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.

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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 Mondphasen, in denen der Grad der Beleuchtung vom Vollmond zum Neumond hin abnimmt.

Die Helligkeit eines Himmelsobjekts wie sie von einem genormten Abstand (1 Parsec oder 1 AE) aus gesehen wird.

siehe → Magnitude

Der Bahnpunkt, an dem ein Himmelskörper unter die Bezugsebene absinkt. Für das Sonnensystem ist die Ekliptik die Bezugsebene. Siehe Apsiden.

Die Winkel formen sich aus dem Himmelskörper, einem Brennpunkt des Kegelschnitts, und der großen Hauptachse. Es existieren die exzentrische, die mittlere und die wahre Anomalie.

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.

Ein anomalistisches Jahr dauert von einem Periheldurchgang der Erde bis zum nächsten Periheldurchgang. Die Erde benötigt dafür 365.2596 Tage.

Ein anomalistischer Monat dauert von einem Perigäumsdurchgang des Erdmondes bis zum nächsten Perigäumsdurchgang. Der Mond benötigt dafür 27.5546 Tage.

Das ist der sonnenfernste Punkt des Himmelskörpers. Siehe auch Apsiden.

Das ist der erdfernste Punkt eines Himmelskörpers (meistens der Mond oder ein Satellit).

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.

Einer der beiden Punkte, an denen die Sonne den Himmelsäquator kreuzt. Diese beiden Punkte stellen den aufsteigenden bzw. absteigenden Knoten der Sonnenbahn in Bezug auf den Himmelsäquator dar. Während der Äquinoktien sind die Tageslänge und die Nachtlänge nahezu identisch. Siehe auch Frühlingsäquinoktium und Herbstäquinoktium.

Ein Koordinatensystem, das auf der Ebene des Himmelsäquators basiert. Siehe auch Rektaszension und Deklination.

Ein zu kleines Himmelsobjekt, seine Bahnen um die Sonne ziehend, um dieses als Planet oder Zwergplanet deklarieren zu können. Asteroiden werden auch als Kleinplaneten oder Planetoiden bezeichnet.

Ein Trümmerfeld aus Asteroiden, das sich um die Sonne bewegt und zwischen Mars und Jupiter liegt.

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).

Eine Publikation, die die Positionen verschiedener Himmelsobjekte sowie interessante astronomische Ereignisse – wie etwa Sonnenauf- und Sonnenuntergänge – verzeichnet. Nicht zu verwechseln mit dem jährlich erscheinenden „The Astronomical Almanac“, der lediglich ein Beispiel für einen solchen Almanach darstellt.

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 $1.000001018 AE$.

Der Bahnpunkt, an dem ein Himmelskörper über die Bezugsebene ansteigt. Für das Sonnensystem ist die Ekliptik die Bezugsebene.

Die Schnittpunkte der Bahn eines Himmelskörpers liegen in einer Referenzebene, im Sonnensystem meist in 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.

Jeder der Planeten (Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun), deren Umlaufbahnen weiter von der Sonne entfernt sind als der Asteroidengürtel. Der Begriff „äußerer Planet“ sollte nicht mit „oberer Planet“ verwechselt werden, da „oberer Planet“ die Umlaufbahn eines Planeten relativ zur Erde beschreibt, während „äußerer Planet“ den Bereich des Weltraums bezeichnet, in dem sich ein Planet befindet. Mars ist ein oberer Planet, aber kein äußerer Planet. Siehe auch: unterer Planet, oberer Planet, jupiterähnlicher Planet und Gasriese.

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.

Die Eigenschaften einer Umlaufbahn im dreidimensionalen Raum (wie Bahnneigung, Exzentrizität, Argument des Periapsis), die zur Beschreibung der Position eines umlaufenden Objekts verwendet werden. Siehe auch Kepler-Elemente, mittlere Bahnelemente und oskulierende Bahnelemente.

Das Baryzentrum ist der gemeinsame Schwerpunkt aller Massen in einem Mehrkörpersystem. Im Falle des Sonnensystems liegt es nicht exakt im Zentrum der Sonne, sondern bewegt sich je nach Stellung der Planeten, vor allem durch den Einfluss von Jupiter und Saturn. Dadurch kann sich das Baryzentrum des Sonnensystems auch außerhalb der Sonnenoberfläche befinden. Das Baryzentrum des Erde-Mond-Systems liegt im Inneren des Erdkörpers, bei Pluto zwischen Pluto und seinem Mond Charon.

Diese Koordinaten beziehen sich nicht auf das Zentrum einer Masse, sondern auf den Schwerpunkt des Mehrkörpersystems, sei es das Erde Mond System, das Pluto Charon System oder der Schwerpunkt des Sonnensystems.

Ein astronomisches Ereignis, bei dem ein Himmelskörper von einem anderen Objekt verdeckt wird, das zwischen ihm und einem Beobachter vorbeizieht. Beispielsweise bedeckt der Mond einen Planeten, wenn er sich in der Sichtlinie zwischen einem Beobachter auf der Erde und dem Planeten befindet. Siehe auch Finsternis.

Der Meridian, der durch den Zenit eines Beobachters und die Nord- und Südpole der Erde verläuft.

