In der nun folgenden Ausführung werden wichtige Begriffe der Astronomie ausgeführt.

1. Tag und Nacht

Die Erde schwebt im Raum und bewegt sich um die Sonne. Dabei dreht sie sich um sich selbst. Zu einer Drehung um die eigene Achse braucht die Erde etwas mehr als 23 h 56 min.

Diesen Zeitraum nennen wir Tag. Daneben gebrauchen wir noch einen anderen Tagesbegriff, nämlich den, der nur die hellen Stunden der fast 24 stündigen Erdumdrehung umfaßt, im Gegensatz zu den dunklen Stunden der Nacht. Wie entstehen Tag und Nacht? Die Sonnenstrahlen fallen hier von links ein. Die linke Hälfte der Erdkugel ist besonnt; sie hat Tag. Die rechte Hälfte der Erdkugel ist unbeleuchtet, liegt im Schatten; sie hat Nacht. Durch die Drehung der Erde um sich selbst, deren Richtung der Pfeil anzeigt, findet ein ständiger Wechsel statt: Die Erdbereiche, die Tage haben, werden auf die sonnenabgewandte Seite gedreht, und es wird dort Abend und Nacht; die Bereiche,die Nacht haben, drehen sich auf die sonnenzugewandte Seite, und es wird dort Morgen und danach Tag. Wir spüren von der Erdumdrehung nichts und haben nur die scheinbare Drehung der Sonne um unsere Erde vor Augen - wie sie aufgeht,emporsteigt und wieder untergeht. Der selben Täuschung erlegen wir auch auf der Nachtseite; weil wir nichts von der Drehung der Erde merken, meinen wir, die Sterne drehen sich um die Erde. Wenn wir uns mit Astronomie befassen, müssen wir zuerst lernen, die Welt des geozentrischen Scheins von der heliozentrischer Wirklichkeit zu unterscheiden.

2. Die Jahreszeiten

Auch die Entstehung der Jahreszeiten, das Klima und die Vegetation auf unsrem Heimatplaneten, die so reizvoll und abwechslungsreich prägen, hat eine astronomische Ursache. Meist kann man auf die Frage , wodurch die Jahreszeiten zusammenkommen,die Antwort hören: Weil die Erde sich im Winter weiter von der Sonne entfernt wird es kälter; weil die Erde sich der Sonne nähert wird es im Sommerwärmer. Diese Antwort ist falsch. Sie enthält zwar insofern ein richtiges Element, als sich die Erde tatsächlich in einer ellipsenförmigen Bahn um die Sonne bewegt, die sich in einem der beiden Brennpunkte befindet, und also wirklich der Sonne einmal näher und einmal fern steht. In Wahrheit ist es genau umgekehrt für unsere Nordseite der Erde: Im Winter beträgt die Entfernung zur Sonne 147 Millionen Kilometer und im Sommer 152 Millionen Kilometer. Bei einer so großen Entfernung würden 5 Millionen Kilometer mehr oder weniger ohnehin keine Rolle für das Zustandekommen der kalten und warmen Jahreszeit spielen. Welches ist also die wahre Ursache? Immer wieder müssen wir uns vorstellen, dass unsere Erde als freischwebende Kugel durch den Weltraum schwebt. Dabei "steht" die Kugel nicht ganz aufrecht, sondern ist ein wenig gegen die Bahn geneigt. Würden wir uns also eine Erdachse vom Nordpol zum Südpol denken, so würde diese Achse schräg verlaufen, sodaß der Erdäquator und die Bahnebene einen Winkel von 23,5° bilden. Ist nun die Nordhalbkugel, auf der wir leben, bei der Reise um die Sonne dem Zentralgestirn zugeneigt (Stellung am 21. Juni), fallen die Sonnenstrahlen aus großer Höhe und mit voller Kraft in unsere Breiten ein, und wir haben Sommerbeginn. Ist unsere Nordhalbkugel der Sonne abgewandt (Stellung am 21 Dezember), fällt das Sonnenlicht bei uns sehr schräg ein, und wir haben Winteranfang Auf der Südhalbkugel ist es genau umgekehrt. Den reizvollen Wechsel der Jahreszeiten verdanken wir also der einfachen Tatsache, dass die -gedachte - Erdachse geneigt ist. In der Sommerstellung am 21. Juni ist der Tag auf der Nordhalbkugel am längsten und Nacht am kürzesten. In der Winterstellung am 21. Dezember ist der Tag am kürzesten und die Nacht am längsten. In den beiden Positionen am 21. März (Frühlingsbeginn) und am 23. September(Herbstbeginn) ist die Erdachse weder von der Sonne weg- noch zu ihr hingeneigt. Tag und Nacht sind gleich lang: Wir haben die Frühlings- oder die Herbsttagnachtgleiche.

