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Himmel (astronomisch).
unsrer Figur, den Äquatorbogen AU oder den Parallelkreisbogen BT, heißt der Stundenwinkel des Sterns T. Er wird von S. über W., N. und O. von 0-360° gezählt. Bei der gleichförmigen Rotation der Himmelskugel nimmt der Stundenwinkel auch gleichförmig zu, und zwar in der Stunde um 15°, in der Minute um 15' etc., weshalb man ihn auch oft in Stunden, Minuten und Sekunden angibt. Statt des mit der Zeit veränderlichen Stundenwinkels gibt man neben der Deklination noch ein andres, gleichfalls nahezu konstantes Bestimmungsstück für einen beliebigen Stern an. Zu dem Zweck nimmt man auf dem Äquator einen festen Punkt, den Frühlingspunkt ♈, an, dessen Bedeutung wir gleich kennen lernen werden, und nennt nun den Äquatorbogen ♈U = α, vom Frühlingspunkt aus der Rotationsrichtung des Himmels entgegen von 0-360° (oder auch von 0-24 Stunden) gezählt bis zum Deklinationskreis des Sterns T, die Rektaszension oder Geradaufsteigung dieses Sterns. Rektaszension und Deklination bilden die Äquator-Koordinaten des Sterns; zu ihrer direkten Bestimmung dient das Äquatorial (s. d.), doch wird größere Genauigkeit durch Beobachtungen im Meridian erreicht; vgl. Meridiankreis und Passageinstrument.
An der täglichen Bewegung des Himmels nimmt auch die Sonne teil; dieselbe besitzt aber zugleich auch eine eigne Bewegung unter den Fixsternen. Denn während ein Fixstern jahraus jahrein denselben Parallelkreis beschreibt, also auch an einem bestimmten Beobachtungsort immer an denselben Stellen des Horizonts auf- und untergeht und immer in derselben Höhe kulminiert, ist dies bei der Sonne anders: während der einen Jahreshälfte (vom 23. Dez. bis 23. Juni) rückt ihr Parallelkreis immer näher nach dem Nordpol hin, infolge davon wird für die Bewohner der nördlichen Erdhalbkugel der Tagbogen immer größer und größer, und die Höhe im Meridian wird ebenfalls größer, die Tage nehmen zu; während der andern Jahreshälfte dagegen rückt die Sonne vom Nordpol nach dem Südpol hin, der Tagbogen und die Kulminationshöhen sowie die Tageslängen nehmen ab. Eine genauere Untersuchung lehrt, daß die Sonne am längsten Tag etwa 23½° nördlich, am kürzesten Tag aber um ebensoviel südlich vom Äquator des Himmels steht. Ferner verstreicht zwischen zwei aufeinander folgenden Durchgängen eines Fixsterns durch den Meridian immer und bei allen Fixsternen derselbe Zeitraum, der ungefähr 4 Minuten weniger beträgt als 24 Stunden der im bürgerlichen Leben üblichen Zeit; die Zwischenzeit zwischen zwei Kulminationen der Sonne ist dagegen größer, durchschnittlich 24 Stunden bürgerlicher Zeit. Wir schließen daraus, daß die Sonne sich unter den Fixsternen in der Richtung von W. über S. nach O. bewegt, und wenn man nun beide Bewegungen kombiniert, so findet man, daß die Sonne im Lauf eines Jahrs einen größten Kreis am H. beschreibt, der den Äquator in zwei Punkten schneidet. In dem einen dieser Punkte, dem oben erwähnten Frühlingspunkt ^, steht die Sonne im Frühlingsanfang; der diametral gegenüberliegende, in welchem die Sonne zu Herbstes Anfang steht, ist der Herbstpunkt. Den Kreis, den die Sonne in einem Jahr zurücklegt, nennt man den Tierkreis oder die Ekliptik (s. d.); derselbe schließt mit dem Äquator einen Winkel von ungefähr 23½° ein, den man als die Schiefe der Ekliptik bezeichnet. Eine durch den Mittelpunkt der Himmelskugel gedachte Gerade, welche senkrecht zur Ebene der Ekliptik steht, schneidet den Fixsternhimmel in zwei von den Weltpolen um 23½° abstehenden Punkten, die man die Pole der Ekliptik nennt; der nördliche derselben fällt in das Sternbild des Drachen (Rektaszension 270°, Deklination +66½°). Der durch die beiden Pole der Ekliptik und einen Stern gelegte Kreis heißt der Breitenkreis dieses Sterns, und Breite des Sterns ist der Bogen desselben zwischen der Ekliptik und dem Stern. Dieselbe wird von der Ekliptik aus sowohl nach N. als auch nach S. von 0-90° gezählt. Der Bogen der Ekliptik zwischen dem Frühlingspunkt und dem Breitenkreis, in der Richtung von W. über S. nach O. etc. von 0-360° gezählt, heißt die Länge des Sterns. Länge und Breite bilden die Ekliptik-Koordinaten; sie sind ebenfalls, von ganz langsamen Veränderungen abgesehen, bei jedem Fixstern feste Größen. Gegenwärtig werden dieselben nicht mehr direkt beobachtet, die Astronomen des Altertums aber hatten zu diesem Zweck ein besonderes Instrument, das Astrolabium (s. d.).
Was wir das Himmelsgewölbe nennen, ist nur ein Schein; in Wahrheit sehen wir in den unendlichen Raum hinaus, in welchem wir nachts, wenn unser Auge nicht von dem Tageslicht geblendet wird, die Sterne erblicken. Da wir zunächst keinerlei Maßstab für die Entfernung derselben haben, so nehmen wir diese unwillkürlich als gleich groß an, denken uns also die Sterne auf der Innenseite einer Kugel. Wegen der ungeheuer großen Entfernung der Sterne erscheint uns unser jeweiliger Standort als Mittelpunkt dieser Kugel. Direkt messen können wir nun zunächst nur die Winkel zwischen den nach den verschiedenen Sternen hingehenden Radien dieser Kugel. Die horizontale Ebene ist nichts weiter als die unbegrenzt verlängerte Ebene, welche die Erde im Standpunkt des Beobachters berührt (vgl. Horizont). Die Drehung der Himmelskugel um die Weltachse ist ebenfalls nur ein Schein, hervorgerufen durch die Rotation der Erde um ihre Achse, die in der gerade entgegengesetzten Richtung von statten geht; die Weltachse selbst ist die eingebildete Verlängerung der Erdachse, die Ebene des Himmelsäquators fällt mit der des Erdäquators zusammen. Endlich ist auch die jährliche Bewegung der Sonne am Fixsternhimmel nur ein Schein; in Wahrheit läuft die Erde in dieser Zeit um die Sonne, und zwar in der Ebene der Ekliptik. Dabei bleibt die Erdachse immer parallel, beschreibt also im Lauf eines Jahrs eine um 66½° gegen die Ekliptik geneigte Cylinderfläche; wegen der außerordentlich großen Entfernung der Fixsterne scheint aber diese Achse immer nach denselben Punkten des Himmels gerichtet (vgl. jedoch Präzession und Nutation).
Ganz kugelförmig erscheint übrigens der H. den meisten unbefangenen Beobachtern nicht, vielmehr halten wir den Zenith für näher als den Horizont; nach einer Berechnung von Smith (um die Mitte des vorigen Jahrhunderts) verhält sich die scheinbare Höhe des Himmelsgewölbes zum Durchmesser des Horizonts wie 1:3 (nach Drobisch [1854] wie 11:37); halbiert man nach dem Augenmaß einen vom Zenith bis zum Horizont reichenden Bogen, so fällt der Halbierungspunkt nicht in 45°, sondern in 23° Höhe. Nach Malebranche und Euler liegt hier nicht eine Täuschung unsers Gesichtssinnes, sondern unsers Urteils vor: in vertikaler Richtung haben wir keinen Maßstab für die Entfernung, nehmen dieselbe daher zu klein an, während in horizontaler Richtung die Objekte auf der Erdoberfläche eine rich-^[folgende Seite]
