Astronomische Begriffe

Die folgenden Hinweise könnten hilfreich sein, wenn man mit den auf diesen Seiten verwendeten Fachbegriffen noch nicht vertraut ist. Weitere Hinweise sollten jedoch in Lehrbüchern zur Astronomie eingeholt werden. Im Folgenden die wichtigsten astronomischen Fachbegriffe.

Aberration ist die scheinbare Verschiebung der Position eines Objekts aufgrund der endlichen Lichtgeschwindigkeit. Die jährliche Aberration eines Sterns ist auf die Umlaufbewegung der Erde um die Sonne (oder genauer gesagt um den Schwerpunkt des Sonnensystems = Baryzentrum) zurückzuführen.

Die mittlere Anomalie $M$ eines Planeten ist der Winkelabstand, von der Sonne aus gesehen, zwischen dem Perihel und der mittleren Position des Planeten. Der vom Perihel zur wahren Position des Planeten gemessene Winkelabstand wird als wahre Anomalie $\nu$ bezeichnet. Die exzentrische Anomalie $E$ ist eine wichtige Hilfsgröße, um durch Lösen der Kepler-Gleichung die wahre Anomalie $\nu$ zu erhalten. Die sogenannte Mittelpunktsgleichung ist die Differenz zwischen der wahren und der mittleren Anomalie: $C = \nu – M$
Es ist der Unterschied zwischen der tatsächlichen Position des Körpers auf seiner elliptischen Umlaufbahn und der Position bedingt durch eine gleichförmige Bewegung.

Die Apsiden (Plural von Apsis), die Schnittpunkte der Hauptachse mit der Umlaufbahn eines Planeten, eines Kleinplaneten, eines Satelliten oder eines Kometen. Dies sind die Punkte der Umlaufbahn, die dem Zentralkörper am nächsten (Perihel, Perigäum usw.) und am weitesten (Aphel, Apogäum usw.) entfernt sind.
Das Perihel ist der Punkt der Umlaufbahn (eines Planeten, Kleinplaneten oder Kometen), der der Sonne am nächsten liegt. Für den entsprechenden Punkt der Mondbahn in Bezug auf die Erde spricht man von Perigäum. Für einen Satelliten des Jupiter in Bezug auf diesen Planeten ist der traditionelle Begriff Perijove*. Für einen Doppelstern sagt man Periastron. Und für Saturn Perichronium.

[*] Der Begriff Perijove wurde bereits von Pierre-Simone de Laplace (französischer Mathematiker, Physiker und Astronom, 1749-1827) verwendet und ist zu einem klassischen Begriff in der Astronomie geworden. Das von einigen Autoren verwendete Wort „Periapse“ ist falsch. Das Wort Perihel bedeutet den Punkt der Umlaufbahn, der der Sonne am nächsten liegt (aus dem Griechischen: peri = nahe + helios = Sonne). Ebenso ist das Perigäum der Punkt, der der Erde am nächsten liegt (ge = Erde). Daher würde „Periapse“ eigentlich den Punkt bedeuten, der der Apsis am nächsten liegt; aber das ist sinnbefreit, denn gemeint ist die Apsis selbst!

Für den Mond scheinen die Begriffe Periselen und Aposelen am passendsten zu sein; man vergleiche mit selenografisch und selenozentrisch. Allerdings sollte man nicht noch mehr Neologismen schaffen. Es wäre absurd, von „periflore“ für eine Umlaufbahn um den Kleinplaneten Flora oder „perikosmodemyanskaya“ für eine Umlaufbahn um den Kleinplaneten 2072 Kosmodemyanskaya zu sprechen. Für eine Umlaufbahn um einen anderen Körper als Sonne, Erde, Mond oder Jupiter scheinen die besten Begriffe Periastron und Apastron zu sein, ebenso wie für Doppelsterne.

Wenn nur die Lichtlaufzeit berücksichtigt wird, also weder Aberration noch Nutation korrigiert werden, dann sind die Werte für $\alpha$ und $\delta$ die sogenannte astrometrische Rektaszension und Deklination des Körpers bei der gegebene Augenblick. Die astrometrische Position eines Kleinplaneten oder eines Kometen ist direkt mit den mittleren Sternenörtern vergleichbar, wie sie in Sternkatalogen angegeben sind (korrigiert um Eigenbewegung und jährliche Parallaxe, falls relevant).

Die Astronomische Einheit $AE$, im Englischen $AU$ (astronomical unit), ist eine Längeneinheit zur Messung von Entfernungen im Sonnensystem. Sie wird oft als „mittlere Entfernung der Erde zur Sonne“ bezeichnet. Streng genommen ist eine $AE$ jedoch der Radius der kreisförmigen Umlaufbahn, die ein Teilchen vernachlässigbarer Masse und frei von Störungen mit einer Periode von $\frac{2\pi}{k}$ Tage um die Sonne beschreiben würde, wobei $k$ die Gaußsche Gravitationskonstante ist, $k = 0.01720209895$. Folglich beträgt die große Halbachse der elliptischen Umlaufbahn der Erde nicht exakt $1 AE$, sondern $1.000001018 AE$.

Die Gaußsche Gravitationskonstante $k$ ist eine früher gebräuchliche Einheit und ist die Quadratwurzel der Newtonschen Gravitationskonstante
$k = \sqrt{G}$ mit der komplizierten Einheit $\frac{\sqrt{m^3}}{\sqrt{kg}\cdot s}$ Siehe ⇒ Naturkonstanten

Die Schnittpunkte der Bahn eines Himmelskorpers mit einer Referenzebene, im Sonnensystem meist mit der Ebene der Ekliptik. Derjenige Knoten, in dem ein Himmelskörper des Sonnensystems die Ekliptikebene von Süden nach Norden durchstößt, ist der aufsteigende Knoten , der Gegenpunkt der absteigende Knoten .
Die Knotenlinie ist die Verbindungslinie der beiden Knoten einer Bahn, die Knotenlänge bei Körpern des Planetensystems der Winkelabstand des aufsteigenden Knotens vom Frühlingspunkt . Dieser Winkel wird in der Literatur oft mit $\Omega$ bezeichnet, siehe hier. Die Knoten der Mondbahn werden auch als Drachenpunkte bezeichnet.

Der oder das Azimut.
Der Winkelabstand, gemessen von Süden, positiv nach Westen, entlang des Horizonts, zum vertikalen Kreis durch den betreffenden Punkt. Navigatoren und Meteorologen hingegen messen den Azimut von Norden positiv nach Osten.

Bogenminute ($'$) und Bogensekunde ($''$) sind $\frac{1}{60}$ bzw. $\frac{1}{3600}$ eines Winkelgrades. Nicht zu verwechseln mit Minute und Sekunde der Zeit ($\frac{1}{60}$ bzw. $\frac{1}{3600}$ einer Stunde). Der Vollwinkel eines Kreises hat $360^{\circ}$, also $360^{\circ}\cdot 60\frac{'}{\circ} = 21600'$ und $360^{\circ}\cdot 60\frac{'}{\circ} \cdot 60\frac{''}{'} = 1296000''$.
Gradmaße werden mit Gradzeichen $^{\circ}$ und Strichen $'\;''$ dargestellt, Zeitangaben hingegen mit ${}^h\;{}^m\;{}^s$.

Die Deklination wird vom Himmel-Äquator aus gemessen (von $0^{\circ}$ bis $\pm 90^{\circ}$), positiv im Norden, negativ im Süden.

Aufgrund der Präzessions- und Nutationseffekte sind Ekliptik und Äquator und damit die Tagundnachtgleichen und Pole ständig in Bewegung, und so ändern sich die aktuellen Himmelskoordinaten einer „festen“ Richtung kontinuierlich. Die Bewegung des Äquators ist hauptsächlich auf die Wirkung von Sonne und Mond zurückzuführen, während die (viel langsamere) Bewegung der Ekliptik hauptsächlich auf die störende Wirkung der Planeten zurückzuführen ist.

klar, scharf hervorgehoben.
Gegenteil: kontinuierlich.

Die Ekliptik ist definiert als die Ebene der (ungestörten) Umlaufbahn der Erde um die Sonne. Die Ekliptikebene ist ca. um $23^{\circ}26'21'' = 23\overset{\circ}{.}4392$ gegen den Himmelsäquator geneigt (Epoche $J2000$).

Die himmlische Breite oder ekliptikale Breite oder einfach Breite wird von der Referenzebene der Ekliptik aus gemessen (von $0^{\circ}$ bis $\pm90^{\circ}$, positiv im Norden, negativ im Süden.

Die himmlische Länge oder ekliptikale Länge, oft auch einfach Länge genannt, wird von $0^{\circ}$ bis $360^{\circ}$ vom Frühlingsäquinoktium, positiv nach Osten, entlang der Ekliptik gemessen.

⇒ Konstellation

Eine Ephemeride ist eine Tabelle mit Positionen oder anderen berechneten Daten eines Himmelskörpers (Sonne, Mond, Planet, Komet usw.) für eine Reihe von (im Allgemeinen äquidistanten) Zeitpunkten. Von griechisch ἐφήμερος = täglich.

Ein Ephemeridentag entspricht 86400 Sekunden in der einheitlichen Zeitskala, die als dynamische Zeit $TD$ bekannt ist.

