Ausgangspunkt ist der Beobachter und sein Horizont. Um die Position eines Himmelskörpers anzugeben, beginnt man zuerst den Winkel vom Südpunkt aus über Westen bis unter den Stern zu messen. Das ist der Azimut. Die zweite Koordinate ist einfach die Höhe des Gestirns über dem Horizont (gemessen in Grad) und sie wird ganz originell Höhe genannt. Dieses Koordinatensystem ist simpel und leicht zu verstehen – hat aber einen entscheidenden Nachteil. Während sich die Erde dreht, ändern sich auch Azimut und Höhe ständig. Und wenn sich die Koordinaten eines Himmelskörpers ständig ändern, kann das nervig sein. Man denke nur an Sternkataloge: da will man ja irgendwelche fixe Koordinaten angeben; Koordinaten, die sich nicht jede Stunde ändern. Denn wir wissen ja, dass sich die Positionen der Sterne in Wahrheit tatsächlich nicht ändern (wir ignorieren jetzt mal die Eigenbewegung und ähnliche Effekte) und ihre Bewegung nur auf die Erdrotation zurückzuführen ist.
Daher hat man sich ein anderes Koordinatensystem ausgedacht; eines, das mit der Himmelskugel mitrotiert. Man nennt es Äquatorialsystem und um es zu erklären, muss ich erst noch einen weiteren Begriff einführen: die Ekliptik. Das ist die scheinbare Bahn, entlang der sich die Sonne an der Himmelskugel bewegt und sie entspricht der Ebene, in der sich die Erde um die Sonne bewegt. Sie ist gegenüber dem Himmelsäquator leicht geneigt:
Zwischen Ekliptik und Himmelsäquator gibt es zwei Schnittpunkte. Dem, in dem die Sonne am Frühlingsanfang nennt man Frühlingspunkt und er bildet den Nullpunkt des Äquatorialkoordinatensystems:
Keine Angst – das Bild schaut schlimmer aus, als es ist! Es ist eigentlich nicht schwer zu verstehen. Gehen wir es der Reihe nach durch. Zuerst sieht man wieder einmal Meridian (schwarz) und Himmelsäquator (grün). Neu im Diagramm ist die Ekliptik (violett) und der Frühlingspunkt. Im Äquatorialsystem gibt es zwei Koordinaten: Rektaszension und Deklination. Will man die Rektaszension eines Himmelskörpers angeben, dann misst man einfach den Winkel vom Frühlingspunkt aus entlang des Himmelsäquators; bis zum Fusspunkt unter dem Stern (im Bild blau eingezeichnet). Man gibt diesen Wert aber nicht in Grad an, sondern in Stunden, Minuten und Sekunden (ein Kreis; also 360 Grad entspricht dabei 24 Stunden). Die Deklination ist dann einfach die Höhe über dem Himmelsäquators; gemessen entlang eines Großkreises durch die beiden Himmelspole und den Stern (im Bild orange eingezeichnet). Dieses Koordinatensystem dreht sich nun mit der Himmelskugel mit und daher bleiben die Koordinaten der Stern konstant und ändern sich nicht ständig!
Im Bild auch noch eingezeichnet ist der Stundenwinkel. Den möchte ich aber noch nicht näher erklären – das kommt dann im nächsten Teil der Serie, wenn es um die Sternzeit geht 😉
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