Document ID: /fineweb-2-swissfilter-quality_10-filterrobots/filtered/03583.jsonl.gz/1119

Himmel
[* 1] (
Himmelsgewölbe,
Himmelskugel,
Firmament), die scheinbare
Kugel, in deren
Mittelpunkt O ein Beobachter zu stehen
glaubt, und auf deren innerer Seite er die
Sterne erblickt. Durch die horizontale
Ebene wird dieselbe in
zwei Hälften, eine obere sichtbare und eine untere unsichtbare, geteilt; der
Durchschnitt dieser
Ebene mit der
Himmelskugel,
ein größter
Kreis,
[* 2] heißt der
Horizont
[* 3] des Beobachters. Wir denken uns in obenstehender
[* 1]
Figur, wo derselbe durch
S T'
N dargestellt wird, die horizontale
[* 1]
^[Abb.: Scheinbare
Himmelskugel mit den
Kreisen zur Bestimmung des
Orts eines
Sterns.]
¶
mehr
Ebene rechtwinkelig zur Papierebene stehend. Eine vertikale Gerade, die im Standpunkt O des Beobachters errichtet wird, trifft
die
Himmelskugel in zwei diametral entgegengesetzten Punkten, von denen der sichtbare, über dem Kopf des Beobachters gelegene
Z der Zenith oder der Scheitelpunkt, der unter den Füßen des Beobachters auf der untern Halbkugel gelegene
Z' der Nadir oder der Fußpunkt heißt. Jeder Kreis auf der
Himmelskugel, der durch diese beiden Punkte geht, wird ein Höhenkreis
oder Vertikalkreis genannt, und das Stück T T' = h eines solchen, welches zwischen dem Horizont und dem Stern T liegt, ist die
Höhe des letztern, während der Bogen
[* 5] T Z des Höhenkreises zwischen dem Stern T und dem Zenith die Zenithdistanz
oder der Zenithabstand des Sterns heißt. Beide bilden zusammen einen Viertelkreis oder 90°. Gemessen wird die Höhe durch
den Winkel
[* 6] T' O T, den die nach dem Stern gerichtete Visierlinie O T mit der horizontalen Ebene einschließt,
die Zenithdistanz aber durch den Winkel zwischen der Visierlinie und der Vertikalen. Legt man durch einen Stern T einen Kreis
am
Himmel, welcher parallel zum Horizont ist, dessen Punkte also alle dieselbe Höhe haben wie R T, so heißt dieser ein Almukantarat.
Bei Beobachtung des gestirnten
Himmels sieht man alle Sterne eine Bewegung in der Richtung von O. nach W.
machen, und die gleiche Erscheinung zeigen auch Mond
[* 7] und Sonne.
[* 8] Eine genauere Betrachtung belehrt uns, daß alle Gestirne bei
dieser Bewegung kreisförmige Bahnen beschreiben, und daß scheinbar der ganze
Himmel sich in Zeit von 24 Stunden um eine feste
Gerade dreht, die durch den Standpunkt des Beobachters geht. Diese (nur gedachte) gerade Linie heißt die Weltachse oder Himmelsachse,
und die beiden Punkte, in denen sie das
Himmelsgewölbe trifft, werden die Pole des
Himmels oder die Weltpole genannt.
Der eine dieser Pole, den wir auf der nördlichen
Himmelskugel sehen, und in dessen Nähe ein größerer
Stern, der Polarstern, steht, ist der Nordpol (P in der
[* 4]
Figur); der auf der uns unsichtbaren
Himmelskugel gelegene heißt der
Südpol P'. Der durch Zenith und Nadir sowie durch die beiden Pole gelegte Höhenkreis, welcher unsre
[* 4]
Figur begrenzt, ist der
Meridian oder Mittagskreis des Beobachtungsortes. Er schneidet den Horizont in zwei Punkten, von denen der
unterhalb des Pols P gelegene N der Nordpunkt, der diametral entgegengesetzte S der Südpunkt heißt.
Durch diese beiden Punkte sind die beiden Haupt
himmelsgegenden, N. und S., bestimmt. Teilt man jeden der beiden Halbkreise,
in welche die gerade Linie N S, die sogen. Mittagslinie, den Horizont teilt, wieder in zwei gleiche Teile,
so erhält man den Ostpunkt W' und den Westpunkt W. Der erstere liegt für einen Beobachter, der das Gesicht
[* 9] nach S. kehrt,
zur linken, der letztere zur rechten Hand.
[* 10] Die Lage der Weltachse gegen den Horizont wird bestimmt durch
ihren Neigungswinkel N O P oder den Kreisbogen N P zwischen Nordpunkt und Pol, welcher die Polhöhe heißt.
Der Ort eines Sterns am scheinbaren Himmelsgewölbe ist bekannt, wenn man seine Höhe T' T = h und den Winkel kennt, den der Höhenkreis mit dem Meridian einschließt, das Azimut des Sterns. Die Astronomen rechnen ihn von der Südseite, die Geodäten aber von der Nordseite des Meridians aus in der Richtung der scheinbaren Sonnenbewegung von 0-360°. Er wird gemessen durch den Bogen des Horizonts oder eines Almukantarats, der zwischen Meridian und Höhenkreis liegt; es ist also in unsrer [* 4] Figur S T' oder R T, entsprechend den Winkeln S O T' oder R M T, das Azimut des Sterns T im astronomischen Sinn.
Azimut und Höhe sind die Horizontkoordinaten des Sterns; zu ihrer Messung dient ein Instrument, das die Namen Höhen- und Azimutalkreis oder Altazimut, auch Universalinstrument führt. Höhe und Azimut sind beständig veränderlich. Wie bereits erwähnt, beschreibt jeder Stern im Laufe von 24 Stunden einen Kreis. Alle diese Kreise [* 11] haben ihre Mittelpunkte auf der Weltachse, und ihre Ebenen stehen senkrecht zu dieser; wir nennen sie Parallelkreise. Jeder Parallelkreis hat seinen höchsten Punkt auf der vom Pol aus nach S. liegenden Seite des Meridians und seinen tiefsten auf der entgegengesetzten Seite. Diese beiden Punkte heißen die Kulminationspunkte des Sterns, sein Durchgang durch einen derselben heißt seine Kulmination; man sagt von ihm, er kulminiere, und zwar nennt man die Kulmination eine obere, wenn sie südlich, eine untere, wenn sie nördlich vom Pol stattfindet.
Man bemerkt nun leicht einen Unterschied zwischen den Sternen: manche sind uns auch in ihrer untern Kulmination sichtbar, andre nicht. Bei den erstern liegt also der ganze von ihnen beschriebene Parallelkreis oberhalb des Horizonts, sie sind jahraus jahrein in jeder sternenhellen Nacht sichtbar. Solche Sterne heißen Zirkumpolarsterne; zu ihnen gehören z. B. für Beobachter im mittlern Europa [* 12] die Sterne des Großen und Kleinen Bären. Bei andern dagegen fällt die untere Kulmination unter den Horizont; sie steigen daher an einem Punkt am östlichen über den Horizont empor und gehen an einem Punkt im W. unter denselben hinab, sie gehen auf und unter.
Bei diesen Sternen zerfällt der ganze Parallelkreis in einen über dem Horizont gelegenen Teil, den Tagbogen, und in einen für uns unsichtbaren Teil, den Nachtbogen, der unterhalb des Horizonts liegt. Die beiden Punkte V' und V, in denen der Parallelkreis den Horizont schneidet, fallen im allgemeinen nicht mit Ost- und Westpunkt zusammen, sondern liegen entweder beide nördlich oder beide südlich von diesen Punkten; ihre Abstände W' V' und W V von ihnen, gemessen auf dem Horizont, heißen Morgen- und Abendweite und werden nach N. hin positiv gerechnet. Der größte unter allen Parallelkreisen, W' A W A' in der [* 4] Figur, steht um 90° von den Polen ab und heißt der Himmelsäquator; er schneidet den Horizont im Ost- und Westpunkt und wird von ihm halbiert, so daß der Tagbogen W' A W ebenso groß ist wie der Nachtbogen. Der Winkel S O A, den der Äquator mit der Südseite des Horizonts einschließt, heißt die Äquatorhöhe und wird durch den Meridianbogen S A gemessen; er ergänzt die Polhöhe zu 90°.
Ein durch den Stern T und die beiden Pole P und P' gelegter Kreis heißt ein Deklinationskreis, und der Bogen desselben zwischen Äquator und Stern, U T = δ, ist die Deklination oder Abweichung des Sterns T; sie wird vom Äquator nach S. und N. von 0-90° und zwar positiv nach N., negativ nach S. gerechnet. Der Bogen zwischen Stern und Pol, T P = 90°-δ, heißt die Poldistanz oder Polardistanz des Sterns. Die Deklination ist bei den Fixsternen nur sehr langsamen Veränderungen unterworfen, so daß man sie in Bezug auf die tägliche Bewegung des Sternhimmels als konstant betrachten kann. Der Winkel, den die Ebene des Deklinationskreises mit der Südseite des Meridians einschließt, gemessen durch den Winkel A O U in ¶
mehr
unsrer [* 13] 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 [* 14] (s. d.), doch wird größere Genauigkeit durch Beobachtungen im Meridian erreicht; vgl. Meridiankreis [* 15] 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 Himmel 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 [* 16] 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 [* 17] 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 [* 18] (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 [* 19] nicht von dem Tageslicht geblendet wird, die Sterne erblicken. Da wir zunächst keinerlei Maßstab [* 20] 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 [* 21] 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 [* 22] scheint aber diese Achse immer nach denselben Punkten des Himmels gerichtet (vgl. jedoch Präzession und Nutation).
Ganz kugelförmig erscheint übrigens der Himmel 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 ¶
Im Meyers Konversations-Lexikon, 1888
Himmel.
[* 1] Die blaue Farbe des Himmels suchte schon Chappuis 1880 vom Ozon abzuleiten, nachdem er mit Hautefeuille das tief indigblaue flüssige Ozon dargestellt hatte. Dieser Ansicht ist auch Hartley beigetreten. In einem 70 m langen Rohre genügt ein Quantum von 2,5 mg Ozon auf 1 qcm des Querschnitts, um eine himmelblaue Färbung hervorzubringen. Stark ozonisierter Sauerstoff absorbiert die ultravioletten Strahlen und fluoresziert stark stahlblau. Das Himmelsblau würde demnach teils beim Durchgang der Lichtstrahlen durch das blaue Gas, teils durch Fluoreszenz [* 24] des Sauerstoffs und des Ozons entstehen. Jedenfalls ist Ozon in genügender Menge in der Luft enthalten, um entfernte Gegenstände bläulich erscheinen zu lassen.