Das besselsche Jahr startet, wenn die Sonne bei $280^{\circ}$ ekliptikaler Länge oder bei 18$^h$ 40$^m$ Rektaszension steht. Es dauert 365.2422 mittlere Sonnentage und liegt damit dicht am bürgerlichen Jahr.

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 ${}^h\;{}^m\;{}^s$.

Jeder der 12 Monate (Januar, Februar usw.), in die ein bürgerliches Jahr unterteilt ist.

Ein Jahr, das so definiert ist, dass es entweder exakt 365 oder (im Falle eines Schaltjahres) 366 Tage dauert.

Ein internationales Zeitsystem, bei dem die Erde in Zeitzonen unterteilt ist, die mit der mittleren Zeit in Greenwich (England) synchronisiert sind. Die bürgerliche Zeit basiert auf einem mittleren Sonnentag, der um Mitternacht beginnt und exakt 24 Stunden dauert. Siehe auch mittlerer Sonnentag und mittlere Zeit.

Siehe ekliptische Breite.

Der Abstand eines Objekts vom Äquator der Erde, gemessen als Winkel.

Die Zählung der Sonnenrotation wurde von R.C. Carrington eingeführt. Sie beginnt am 09.11.1853 um 21:38 UTC mit der Rotationsnummer 1 und besitzt eine mittlere synodische Periode von etwa 27.2753 Tagen.

• Die Halbdunkelheit kurz vor Sonnenaufgang. In der Dämmerung steht die Sonne weniger als 18° unter dem Horizont. Siehe auch Abenddämmerung.
• Der Zeitraum der Halbdunkelheit unmittelbar nach Sonnenuntergang. Während der Dämmerung steht die Sonne weniger als $18^{\circ}$ unterhalb des Horizonts. Siehe auch Morgendämmerung.

Siehe Entwicklungsephemeride.

Die Differenz zwischen TT und UT1 (d. h. ΔT = TT − UT1). Da UT1 auf der Erdbewegung basiert, wird ihr Wert für die Vergangenheit durch historische Beobachtungen bestimmt, kann aber für die Zukunft nur angenähert werden. Siehe auch Terrestrische Zeit und Weltzeit 1.

Im äquatorialen Koordinatensystem die Winkelentfernung eines Objekts vom Himmelsäquator. Die Deklination liegt im Bereich von −90° bis 90°. Positive Winkel liegen nördlich, negative südlich des Himmelsäquators. Die Deklination ist analog zur geografischen Breite. Siehe auch Rektaszension.

Die Deklination wird vom Himmelsäquator 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.

siehe → Äquatoriales Koordinatensystem

Ein Format zur Angabe von Zeit oder Winkeln als einzelne reelle Zahl (z. B. 12° 0,567, 355° 0,134). Siehe auch DMS-Format und HMS-Format.

klar, scharf hervorgehoben.
Gegenteil: kontinuierlich.

Abb. 1

Grad, Minuten, Sekunden.

Ein Format, in dem ein Winkel als ganze Zahl von Grad, ganze Zahl von Minuten und Bruchteil von Sekunden angegeben wird (z. B. 36°40′39′′,2). Siehe auch Dezimalformat.

Ein Monat, der anhand des aufsteigenden Mondknotens als Referenzpunkt gemessen wird. Dieser Monat hat 27,2122 Tage. DST Sommerzeit.

Ein Durchgang ist die Passage eines Himmelsobjekts durch den lokalen Mittagsmeridian.

Die Ebene, in der die Umlaufbahn der Erde um die Sonne liegt. 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 $J2000$).

Im ekliptikalen Koordinatensystem der Winkelabstand – gemessen in Grad –, in dem ein Himmelsobjekt nördlich oder südlich der Ekliptikebene liegt. 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.

siehe → Ekliptikales Koordinatensystem

Im ekliptikalen Koordinatensystem der Winkelabstand – gemessen in Grad –, den ein Himmelsobjekt vom Frühlingspunkt hat. 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.

siehe → Ekliptikales Koordinatensystem

Das Koordinatensystem, in dem die Position eines Himmelsobjekts relativ zur Ekliptikebene angegeben wird. Das Ekliptik-Koordinatensystem wird typischerweise verwendet, um Objekte innerhalb unseres Sonnensystems zu lokalisieren. Die ekliptikale Länge wird in Grad, ausgehend vom Frühlingspunkt (Widderpunkt), gemessen, während die ekliptikale Breite nördlich oder südlich der Ekliptikebene gemessen wird.

Die Menge aller Punkte, für die die Summe der Abstände jedes Punktes zu den beiden Brennpunkten konstant ist. Diese geometrische Figur ist von ovaler Gestalt, wenn die beiden Brennpunkte voneinander verschiedene Punkte sind; sie bildet jedoch einen perfekten Kreis, wenn die beiden Brennpunkte identisch sind. Siehe auch Exzentrizität.

Der Winkel, der von der Sonne, der Erde und dem betreffenden Himmelsobjekt gebildet wird.

→ siehe Konstellation

Erde Mond Baryzentrum

Eine von mehreren vom JPL entwickelten Sonnensystemmodellen für hochpräzise Weltraumnavigation und Astronomie. Siehe auch VSOP87.

