Die folgenden Hinweise könnten hilfreich, 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.

In der gesamten EphemPedia wurde darauf geachtet, eine durchgängig konsistente Bezeichnung von Variablen zu verwenden. Es ist daher möglich, dass hier teilweise von der Fachliteratur abweichende Bezeichnungen von Variablennamen auftreten. Ist dies der Fall, wird auf den jeweiligen Seiten mit einer Info-Box darauf hingewiesen.

Beispiel:

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.

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 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.

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

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.

Die himmlische Breite oder ekliptikale Breite oder einfach Breite wird von der Ekliptik aus gemessen (von $0^{\circ}$ bis $+90^{\circ}$ oder bis $–90^{\circ}$), positiv im Norden, negativ im Süden.

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.

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.

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.

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.

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

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

Dies bezeichnet einen Beobachter auf der Erdoberfläche, zum Beispiel die topozentrische Rektaszension und Deklination des Mondes.

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.

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.

Der Schnittpunkt der Orbitalebene mit der Referenzebene (meist die Ekliptikebene), an dem die Breitenkoordinate zunimmt (in Richtung Norden). Der andere gegenüber liegende Schnittpunkt ist der absteigende Knoten.

Die Konfiguration zweier Himmelsobjekte, bei der entweder ihre Rektaszensionen oder ihre Himmelslängen gleich sind.

Die Konfiguration zweier Himmelsobjekte, bei der sich ihre Himmelslängen um $180^{\circ}$ unterscheiden. Wird am häufigsten verwendet, wenn eines der Objekte die Sonne ist.

Ein Koordinatensystem auf der Sonnenoberfläche.

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.

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

Ein Julianisches Jahrhundert ist ein Zeitintervall von 36525 Tagen.

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

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 Weltzeit ist die bürgerliche Zeit auf dem Null-Meridian von Greenwich (London).

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 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 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.

[*] 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.

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.

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 Sternenorten vergleichbar, wie sie in Sternkatalogen angegeben sind (korrigiert um Eigenbewegung und jährliche Parallaxe, falls relevant).

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 Hilfsgröße, die benötigt wird, 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, die der Körper hätte, wenn seine Winkelbewegung gleichmäßig wäre.

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.

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.

Bogenminute ($'$) und Bogensekunde ($''$) sind $\frac{1}{60}$ bzw. $\frac{1}{3600}$ Grad. 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 ${}^h\;{}^m\;{}^s$.

Schnittpunkt Erdäquator mit der Ekliptik. Hier beginnt die Zählung entlang beider Ebenen. Die Sonne steht (geozentrisch) am Frühlingsanfang in diesem Punkt. Da der Frühlingspunkt heute im Sternbild des Widders (Aries) steht, hat er das Zeichen dieses Sternbildes .

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.