Astronomie von der Frühgeschichte bis zur Neuzeit/ Die Sonne

Die Nachmittagssonne am 29. Juli 2024 mit Sonnenflecken von Berlin aus gesehen.

Die Sonne ist das Zentralgestirn unseres Planetensystems. Die Erde umrundet die Sonne als der dritte von vier inneren Planeten innerhalb eines Jahres. Diese vollständige Umrundung definiert also die Dauer eines Jahres. Die Ebene, in der die Erde um die Sonne läuft, wird Ekliptik genannt. Alle anderen Planeten und der Mond bewegen sich in der Nähe dieser Ekliptik, ihre Bahnebenen sind jedoch individuell ein wenig gegenüber der Ekliptik geneigt.

Die Erde rotiert innerhalb eines Tages um ihre eigene Polachse. Diese vollständige Umdrehung definiert also die Dauer eines Tages. Von der Erde aus betrachtet scheint sich die Sonne dabei jeden Tag von Osten nach Westen zu bewegen. Da sich die Sonne von der Erde aus gesehen stets in der Ekliptikebene befindet, liegt die scheinbare Sonnenbahn auf der sogenannten Ekliptiklinie.

Der Meridian

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.

Die Äquinoktien

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 Sonnenwenden

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 $\phi$ und der Deklination $\delta$, also die Höhe eines Himmelsobjektes über dem Himmelsäquator. Der Zusammenhang zwischen dem maximalen Höhenwinkel auf dem südlichen Meridian $h_{max,S}$ und dem geographischen Breitengrad $\phi$ der Beobachtung kann mit Hilfe der Deklination $\delta$ wie folgt hergestellt werden:

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

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

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

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

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

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 beiden Äquinoktialpunkte. Die Winkel der Auf- und Untergangspunkte können auf dem Horizont mit ihrem Azimut $a$ 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:

$a=\arccos \frac{\sin \delta }{\cos \varphi }$

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 $\epsilon$ 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 folgenden Tabelle angegebenen Werte:

Deklinationen, maximale Höhenwinkel sowie Auf- und Untergangsazimute der Sonne

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

Schattenwurf

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 $\alpha$ von der Schattenspitze über die Spitze des Zeigers oder der Pyramide zur Horizontalen gemessen wird, gilt: $\frac{A}{B}=\frac{D}{C}=\tan \alpha$
• 
  Bronzekopf eines Stabdolchs aus der Bronzezeit (Anfang des zweiten Jahrtausends vor Christus) im Neuen Museum in Berlin. Mit dem Schattenwurf der Dolchspitze auf den Dolchstab (beim dargestellten archäologischen Fund nicht erhalten) können die Kulmination von Sonne und Mond auf dem südlichen Meridian beobachtet werden. Auf diese Weise können die Südrichtung, die Winter- und Sommersonnenwende, die Tag-und-Nacht-Gleichen sowie der ekliptikalen Breiten des Mondes inklusive der großen und kleinen Mondwenden bestimmt werden.
  → Siehe auch Stabdolche.

Sonnenuhren

Seit der Antike sind Sonnenuhren im Einsatz, um die Tageszeit, aber auch um das Datum im Jahr bestimmen zu können. Sie erzeugen zum Beispiel mit einem Schattenstab einen auf der Sonnenuhrenfläche erkennbaren Schattenzeiger. Anhand der Lage des Schattens kann auf einem dazu passenden Ziffernblatt die wahre Ortszeit abgelesen werden. Über die Länge des Schattens kann der Zeitpunkt im Kalenderjahr bestimmt werden. Aus drei Gründen kann die wahre Ortszeit von der amtlichen Uhrzeit abweichen:

Diagramm mit dem jährlichen Funktionsverlauf der Zeitgleichung und ihrer beiden Anteile durch die von der Abweichung einer Kreisbahn bedingte variierende Bahngeschwindigkeit der Erde (Exzentrizität) und den durch die pendelnde Achsschiefe bedingten variierenden Winkel der Erdachse zur Verbindungslinie zwischen Erde und Sonne in der Ekliptik.