Eine Tabelle oder Publikation, die die Koordinaten von Objekten des Sonnensystems angibt. 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 Zeitpunkt, der als Standardreferenz dient, von der aus die Zeitmessung erfolgt. Typischerweise wird eine Epoche als Bezugspunkt für die Bestimmung äquatorialer Koordinaten angegeben. Ein bestimmter fester Zeitpunkt, der als Referenzpunkt auf einer Zeitskala verwendet wird, z. B. $B1950.0$ oder $J2000.0$.

Ein (relativ zu den Sternen) feststehendes geozentrisches Koordinatensystem, dessen Ursprung im Erdmittelpunkt liegt, dessen x-Achse in der Äquatorebene verläuft und auf den Frühlingspunkt zeigt, dessen y-Achse ebenfalls in der Äquatorebene liegt und nach Osten weist, und dessen z-Achse in nördlicher Richtung durch den geografischen Nordpol der Erde verläuft.

Der Winkel, der durch die Projektion der wahren Position eines Objekts auf einen Hilfskreis, das geometrische Zentrum der Umlaufbahn des Objekts und die Periapsis der Umlaufbahn gebildet wird. Siehe auch: wahre Anomalie, mittlere Anomalie und Keplersche Gleichung.

Ein Maß für die „Abgeflachtheit“ einer Ellipse. Mathematisch definiert ist die Exzentrizität das Verhältnis des Abstands eines Brennpunkts vom Mittelpunkt zur Länge der großen Halbachse.

Ein Planet, der einen anderen Stern als unsere Sonne umkreist. Siehe auch Planet.

Die vollständige oder teilweise Verdeckung eines Himmelskörpers durch einen anderen, verursacht dadurch, dass der eine Körper in den Schatten des anderen eintritt oder sich vor diesen schiebt. Im Falle von Sonne und Mond spricht man hierbei von Sonnen- bzw. Mondfinsternissen. Siehe auch: Okkultation.

Der dreimonatige Zeitraum, der im Augenblick der Frühlings-Tagundnachtgleiche beginnt.

Das ist der aufsteigende Knoten der Sonnenbahn am Himmel bezogen auf den Erdäquator als Bezugsebene. Die Sonne erreicht den Punkt am 21. März. 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 . Der Frühlingspunkt ist der Ort der Frühlings-Tagundnachtgleiche. Er dient als Referenzpunkt in den ekliptikalen und äquatorialen Koordinatensystemen. Siehe auch Frühlings-Tagundnachtgleiche.

Es handelt sich um ein Koordinatensystem für Sterne und Nebel innerhalb der Milchstraße. Es bezieht sich auf die galaktische Ebene und die Sonne als Zentrum. Die Zählung beginnt am galaktischen Zentrum im Sternbild Schütze.

Eine großräumige Ansammlung von Sternen und anderen Objekten, die scheinbar mehr oder weniger einen Haufen oder eine Gruppe mit einer sichtbaren Struktur bilden. Eine typische Galaxie enthält durchschnittlich 100 Milliarden Sterne und erstreckt sich über einen Durchmesser von 1.500 bis 300.000 Lichtjahren.

Ein Riesenplanet, der fast vollständig aus gasförmigen Materialien besteht und nicht aus Gestein oder anderer fester Materie. Ein Gasriese kann einen felsigen oder metallischen Kern besitzen, verfügt jedoch über keine klar definierte Oberfläche, wie sie für terrestrische Planeten typisch ist. Gasriesen sind nicht auf unser Sonnensystem beschränkt. Siehe auch: äußerer Planet, jupiterähnlicher Planet und terrestrischer Planet.

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, die die Position eines Objekts relativ zum Erdmittelpunkt angeben; sie können entweder als kartesische oder als sphärische Koordinaten ausgedrückt werden. Siehe auch: erdzentrierte Inertialkoordinaten, heliozentrische, topozentrische und baryzentrische Koordinaten. Auf die Erde bezogen oder in ihrem Mittelpunkt stehend. Ein geozentrisches Weltbild geht davon aus, dass die Erde das Zentrum des Universums bildet. Es sind Koordinaten, deren Mittelpunkt der Erdmittelpunkt bildet, zum Beispiel hat ein geozentrischer Beobachter geozentrische Koordinaten. Siehe auch: heliozentrisch.

Ein dünn besiedelter Raumbereich, der zwischen dem Kuipergürtel und der Oortschen Wolke liegt. Siehe auch Kuipergürtel und Oortsche Wolke.

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

Es ist die mittlere Greenwich Zeit. Historisch gesehen die lokale mittlere Zeit (LMT) für Greenwich, England. Die GMT wurde inzwischen durch die UT abgelöst. Im Rahmen dieses Buches werden die Begriffe UT, GMT und UTC als synonym betrachtet.

Das Kalendersystem, das 1582 von Papst Gregor eingeführt wurde, um die Ungenauigkeiten des julianischen Kalendersystems zu beheben. Es handelt sich heute um das weltweit am weitesten verbreitete Kalendersystem.

Ein Kreis mit dem größtmöglichen Durchmesser, der durch die Schnittfläche einer Ebene mit einer Kugel entsteht. 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 Bereich um einen Stern, in dem umlaufende Objekte, die groß genug sind, um als Planeten zu gelten, eine Atmosphäre halten und flüssiges Wasser auf ihrer Oberfläche ermöglichen können. Siehe auch Planet und Exoplanet.

Der hellere Teil eines Schattens, in dem nicht das gesamte Licht abgeschirmt wird. Siehe auch Finsternis und Kernschatten.

Ein Koordinatensystem auf der Sonnenoberfläche.

Koordinaten, die die Position eines Objekts relativ zum Mittelpunkt der Sonne angeben. Siehe auch geozentrische, topozentrische und baryzentrische Koordinaten. Auf die Sonne bezogen und um sie zentriert. Ein heliozentrisches Sonnensystem geht davon aus, dass die Sonne das Zentrum des Sonnensystems bildet. Koordinaten, deren Mittelpunkt der Sonnenmittelpunkt ist, zum Beispiel eine heliozentrische Umlaufbahn, heliozentrische Koordinaten. Siehe auch geozentrisch.

Die Helligkeit eines Himmelskörpers ist ein Maß für seine Helligkeit auf einer logarithmischen Skala. Der Begriff „Helligkeit“ ist mehrdeutig, da er sowohl die scheinbare als auch die absolute Helligkeit bezeichnen kann. Siehe auch: visuelle Helligkeit, scheinbare Helligkeit und absolute Helligkeit.

Beispiel: Der Stern Deneb (αCyg) hat eine scheinbare Helligkeit von +1.25mag, mag sagt daher ein »Stern 1. Größe«.

siehe Magnitude

Der dreimonatige Zeitraum, der genau in dem Augenblick beginnt, in dem das Herbstäquinoktium eintritt.

Das ist der absteigende Knoten der Sonnenbahn am Himmel bezogen auf den Erdäquator als Bezugsebene. Die Sonne erreicht den Punkt am 23. September.

Ein Kreis, der einem elliptischen Orbit überlagert ist, dessen Mittelpunkt mit dem geometrischen Zentrum des elliptischen Orbits übereinstimmt und dessen Durchmesser der großen Halbachse des elliptischen Orbits entspricht. Ein Hilfskreis dient dazu, einen fiktiven Kreisorbit für ein Objekt darzustellen, dessen Bahngeschwindigkeit im Verlauf seiner Umlaufbahn nicht konstant ist. Siehe auch mittlerer Orbit und exzentrische Anomalie.

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

Eine imaginäre Kugel von unendlicher Ausdehnung, an der die Sterne und Planeten als befestigt gedacht werden. Die Erde wird üblicherweise als Mittelpunkt der Himmelskugel betrachtet. Siehe auch Himmelsäquator.

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

Stunden, Minuten, Sekunden. Ein Format, bei dem eine Zeitangabe als ganzzahlige Anzahl von Stunden, ganzzahlige Anzahl von Minuten und dezimale Anzahl von Sekunden ausgedrückt wird (z. B. 12h13m15,1s).

Im horizontalen Koordinatensystem: Wie weit oberhalb oder unterhalb des Horizonts sich ein Objekt sich befindet.

Ein Koordinatensystem, das auf dem Horizont basiert, wie er von einem Beobachter wahrgenommen wird. Siehe auch Azimut und Höhe.

Internationale Astronomische Union.

Jeder der vier Planeten (Merkur, Venus, Erde und Mars), die der Sonne am nächsten sind. Der Begriff „innerer Planet“ darf nicht mit „unterer Planet“ verwechselt werden, da sich „unterer“ auf die Umlaufbahn eines Planeten im Verhältnis zur Erde bezieht, wohingegen sich „innerer“ auf den Raumbereich bezieht, in dem sich ein Planet befindet. Der Mars ist ein innerer Planet, aber kein unterer Planet. Alle inneren Planeten sind zugleich terrestrische Planeten. Siehe auch unterer Planet, oberer Planet, äußerer Planet und terrestrischer Planet.

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 die Grafik der → Bahnelemente. Siehe Neigungswinkel.

Das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Durchgängen der Erde oder der Sonne an einem bestimmten Bezugspunkt. Die Dauer eines Jahres variiert je nach dem verwendeten Bezugspunkt.

siehe Julianische Tagesnummer

Jeder der Planeten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Siehe auch Äußerer Planet und Gasriese.

Ein Datum im julianischen Kalendersystem. Manche Autoren verwenden die Begriffe „Julianisches Datum“ und „Julianische Tagesnummer“ synonym. Um Verwirrung zu vermeiden, wird dies in diesem Buch nicht getan, da die Julianischen Tagesnummern in keinem Zusammenhang mit dem nach Julius Cäsar benannten Kalendersystem stehen.

Ein Jahr, dessen Länge definitionsgemäß genau 365,25 Tage beträgt; dies entspricht der durchschnittlichen Jahreslänge im julianischen Kalendersystem.

Ein Zeitraum von 36.525 Tagen, gerechnet ab dem 0. Januar, 0.0 Uhr. 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.

Ein von Julius Cäsar eingeführtes Kalendersystem, das das Jahr in Abschnitte von 365 Tagen unterteilt – mit Ausnahme jedes vierten Jahres, das 366 Tage umfasst. Siehe auch Gregorianischer Kalender.

Die Anzahl der Tage, die seit dem Mittag (UT) des 1. Januar 4713 v. Chr. vergangen sind. Nicht zu verwechseln mit dem Julianischen Datum.

