Grundlagen der Zeitrechnung

Die Erscheinungen, die den Lebensrhythmus der Menschen bestimmen, am unmittelbarsten der Tag und mit dem Aufkommen landwirtschaftlicher Tätigkeit auch das Jahr, werden durch die Bewegung der Erde selbst hervorgerufen. Die Mondphasen, die zunächst auf das tägliche Leben der Menschen einen weniger starken Einfluss ausgeübt haben dürften, sind das Resultat der Erd- und Mondbewegung. Diese grundlegenden Vorgänge sollen in diesem Abschnitt behandelt werden.

Koordinatensysteme

Der Betrachtung der eigentlichen Bewegungen von Mond, Erde und Sonne soll zunächst ein kurzer Exkurs zu den Koordinatensystemen vorangestellt werden, in denen diese Bewegungen beobachtet und aufgezeichnet werden.

Da es im Universum keinen Punkt gibt, den man als wirklich fest, also unbeweglich bezeichnen kann, werden für die Messung von Entfernungen und Geschwindigkeiten bestimmte Punkte als fest angenommen und zum Ursprung eines bestimmten Koordinatensystems gemacht. Zum Beispiel kann der Mittelpunkt der Galaxie, zu der die Sonne gehört, als Ursprungspunkt benutzt werden. Man würde dann festellen, dass die Sonne sich auf einer kreisähnlichen Bahn riesigen Durchmessers um dieses Zentrum bewegt. Die Erdbahn hätte in diesem Koordinatensystem eine schleifenförmige Gestalt und wäre recht kompliziert zu beschreiben. Für die Betrachtung der Kalendern zugrunde liegenden astronomischen Erscheinungen ist jedoch die Eigenbewegung der Sonne uninteressant.

Eine weitere Möglichkeit ist die Wahl des Sonnenmittelpunktes als Ursprungspunkt. Dies wird zum Beispiel stillschweigend vorausgesetzt bei der Feststellung, dass die Erde sich um die Sonne bewege. In diesem Koordinatensystem haben die Erdbahn und die Bahnen der weiteren Planeten des Sonnensystems eine vergleichsweise einfache Form (s. u.). Man bezeichnet ein solches System als heliozentrisch. Betrachtet man nun aber die Mondbahn, so ergibt sich eine wellenförmige Bahn, die zwar auch um die Sonne führt, jedoch durch die Nähe der Erde stark gestört ist und dadurch von der elliptischen Form abweicht.

Die Beobachtung der Mondbewegung führt zur Festlegung eines weiteren Koordinatensystems, dessen Ursprung im gemeinsamen Schwerpunkt von Erde und Mond liegt. Dieser Punkt liegt immer noch tief im Erdinneren, und für Betrachtungen mit nicht allzu hohen Genauigkeitsanforderungen kann auch der tatsächliche Erdmittelpunkt als Ursprung verwendet werden. Ein solches System wird geozentrisch genannt.

Als Beobachter auf der Erdoberfläche befinden wird uns - verglichen mit den Entfernungen der anderen Himmelskörper - sehr nah am Ursprungspunkt dieses Koordinatensystems und erleben das himmlische Geschehen geozentrisch.

Tatsächliche Bewegung der Erde

Die Erde umläuft die Sonne auf einer kreisähnlichen elliptischen Bahn, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht (erstes Keplersches Gesetz). Die Ebene, in der sich die Erdbahn befindet, wird als Erdbahnebene oder Ekliptikalebene bezeichnet. Die elliptische Form der Bahn bedingt ein jährliches Schwanken des Abstandes der Erde von der Sonne; im Januar durchläuft die Erde den sonnennächsten Punkt, der als Perihel bezeichnet wird, das Aphel, den sonnenfernsten Punkt, durchläuft sie im Juli. Der Abstand der Erde beträgt dabei im Perihel 147,1 Millionen Kilometer sowie im Aphel 152,1 Millionen Kilometer und beträgt somit im Durchschnitt 149,6 Millionen Kilometer. Perihel und Aphel sind die sog. Apsiden der Erdbahn, die Verbindungslinie zwischen beiden wird Apsidenlinie genannt.

