Astronomie von der Frühgeschichte bis zur Neuzeit/ Die Sonne

Die Erde umrundet die Sonne in einem Jahr. Die Sonnen umrundet auf ihrer von der Erde zu beobachtenden Bahn (Ekliptiklinie) die Erde einmal innerhalb eines Tages.

Die Schattenlängen und Schattenrichtungen variieren sowohl mit der Tageszeit als auch mit der Jahreszeit. Sie können im Sonnenlicht mit stabförmigen Zeigern gemessen werden, die einen Schatten mit einer bestimmten Länge werfen. Das Verhältnis zwischen der Zeigerlänge und der senkrecht zum ihm gemessenen Schattenlänge ist identisch mit dem Tangens des Höhenwinkels der Sonne.

• Schattenlängen im Sonnenlicht
• Die Zeigerlänge A im Verhältnis zu seiner Schattenlänge B stimmt mit der Höhe der Pyramide D im Verhältnis zu ihrer Schattenlänge C überein.
  Wenn der Höhenwinkel der Sonne ${\displaystyle \alpha }$ von der Schattenspitze über die Spitze des Zeigers oder der Pyramide zur Horizontalen gemessen wird, gilt: ${\displaystyle {\frac {A}{B}}={\frac {D}{C}}=\tan \alpha }$
• Unter Schweizer Bundesschutz stehende Sonnenuhr am Kirchturm von Sankt Jakob in Märstetten im Kanton Thurgau.
• Kopf eines Stabdolchs im Neuen Museum in Berlin. → Siehe auch Stabdolche.

Die Südrichtung ist so definiert, dass bedingt durch die Rotation der Erde jedes Himmelsobjekt in dieser Richtung seine größte Höhe über dem Horizont erreicht. Die Höhe wird hierbei senkrecht zum Horizont entlang des Meridians gemessen, der den Himmel im Zenit und im Nadir schneiden. Das ist besonders augenfällig bei unserer Sonne, die wie alle anderen Sterne jeden Tag genau in dieser Richtung ihren höchsten Stand erreicht. Der Zeitpunkt und Ort beim Erreichen der größten Höhe wird auch als die Kulmination eines Objektes auf dem südlichen Meridian bezeichnet. Da die Sonne stets mittags ihren höchsten Stand erreicht, wird der südliche Meridian auch Mittagsmeridian genannt.

Anders als die Fixsterne ändert die Sonne ihre täglichen Aufgangs- und Untergangsrichtungen sowie die maximale Höhe über dem Horizont auf dem südlichen Meridian.

Bei der Nordrichtung verhält es sich auf der nördlichen Halbkugel der Erde umgekehrt wie bei der Südrichtung: alle Himmelsobjekte erreichen hier ihre niedrigste Höhe unter dem Horizont, wo sie nicht beobachtbar sind. Auf der südlichen Halbkugel der Erde ist dies naturgemäß entgegengesetzt: jedes Objekt am Himmel erreicht im Norden seine größte Höhe über dem Horizont und im Süden seine niedrigste Höhe unter dem Horizont.

Viele deutschsprachige Menschen kennen den folgenden sich reimenden Merksatz, von dem es auch etliche Abwandlungen gibt:

Im Osten geht die Sonne auf,
im Süden hält sie Mittagslauf,
im Westen geht sie unter,
im Norden wird sie niemals munter.

Bei der Tag-und-Nachtgleiche im Frühjahr steht die Sonne im Frühlingspunkt auf der Ekliptiklinie, und bei der Tag-und-Nachtgleiche im Herbst steht sie im Herbstpunkt. An diesen Tagen geht sie überall auf der Erde genau im Osten auf und im Westen unter, und während sie sich dann ebenfalls überall von 6 Uhr morgens bis 18 Uhr abends auf ihrer180 Bogengrad langen Bahn oberhalb des Horizonts befindet, beschreitet sie ihren zwölfstündigen Tagbogen. Astronomisch werden die Tag-und-Nacht-Gleichen als Äquinoktien bezeichnet.

Die folgenden beiden Bilder zeigen die Situation zur Tag-und-Nacht-Gleiche im Frühjahr. Der Horizont ist auf seiner vollen Länge von 360 Bogengrad von Norden (links) über Süden (Mitte) bis wieder nach Norden (rechts) in einer rechtwinkligen Mercator-Projektion dargestellt. Die Meridiane stehen in diesen Darstellungen senkrecht auf dem Horizont. Der Himmelsäquator hat stets dieselbe Lage. Die Ekliptiklinie ist morgens allerdings sehr flach und abends sehr steil. An diesem Morgen steht die Sonne beim Aufgang im Frühlingspunkt und an diesem Abend beim Untergang im Herbstpunkt. Zur Tag-und-Nacht-Gleiche im Herbst verhält es sich genau umgekehrt, die Sonne steht morgens beim Aufgang im Herbstpunkt und abends beim Untergang im Frühlingspunkt.