Ein bestimmter fester Zeitpunkt, der als Referenzpunkt auf einer Zeitskala verwendet wird, z. B. $B1950.0$ oder $J2000.0$.

Das ist der Schnittpunkt des Erdäquators mit der Ekliptik, die den Erdäquator von Süden nach Norden durch stößt. Hier beginnt die Zählung entlang beider Ebenen. Die Sonne steht (geozentrisch) am Frühlingsanfang in diesem Punkt. Da der Frühlingspunkt vor 2000 Jahren im Sternbild des Widders (Aries) stand (heute präzessionsbedingt im Sternbild Fische), hat er immer doch dieses Zeichen des Sternbildes Widder .

Die geometrische Position eines Planeten ist die „wahre“ Position dieses Körpers zum gegebenen Zeitpunkt; das heißt, die Auswirkungen von Aberration und Lichtlaufzeit werden nicht berücksichtigt.

Ein Koordinatensystem auf der Erdoberfläche.

Koordinaten, deren Mittelpunkt der Erdmittelpunkt ist, zum Beispiel ein geozentrischer Beobachter, geozentrische Koordinaten.

Schneidet man eine Kugel mit einer Ebene, die durch den Kugelmittelpunkt verläuft, erhält man als Schnittkurve einen Großkreis. Für Ebenen, die nicht durch den Kugelmittelpunkt verlaufen, ergibt sich ein Kleinkreis. Teilstücke von Großkreisen werden als Winkel in der sphärischen Trigonometrie verwendet.

Ein Koordinatensystem auf der Sonnenoberfläche.

Koordinaten, deren Mittelpunkt der Sonnenmittelpunkt ist, zum Beispiel eine heliozentrische Umlaufbahn, heliozentrische Koordinaten.

Der Himmelsäquator ist der Großkreis, der die Projektion des Erdäquators auf die Himmelssphäre darstellt. Seine Ebene steht senkrecht zur Rotationsachse der Erde.

Die Himmelspole sind die Pole des Himmelsäquators oder die Schnittpunkte der Rotationsachse der Erde mit der Himmelskugel.

Himmelkörper bewegen sich für gewöhnlich nicht exakt in der Ekliptikebene. Die Inklination $i$ ist der Winkel, den die Bahnebene eines Objekts mit der Ekliptik einschließt. Siehe dazu Grafik Bahnelemente.

Ein Julianisches Jahrhundert ist ein Zeitintervall von 36525 Tagen. Die Bezeichnung julianisch hat dabei nichts mit dem Kalender nach Julius Cäsar zu tun, sondern bezieht sich auf Joseph Justus Scaliger (1540-1609), dessen Vater ebenfalls Julius hieß.

⇒ Konstellation

Von der Erde aus gesehene Stellung des Mondes oder eines Planeten relativ zur Sonne. Je nach der ekliptikalen Längendifferenz zwischen Sonne und Gestirn, seiner Elongation, ergeben sich unterschiedliche Konstellationen. Bei der Opposition beträgt die Elongation $180^{\circ}$, bei der Konjunktion $0^{\circ}$. Untere Planeten (Merkur, Venus) können nicht in Opposition zur Sonne gelangen, sie erreichen nur eine größte westliche oder östliche Elongation. Bei ihnen ist außerdem zwischen oberer Konjunktion, der Planet ist weiter entfernt als die Sonne, und unterer Konjunktion, der Planet befindet sich zwischen Sonne und Erde, zu unterscheiden.

Zwei (oder drei) Zahlen, die die Position eines Punktes auf einer Oberfläche (oder im Raum) definieren. Beispiele: Längengrad und Breitengrad sind die beiden geografischen Koordinaten eines Punktes auf der Erdoberfläche; Rektaszension und Deklination auf der Himmelskugel sind die äquatorialen Koordinaten eines Himmelsobjekts; die rechtwinkligen (= orthogonalen) Koordinaten $x$, $y$, $z$ eines Punktes im dreidimensionalen Raum.

Der momentane Himmelsäquator, ohne die periodischen Störungen der Nutation.

Mittlerer Äquator des Äquinoktiums oder einfach mittleres Äquinoktium: ein Ausdruck, der angibt, dass das Referenzsystem die Präzession (säkulare Effekte), nicht aber die Nutation (periodische Effekte) berücksichtigt.

⇒ Konstellation

Der Unterschied in der scheinbaren Richtung eines Objekts, gesehen von zwei verschiedenen Standorten aus. Bei Objekten im Sonnensystem (Sonne, Mond, Planet, Asteroid, Komet) ist die Parallaxe der Richtungsunterschied zwischen einer topozentrischen Beobachtung (durch den tatsächlichen Beobachter an der Erdoberfläche) und einer hypothetischen geozentrischen Beobachtung. Bei den Sternen ist die (Jahres-)Parallaxe die Differenz zwischen geozentrischer und heliozentrischer Position.

Ein Koordinatensystem auf der Oberfläche eines Planeten. Im Falle des Mars wird im Allgemeinen der Begriff areografisch verwendet. Für den Mond ist der Begriff selenographisch. Vergleichen Sie mit geographisch für die Erde.

Die gerade Linie, die einen Körper mit dem Zentralkörper verbindet, um den er sich dreht, oder der Abstand zwischen diesen Körpern zu einem bestimmten Zeitpunkt. Der Radiusvektor eines Planeten oder Kometen wird im Allgemeinen in astronomischen Einheiten ausgedrückt.

Die Rektaszension wird gemessen (von 0 bis 24 Stunden, manchmal auch von $0^{\circ}$ bis $360^{\circ}$) von der Frühlings-Tagundnachtgleiche aus, positiv nach Osten, entlang des Himmelsäquators.

Es handelt sich tatsächlich um wahre Koordinaten, die durch Korrekturen wie Aberration, Refraktion, Lichtlaufzeit, Präzession, Nutation und die Parallaxe an mittlere Koordinaten (entstanden durch mittlere Bahnelemente) berechnet werden und die wirkliche Position am Himmel wiedergeben, wie sie von einem Beobachter gesehen wird.

Sowohl die Punkte auf der Ekliptik, die $90^{\circ}$ von den Tagundnachtgleichen entfernt sind, als auch die Zeitpunkte, an denen die scheinbare geozentrische Länge der Sonne $90^{\circ}$ (Sommersonnenwende) oder $270^{\circ}$ (Wintersonnenwende) beträgt.

Die Sternzeit ist das Zeitmaß, das durch die Bewegung der Frühlings-Tagundnachtgleiche im Stundenwinkel definiert wird; Es ist der Stundenwinkel dieser Tagundnachtgleiche (an einem bestimmten Ort und für einen bestimmten Zeitpunkt). Die wahre Sonnenzeit ist der lokale Stundenwinkel der Sonne. Die mittlere Sonnenzeit ist der Stundenwinkel der mittleren Sonne und wird daher vom mittleren Mittag aus gemessen. Die bürgerliche Zeit ist die mittlere Sonnenzeit erhöht um 12 Stunden und wird daher ab mittlerer Mitternacht gemessen. — Der Ausdruck „mittlere Zeit, gemessen ab Mitternacht“ ist eine Widersprüchlichkeit in terminis, da die mittlere (Sonnen-)Zeit per Definition ab Mittag gemessen wird. Viele Menschen verwenden fälschlicherweise den Ausdruck „Greenwich Mean Time“, obwohl in Wirklichkeit die Greenwich Civil Time gemeint ist.

Die siderische Periode ist immer die tatsächliche Umlaufszeit oder Rotation eines Himmelsobjekts um einen Zentralkörper bzw. um sich selbst. Die synodische Periode ist die scheinbare Umlaufszeit und Rotation bezogen auf eine bestimmte Stellung zur Erde. Die siderische Periode bezieht sich immer auf die Sterne.

Die siderische Rotationszeit der Erde beträgt $23^h 56^m 4^s$, bezogen auf die Sonne ist die synodische Rotationszeit die bekannten 24$^h$.

Die Tagundnachtgleiche oder besser gesagt die Frühlings-Tagundnachtgleiche, die den Nullpunkt sowohl des Rektaszensions- als auch des Himmelslängengrades darstellt, liegt laut Definition in der Richtung des aufsteigenden Knotens der Ekliptik am Äquator. Es ist der Schnittpunkt von Äquator und Ekliptik, an dem die Ekliptik (nach Osten) von negativer zu positiver Deklination verläuft. Der andere Schnittpunkt, der diametral entgegengesetzt ist, ist die Herbst-Tagundnachtgleiche. Die Tagundnachtgleichen sind die Zeitpunkte, an denen die scheinbare Länge der Sonne $0^{\circ}$ oder $180^{\circ}$ beträgt.

Dies bezeichnet einen Beobachter auf der Erdoberfläche in der Regel auf Normal Null Meereshöhe, zum Beispiel die topozentrische Rektaszension und Deklination des Mondes.

Das ist ein topozentrischer Beobachter mit den landschaftlichen und architektonischen Gegebenheiten wie Berge, Täler, Flüsse, Städte, …

Die Weltzeit ist die bürgerliche Zeit auf dem Null-Meridian von Greenwich (London). Sie hat die englische Bezeichnung $UT$ (Universal Time).