Kuipergürtel-Objekt.

Benannt zu Ehren von Johannes Kepler: die sechs Parameter, die die Umlaufbahn eines Objekts präzise definieren – im Einzelnen die Bahnneigung, die Exzentrizität, die Länge der großen Halbachse, die Länge des aufsteigenden Knotens, das Argument des Perigäums/Perihels sowie die mittlere Anomalie zur Epoche.

Eine Gleichung, die den mathematischen Zusammenhang zwischen der exzentrischen Anomalie ($E$) und der mittleren Anomalie ($M$) eines Objekts beschreibt. Die Keplersche Gleichung lautet $M = E - e\cdot\sin E$, wobei $M$ und $E$ im Bogenmaß (in Radiant) angegeben werden und $e$ die Bahnexzentrizität des Objekts darstellt. Die Auflösung der Keplerschen Gleichung nach $E$ bei gegebenem $M$ erfolgt üblicherweise mithilfe iterativer numerischer Verfahren. Siehe auch: Mittelpunktsgleichung.

Einer der beiden Punkte, an denen ein Objekt über oder unter eine Bezugsebene tritt. Siehe auch: Aufsteigender und absteigender Knoten.

Siehe Drachenmonat.

Ein Zeitpunkt an denen eine enge Begegnung zwischen zwei Himmelkörpern stattfindet. Beide haben mindestens eine Koordinate gemeinsam, sei es ekliptikal oder äquatorial. Konjunktion wird auch für die Planeten verwendet, wenn sie hinter der Sonne stehen. Der Mond steht am Neumond auch in Konjunktion zur Sonne.

→ siehe 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.

Ein Zeitstandard, der als Grundlage für die weltweite Synchronisierung der bürgerlichen Zeit dient. Der UTC-Standard wird nicht an die Sommerzeit angepasst und ist so koordiniert, dass er stets innerhalb von etwa einer Sekunde mit der mittleren Sonnenzeit am 0. Längengrad übereinstimmt. Im Rahmen dieses Buches werden UTC, UT und GMT als synonym betrachtet.

Ein Trümmerfeld im Weltraum, das sich jenseits der Neptunbahn bis in eine Entfernung von etwa 50 AE (Astronomischen Einheiten) von der Sonne erstreckt. Siehe auch: Asteroidengürtel und Gestörte Scheibe.

Ein Himmelskörper, der sich innerhalb der Region des Kuipergürtels befindet. Einige Astronomen betrachten die Region der Gestörten Scheibe als Teil des Kuipergürtels. Ein Objekt innerhalb des Kuipergürtels wird auch als KBO bezeichnet. Siehe auch: TNO.

Ein Himmelsobjekt kulminiert, wenn er den höchsten Punkt über dem Horizont erreicht hat.

Siehe ekliptikale Länge.

Der Abstand eines Objekts vom Nullmeridian (Greenwich), gemessen als Winkel.

Die ekliptische Länge des aufsteigenden Knotens eines Objekts im Sonnensystem. Siehe auch aufsteigender Knoten und ekliptisches Koordinatensystem.

Die ekliptische Länge des Perihels eines Objekts im Sonnensystem.

Jeder der fünf Punkte in einer Umlaufbahn (im Dreikörperproblem), an denen sich die Gravitations- und Zentripetalkräfte eines umlaufenden Objekts im Gleichgewicht befinden. Siehe auch Trojaner.

kleine, scheinbare und wirkliche Verdrehung des Mondkörpers gegen seine mittlere Stellung relativ zur Erde, wodurch trotz der gebundenen Rotation etwa 59% seiner Oberfläche von der Erde aus sichtbar ist. Die Libration setzt sich aus vier Anteilen unterschiedlicher Ursachen zusammen.

1. Die Libration in Länge entsteht infolge der nicht konstanten Geschwindigkeit des Mondes beim Umlauf um die Erde. Nach dem 2. Keplerschen Gesetz ist die Bahngeschwindigkeit nahe dem Perigäum höher als nahe dem Apogäum, was einer scheinbar ungleichmäßigen Winkelgeschwindigkeit gleichkommt, die Winkelgeschwindigkeit der Rotation des Mondes ist hingegen konstant. Beide Drehbewegungen haben wegen der gebundenen Rotation die gleiche Periode, wodurch es zu periodischen Differenzen kommt. Im Perigäum überwiegt die Winkelgeschwindigkeit der Bahnbewegung, im Apogäum die der Rotation. Der Mondkörper scheint dadurch in selenographischer Länge um einen kleinen Winkel von maximal $7.9^{\circ}$ nach der einen oder anderen Richtung gedreht, so dass zusätzlich zur Hälfte der Mondoberfläche am West- bzw. Ostrand geringfügig mehr sichtbar wird.
2. Infolge der Neigung der Rotationsachse des Mondes um angenähert $6.7^{\circ}$ bezüglich der Senkrechten auf der Bahnebene entsteht die Libration in Breite. Die Rotationspole fallen dadurch nicht immer mit dem Rand der sichtbaren Mondscheibe zusammen, wodurch im Laufe eines Monats von der Mondoberfläche abwechselnd ein schmales Gebiet von $6.7^{\circ}$ über den Nordpol bzw. den Südpol hinaus von der Mondoberfläche sichtbar ist.
3. Die tägliche oder parallaktische Libration ist durch den merklich unterschiedlichen Blickwinkel verursacht, unter dem der Mond zu einem bestimmten Zeitpunkt von unterschiedlichen Stellen der Erdoberfläche aus infolge der großen Nähe des Monds gesehen wird. Der Blickwinkel ändert sich im Laufe des Tages für einen Beobachter an ein und demselben Beobachtungsort, da er durch die Erdrotation in verschiedene Stellungen relativ zum Mond gebracht wird.
4. Die physische Libration ist durch die Abweichung des Mondes von einer idealen Kugel bedingt. Sein Durchmesser ist in Richtung zur Erde etwas größer als in der dazu senkrechten Richtung. Der Mond führt dadurch im Schwerefeld der Erde kleine Schwingungen aus, deren Amplitude für einen Punkt am Mondäquator etwa 1 km beträgt, was von der Erde aus gesehen etwa $0\overset{''}{.}54$ entspricht.

Die Brechung von Lichtstrahlen durch den Wechsel des Mediums. Beispielsweise werden Lichtstrahlen gebrochen, wenn sie aus dem Weltraum durch die Erdatmosphäre oder von der Luft durch Wasser treten.

Die Strecke, die das Licht in einem Jahr zurücklegt. Ein Lichtjahr entspricht etwa 5,87 × 10¹² Meilen.

Lokale Sternzeit.

Bezieht sich in der Astronomie auf die Helligkeit eines Himmelskörpers, wie eines Sterns oder Planeten, und wird in einem logarithmischen Maßstab ausgedrückt. Es gibt zwei Haupttypen:

• Scheinbare Magnitude: Die Helligkeit eines Objekts, wie sie von der Erde aus gesehen wird.
• Absolute Magnitude: Die Helligkeit eines Sterns, als ob er sich in einer standardisierten Entfernung von 10 Parsec (ca. 32,6 Lichtjahre) befände.
• Absolute Magnitude: Die Helligkeit eines Planeten, Mondes, Asteroiden, etc …als ob sich diese in einer standardisierten Entfernung von 1 AE (ca. 150 Mio. km) befänden.

Die Bezeichnung lautet $mag$. Eine niedrigere Magnitude entspricht einer größeren Helligkeit, während eine höhere Magnitude eine geringere Helligkeit anzeigt.

Abb. 2

Ein Halbkreis, der durch die beiden Pole einer Kugel verläuft.

Ein Meteoroid, der in die Erdatmosphäre eintritt. Meteore werden oft auch Sternschnuppen genannt. Siehe auch Meteorit und Meteoroid.

Ein Meteor, der in der Erdatmosphäre verdampft und auf die Erdoberfläche trifft. Siehe auch Meteor und Meteoroid.

Ein kleines, felsiges Objekt im Weltraum, das vermutlich ein Fragment eines Asteroiden, Kometen oder anderer Trümmer größerer Himmelskörper ist. Meteoroiden werden im Allgemeinen mit Asteroiden gleichgesetzt, sind aber viel kleiner und haben eine geringere Masse. Siehe auch Asteroid, Meteor und Meteorit.

Ein Vollmond oder Neumond, der auftritt, wenn sich der Mond im Apogäum befindet. Siehe auch Supermond.

Die numerische Differenz zwischen der wahren Anomalie ($\nu$) und der mittleren Anomalie ($M$), d. h. $E_c = \nu - M$. Die Mittelpunktsgleichung wird üblicherweise durch eine abgebrochene unendliche Reihe oder mittels eines numerischen Verfahrens angenähert. Siehe auch Keplersche Gleichung.

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.

Der Winkel zwischen einem umlaufenden Körper, dem Mittelpunkt einer angenommenen Kreisbahn mit konstanter Geschwindigkeit und der Hauptachse der Umlaufbahn. Siehe auch wahre Anomalie, exzentrische Anomalie, Mittelpunktsgleichung und Keplersche Gleichung.

Die sechs Kepler-Elemente, bezogen auf einen festgelegten Zeitpunkt, wobei die Bahnelemente über die gesamte Umlaufbahn gemittelt werden, um eine ideale elliptische Umlaufbahn darzustellen. Siehe auch Bahnelemente, Kepler-Elemente und oskulierende Bahnelemente.

Ein Tag, gemessen an der Bewegung einer mittleren Sonne. Er ist das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Durchgängen der mittleren Sonne durch den Meridian eines Beobachters.

Eine fiktive Sonne, die sich auf einer fiktiven Kreisbahn anstatt ihrer tatsächlichen elliptischen Bahn bewegt. Die Bewegung der mittleren Sonne ist während ihrer gesamten Bahn gleichförmig, wodurch ein mittlerer Sonnentag definiert werden kann, der unabhängig von der Jahreszeit oder der Position der Sonne auf ihrer mittleren Bahn eine einheitliche Länge aufweist.

Die Sternzeit, korrigiert um Unregelmäßigkeiten in der Erdrotation (z. B. Nutation). In diesem Buch werden mittlere und scheinbare Sternzeit als gleich angenommen. Siehe auch scheinbare Sternzeit.

Eine fiktive Umlaufbahn, bei der die Umlaufbahn eines Objekts als perfekter Kreis angenommen wird und die Umlaufgeschwindigkeit während des gesamten Umlaufs konstant ist. Siehe auch Hilfskreis und mittlere Anomalie.

Die mittlere Zeit wird anhand der Bewegung der mittleren Sonne gemessen. Sie ist gleichmäßig lang, da sie auf der Bewegung der mittleren Sonne basiert. Siehe auch scheinbare Zeit und mittlerer Sonnentag.

Die Anzahl der Julianischen Tage, die seit dem 17. November 1858 vergangen sind. Siehe auch Julianische Tageszahl und Julianisches Datum.

Eine Mondfinsternis, die entsteht, wenn der Mond in den Erdschatten eintritt. Siehe auch Halbschatten und Kernschatten.

Eine langsame Schwingung der Mondbahn um ihre Rotationsachse.

Ein synodischer Monat, in dem eine bestimmte Mondphase (z. B. Vollmond) als Bezugspunkt gewählt wird.

Die Zeitspanne, die der Mond für einen Umlauf von einem Bezugspunkt zu einem anderen benötigt. Die Länge eines Monats hängt vom verwendeten Bezugspunkt ab. Siehe auch anomalistische, drakonische, nodale, siderische und synodische Monate.

Der Punkt auf der Himmelskugel, der sich direkt unter einem Beobachter befindet. Der Nadir ist das Gegenteil des Zenits.

Eine diffuse Wolke aus interstellarem Gas oder Staub, die als leuchtender Fleck mit dunklen und hellen Bereichen sichtbar ist.

Der Meridian, der durch Greenwich, England, verläuft.

Eine kleine periodische Schwankung der Erdrotationsachse. Eine kurzperiodische Schwankung der → Präzession.

Ein Planet, dessen Umlaufbahn außerhalb der Erdbahn liegt. Der Begriff „oberer Planet“ sollte nicht mit „äußerer Planet“ verwechselt werden. Siehe auch innerer Planet, unterer Planet und äußerer Planet.

Ein Himmelsobjekt, dessen Umlaufbahn im Bereich der Gestörten Scheibe liegt. Siehe auch KBO und TNO.

Ein Zeitpunkt an denen zwei Himmelkörper sich genau gegenüber stehen. Beide liegen dann um 180$^{\circ}$ auseinander, sei es ekliptikal oder äquatorial. Dies wird für die Planeten verwendet, wenn sie gegenüber der Sonne stehen. Der Mond steht am Vollmond auch in Opposition zur Sonne.

→ siehe Konstellation

Entspricht der lokalen bürgerlichen Zeit.

Die bürgerliche Zeit innerhalb einer bestimmten Zeitzone. Manche Autoren bezeichnen sie auch als Ortszeit (mittlere Ortszeit) oder Standardzeit. In diesem Buch werden LCT, LMT und Standardzeit synonym verwendet. Siehe auch bürgerliche Zeit.

Die Zeit, gemessen relativ zum mittleren Sonnenstand über den Zentralmeridian für einen Beobachter. Dieser Begriff wurde durch Ortszeit ersetzt. In diesem Buch werden LCT, LMT und Standardzeit synonym verwendet.

Ein theoretischer Bereich im Weltraum, der sich in einer Entfernung von 2000–5000 AE von der Sonne befindet und sich von 50000–200000 AE von der Sonne erstreckt. Die Oortsche Wolke markiert die äußerste Grenze unseres Sonnensystems und gilt als Ursprung der langperiodischen Kometen. Siehe auch Kuipergürtel und Streuscheibe.

Die momentanen Werte der sechs Kepler-Elemente zu einem bestimmten Zeitpunkt. Siehe auch Bahnelemente, Kepler-Elemente und mittlere Bahnelemente.

Die scheinbare Positionsänderung eines Objekts in Abhängigkeit vom Standort des Beobachters. 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.

Eine Maßeinheit, basierend auf der Entfernung von der Erde, bei der die Sternparallaxe eine Bogensekunde beträgt. Ein Parsec entspricht etwa 3,26 Lichtjahren. Abkürzung für: Parallaxensekunde ($pc$). Man stelle sich einen entfernten Beobachter auf einem beliebigen Objekt vor. Sieht dieser den mittleren Abstand Sonne–Erde (= 1 Astronomische Einheit, $1 AE$) unter einem Winkel von $1''$ (Bogensekunde), dann ist das Objekt 1 Parallaxensekunde entfernt. Das Parsec ist also eine Entfernungsangabe. 1 parsec entspricht ca. 3.26 Lichtjahren, siehe hier.

Abb. 3

Pluto Charon Baryzentrum

Das ist der erdnächste Punkt eines Himmelskörpers (meistens der Mond oder ein Satellit).

Das ist der sonnennächste Punkt des Himmelskörpers.

Der Winkel zwischen einem einfallenden Lichtstrahl, der auf ein Objekt trifft, und dem vom Objekt reflektierten Lichtstrahl.

Ein Himmelskörper, der die Sonne umkreist, über genügend Masse und Schwerkraft verfügt, um eine nahezu kugelförmige Gestalt anzunehmen, und seine Umlaufbahn von anderen Himmelskörpern freigeräumt hat. Siehe auch Zwergplanet.