3. Orientierung an der Himmelskugel

Der Himmel ist keine Halbkugel, keine "Glasglocke" über der Erde. So ist nur der Augenschein,von dem das Weltbild des Altertums ausgeht. Der Himmel umgibt die Erde von allen Seiten; das Weltall ist unbegrenzt. Auch hier heißt es Astronomie betreiben:Die Welt des Scheins und der Täuschung von der Welt der Wirklichkeit zu unterscheiden. Aber auf der anderen Seite müssen wir uns nun einmal aus davor gegebenen Sicht der Erde orientieren und verständigen. Darum ist es in der Sternkunde nach wie vor von einer "Himmelskugel" die Rede, an der Orientierungslinien gezogen und Orientierungspunkte gesetzt werden.

Horizont und Zenit, Sternhöhe und Winkelmessung

Wir betrachten zunächst die auf die Horizontebene bezogenen Orientierungsmöglichkeiten. Der Punkt genau senkrecht über den Scheitel des Beobachters ist der Zenit(Scheitelpunkt). Genau entgegengesetzt dazu befindet sich der Nadir(Fußpunkt). Auf der Horizontlinie unterscheiden wir die vier Himmelsrichtungen mit Nord- und Süd-, Ost- und Westpunkt. Verbinden wir den Südpunkt des Horizonts mit dem Zenit so erhalten wir den Meridian(lat. Meridies = Mittag), die Mittags- oder Südlinie. Au dieser Kreislinie haben die Sonne und die Sterne ihren höchsten Stand, sie kulminieren. Die augenblickliche Höhe eines Sterns können wir bestimmen, wenn wir vom Zenit durch den Stern einen Viertelkreis bis zum Horizontpunkt A ziehen. Der Bogen zwischen dem Horizontpunkt A und dem Südpunkt des Horizontes nennen wir das Azimut des Sternes. Das Wort "Azimut" stammt wie die beiden Bezeichnungen "Zenit" und"Nadir" aus dem Arabischen.

Mit der Höhe und dem Azimuthaben einerstes einfaches Koordinatensystem zur Bestimmung des Sterns. Höhe und Azimut werden auf Grund der Winkelmessung (Bogenmaß) angegeben. Jeder Kreis hat 360°. Jeder Grad wird in 60 Bogenminuten, jede Bogenminute in 60 Bogensekunden eingeteilt. Durch diese Bezeichnung ist eine Verwechslung mit Zeitminuten und-Sekunden ausgeschossen. Wenn ein ganzer Kreis 360° hat, hat ein Viertelkreis- wie der Bogen zwischen dem Zenit und dem Horizontpunkt A - 90°. Ein Stern genau im Zenit hat eine Höhe von 90°. Ein Stern auf der Horizontlinie, also ein Stern der grade auf - oder untergeht, hat eine Höhe von 0°. Die Winkelmessung können wir uns mit Hilfe einiger Faustregeln zu Nutze machen, und scheinbare Abstände zwischen zwei Sternen oder zwei Punkten an der Himmelskugel abzuschätzen. Wenn wir unsere ausgestreckte Faust am ausgestrecktem Arm vor uns halten, bedeckt sie einen Winkel von etwa 8°. Die Spitze unseres Zeigefingers bedeckt im selbem Abstand von unseren Augen etwa 1°. Die beiden letzten Kastensterne des große Wagens sind etwa 5° voneinander entfernt. Wenn wir uns noch einprägen, dass der scheinbare Durchmesser des Vollmondes (wie übrigens auch der Sonne!) an der Himmelskugel 1-2°, also 30 Bogenminuten beträgt werden wir allmählich lernen,mit solchen Winkelmessungen umzugehen. Natürlich sind die astronomischen Winkelmessungen sehr viel genauer, als es eine Schätzung mit Hilfe dieser Faustregel sein kann.