Abbildung 1 zeigt schematisch die Form der Erdbahn mit Perihel, Aphel und Apsidenlinie. Die elliptische Form der Erdbahn ist in der Skizze stark übertrieben sowie die Größen von Sonne und Erde nicht maßstäblich dargestellt. Dies gilt für alle Abbildungen dieser Seite.

[erdbahn1.gif]
 
1-Sonne, 2-Erde, 3-Bewegungsrichtung der Erde, 4-Perihel, 5-Aphel
 
Abbildung 1: Erdbahn mit Apsiden

Die Lage der Erdbahn ist über längere Zeiträume betrachtet nicht konstant. Vielmehr ist der jährlichen Erdbewegung um die Sonne eine langsame Rotation der Apsidenlinie überlagert, die in der gleichen Richtung wie der Umlauf der Erde um die Sonne erfolgt. Zeichnete man die Erdbewegung über einen (sehr langen) Zeitraum auf, ergäbe sich eine schleifenförmige Bahn um die Sonne. Da die Rotation der Apsidenlinie jedoch sehr langsam verläuft, liegen die Schleifen sehr dicht beeinander. Abbildung 2 zeigt schematisch die Entstehung der Schleifen, wobei die Geschwindigkeit der Rotation der Apsidenlinie sehr stark übertrieben ist.

[erdbahn2.gif]
 
1-Sonne, 2-Aphel zu Beginn der Beobachtung, 2'-Aphel nach etwa einem
Umlauf, 2"-Aphel nach etwa zwei Umläufen
 
Abbildung 2: Erdbahn unter Berücksichtigung der Rotation der Apsidenlinie

Die Erde selbst dreht sich in 24 Stunden (mittlerer Sonnenzeit) einmal um ihre eigene Achse, wodurch für den irdischen Beobachter der Wechsel von Tag und Nacht hervorgerufen wird. Von Norden betrachtet erfolgt die Rotation entgegen dem Uhrzeigersinn. Die Rotationsachse der Erde steht dabei nicht senkrecht auf der Erdbahnebene sondern ist um etwa 23,5 ° gegen diese Senkrechte geneigt. Die rotierende Erde ist gewissermaßen ein Kreisel, der sich mit relativ hoher Geschwindigkeit dreht und dabei die Sonne umrundet. Die Rotationsachse behält ihre Richtung im Raum im Wesentlichen bei, s. Abbildung 3. Überlagert ist noch eine sehr langsame Bewegung, auf die weiter unten eingegangen werden wird.

[erdbahn3.gif]
 
1-Frühjahrstag- und -nachtgleiche, 2-Sommersolstitium, 3-Herbsttag- und -nachtgleiche, 4-Wintersolstitium
 
Abbildung 3: Erdbahn

In der Schräglage der Rotationsachse der Erde liegt die Ursache für die Entstehung von Jahreszeiten. Da die Achse während des Umlaufs der Erde um die Sonne ihre Richtung kaum ändert, ist zwischen Frühlings- und Herbstäquinoktium der Nordpol der Erde der Sonne zugewandt, während ihr im anderen Halbjahr der Südpol zugewandt ist. Auf der der Sonne zu geneigten Halbkugel folgt daraus eine längere Sonnenscheindauer sowie ein höherer Sonnenstand, es herrscht Sommer. Auf der anderen Halbkugel scheint die Sonne kürzer und steht niedriger über dem Horizont, wodurch die Temperaturen nicht so hoch steigen - hier ist Winter. Abbildung 4 zeigt schematisch die Erde, wie sie sich einem Beobachter darstellen würde, der ihr auf ihrer Bahn um die Sonne folgt.

N   N                    N                    N
[erdansicht1.gif]   [erdansicht2.gif]   [erdansicht3.gif]   [erdansicht4.gif]
S                    S   S   S                 
 
Zur Zeit des Frühlingsäquinoktiums (Position 1 in Abb. 3), um den 21. März, liegen Nord- und Südpol auf der Schattengrenze. Der Tag hat auf der ganzen Erde - ausgenommen die Pole - eine Länge von 12 Stunden.
   
Etwa am 21. Juni, zum Sommersolstitium (Position 2 in Abb. 3), steht die Sonne senkrecht über dem nördlichen Wendekreis, und der Nordpol der Erde ist der Sonne weitestmöglich zu geneigt. In Gebieten südlich des südlichen Polarkreises herrscht Polarnacht.
   
Wie beim Frühlingsäquinoktium haben Tag und Nacht auch am Herbstäquinoktium (Position 3 in Abb. 3), das etwa am 23. September eintritt, die gleiche Länge von 12 Stunden.
   
Um den 21. Dezember tritt das Wintersolstitium ein (Position 4 in Abb. 3); die Sonne steht senkrecht über dem südlichen Wendekreis, und zwischen Nordpol und nördlichem Polarkreis herrscht Polarnacht.
 
Abbildung 4: Jahreszeiten

Die Form der Erde weicht geringfügig von der idealen Kugelform ab. Ihre tatsächliche Form kann unter Vernachlässigung überlagerter lokaler Formabweichungen als Rotationsellipsoid genähert werden. Dabei ist der senkrecht zur Rotationsachse gemessene größte Durchmesser um etwa 21 km größer als der entlang der Rotationsachse gemessene Durchmesser. Stark übertrieben zeigt Abbildung 5 das Rotationsellipsoid.

[ellipsoid.gif]
 
1-ideale Kugelform, 2-Rotationsachse, N-Nordpol, S-Südpol
 
Abbildung 5: Rotationsellipsoid

Entlang des Äquators ist, verglichen mit einer idealen Kugel, Masse angehäuft. Durch die Neigung der Rotationsachse der Erde liegt diese Masse nicht in der Erdbahnebene, in deren Nähe sich jedoch die anderen größeren Himmelskörper des Sonnensystems bewegen: Mond, Sonne und Planeten. Deren Anziehungskräfte bewirken die so genannte Präzession, eine langsame Rotation der Erdachse um eine Achse senkrecht zur Erdbahnbene. Die folgende Abbildung 6 veranschaulicht die Entstehung der Präzession.

  [praezession.gif]   Die Rotationsachse eines Kreisels behält ihre Lage im Raum bei, sofern keine äußeren Kräfte auf den Kreisel einwirken. Wirkt jedoch ein Moment auf den Kreisel, das die Lage der Achse verändern würde, so folgt die Rotationsachse nicht diesem Moment, sondern weicht senkrecht zu ihm aus. Die Anziehungskräfte vor allem des Mondes und der Sonne, in der Abbildung mit F bezeichnet, wirken etwa in der Erdbahnebene E. Sie versuchen, die am Erdäquator "angehäufte" Masse in die Erdbahnebene zu ziehen und bewirken so das Moment M. Diesem Moment weicht die Rotationsachse der Erde nun rechtwinklig aus und vollführt die in der Abbildung angedeutete Bewegung.  
 
Abbildung 6: Entstehung der Präzession

Die Präzessionsbewegung erfolgt von Norden betrachtet im Uhrzeigersinn, also entgegengesetzt zur Umlaufrichtung der Erde um die Sonne. Abbildung 7 zeigt die Auswirkungen der Präzession. Der Betrachter blickt von Norden senkrecht auf die Erdbahnebene. Dem Betrachter zugewandt ist also der Nordpol der Erde.

