7.16 Ekliptik und Äquator
 
Die Planeten eines Sonnensystem umrunden ihren Zentralstern auf mehr oder minder elliptischen Bahnen. Im Fall unseres Sonnensystems ist der Zentralstern die Sonne. Da die Beobachtung der Planetenbewegung in unserem System von der Erde aus geschieht, die sich natürlich auch um die Sonne bewegt, scheinen die anderen Planeten eigentümliche Schleifen, Vorwärts- und Rückwärtsbewegungen am Himmelszelt zu vollziehen. Das hat jahrhundertelang zu Verwirrungen in der Menschheit geführt, da man hier aufgrund kirchlicher Dogmen annahm, dass sich der gesamte Kosmos um die Erde drehen würde.
 
Erst der Astronom Nikolaus Kopernikus (1508-1543) erkennt die Sonne als Mittelpunkt und Johannes Kepler (1571-1630) gelingt es über drei Gesetze die aberwitzigen Bewegungen der anderen Planeten zu erklären und zu berechnen. Auch wenn dadurch die Erde aus ihrer Zentralstellung herausgerückt wird, bleibt sie die Beobachtungsbasis und damit das Bezugszentrum der beobachteten Abläufe. Nur die Kenntnis ihrer Bahnbewegung macht die Bahneigenschaften der anderen nahen Himmelskörper begreifbar.
 
Die Ekliptik
Aus dem Weltall betrachtet ist die Ekliptik die Bahn, auf der die Erde um die Sonne fliegt. Diese Bahn ist nicht kreisrund, sondern leicht elliptisch. In einem der beiden Brennpunkte dieser Ellipse liegt die Sonne, wie aus den Angaben zum Perihel (geringste Entfernung zur Sonne) und Aphel (größte Entfernung zu Sonne) ersichtlich wird.
 
.. Rotationsachsen von Sonne und Erde
Die Sonne wie die Erde rotieren um sich selber. Auf der Erde wird diese Rotation durch den Wechsel von Tag und Nacht bemerkbar. Sie dreht sich in Richtung ihres Sonnenumlaufs, rollt also bildlich in 365 Tagen einmal um die Sonne. Da die Sonne ihr Licht nach allen Seiten sehr gleichmäßig ausstrahlt, wird ihre Rotation nur von Sonnenbeobachtern bemerkt. Die Rotationsachsen beider Körper, die vom Nord zum Südpol reichen, stehen weder bei der Erde noch bei der Sonne senkkrecht auf der Ebene der Ekliptik. Die Achse der Sonne ist um 7,25° aus der Senkrechten geneigt und die der Erde sogar um 23,45°. Auch hier ist die Achsneigung der Sonne wegen ihrer gleichmäßigen Rundumabstrahlung von untergeordneter Bedeutung.
 
 
.. Die Ebene des Erdäquators
Die Äquatorebene würde man erhalten, wenn man die Erde in der Mitte zwischen ihrem Nord- und dem Südpol halbieren könnte. Hier verläuft der 0. Breitengrad, der den Eigennamen Äquator besitzt. Auf ihr steht senkrecht die Rotationachse der Erde, so dass auch die Äquatorebene einen Winkel von 23,45° zur Ebene der Ekliptik besitzen muß.
Die Neigung der Erdachse bzw. des Erd-Äquators gegenüber der Ekiptikebene führt dazu, dass die Sonne im Verlauf eines Jahres einmal oberhalb des Erdäquators scheint und einmal unterhalb. Dies führt zu einer unterschiedlichen Erwärmung der jeweils betroffenen Erdhalbkugel und wird mit den Begriffen Sommer und Winter gekennzeichnet. Dies bedeutet zudem, dass die Sonne je nach Jahreszeit, bis hin zu 23,45° unterhalb bzw. oberhalb des Äquators senkrecht auf die Erde scheint. Diese Breitengade werden die Wendekreise der Erde genannt.
Wie das obige Bild zeigt, gibt es somit bezogen auf die Stellung von Ekliptik und Erd-Äquator, vier besondere Situationen beim Umlauf der Erde um die Sonne. Diese treten jährlich mit gerigen Abweichungen am 21.März, 21 Juni, 23 September und 21.Dezember auf. Die folgende Tabelle erklärt ihre Eigenschaften.
 