Die an die Himmelskugel projizierte Erdkugel

Vom Erdglobus und vom Atlas her sind uns der Äquator (der größte Breitenkreis, der die Erdkugel in zwei gleiche Hälften teilt) und der Nordpol und Südpol vertraut, ebenso die Erdachse, die die Pole miteinander verbindet. Das gleiche Einteilungsverfahren wird auf den Himmel übertragen. Man stellt sich ihn -dem Augenschein entsprechend als Kugel vor, die nun aber von innen gesehen wird und projiziert das Gradnetz des Erdballs an die himmlische Kugel. Der Erdäquator wird dabei zum Himmelsäquator erweitert, die Erdachse zur Himmelsachse verlängert. Wo diese die scheinbare Himmelskugel schneidet, befindet sich der Nordpol bzw. der Südpol des Himmels.

Wichtig ist noch die Bahnebene der Erde, die mit dem Erdäquator einen Winkel von 23,5°bildet (Schrägstellung der Erdachse!). Diese Bahnebene wird ebenfalls erweitert und als Großkreis an der Himmelskugel eingezeichnet. Sie heißt hier Ekliptik(Finsternislinie) und stellt die scheinbare Bahn der Sonne dar.

Breiten - und Längengrade an der Himmelskugel

Die Bestimmungen eines Sternes durch Höhe und Azimut hat nur Augenblickswert. Eben haben wir einen Stern unter einem bestimmten Azimut und in einem bestimmten Höhe gesehen. Jetzt rückt er, auf Grund der ständigen Drehung der Erde, weiter und die beiden Werte ändern sich wieder. Daher verwenden die Astronomen zu Feststellung von Sternpositionen ein anderes Koordinatensystem.

Es ist ein Gradnetz, das sich auf den Himmelsäquator bezieht, und ist vergleichbar mit den Breiten - und Längengraden auf der Erde. Beginnen wir mit den Breitengraden an der Himmelskugel! Sie haben den Namen"Deklination" (lat.:declinatio = Abweichung) und sind Parallelkreis zum Himmelsäquator. Bei 0°steht ein Stern direkt im Himmelsäquator, bei 90° im Pol der Himmelskugel, also senkrechtüber dem Pol der Erde. Die Parallelkreise nördlich Himmelsäquators tragen ein Pluszeichen, die südlich des Himmelsäquators ein Minuszeichen.

Aber erst ein zweites System von kreisen erlaubt uns die eindeutige Festlegung eines Sternortes. Die Längenkreise an der Himmelskugel heißen "Rektaszension"(lat.: ascensio recta = gerades Aufsteigen). Ausgangspunkt der Zählung und damit die Nulllinie der Längenkreise ist die Nordpol-Südpol-Linie, die durch den sogenannten Frühlingspunkt verläuft. An diesem Punkt steht die Sonne am Frühlingsbeginn jedes Jahres (21. März).Von dieser Nulllinie zählt man nach Osten um die Himmelskugel herum, und zwar nicht nach Winkelgraden wie bei der Deklination, sondern nach Zeit,aufgegliedert von 0-24 Uhr. Diese Zeiteinteilung nach Stunden, Minuten und Sekunden(statt der Gradeinteilung) ist äußerst praktisch; sie lässt uns z.B. gut übersehen,wie lange ein Stern braucht, um vom Aufgang, zum Kulminieren und schließlich zum Untergehen zu kommen.

Wir verstehen jetzt die astronomische Ortsangabe der Sterne und können auf jeder Sternkarte feststellen, dass der Stern der in Rec. 6^h 43^min, Dekl. -16°39' steht (also Rektazension 6 Uhr 43 Minuten, Deklination -16 Grad 39 Bogenminuten), kein anderer Stern als der Sirius ist. (Bei den Positionsangaben gibt es übrigens immer leichte Abweichungen- je nach Messung bzw. Quelle.)

Zum Frühlingspunkt- der auf manchen drehbaren Sternkarten eingezeichnet ist - sei noch folgendes nachgetragen: Es handelt sich um den Schnittpunkt von Ekliptik und Himmelsäquator im Bereich des Sternbildes Fische. "Widderpunkt" wird er deshalb genannt, weil die Sonne hier in das Tierkreiszeichen Widder(nicht zu verwechseln mit dem Sternbild Widder!) eintritt. (Die Tierkreiszeichen und die Sternbilder, nach den sie benannt sind, haben sich in 2000 Jahren um etwa 30° gegeneinander verschoben.) In natura findet man den Frühlingspunkt, wenn man die Linie Stern bin Kassiopeia - Stern ain Andromeda (Sirrah) um diese selbst verlängert oder indem man die Linie von a Andromedae zum Stern g in Pegasus (Algenib) um die gleiche Länge fortsetzt.

4. Astronomische Entfernungsmaße

Astronomische Einheit (AE)

Die mittlere Entfernung der Erde von der Sonne beträgt nach neueren Messungen 149597 870 km. Diese Strecke, die der halben großen Achse der Erdbahn entspricht, wird als Astronomische Einheit (abgekürzt AE) bezeichnet. Sie findet als Entfernungsmaß vor allen innerhalb unseres Sonnensystems Anwendung.

Lichtjahr

Um die gewaltigen Entfernungen im Weltall besser bezeichnen zu können und nichtdauernd mit unhandlichen Riesenzahlen umgehen zu müssen, ist in der Astronomie als Längenmaß das Lichtjahr eingeführt. Die Lichtwellen legen in jeder Sekunde 300 000 km zurück (genauer 299 792 km). Sie benötigen vom Mond zur Erde nur 1 ¼ Sekunde und von der Sonne zur Erde nur 8 1/3 Minute. Das Lichtjahr ist die Entfernung, die das Licht in Jahr zurücklegt. Ein Lichtjahr ist also ein Entfernungsmaß. Ein Jahr hat 31.556.926 Sekunden. Wenn wir diese Zahl mit 300.000 km multiplizieren kommen wir auf eine Strecke von 9,467Billionen km (9.467.077.800.000 km). Ein Lichtjahr bedeutet also eine Entfernungvon 9,467 Billionen km.

Parsec, Kiloparsec, Megaparsec

Das Entfernungsmaß Parsec (pc) sprachlich eine Abkürzung für das Wort "Parallaxensekunde" entspricht etwa 3 ¼ Lichtjahren (genauer 3,26 Lichtjahre). 1 Kiloparsec (kpc) entspricht 1000 Parsec, ein Megaparsec (Mpc) 1 Million Parsec.

Die eigentümliche Bezeichnung "Paralaxensekunde" ist eine Zusammensetzung aus"Paralaxe" und "Sekunde". In der Dreiecksmessung heißt ein bestimmter Winkel "Parallaxe" (grich. : parallaxis = Verschiebung, Abweichung). Wenn wir den Ort ein und desselben Sterns im Sommer und im Wintermessen, dann stellen wir eine Abweichung gegen den Himmelshintergrund (Verschiebung) fest; denn unser Heimatplanet, von dem aus wir beobachten und messen, hat inzwischen die Hälfte seines Weges um die Sonne zurückgelegt! DerWinkel, der vom angepeilten Stern ausgeht und die Entfernung Sonne - Erde (1 AE)einschließt heißt "Parallaxe". Ist dieser Parallaxenwinkel nun 1 Bogensekunde groß, dann hat der Stern eine Entfernung von 1 Parsec.