1. Die Sonnenuhr befindet sich nicht auf dem Bezugsmeridian, der zur geltenden Zeitzone gehört. Für die mitteleuropäische Zeit (MEZ) ist dies der Längengrad bei 15 Grad östlicher Länge, was in Deutschland zum Beispiel nur für die ostdeutsche Stadt Görlitz zutrifft. Alle anderen deutschen Städte liegen weiter westlich, so dass sie den Mittag erst nach der amtlichen Zeit 12:00 Uhr MEZ anzeigen.
2. Die Zeitgleichung ZG beschreibt die Abweichungen zwischen der angezeigten wahren Ortszeit (WOZ) und der mittleren Ortszeit (MOZ): $\mathrm{Z}\mathrm{G}=\mathrm{W}\mathrm{O}\mathrm{Z}-\mathrm{M}\mathrm{O}\mathrm{Z}$. Diese Abweichungen beruhen auf zwei Ursachen:
   1. Die Erde umläuft die Sonnen auf einer Ellipsenbahn mit einer entsprechenden Exzentrizität. Im Perihel befindet sie sich Anfang Januar, und dann ist sie am schnellsten, so dass der nächste Mittag in etwas weniger als 24 Stunden erreicht wird. Im Aphel befindet sie sich Anfang Juli, und dann ist sie am langsamsten, so dass der nächste Mittag in etwas mehr als 24 Stunden erreicht wird. Durch diese Schwankungen ergeben sich im Laufe eines Jahres sinusförmige Abweichungen von bis zu 7,5 Minuten.
   2. Der Winkel der Erdachse zur Verbindungslinie zwischen Erde und Sonne ist zeitlich nicht konstant, sondern die entsprechende Achsschiefe schwankt jahreszeitlich um die rechten Winkel bei den Tag-und-Nacht-Gleichen. Durch diese Schwankungen ergeben sich im Laufe eines Jahres sinusförmige Abweichungen von bis zu 10 Minuten.
3. Aufgrund von nationalen politischen Beschlüssen kann die amtlich geltende Uhrzeit in Zeitzonen festgelegt werden, die von der wahren Ortszeit abweicht. Hierbei treten folgende beiden Fälle auf:
   1. Der betreffende Staat wird von gar keinem Bezugsmeridian, einem anderen Bezugsmeridian oder mehreren Bezugsmeridianen durchlaufen. Rechtliche Normen definieren, welche Zeitzonen angewendet werden.
   2. Die Uhrzeit bekommt im Sommerhalbjahr (meist zwischen Ende März und Ende Oktober) einen Aufschlag von genau einer Stunde. In diesem Fall spricht man von der Anwendung der Sommerzeit, es gilt also die mitteleuropäische Sommerzeit (MESZ) anstelle der mitteleuropäischen Zeit (MEZ).

Die beschriebenen Effekte können zum Beispiel dazu führen, dass in Finisterre, dem westlichsten Punkt Spaniens auf 9,25 westlicher geographischer Breite, wo die mitteleuropäische Sommerzeit (MESZ) gilt, die Sonne erst gegen 13:30 Uhr (MESZ) im Süden steht und bei 12:00 Uhr (WOZ) ihren Höchststand erreicht. In der Folge geht die Sonne zu den Tag-und-Nacht-Gleichen, wie überall auf der Erde um 6:00 Uhr (WOZ) auf, aber erst um 7:30 Uhr (MESZ), und wie überall auf der Erde um 18:00 Uhr (WOZ) unter, aber erst um 19:30 Uhr (MESZ).

• Sonnenuhren
• 
  Unter Schweizer Bundesschutz stehende Sonnenuhr am Kirchturm von Sankt Jakob in Märstetten im Kanton Thurgau aus dem Jahr 1808 von Johannes Konrad Boltshauser mit dem Spruch "Nur die heitren Stunden weis ich".
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  Erläuternde Hilfslinien und Texte für die Sonnenuhr an der nach Süden ausgerichteten Turmwand der Kirche Sankt Jakob in Märstetten (Schweiz). Die Schleifen im Diagramm in Form langgezogener Achten zeigen für ein gegebenes Datum die Abweichung der wahren Ortszeit auf der Längsachse der Schleifen von der mittleren Ortszeit auf dem Schleifenrand an, die durch die Zeitgleichung gegeben ist. Die blaue Hälften beschreiben von oben nach unten das erste Halbjahr von Januar bis Juni und die orangefarbenen Hälften von unten nach oben das zweite Halbjahr von Juli bis Dezember.

Der Sonnenhöchststand wird zur wahren Ortszeit 12:00 Uhr erreicht, wenn die Sonne auf dem südlichen Meridian kulminiert und der Schattenzeiger somit senkrecht steht. Die Tageszeiten, an den die Sonne in den Städten Jerusalem, Wien, Paris und London auf dem südlichen Meridian kulminiert, sind im Ziffernblatt mit den vier Anfangsbuchstaben dieser vier Städte markiert.

