Einführung in die Astronomie: Fachliche Grundbegriffe

Aus Wikibooks
Zur Navigation springen Zur Suche springen


Ekliptik[Bearbeiten]

Als Ekliptik wird einerseits die Ebene der Erdbahn bezeichnet, also die Ebene, in welcher die Erde um die Sonne kreist. Andererseits bezeichnet man damit die scheinbare jährliche Bahn der Sonne auf dem Hintergrund des Himmelszeltes.

Das Himmelszelt wirkt auf den naiven Beobachter wie eine Kugel, an welcher sich die Gestirne befinden und in deren Mittelpunkt er selber steht. Die jährliche Bewegung der Erde um die Sonne bewirkt, dass wir die Sonne im Lauf eines Jahres vor dem Hintergrund dieses Himmelszeltes "von allen Seiten" sehen, dass sie also scheinbar einen Kreis an der Himmelskugel beschreibt. Man macht sich leicht klar, dass dieser Kreis nichts anderes ist als die Schnittlinie der Erdbahnebene mit jener gedachten Himmelskugel. Dies rechtfertigt die beiden unterschiedlichen Definitionen des Begriffs.

Die Bahnebenen der anderen Planeten liegen fast parallel zur Ekliptik, mit Abweichungen von nur 1 Grad (Jupiter, Uranus) bis 7 Grad (Merkur). Die Mondbahn ist um 5,145 Grad gegenüber der Erdbahn geneigt.

Neigung der Erdachse ("Schiefe der Ekliptik")[Bearbeiten]

Die Erdachse steht nicht senkrecht auf der Ekliptikebene, sondern ist gegenwärtig um etwa 23,4 Grad gegen die Senkrechte der Ekliptik geneigt. Bei ihrem Umlauf um die Sonne bleibt die Richtung der Erdachse dabei im Wesentlichen raumfest, so dass im Laufe des Jahres abwechselnd die Nord- und die Südhalbkugel der Erde etwas mehr zur Sonne zeigen. Dabei steht die Sonne ebenso abwechselnd nördlich und südlich der Äquatorebene der Erde. Das ist die Ursache für die Entstehung der Jahreszeiten. An den zwei Zeitpunkten im Jahr, an denen die Sonne den Himmelsäquator überquert, tritt die Tag-und-Nacht-Gleiche (Äquinoktium) ein. Der Punkt an der Himmelskugel, an welchem sich die Sonne zum Zeitpunkt der Frühlings-Tag-und-Nacht-Gleiche befindet (wenn sie also von der südlichen zur nördlichen Erdhalbkugel wechselt), heißt Frühlingspunkt. Dieser Zeitpunkt markiert den astronomischen Frühlingsanfang.

Präzession[Bearbeiten]

Die um ihre Achse rotierende Erde stellt physikalisch einen Kreisel dar, und unterliegt den gleichen Gesetzen wie ein Spielzeugkreisel.

Die Anziehungskraft der Erde versucht, einen Spielzeugkreisel zu kippen. Der Kreisel wirkt der Lageänderung seiner Drehachse entgegen, indem sich diese auf einem Kegelmantel um die Senkrechte herumbewegt. Dieser Effekt heißt "Präzession".

In ähnlicher Weise zerren Mond und Sonne an der Erde: Weil die Erde keine exakte Kugelgestalt hat, sondern einen Äquatorwulst besitzt, versuchen die Anziehungskräfte von Mond und Sonne (Gravitationskräfte, Gezeitenkräfte), die kreiselnde Erde auf der Ekliptikebene aufzurichten. Dies führt ganz analog zu einer Präzessionsbewegung der Erdachse. Auch die Erdachse bewegt sich dadurch auf einem Kegelmantel (halber Öffnungswinkel etwa 23,5°). Für einen Umlauf benötigt sie etwa 26 000 Jahre.

Koordinatensysteme[Bearbeiten]

Deklination[Bearbeiten]

Auf gedruckten Sternkarten und in Tabellen werden für jeden Stern zwei Koordinaten angegeben: Die Deklination und die Rektaszension. In der Astronomischen Navigation (Nautik) benutzt man anstelle der Rektaszension den Stundenwinkel.

Die ins All erweiterte Äquatorebene (der Erde) nennt man „Himmelsäquator“. Alle Sterne, die genau in dieser Äquatorialebene liegen, haben eine Deklination von 0 Grad. Sterne nördlich des Himmelsäquators haben eine positive Deklination, die darunter liegenden eine negative Deklination, und die Erdachse hat eine Deklination von 90 Grad. Beobachtet man einen Stern im Zenit (Höhe = 90 Grad), so ist seine Deklination gleich der geografischen Breite des Beobachters. Ein Stern, der in Deutschland im Zenit steht, hat daher eine Deklination zwischen 49 Grad (im Süden) bis 52 Grad (in Norddeutschland).

Die Deklination der Gestirne an der Himmelskugel entspricht der geografischen Breite auf der Erdkugel. In der Astronomischen Navigation ist auch der Ausdruck "Abweichung" gebräuchlich. Man bringt damit die Abweichung eines Gestirns vom Himmelsäquator zum Ausdruck.

Der Nordpolarstern „Polaris“ oder auch „Alpha Ursae Minoris“ im Sternbild „Kleiner Bär“ hat zur Zeit die Funktion eines Polarsternes, weil er ein hellerer Stern in der Nähe der "Himmelsachse" (Verlängerung der Erdachse) ist. Auf der Südhalbkugel gibt es keinen äquivalenten „Südpolarstern“. Die Deklination des Polarsterns (Nordstern) beträgt z.Zt. 89° 18,4' N. In etwa 2200 Jahren wird der Stern Er Rai unser Polarstern sein. Um das Jahr 7000 nach Christus wird der Stern Alderamin zum Polarstern. Zu diesem Zeitpunkt wird Polaris bereits einen Abstand von 36 Grad zur Polachse besitzen. Nach 26.000 Jahren wenn der Zyklus der Präzession beendet ist, steht Polaris wieder auf der gleichen Deklination, auf der er heute steht.

Rektaszension[Bearbeiten]

Um die Position jedes Sterns anzugeben, wird neben der Deklination noch eine zweite Winkelangabe benötigt. Für Punkte auf der Erdoberfläche gibt man die „geografische Länge“ an: Das ist der Winkelabstand zu einem willkürlich gewählten „Nullmeridian“ (der aus historischen Gründen durch die Sternwarte Greenwich bei London geht). Das Analogon zur „geografischen Länge“ nennt man Rektaszension.

Für Himmelskoordinaten kann man den Greenwich-Meridian aber nicht als Bezug nehmen. Man brauchte einen Punkt am Himmel, der sich nicht bewegt und der leicht zu bestimmen ist. Als Bezugspunkt wurde deshalb der Frühlingspunkt gewählt. Er ist der Schnittpunkt der Ekliptik mit dem Himmelsäquator.

Der Winkel, den ein Objekt mit dem himmlischen Längengrad des Frühlingspunktes bildet, wird als Rektaszension bezeichnet. Der Rektaszensionswert wird von diesem in östlicher Richtung vorangezählt. Die Rektaszension wird in der Form Stunden, Minuten und Sekunden (gelegentlich auch Stunden und Minuten mit Dezimalunterteilung der Minuten) angegeben. Hierbei entspricht 1 Stunde 15 Grad, eine Rektaszensionsminute 15' (Bogenminuten) und eine Rektaszensionssekunde 15'' (Bogensekunden).

Glasbutton Tipp.svg

Die Rektaszensionszeit hat nichts mit der Uhrzeit zu tun! Es handelt sich um eine Koordinatenangabe. Davon sollte man sich nicht verwirren lassen.


Epoche[Bearbeiten]

Der Frühlingspunkt ist aber leider kein fester Wert. Er ändert seine Position langsam, aber beständig. Mehr noch: Nichts am Himmel bleibt so, wie es ist. Auch die scheinbar unbeweglichen Sterne, die „Fixsterne“, bewegen sich. Dadurch verändern sich auch die Sternbilder. Als die Menschen den Sternbildern Namen gaben, sahen die Sternbilder anders aus. Fast alles im Universum verändert sich: Die Erddrehung wird durch die Gezeiten gebremst und verlangsamt sich. Der Mond entfernt sich von der Erde, die Sonne verliert durch die Strahlung mehr Masse als sie durch hineinstürzende Meteoriten gewinnt. Wegen der abnehmenden Sonnenmasse entfernt sich die Erde von der Sonne. Die Sonne umkreist das Zentrum der Milchstraßen-Galaxis, unsere Galaxis bewegt sich mit den anderen Galaxien um irgend ein entferntes Zentrum, die Sterne entfernen sich voneinander.

Manche Veränderungen brauchen viele Jahrhunderte, um mit dem bloßen Auge sichtbar zu werden, andere brauchen Millionen oder Milliarden Jahre. Wenn die Zeiträume ganz und gar unüberschaubar werden, wird von „astronomischen Zeiträumen“ gesprochen. Wann immer Sie in der Astronomie das Wort „unveränderlich“ lesen, ist es nur eine Vereinfachung.

Weil sich der Frühlingspunkt in Folge der Präzession langsam rückläufig bewegt, muss stets eine Jahreszahl, die sogenannte Epoche angegeben werden, für die der Wert des Frühlingspunktes als zeitweilig unveränderlich angenommen wird. Derzeit gilt die Epoche 2000 für aktuelle, gedruckte Sternkarten. Alle 50 Jahre beginnt eine neue Epoche, und es werden neue Tabellen der Sternpositionen erstellt. Für Hobbyastronomen ist das genau genug, weil die Abweichung selbst in 10 Jahren nur ein paar Bogensekunden beträgt. Sternpositionen mit der Epoche 2000 werden auch 2045 noch ausreichend genau sein, so dass der Stern im Fernrohr zu finden ist. Mit Astronomiesoftware ist es möglich, noch genauere Positionen der Sterne berechnen zu lassen. Dafür muss dann allerdings statt der 2000 die aktuelle Jahreszahl als Epoche angegeben werden. Zum Beispiel J2008 für das julianische Äquinoktikum, welches sich nach dem Julianischen Kalender richtet, damit alle ihre Berechnungen nach dem gleichen Zeitsystem erstellen können.

Ephemeriden[Bearbeiten]

„plánetes“ ist das altgriechische Wort für „Wanderer“. Planeten, aber auch Sonne und Mond bewegen sich so schnell, dass sie im Verlaufe des Jahres vor immer neuen Sternbild-Hintergründen zu sehen sind. Deshalb werden sie nicht in die Sternkarten eingezeichnet. Statt dessen werden ihre Positionsangaben in Tabellen erfasst. Eine solche Tabelle der Positionen wird von den Astronomen als Ephemeride bezeichnet. Sie enthalten stets die Koordinaten (meist in Form von Rektaszension und Deklination unter Angabe des Zeitpunktes für den der Frühlingspunkt gewählt wird) der jeweiligen Gestirne. Als Beispiel hier die Ephemeride des Mars für die ersten drei Tage des Jahres 2007:

Datum Rektaszension Deklination Elongation Phase Helligkeit Winkel-
durchmesser
01.01.2007 17 h09 m34,0 s -23°14'16“ 21,8° West 0,99 1,5 mag 3,93“
02.01.2007 17 h12 m42,2 s -23°18'34“ 22,0° West 0,99 1,5 mag 3,93“
03.01.2007 17 h15 m50,8 s -23°22'38“ 22,3° West 0,99 1,5 mag 3,94“

Daneben können Ephemeriden noch andere interessante Parameter enthalten. Diese sind zum Beispiel:

  • Der Winkelabstand zur Sonne, die sogenannte Elongation. Ein Objekt mit kleiner Elongation steht nahe bei der alles überstrahlenden Sonne am Himmel und kann in der Regel nicht beobachtet werden.
  • Die Helligkeit in Magnitudo wird abgekürzt mit mag. Je positiver dieser Wert ist, desto dunkler ist das Objekt. Objekte mit einer Helligkeit von 6 mag. sind bei dunklem Himmel ohne Lichtverschmutzung vom Menschen gerade noch zu erkennen. Für Helligkeiten über 6 mag. wird deshalb ein Fernglas oder ein Teleskop benötigt. Der Stern Wega hat eine Helligkeit von 0 mag. und Sirius als hellster Stern am Himmel eine Helligkeit von -1,5 mag.
  • Der scheinbare Winkeldurchmesser gibt die Größe des Objektes am Himmel an. Ein Bogengrad kann in 60 Bogenminuten (60') und eine Bogenminute kann in 60 Bogensekunden (60“) aufgeteilt werden. Der Mond und die Sonne haben etwa einen Winkeldurchmesser von 0,5° (Bogengrad) bzw. 1800“ (Bogensekunden).
  • Auf- und Untergangszeiten können in Ephemeriden enthalten sein. Allerdings sind diese stark ortsabhängig!
  • Für manche Gestirne werden auch besondere Parameter in den Ephemeriden angegeben.
    • Mondephemeriden enthalten häufig das sogenannte Mondalter, das ist die seit dem letzten Neumond verflossene Zahl der Tage.
    • Bei Mond, Merkur, Venus und Mars sind Angaben zum Phasenwinkel üblich.
    • Ephemeriden des Saturn enthalten häufig die Angabe der Ringneigung, da diese für Fernrohrbeobachter von großem Interesse ist.


Ephemeriden findet man unter Planeten.