• Der Sternenhimmel auf 53 Bogengrad nördlicher Breite zur Tag-und-Nacht-Gleiche im Frühling mit Darstellung in Blickrichtung südlicher Horizont in Mercator-Projektion
• Morgens beim Sonnenaufgang genau in Richtung Osten: flache Ekliptik (gelb), Himmelsäquator (hellblau), horizontales Koordinatensystem mit Meridian (grün).
• Abends bei Sonnenuntergang genau in Richtung Westen: steile Ekliptik (gelb), Himmelsäquator (hellblau), horizontales Koordinatensystem mit Meridian (grün).

An den beiden Tagen der Tag-und-Nacht-Gleiche kreuzt die Ekliptiklinie für jeden Beobachtungspunkt auf der Erde sowohl den Horizont als auch den Himmelsäquator genau im Osten und im Westen.

Vom Äquator aus gesehen steht die Mittagssonne zu den Tag-und-Nachtgleichen genau im Zenit, im Horizontsystem also genau senkrecht über einem Beobachter, und um Mitternacht genau senkrecht unterhalb eines Beobachters im Nadir.

→ Siehe auch Astronomische Bezugssysteme

Die Erde rotiert täglich einmal um ihre Rotationsachse, die zwischen dem geographischen Nordpol und dem Südpol liegt. Diese Erdachse ist um zirka 23,4 Bogengrad zur Ekliptikebene geneigt. Da die Erdachse ihre Lage zum Fixsternhimmel nur sehr langsam und geringfügig ändert (Präzession der Erdachse), ist sie je nach Jahreszeit mehr oder weniger zur Sonne hin geneigt. Auf der zur Sonne hin geneigten Erdhalbkugel (Hemisphäre) herrscht das Sommerhalbjahr, und auf der von der Sonne weg geneigten Erdhalbkugel herrscht das Winterhalbjahr.

Mittags steht die Sonne für Beobachter zwischen den Polarkreisen stets am höchsten über dem Horizont und um Mitternacht am weitesten unter dem Horizont. Sie kreuzt in diesem Augenblick den senkrecht auf dem südlichen und nördlichen Horizont stehenden Meridian (Mittagslinie). Nördlich des nördlichen Wendekreises der Erdoberfläche steht sie für einen Beobachter dann genau in Richtung Süden, und südlich des südlichen Wendekreises der Erdoberfläche genau in Richtung Norden. Zwischen den beiden Wendekreisen ist die Sonne auf dem Meridian in der Nähe des Zenits zu sehen – je nach Jahreszeit entweder etwas nördlicher oder etwas südlicher.

Ihren höchsten Stand erreicht die Sonne für jeden Ort auf der Erde am Mittag der Sommersonnenwende. Von der Nordhalbkugel aus gesehen steht sie dann genau in Richtung Süden, und an diesem Tag hat sie am Horizont ihre nördlichsten Aufgangs- und Untergangspunkte. Nördlich vom nördlichen Polarkreis geht die Sonne von der Erdoberfläche aus gesehen dann gar nicht unter. Von der Südhalbkugel aus gesehen ist es umgekehrt: sie steht dann genau in Richtung Norden und hat am Horizont ihre südlichsten Aufgangs- und Untergangspunkte. Südlich vom südlichen Polarkreis geht die Sonne von der Erdoberfläche aus gesehen dann gar nicht unter.

Ihren niedrigsten Mittagsstand erreicht die Sonne zur Wintersonnenwende. Von der Nordhalbkugel aus gesehen steht sie dann ebenfalls genau in Richtung Süden, und an diesem Tag hat sie am Horizont jedoch ihre nördlichsten Aufgangs- und Untergangspunkte. Nördlich vom nördlichen Polarkreis geht die Sonne von der Erdoberfläche aus gesehen dann gar nicht auf. Von der Südhalbkugel aus gesehen ist es wieder umgekehrt: sie steht dann genau in Richtung Norden und hat am Horizont ihre südlichsten Aufgangs- und Untergangspunkte. Südlich vom südlichen Polarkreis geht die Sonne von der Erdoberfläche aus gesehen dann gar nicht auf.

Astronomisch werden die Sonnenwenden als Solstitien bezeichnet.

Der maximale Höhenwinkel über dem Horizont wird bei allen Himmelsobjekten grundsätzlich bei der Kulmination auf dem südlichen Meridian erreicht. Dieser Höhenwinkel ergibt sich aus dem zur Beobachtung gehörenden geographischen Breitengrad ${\displaystyle \varphi }$ und der Deklination ${\displaystyle \delta }$, also die Höhe eines Himmelsobjektes über dem Himmelsäquator. Der Zusammenhang zwischen dem maximalen Höhenwinkel auf dem südlichen Meridian ${\displaystyle h_{max,S}}$ und dem geographischen Breitengrad ${\displaystyle \varphi }$ der Beobachtung kann mit Hilfe der Deklination ${\displaystyle \delta }$ wie folgt hergestellt werden:

${\displaystyle h_{max,S}=(90^{\circ }-\varphi )+\delta }$

Daraus ergibt sich, dass bei bekannter Deklination ${\displaystyle \delta }$ aus der Beobachtung des Höhenwinkels ${\displaystyle h_{max,S}}$ der Breitengrad ${\displaystyle \varphi }$ bestimmt werden kann:

${\displaystyle \varphi =90^{\circ }+\delta -h_{max,S}}$

Ist der Breitengrad ${\displaystyle \varphi }$ bekannt, kann anhand der Beobachtung des Höhenwinkels ${\displaystyle {max,S}}$ die Deklination eines Himmelsobjekts ${\displaystyle \delta }$ bestimmt werden:

${\displaystyle \delta =\varphi +h_{max,S}-90^{\circ }}$

Bei den Tag-und-Nacht-Gleichen geht die Sonne genau im Osten auf und genau im Westen unter. Im Laufe eines Jahres pendeln ihre Auf- und Untergangspunkte symmetrisch um diese diese beiden Äquinoktialpunkte. Die Winkel der Auf- und Untergangspunkte können auf dem Horizont mit ihrem Azimut ${\displaystyle a}$ angegeben werden, wobei die Azimute im horizontalen System von Norden (0 Bogengrad) aus über Osten (90 Bogengrad) nach Süden (180 Bogengrad) und dann weiter nach Westen (270 Bogengrad) gemessen werden:

${\displaystyle a=\arccos {\frac {\sin \delta }{\cos \phi }}}$

Anmerkung: Die atmosphärische Refraktion vergrößert den von der Erdoberfläche aus beobachteten Höhenwinkel in der Nähe des Horizonts ein wenig. Dadurch gehen die Gestirne etwas früher auf und gehen etwas später unter als sich aus der hier durchgeführten, rein geometrischen Betrachtungsweise ergibt. Durch die Berücksichtigung der atmosphärischen Refraktion ergeben sich darüber hinaus in Abhängigkeit vom Winkel zwischen der Ekliptiklinie und der Horizontline auch geringfügig abweichende Azimute.

Durch Einsetzen der entsprechenden Deklinationen der Sonne können die maximalen Höhenwinkel bei ihrer Kulmination auf dem südlichen Meridian berechnet werden, wobei ${\displaystyle \varepsilon }$ für die Schiefe der Ekliptikebene (heute 23,44 Bogengrad) in Bezug auf das äquatoriale System steht: Für die Sonne ergeben sich demnach die in der folgende Tabelle angegebenen Werte:

Deklinationen, maximale Höhenwinkel sowie Auf- und Untergangsazimute der Sonne

Ereignis	Deklination der Sonne ${\displaystyle \delta _{S}}$	Maximaler Höhenwinkel der Sonne ${\displaystyle h_{max,S}}$	Azimut des Sonnenaufgangs ${\displaystyle a_{A,S}}$	Azimut des Sonnenuntergangs ${\displaystyle a_{U,S}}$
Wintersonnenwende	${\displaystyle -\varepsilon }$	${\displaystyle (90^{\circ }-\varphi )-\varepsilon }$	${\displaystyle 180^{\circ }-\arccos {\frac {\sin \varepsilon }{\cos \varphi }}}$	${\displaystyle 180^{\circ }+\arccos {\frac {\sin \varepsilon }{\cos \varphi }}}$
Tag-und-Nacht-Gleiche	0	${\displaystyle (90^{\circ }-\varphi )}$	${\displaystyle 90^{\circ }}$	${\displaystyle 270^{\circ }}$
Sommersonnenwende	${\displaystyle +\varepsilon }$	${\displaystyle (90^{\circ }-\varphi )+\varepsilon }$	${\displaystyle \arccos {\frac {\sin \varepsilon }{\cos \varphi }}}$	${\displaystyle 360^{\circ }-\arccos {\frac {\sin \varepsilon }{\cos \varphi }}}$

Die Sonnenbahn wurde schon in der Steinzeit von ganz verschiedenen Orten der Erde aus regelmäßig beobachtet. Es gibt zahllose  Sonnenuhren, mit denen die Ortszeit abgelesen werden kann, wenn die Sonne am Himmel zu sehen ist. Im Altertum sind aber auch viele größere Anlagen errichtet worden, mit denen die Auf- und Untergangsorte am Horizont beobachtet werden konnten. Hierzu zählen beispielsweise die zahlreichen Sonnenobservatorien als  Kreisgrabenanlagen oder als Ringheiligtümer in Mitteleuropa genauso wie einige Tempelanlagen auf Malta. In der folgenden Tabelle sind einige aufgeführt: