Als Kulmination (lat. culmen = Gipfel) wird in der Astronomie der Durchgang eines astronomischen Objekts durch die höchste (obere Kulmination) oder die tiefste (untere Kulmination) tägliche Lage auf seiner scheinbaren Kreisbahn am Himmel bezeichnet. Die gleiche Benennung wird daneben auch für die Höhe und für den Zeitpunkt der beiden Durchgänge verwendet.
Zu der mit dem Höhenwinkel h gemessenen Lage wird der Zeitpunkt des Passierens dieser Lage angegeben. Der Höhenwinkel ist negativ, wenn die Kulmination unter dem Horizont stattfindet und nicht sichtbar ist. Das betrifft im Allgemeinen die untere Kulmination.
Der Höhenwinkel $ h $ des Objekts ist gegeben durch
gemäß folgender Formeln (diese sind nur dann exakt, wenn der Kulminationspunkt auf dem Meridian liegt):
| Höhenwinkel | |
|---|---|
| obere Kulmination | $ h_{\mathrm {OK} }=+90^{\circ }-|\delta -\varphi | $ |
| untere Kulmination | $ h_{\mathrm {UK} }=-90^{\circ }+|\delta +\varphi | $ |
Daraus folgt:
| Erdhalbkugel | Sichtbarkeit der Sterne, die folgende Bedingung erfüllen | |
|---|---|---|
| Nordhalbkugel $ \varphi >0 $ |
zirkumpolar: immer | $ \delta >+(90^{\circ }-\varphi ) $ |
| nicht immer | $ -(90^{\circ }-\varphi )<\delta <+(90^{\circ }-\varphi ) $ | |
| nie | $ \delta <-(90^{\circ }-\varphi ) $ | |
| Südhalbkugel $ \varphi <0 $ |
nie | $ \delta >+(90^{\circ }+\varphi ) $ |
| nicht immer | $ -(90^{\circ }+\varphi )<\delta <+(90^{\circ }+\varphi ) $ | |
| zirkumpolar: immer | $ \delta <-(90^{\circ }+\varphi ) $ | |
Auf der Nordhalbkugel der Erde liegt der obere Kulminationspunkt vom nördlichen Himmelspol aus gerechnet in Südrichtung, der untere Kulminationspunkt hingegen in Nordrichtung.
Bei einem astronomischen Objekt mit konstanter Deklination liegen beide Kulminationspunkte auf dem Meridian des Beobachtungsortes (exakt in Richtung des Südpunktes oder Nordpunktes des Horizonts). Zeitpunkt der Kulmination und des Meridiandurchgangs sind dann identisch.
Bei Himmelskörpern mit Eigenbewegung (Sonne, Mond, Planeten, Planetoiden, Satelliten usw.) liegen die Kulminationspunkte in der Regel nicht genau auf dem Meridian, weil sich ihre Deklination dauernd ändert.
Die Sonne z. B. steigt oder fällt etwas, während sie den Meridian passiert; die Summe dieser beiden Bewegungen bewirkt, dass die obere Kulmination der Sonne zwischen Winter- und Sommersonnenwende geringfügig nach, im zweiten Halbjahr vor dem Meridiandurchgang stattfindet. Die Abweichung der Sonnenkulmination vom Meridian ist jedoch so klein, dass die Bezeichnung Mittagshöhe für die obere Kulmination nur einen unwesentlichen Fehler beinhaltet. Die Zeitpunkte für die obere Kulmination und den wahren Mittag sind nahezu identisch, die Zeitdifferenz beträgt typischerweise einige Sekunden.
Satelliten und der Mond haben dagegen relativ große Eigenbewegungen, sodass die Abweichungen vom Meridian hier beträchtlich sein können. Beim Mond beträgt die Zeitdifferenz $ \Delta t $ zwischen Kulmination und Meridiandurchgang etliche Minuten und lässt sich näherungsweise wie folgt berechnen:[1]
Die obere Kulmination eines Himmelskörpers spielt eine Rolle bei der Sternzeit-Messung seines Rektaszensions-Winkels, der im Zeitmaß (Winkel) angegeben wird: dem Moment der oberen Kulmination des Frühlingspunktes (Bezugspunkt für den Rektaszensions-Winkel) wird die Sternzeit 00:00 Uhr zugeordnet. Kulminiert ein beliebiger Himmelskörper, so hat er sich seitdem über einen Rektaszensions-Winkel bewegt, dem die inzwischen gültige Sternzeit entspricht. Die Angabe der Rektaszension als Sternzeit hängt dabei vom Beobachtungsort ab, d. h. 00:00 Uhr Sternzeit ist nicht überall gleichzeitig, da auf jedem Längengrad der Erde der Frühlingspunkt zu einer anderen Zeit kulminiert.
Die Zeit zwischen zwei Kulminationen des Frühlingspunktes ist ein Sterntag, der nach dem gleichen Schema wie ein Sonnentag unterteilt wird in (Sternzeit-)Stunden, Minuten und Sekunden. Die Rektaszension der Fixsterne und damit die Sternzeit ist unveränderlich (Bedeutung des Wortes fix), die Rektaszension der Sonne dagegen vergrößert sich täglich um etwa 1°, den Winkel der Bahnfahrt der Erde um die Sonne. Daher ist ein Sterntag etwa 4 Sternzeit-Minuten kürzer als ein Sonnentag (siehe auch siderische Periode, synodische Periode). Alle Sternzeit-Einheiten sind in diesem Verhältnis kleiner als die der Sonnenzeit: