Siderischer Tag

Siderische Periode (1 nach 2) und Synodische Periode (1 nach 3).

Der siderische Tag ist die Zeit der wiederkehrenden Kulmination eines fiktiven, unendlich weit entfernten Fixsterns (ohne Eigenbewegung). Die Bezeichnung ist abgeleitet vom lateinischen Wort sidus (Genitiv: sideris) für Stern.

Mit einfacheren Worten gesagt, ist der siderische Tag die Dauer einer Umdrehung der Erde gegenüber dem festen Sternhimmel. Er ist etwas kürzer als der bürgerliche Tag, der auf dem scheinbaren Umlauf der Sonne beruht. Das liegt daran, dass die Erde sich nicht nur um sich selbst, sondern auch um die Sonne dreht. Ein Jahr hat – einigermaßen genau – einen siderischen Tag mehr als bürgerliche Tage. Der Unterschied verteilt sich auf die Tage des Jahres und beträgt knapp 4 Minuten pro Tag.

Der mittlere siderische Tag der Erde dauert 23 Stunden, 56 Minuten, 4,099 Sekunden = 86.164,099 s ≈ 23,9345 h und entspricht einer geometrisch vollständigen Umdrehung der Erde von 360° in einem sternfesten System.

• Ein Sonnentag (und dessen mittlerer Wert, der bürgerliche Tag) ist ca. 4 Minuten länger, da sich die Erde bis zur Sonnenkulmination um etwa eine 1/365 Umdrehung ≈ 0,986° weiter drehen muss – und entsprechend auch auf ihrer Bahn weiterläuft – als bei einem siderischen Tag.
• Aufgrund der Nutation und Präzession der Erdrotation verschiebt sich der Frühlingspunkt entgegen der scheinbaren Sonnenbewegung im Präzessionszyklus um 360° pro etwa 25.800 Jahren ≈ 0,014 Grad pro Jahr (50 Bogensekunden pro Jahr). Deshalb ist der mittlere Sterntag, der der Kulmination des Frühlingspunkts entspricht, um 0,008 Sekunden kürzer als ein siderischer Tag.

Der siderische Tag bezieht sich – gegenüber dem Fundamentalsystem der Astrometrie – auf ein bezüglich des Jahresumlaufs der Erde um die Sonne wesentlich stabileres Koordinatensystem als der Sonnentag: Durch geeignete Wahl der Referenzsterne ist er in der Anwendung maximal den Ungenauigkeiten durch den Umlauf der Sonne um das galaktische Zentrum unterworfen. Er repräsentiert daher – fast – ausschließlich die Rotation der Erde.
Daher dient er der Bemessung astronomischer Ereignisse. Nicht geeignet ist er aber zur Definition der Tageslänge und damit als astronomisches Eichinstrument der Sekunde, die ja mit der Kalenderrechnung korrespondieren sollen: Hierfür werden immer Sonnentag und die tropische Periode herangezogen (der Sterntag ist in seinem Bezug auf den Frühlingspunkt besser geeignet, siehe Ephemeridensekunde, tropisches Jahr).

Die Rotationsgeschwindigkeit der Erde ist gegenüber den anderen Perioden extrem stabil und nur minimalen Schwankungen unterworfen, sowohl weil prinzipiell ein Kreisel sehr gleichmäßig rotiert, als auch, weil der Mond zusätzlich die Erdachse stabilisiert (siehe Erde-Mond-System).
Ein – astronomisch gemessener – Tag ist aber nicht konstant:

• Vermutlich wegen Masseverlagerungen im Erdinneren schwankt die Umdrehungszeit der Erde in Zeiträumen von etlichen Jahren um einige Millisekunden. Schwankungen größerer Amplitude über längere Zeiträume erscheinen ebenfalls möglich. Auch die Wassermassen der Ozeane haben einen Einfluss.
• Die Gezeitenreibung wie auch gravitative Gezeitenkräfte, die die Massen der Sonne und des Mondes auf die Erdmasse ausüben, erhöhen die Dauer des siderischen Tags pro Jahrhundert um etwa 1,7 Millisekunden^[1]. Derselbe Effekt hat beim Mond selbst schon zu seiner gebundenen Rotation um die Erde geführt.

Siehe auch: Ausführlich behandelt das Thema der Artikel Erdrotation

Siehe auch

• Siderische Periode

Quellen

1. ↑ Warum die Tage länger werden. In: Spektrum der Wissenschaft. 10/2007, S. 36–45, ISSN 0170-2971