Zu Beginn der Betrachtung befindet sich die Erde im Punkt 2. Der Nordpol ist gegenüber der Blickrichtung genau nach links und damit in Richtung zur Sonne geneigt. Das bedeutet, dass sich die Erde im Sommersolstitium befindet. Sie bewegt sich nun in Richtung 2' entlang ihrer Bahn um die Sonne, gleichzeitig erfolgt aber auch die Präzessionsbewegung der Erdachse in der mit 2" bezeichneten Richtung. Das Herbstäquinoktium tritt somit im Punkt 3 ein, und es ist zu erkennen, dass die Erdachse nicht mehr genau nach links geneigt ist, sondern schon etwas rotiert ist. Wäre die Präzessionsbewegung nicht vorhanden, träte das Herbstäquinoktium erst an dem durch die punktierte Linie angedeuteten Ort ein. Demgegenüber durchläuft die Erde das Herbstäquinoktium etwas früher. Im Punkt 4 tritt das Wintersolstitium ein, denn der Nordpol ist hier weitestmöglich von der Sonne weg geneigt. Gegenüber der Lage im Herbstäquinoktium ist die Erdachse durch die Präzession weiter rotiert.

[praezession2.gif]
 
1-Sonne, 2-Position der Erde zum Sommersolstitium, 2'-Richtung des Erdumlaufs um die Sonne, 2"-Richtung der Präzessionsbewegung der Erdachse, 3-Position der Erde zum Herbstäquinoktium, 4-Position der Erde zum Wintersolstitium, 5-Position der Erde zum Frühjahrsäquinoktium, 6-Position der Erde zum Sommersolstitium des Folgejahres (Die Geschwindigkeit der Präzessionsbewegung sowie die Größen von Sonne und Erde sind stark übertrieben dargestellt.)
 
Abbildung 7: Präzession

Nach einem (tropischen) Jahr steht die Erde bereits im Punkt 6 im Sommersolstitium. Durch die Präzession wandern Solstitien und Äquinoktien gleichsam "rückwärts" entlang der Erdbahn. In der Abbildung wurde die Geschwindigkeit der Präzession mit 30° pro Jahr sehr stark übertrieben. Tatsächlich dreht sich die Erdachse in einem Jahr nur um etwas mehr als 50 Winkelsekunden, das entspricht etwa 0,014°. Die für eine vollständige Rotation der Erdachse benötigte Zeit beträgt etwa 25700 Jahre und wird als Platonisches Jahr bezeichnet.

Tatsächliche Bewegung des Mondes

Betrachtet man die Mondbewegung im gleichen Koordinatensystem wie die Erdbewegung, d. h. heliozentrisch, dann bewegt sich der Mond auf einer um die Erdbahn pendelnden Bahn um die Sonne. Die Mondbahn ist dabei jedoch stets zur Sonne hin gekrümmt. Die Mondbahn ist durch die große Erdnähe stark gestört. Für den Beobachter auf der Erde ist jedoch die von der Erde aus beobachtete Mondbewegung viel interessanter.

Geozentrisch betrachtet bewegt sich der Mond auf einer kreisähnlichen elliptischen Bahn um die Erde (1). Im erdnächsten Punkt, dem Perigäum, hat er einen Abstand von 356410 km, im erdfernsten Punkt, dem Apogäum, von 406740 km. Der mittlere Abstand des Mondes zur Erde beträgt 384400 km. Das entspricht etwa dem 30-fachen des Erddurchmessers. Ganz analog zur Erdbahn um die Sonne wird auch bei der Mondbahn die Verbindungslinie von Apogäum und Perigäum Apsidenlinie genannt.

Die Mondbahnebene ist gegenüber der Erdbahnebene um etwas mehr als 5° geneigt. Die Punkte, in denen die Mondbahn die Erdbahnebene durchstößt, werden Drachenpunkte genannt. Ihre Verbindungslinie, die Knotenlinie, dreht sich in 18,6 Jahren entgegen der Richtung des Mondumlaufs einmal um 360°. Die Apsidenlinie der Mondbahn steht ebenfalls nicht fest sondern dreht sich in gleicher Richtung wie der Mond, allerdings mit einer im Verhältnis zur Umlaufzeit des Mondes wesentlich höheren Geschwindigkeit als die Apsidenlinie der Erde. In lediglich 8,85 Jahren vollführt sie eine volle Drehung.

Entstehung der Mondphasen und Mondbewegung

Der Wechsel der Mondphasen ist eine markante und mit bloßem Auge ohne Schwierigkeiten zu beobachtende Himmelserscheinung. Das Licht, das man hierbei auf der Erde sieht, ist das von der Mondoberfläche reflektierte Sonnenlicht. Befindet sich die Erde zwischen Sonne und Mond, herrscht Vollmond, befindet sich dagegen der Mond zwischen Sonne und Erde, ist Neumond. Die Neigung der Mondbahn zur Erdbahnebene hat zur Folge, dass nicht allmonatlich eine Sonnen- und eine Mondfinsternis eintreten. Der Mond bewegt sich bei Vollmond meist am Kernschatten der Erde vorbei, während bei Neumond der Mondschatten in der Regel an der Erde vorbeiläuft. Nur wenn sich der Mond bei Vollmond in der Nähe eines Knotens der Mondbahn befindet, kommt es zu Mondfinsternissen; gleiches gilt für Sonnenfinsternisse bei Neumond. Im Laufe eines (synodischen) Monats ändert sich also die Stellung von Mond und Sonne zueinander, und es werden unterschiedlich große Teile der von der Erde aus sichtbaren Mondoberfläche von der Sonne beleuchtet.

Die folgende Abbildung 8 stellt schematisch die Entstehung der Mondphasen dar.

[mondphasen.gif]
 
0-Neumond, 1-Erstes Viertel, 2-Vollmond, 3-Drittes Viertel, 4-Erde, 5-Sonnenstrahlung
 
Abbildung 8: Entstehung der Mondphasen

Die Abbildung zeigt einen Blick von Norden auf die Mondbahn. Der Mond bewegt sich entgegen dem Uhrzeigersinn.

Scheinbare Bewegungen von Sonne und Mond

Die bisher beschriebenen Bewegungen können von der Erde aus nicht direkt wahrgenommen werden. Vielmehr lehrt ja bereits der Augenschein, dass sich die Sonne und andere Gestirne am Himmel zu bewegen scheinen, während der Beobachter die Erde als feststehend empfindet.

Betrachtet man von der Erdoberfläche aus den Himmel, so bietet sich der Eindruck eines riesigen Gewölbes, unter dessen höchstem Punkt man sich befindet. Dabei scheint die Höhe dieses Himmelsgewölbes geringer zu sein als dessen Radius. Diese Erscheinung liegt in der unerschiedlichen Erfassung von Winkeln in waagerechter und senkrechter Richtung durch das menschliche Auge zu Grunde. Man führt daher das Modell der Himmelskugel ein.

Nach diesem Modell befindet sich die Erde im Mittelpunkt dieser riesigen gedachten Himmelskugel. Der Radius wird so gewählt, dass der Erdradius ihm gegenüber verschwindend klein ist; insbesondere kann der Radius der Himmelskugel als unendlich angenommen werden. An der Himmelskugel können nun verschiedene Punkte und Linien definiert werden.

Der Beobachter sieht von dieser Himmelskugel nur die für ihn obere Hälfte, die untere wird durch die Erdkugel verdeckt. Derjenige Kreis, in dem eine im Beobachtungsort tangential an die Erde angelegte Ebene die Himmelskugel schneidet, wird Horizont genannt. Die Ebene selbst ist die Horizontebene.

Eine wichtige Linie auf der Himmelskugel ist der Himmelsäquator. Er ist die Linie, in der die durch den Erdäquator aufgespannte Ebene die Himmelskugel schneidet. Weiterhin werden ganz analog die beiden Himmelspole definiert. Sie sind diejenigen Punkte, in denen die verlängerte Erdachse die Himmelskugel durchstößt. Die nördliche Verlängerung bestimmt den Himmelsnordpol, die südliche den Himmelssüdpol.

Diejenigen Kreise an der Himmelskugel, die senkrecht auf dem Himmelsäquator stehen und durch die beiden Himmelspole laufen werden Stundenkreise genannt. Somit kann jedem Fixstern ein Stundenkreis zugeordnet werden. Dieser verläuft dann durch den Fixstern sowie die beiden Himmelspole. Ein solcher Stundenkreis spielt bei der Definition der Länge des siderischen Jahres (s. u.) eine Rolle.

Vergleicht man diese Definitionen mit den geografischen Koordinaten auf der Erde, so entsprechen Himmelspole und Himmelsäquator den Polen der Erde sowie dem Erdäquator, während die Stundenkreise mit den Merdianen vergleichbar sind.

Die folgende Abbildung 9 zeigt die Himmelskugel, wobei für die Darstellung die Erdbahnebene waagerecht gelegt wurde. Die Größe der Erdkugel ist sehr stark übertrieben, um die Lage des Äquators und der Pole veranschaulichen zu können.

[himmelskugel1.gif]
 
1-Frühlingspunkt, 2-Erdäquator, 2'-Himmelsäquator, 2"-Äquatorebene, 3-gedachte Himmelskugel, 4-Rotationsachse der Erde, 5-Himmelsnordpol, 6-scheinbare Umlaufbahn der Sonne während eines Jahres, 7-ekliptikale Ebene
 
Abbildung 9: Himmelskugel

Der Beobachter auf der Erde nimmt die anderen Himmelskörper, am auffälligsten Sonne, Mond und Planeten, als sich auf der Himmelskugel bewegende Objekte wahr. Schon früh wurde neben Sonne und Mond zwischen Fixsternen und "Wandelsternen" unterschieden. Letztere sind die Planeten unseres Sonnensystems, die sich im Unterschied zu den Fixsternen in relativ kurzen Zeiträumen merklich bewegen.

In Abbildung 9 ist die jährliche scheinbare Bahn der Sonne gekennzeichnet. Deren Schnittpunkte mit der Erdbahnebene werden Knoten genannt. Die Sonne durchquert im Frühjahr von Süden nach Norden den aufsteigenden Knoten und im Herbst den absteigenden Knoten. Die beiden Knoten werden dementsprechend auch Frühlings- und Herbstpunkt genannt. Befindet sich die Sonne in einem dieser beiden Punkte, herrscht auf der Erde Tag- und Nachtgleiche.

Definition von Jahr und Monat

Der Frühlingspunkt dient als Bezugspunkt für die Definition der Länge des tropischen Jahres. Dieses hat zur Zeit eine Länge von 365,242199 Tagen. Diese Zeit benötigt die Sonne auf ihrer scheinbaren Bahn, um beginnend vom Frühlingspunkt diesen wieder zu erreichen. Für das Kalenderwesen hat dieses Jahr eine herausragende Bedeutung, weil sich die Jahreszeiten in seinem Rhythmus wiederholen. Der astronomische Frühlingsanfang ist definiert als der Zeitpunkt, an dem die Sonne durch den Frühlingspunkt läuft.

Neben dem tropischen Jahr hat das siderische Jahr eine gewisse kalendarische Bedeutung, da es im Hindu-Kalender verwendet wird. Es ist definiert durch den Zeitraum zwischen zwei aufeinander folgenden Durchgängen der Sonne durch den Stundenkreis eines bestimmten Fixsternes, also einem Umlauf um volle 360°. Das siderische Jahr hat eine Dauer von 365,256354 Tagen und ist somit etwas länger als das tropische Jahr. Diese Differenz kommt zu Stande, weil sich wegen der Präzessionsbewegung der Frühlingspunkt langsam der Sonne entgegen bewegt, was die folgende Abbildung 10 zeigt.

[himmelskugel2.gif]
1-Bewegungsrichtung des Frühlingspunktes, 2-Richtung der scheinbaren Sonnenbewegung, 3-Bahn und Richtung der scheinbaren Bewegung des Himmelsnordpols, 4-Rotationsachse der Erde
 
Abbildung 10: Bewegung des Frühlingspunktes

Neben tropischem und siderischem Jahr kann noch das anomalistische Jahr definiert werden als Zeitspanne zwischen zwei aufeinander folgenden Durchgängen der Erde durch das Perihel.

Der für den irdischen Beobachter nach der Sonne auffälligste Himmelskörper, der Mond, bewegt sich an der Himmelskugel deutlich schneller als die Sonne. Die Dauer eines Mondumlaufes um die Erde wird Monat genannt, wobei sich auch hier je nach Wahl des Bezugspunktes unterschiedliche Monatslängen ergeben.

Der siderische Monat ist die Zeitspanne zwischen zwei aufeinander folgenden Durchgängen den Mondes durch den Stundekreis eines bestimmten Fixsternes und hat eine Länge von 27 Tagen 7 Stunden 43 Minuten und 11,5 Sekunden. Augenfälliger ist der synodische Monat, dessen Länge der Zeit zwischen zwei aufeinander folgenden Konjunktionen des Mondes mit der Sonne entspricht, d. h. der Zeit zwischen zwei Neumonden (oder zwei Vollmonden). Der synodische Monat ist mit 29 Tagen 12 Stunden 44 Minuten und 2,9 Sekunden über zwei Tage länger als der siderische Monat, weil sich während des Mondumlaufes auch die Erde auf ihrer Bahn um die Sonne weiterbewegt.

Abbildung 11 illustriert den Unterschied zwischen siderischem und synodischem Monat. Im Punkt 3 erscheint der Mond als Vollmond. Die Erde steht im Punkt 2. Der Mond erscheint von der Erde aus gesehen in der gleichen Richtung wie ein bestimmter Fixstern 6. Nach einem vollen Umlauf, wenn der Mond sich wieder in Richtung dieses Fixsternes (6') befindet, steht er im Punkt 3'. Da sich jedoch die Erde inzwischen zum Punkt 2' bewegt hat, muss sich der Mond noch bis zum Punkt 3" bewegen, um von der Erde aus wieder als Vollmond zu erscheinen. (Innerhalb dieser Zeit bewegt sich natürlich auch die Erde auf ihrer Bahn weiter, was in der Skizze aus Gründen der Übersichtlichkeit unberücksichtigt blieb.)

[monate.gif]
 
1-Sonne, 2, 2'-Erde, 3, 3', 3"-Mond, 4-Erdbahn, 5-Mondbahn (geozentrisch), 6, 6'-Richtung zu einem bestimmten Fixstern; nähere Erläuterungen im Text
 
Abbildung 11: Synodischer und siderischer Monat

Gebundene Rotation

Ein weiteres Merkmal der Mondbewegung ist die gebundene Rotation des Mondes. Von der Erde aus sehen wir immer nur eine Seite des Mondes, während die andere Mondseite stets der Erde abgewandt bleibt. Dieses Phänomen entsteht dadurch, dass der Mond während eines Umlaufes um die Erde auch einmal um seine Achse rotiert. Durch die sehr unregelmäßige Mondbewegung "schwankt" der Mond jedoch leicht, so dass von der Erde aus (zu unterschiedlichen Zeitpunkten) etwa 59% der Mondoberfläche sichtbar sind. Die ersten Bilder von der Mondrückseite übermittelte im Jahre 1959 die sowjetische Sonde Luna 3, wovon Formationsnamen wie Mare Moscoviense, Ziolkowski oder Koroljow zeugen.

Schließlich ist der Mond der bisher einzige Himmelskörper außer der Erde, auf dessen Oberfläche Menschen waren: Am 20. Juli 1969 setzten die US-amerikanischen Astronauten Neil Armstrong und Edwin Aldrin als erste Menschen den Fuß auf einen fremden Himmelskörper.

 

 

Anmerkungen

1
Eigentlich drehen sich Erde und Mond um eine Achse, die durch den gemeinsamen Schwerpunkt verläuft. Die Mondmasse ist im Vergleich zur Erdmasse relativ hoch, so dass die gemeinsame Rotationsachse nicht durch den Erdmittelpunkt verläuft. Diese Abweichung ist jedoch für den Kalender unbedeutend.

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http://www.ortelius.de/kalender/basic_de.php   © Holger Oertel 2000-2008; letzte Änderung: 19. August 2007

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