Datum
Ereignis
Wirkung (Nordhalbkugel)
21.Mrz. -
Eigenname: Frühlingspunkt
An diesem Tag schneiden sich der Erdäquator und Ekliptik. Die Sonne strahlt also senkrecht auf den Erd-Äquator.
Die Umdrehung der Erde führt zu einem Tag der die gleiche Länge wie die Nacht besitzt. Auf der Nordhalbkugel werden die Tage folgend länger als die Nächte, und die Sonne strahlt zunehmend heftiger, senkrecht auf die Nordhalbkugel. Die Sonne erreicht einen Höchststand, der sich aus 90°-geografischen Breite des Beobachtungsortes errechnet. z.B. Hamburg 90° - 53° = 37°
21.Jun. -
Eigenname: Sommersonnenwende
An diesem Tag scheint die Sonne senkrecht auf den nördlichen Wendekreis und wird folgend wieder zum Erd-Äquator zurückkehren
An diesem Tag herrscht der längste Tag und die kürzeste Nacht des Jahres auf der Nordhalbkugel. Die Sonne erreicht ihren höchsten Stand über der Nordhalbkugel. Für Hamburg das auf 53° nordlicher Breite liegt z.B.
90° - 53° + (+23,45°) = 60,45°
23.Sept -
Eigenname: Herbstpunkt
An diesem Tag schneiden sich der Erdäquator und Ekliptik. Die Sonne strahlt also senkrecht auf den Erd-Äquator.
Die Umdrehung der Erde führt zu einem Tag der die gleiche Länge wie die Nacht besitzt. Auf der Nordhalbkugel werden die Tage folgend kürzer als die Nächte, und die Sonne strahlt zunehmend heftiger senkrecht auf die Südhalbkugel. Die Sonne erreicht einen Höchststand, der sich aus 90°-geografischen Breite des Beobachtungsortes errechnet. z.B. Hamburg 90° - 53° = 37°
21.Dez. -
Eigenname: Wintersonnenwende
An diesem Tag scheint die Sonne senkrecht auf den südlichen Wendekreis und wird folgend wieder zum Erd-Äquator zurückkehren
An diesem Tag herrscht der kürzeste Tag und die längste Nacht des Jahres auf der Nordhalbkugel. Die erreicht ihren tiefsten Stand über der Nordhalbkugel. Für Hamburg das auf 53° nordlicher Breite liegt z.B.
90° - 53° + (- 23,45°) = 13,55°

Die bisherige Betrachtung ging von einer Beobachtung der Erde aus dem Universum heraus aus. Nun befinden wir uns jedoch auf der Erde und betrachten von hier das Universum. Von der Erde als Beobachtungsort wird die Ekliptik durch den Weg der Sonne über den Himmel nachgezeichnet. Sie beginnt im Osten wo die Sonne aufgeht und endet im Westen, wo sie untergeht. Dazwischen, zur Mittagszeit. erreicht die Sonne ihre maximale Höhe über dem Südhorizont. Diese Höhe ist wie die obige Tabelle zeigt, von der Jahreszeit und dem Breitengrad des Beobachters abhängig.
Da das Sonnensystem aus einer flachen Materiescheibe entstanden ist, besitzen die Bahnen der anderen Planeten um die Sonne nur geringe Winkelabweichungen zur Ekliptik. So kann man im Bereich der vermeintlichen 'Sonnenbahn' oder Ekliptik, wenn sich die Erde nach einem halben Tag von der Sonne weggedreht hat, also in der Nacht, die Planeten sehen. Dies gilt natürlich nur dann, wenn sich diese rechts oder links neben, oder entgegengesetzt zur Sonne befinden, also in einer Weise beleuchtet werden, die von der Erde aus zu sehen ist. Das folgende Bild belegt diesen Umstand.
 
Das Bild vom Clementine star tracker verdeutlicht die Eklipticebene. Die Verbindungslinie von den Planeten Saturn, Mars und Merkur hin zur Sonne stellt sie etwa dar. Im Vordergrund ist der Mond zu sehen.
 
Bezugsebene Ekliptik
Zur Beobachtung von Abläufen in unserem Sonnensystem kann die Ekliptik als Bezugsebene benutzt werden. Entsprechend wird ihr Neigungswinkel im Raum mit 0° angegeben. Auf ihrer Basis beruhen die Winkelangaben zu den Bahnen der anderen Planeten, deren Werte im Tabellenteil zu den Planeten nachgeschlagen werden können. Sie reichen von 7° bei Merkur bis hinunter zu 0,77° bei Uranus. Die Zwergplaneten können erheblich Winkelabweichungen zur Ekliptik besitzen, wie es sich schon bei Pluto mit 17° andeutet. Eris besitzt sogar einen Winkel von 44° zur Ekliptik.
 
Der Frühlingspunkt
Ein zweiter Bezug ist der Frühlingspunkt, also der Punkt, an dem sich der Erd-Äquator und die Ekliptik schneiden. Auf ihm baut das rotierende Aquatoriale Koordinatensystem auf, nach dem in Katalogen die Koordinaten von Objekten im Universum angegeben werden.
 

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