Ein Himmelskörper, der keinen Kometen oder Meteoroiden darstellt und einen Stern umkreist. Pluto galt nach dieser Definition als Planet. Siehe auch Zwergplanet.

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.

Abb. 4: Präzessionsbewegung der Erdachse

Die Bewegung der Erdachse, ähnlich der Bewegung der Achse eines schnell rotierenden Kreisels. Eine durch eine äußere Kraft verursachte Bewegung der Achse eines Kreisels um eine im Raum feststehend gedachte Achse; in der Astronomie insbesondere die infolge von Kreiseleffekten auf die rotierende und die Sonne umlaufende Erde verursachte Verschiebung des Frühlingspunktes entlang der Ekliptik. Die rotierende Erde stellt einen Kreisel dar, der aus einer Kugel mit einem den Äquator umspannenden aufgesetzten Wulst besteht. Da die Äquatorebene der Erde rund $23^{\circ} 26'$ ($\varepsilon$, Schiefe der Ekliptik) gegen die Ebene der Ekliptik geneigt ist, übt die Anziehungskraft von Sonne und Mond auf den Äquatorwulst ein Drehmoment aus, das die Äquatorebene in die Ebene der Ekliptik zu drehen versucht. Den Kreiselgesetzen entsprechend weicht die Rotationsachse der Erde dem Drehmoment rechtwinklig aus. Die Rotationsachse bewegt sich auf dem Mantel eines Doppelkegels (Präzessionskegl), dessen Spitze im Erdmittelpunkt ruht und dessen Symme1rieachse senkrecht auf der Ebene der Ekliptik steht und zum Pol der Ekliptik weist. Der halbe Öffnungswinkel des Kegels ist gleich der Schiefe der Ekliptik. Mit der Verlagerung der Rotationsachse verlagert sich die Äquatorebene der Erde und damit der Himmelsäquator, demzufolge verschieben sich Frühlings- und Herbstpunkt, die Schnittpunkte von Himmelsäquator und Ekliptik. Die Verschiebung erfolgt entgegengesetzt der scheinbaren jährlichen Bewegung der Sonne. Die durch Mond und Sonne verursachte Wanderung längs der Ekliptik wird als Präzession des Äquators (Lunisolarpräzession) bezeichnet. Sie beträgt etwa $50.39''$ pro Jahr, wovon rund $30''$ vom Mond verursacht werden. Die Verschiebung ist um die relativistisch bedingte sog. geodätische Präzession reduziert, die aber nur etwa $0.02''$ pro Jahr beträgt. Ein voller Umlauf des Frühlingspunktes längs der Ekliptik dauert rund 25700 Jahre, ein Platonisches Jahr.

Nutation: Wegen der Exzentrizität von Erd- und Mondbahn sowie der Neigung der Mondbahn gegenüber der Ekliptik variieren die von Sonne und Mond auf die Erde ausgeübten Kräfte. Die dadurch bewirkten periodischen Schwankungen der Präzession bilden die Nutation; der Mantel des Präzessionskegels ist dadurch nicht glatt, sondern leicht „gewellt“.

Die Berechnung der Position eines Objekts zu einem späteren Zeitpunkt mithilfe seiner Bahnelemente und seiner Epoche.

Ein rotierender Stern, der einen Strahl elektromagnetischer Energie aussendet. Ähnlich einem Leuchtturm ist der ausgesendete Strahl nur dann sichtbar, wenn er in dieselbe Richtung wie die Erde zeigt. Siehe auch Quasar.

Der Moment, in dem der Winkel zwischen Erde, einem Himmelskörper und einem Bezugspunkt 90° beträgt. Beispielsweise befindet sich der Mond während des ersten und letzten Viertels in Quadratur.

Eine ferne Galaxie, die elektromagnetische Wellen aussendet. Siehe auch Pulsar.

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.

siehe → Äquatoriales Koordinatensystem

Eine Sonnenfinsternis bei der der Kernschatten des Mondes die Erde nicht erreicht. Der Effekt ist vergleichbar mit einer kleinen Scheibe vor einer großen Scheibe.

Die Helligkeit eines Himmelsobjekts wie sie von einem Beobachter aus gesehen wird, auch visuelle Helligkeit genannt.

→ siehe Magnitude

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.

Sonnensystem Baryzentrum

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, …

Ein Transit liegt vor, wenn ein Himmelsobjekt vor einem anderen herzieht. Meist Merkur- und Venustransite.

Die wahre Sternzeit (engl. apparent sidereal time) ist die nutationskorrigierte mittlere Sternzeit.

Der wahre Sonnentag bezieht sich auf die wahre Bewegung der Sonne am Himmel im Vergleich zur mittleren Sonne.

Die wahre Sonnenzeit (engl. apparent time) bezieht sich auf die wahre Bewegung der Sonne am Himmel, bedingt durch Ekliptikschiefe und Elliptizität der Erdbahn. Die wahre Sonnenzeit ist keine einheitliche Bewegung in der Länge, auf der der mittlere Sonnentag beruht.

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

Das ist die Zeitdifferenz zwischen mittlerer und wahrer Sonnenzeit.

Der Zentralmeridian ist ein geographischer Längengrad, der recht mittig in der definierten Zeitzone verläuft. Aus ihm kann man die aktuelle Zonenzeit berechnen.