Das Datum kann im Liniendiagramm in der Mitte der Sonnenuhr abgelesen werden. Das Sonnenlicht, das durch die zentrale Lochblende im Stern am Schattenstab auf die Turmfläche fällt, beschreibt im Laufe eines Tages Bögen, die im Monatsabstand in horizontaler Richtung aufgetragen sind. Die dargestellten Bögen entsprechen den zwölf Tagen im Sonnenjahr, an denen sich die Sonne jeweils auf der Grenze zwischen zwei Lebewesenkreiszeichen des Zodiaks befindet, die innerhalb des Ziffernblatts als astronomische Symbole und außen als bildliche Darstellungen markiert sind. Der oberste Bogen (Tropicus Capricornici = südlicher Wendekreis des Steinbocks) beschreibt den Tagesbogen bei der Wintersonnenwende, der unterste Bogen (Tropicus Cancri = nördlicher Wendekreis des Krebses) beschreibt den Tagesbogen bei der Sommersonnenwende. Die mit "Aequator" beschriftete, exakt horizontale und gerade Linie beschreibt die Tagesbögen zu den beiden Tag-und-Nacht-Gleichen im Frühling und im Herbst, bei denen die Sonne genau im Osten aufgeht und genau im Westen untergeht. Die Aufnahme wurde am 16. August (2025) gemacht, als die Sonne eine ekliptikale Länge von 143,5 Bogengrad hatte und somit sechs Tage vor dem Erreichen der Grenze zum Sternbild Jungfrau noch im Sternbild Löwe stand.

Da im Sommer aus politischen Gründen eine Stunde hochgezählt werden musste, war die amtliche Zeit zum Zeitpunkt der Aufnahme im obenstehenden Bild bereits 10:55 Uhr (MESZ), was der mittleren Zeit auf dem Bezugsmeridian von 9:55 Uhr (MEZ) entspricht. Auf der Sonnenuhr konnte zu diesem Zeitpunkt auf dem Schnittpunkt des Schattenzeigers mit dem Bogen des Ziffernblatts für die Stunden des Tages für die wahre Sonnenzeit die Uhrzeit 9:37 Uhr abgelesen werden. Märstetten befindet sich knapp sechs Grad westlich vom 15-Grad-Bezugsmeridian der mitteleuropäischen Zeitzone. Dies bedeutet, dass die Sonne beim Kirchturm in Märstetten erst 23 Minuten später als auf dem Bezugsmeridian ihren Höchststand erreicht. Die mittlere Ortszeit betrug also 9:32 Uhr (MOZ). Aus der Zeitgleichung ergibt sich für den 16. August gegenüber der mittleren Ortszeit eine Verzögerung der wahren Ortszeit um knapp fünf Minuten, so dass diese 9:37 Uhr (WOZ) betrug, was der abgelesen Uhrzeit auf dem Ziffernblatt der Sonnenuhr entspricht.

Sonnenbeobachtung

Die Sonnenbahn wurde schon in der Steinzeit von verschiedenen Orten der Erde aus regelmäßig beobachtet. Es gibt zahllose Vorlage:W, 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 als Sonnenobservatorium nutzbaren Vorlage:W oder Ringheiligtümer in Mitteleuropa genauso wie manche Tempelanlagen auf Malta. In der folgenden Tabelle sind einige aufgeführt:

Astronomische Beobachtungsstätten im Altertum

Name	Art	Ort	Datierung
Kreisgrabenanlage von Goseck	Sonnenobservatorium	Burgenlandkreis, Sachsen-Anhalt, Europa	4900 vor Christus
Vorlage:W	Steinkreis	Nubische Wüste, Afrika	um 4000 vor Christus
Mnajdra	Sonnentempel / Kalenderstein	Malta, Mittelmeer	3800 vor Christus
Vorlage:W	Megalithische Sternwarte	Staro Nagoričane, Nordmazedonien, Europa	3800 vor Christus
Vorlage:W	Megalith-Bauwerk	Amesbury, Wiltshire, Süd-England	3000 vor Christus
Vorlage:W	Sonnenheiligtum	Çorum, Türkei, Kleinasien	13. Jahrhundert vor Christus
Vorlage:W	Brunnenheiligtum (größte Mondwende)	Sardinien, Mittelmeer	11. Jahrhundert vor Christus
Vorlage:W	Präkolumbischer Komplex der Prä-Inka-Kulturen (Sonnenobservatorium)	Bei Casma, Peru	3. Jahrhundert vor Christus
Belchen-System	Bergsystem	Vogesen, Schwarzwald, Jura	unbekannt