä. verkleinern – allerdings unter hohem Aufwand. Während die Richtungsmessung im Weltall schon mit wesentlich kleineren Instrumenten jene auf großen Sternwarten übertrifft, sind jene Messungen etwas weniger von der Atmosphäre betroffen, wo es auf hohe Lichtstärke ankommt.

Das bedeutet, dass die Weltraumteleskope für die Astrometrie einen höheren Gewinn bringen als für die Astrophysik.

[Bearbeiten] Astrometrie, Bezugssystem und Satelliten

Während Jahrhunderten waren optische – im heutigen Sprachgebrauch astrometrische – Beobachtungen die einzigen für die Astronomie verfügbaren Messungen. Vor dem Weltraumzeitalter stand eine Vielzahl astronomischer Instrumente zur Verfügung, um ein erdfestes Bezugssystem zu definieren und die Erdrotation zu studieren.

[Bearbeiten] Erdgebundene Astrometrie und Satellitengeodäsie

In den letzten Jahrzehnten wurden für diesen Zweck erstaunlich genaue Instrumente entwickelt und auch automatisiert: Der elektronische Meridiankreis, das Zenitteleskop samt Weiterentwicklung zum Photographischen Zenitteleskop (PZT) und das automatisierte Astrolabium vom Typ Danjon. Sie wurden v.a. von jenen Observatorien verwendet, die zum IPMS (International Polar Motion Service) Beiträge beitrugen. Während die Messungen vor 100 Jahren beastenfalls an die 0,1" heranreichten, liefern diese Messgeräte die geografische Breite einer Station auf bis zu 0,01" (10 mas oder umgerechnet 0,3 m) pro Nacht.

Dennoch sind vergleichbare Genauigkeiten von der Satellitengeodäsie schon in ihrem 2. Jahrzehnt (um 1975) erzielt worden – freilich nicht optisch, sondern auf Basis von Mikrowellen und EDM.
Seit etwa 1970 erreicht die Richtungsmessung zu Satelliten mit großen Satellitenkameras wie die BC-4 etwa 1", ließ sich seither aber kaum mehr über 0,5" steigern. Allerdings wurden diese Methoden der Satelliten- und Stellartriangulation durch GPS und andere Radiowellen-Methoden so mächtig ergänzt, dass nun die Erdfigur auf wenige Zentimeter genau erfasst werden kann.
Dies bedeutet, dass die optische Astrometrie um einen Faktor von etwa Zehn "nachhinkt" (siehe oben, 30 cm). Teilweise konnte diese Diskrepanz durch die Radiointerferometrie und insbesondere VLBI gemildert werden, doch wären ebenso genaue Messungen auch im Bereich der Lichtwellen notwendig.

[Bearbeiten] Terrestrische Koordinaten und Sternkataloge

Bei der Definition eines geeigneten Bezugssystems für genaue Koordinaten auf der Erde und im Weltraum sind Geodäsie, Astronomie und Mathematik wechselseitig aufeinander angewiesen. Für die Zeitsysteme und wegen der Geodynamik auch innerer Massenverschiebungen kommen noch die Physik und die Geophysik hinzu.

Den Zusammenhang zwischen terrestrischen Koordinaten und jenen der Astronomen liefert die Erdrotation. Die Erde dreht sich sozusagen in kontrollierbarer Zeit innerhalb des astronomischen Koordinatenrahmens, der durch ihren Äquator und die Ekliptik definiert ist. Dieses Bezugssystem der Sternkoordinaten Rektaszension und Deklination ist seinerseits wegen der Präzession und Nutation variabel. Deren Parameter und das ganze Modell, das mit der Erdbahn, dem Mond und auch den anderen Planeten zusammenhängt, konnte im letzten Jahrzehnt merklich auf fast 0,01" verbessert werden, was aber nicht ausreicht. Zahlreiche Wissenschafter arbeiten weiterhin an diesem Problem; von ihnen wurden etwa 40 Europäer im Frühjahr 2004 für ihr Forschungsprojekt "Non-rigid earth Nutation model" durch den Descartes-Preis der EU ausgezeichnet.

Während sich also die Erdmessung in den letzten 10–15 Jahren an die Dezimeter-Genauigkeit der Erdfigur herantastete (und diese gegen 2010 cm erreichen könnte), fehlt(e) es bei der optischen Astronomie um fast den Faktor 10. Für solche Schritte sind Verbesserungen bei den Fundamentalgrößen und genaueste Messungen möglichst vieler Sternörter und deren Eigenbewegungen erforderlich. Dieser Prozess stagnierte nahezu bis 1990. Der AGK-Sternkatalog aus der Jahrhundertwende wurde zwar zu seiner quasi fünften Ausgabe verbessert (Fundamentalkatalog FK5), konnte jedoch die individuellen Sternfehler des FK4 von bis zu einigen 0,1" nicht gänzlich tilgen.

[Bearbeiten] Der Hipparcos-Satellit

In diese Lücke stieß – gerade rechtzeitig – der erste Astrometrie-Satellit HIPPARCOS. Sein Name schließt an jenen antiken Astronomen an, der aus dem Vergleich zweier Sternkataloge die Präzession entdeckte; die Abkürzung ist aus HIgh Precision PARallax COllecting Satellite zusammengesetzt.

Der Satellit wurde 1989 von der ESA gestartet, um ein Netz von 120.000 Sternen auf 0,002" zu vermessen, 20–50 mal präziser als bisher möglich. Er war bis Juni 1993 aktiv und schaffte sein Ziel trotz eines großen Bahnfehlers fast zur Gänze: der Hipparcos-Katalog enthält 118.000 Sterne mit 0.003" bzw. 0.002"/Jahr. Ein zweites Instrument maß für den Tycho-Katalog weitere 1 Million Sternörter auf 0,02".
Diese beiden Kataloge sind die modernste Realisation des Himmels-Referenzsystems International Celestial Reference Frame (ICRF). Die Daten von 300 Gigabyte werden hunderte Fachleute noch bis 2010 beschäftigen und gaben schon 1997 – im Jahr der Publikation – Stoff für etwa 500 Fachartikel.

Die Messmethode HIPPARCOS' war ein profilweises elektro-optisches Scannen der Sterne, die dann durch Ausgleichung zu Flächenstücken vernetzt werden. Für jede Mess-Epoche wurden so die Sternörter berechnet, und aus deren Zeitabstand die Eigenbewegungen abgeleitet. Die gleichzeitige Beastimmung der jährlichen Parallaxen ergaben 10fach genauere Entfernungen der Sterne als bisher.

[Bearbeiten] Ausblick auf 1–2 Jahrzehnte

Wichtige Fortschritte neben dem verbesserten Bezugssystem für Erdmessung und Sonnensystem sind:

Präzisere Vorhersage von Sternbedeckungen durch Planeten und Asteroiden - und damit künftige Chancen, durch Messungen im Planetensystem die Astrometrie weiter zu fördern:
- Schon Hipparcos konnte in seinen 3 Jahren öfters Asteroiden beobachten, die mit Meridiankreismessungen von La Palma und Bordeaux zu Bahnbestimmungen von 0,04" oder 75 m kombiniert wurden!
Genaue Dynamik der Milchstraße und der Sternverteilung in unserer "Umgebung"
Präzisere Korrelation von Leuchtkraft und Spektraltyp im HRD, was weitere Fortschritte in der stellaren Astrophysik hervorrufen wird
Verbindung des optischen Koordinaten-Rahmens zum VLBI-System der Radio-Interferometrie mit Quasaren - was zu künftig besseren Auswertungen beiträgt.

Als Nachfolgeprojekt soll Gaia ab ca. 2011 mit mindestens 40-facher Genauigkeit etwa eine Milliarde Sterne vermessen. Das Projekt eines deutschen Astrometriesatelliten (DIVA) wurde inzwischen eingestellt. Bei der Vorauswahl der Messprogramme werden die Hipparcos-Kataloge weitere Vorteile bieten.

In Anbetracht der neuen Beobachtungsmethoden von CCD und ähnlichen elektro-optischen Sensoren und der verbesserten Sternkataloge ist auch anzunehmen, dass optische Beobachtungen in der Satellitengeodäsie wieder an Bedeutung gewinnen.