1.2.1 Äquatorsystem

Das in der Astronomie wohl am häufigsten verwendete Koordinatensystem ist das Äquatorsystem (siehe Abb. 1), dessen Grundebene durch die bis in die scheinbare Himmelskugel ausgedehnte Äquatorebene der Erde gebildet wird. Die gedachte Schnittlinie der Äquatorebene mit der scheinbaren Himmelskugel ist der Himmelsäquator. Je nach Art des Leitpunktes, von dem aus die in der Ebene des Himmelsäquators liegende Winkelkoordinate gemessen wird, unterscheidet man das ruhende vom rotierenden Äquatorsystem. Beim ruhenden Äquatorsystem ruht der als Leitpunkt dienende Schnittpunkt des Himmelsäquators mit dem Meridian relativ zum Beobachter (Meridian: gedachte Linie an der scheinbaren Himmelskugel von Nord über den Zenit nach Süd). Von diesem Leitpunkt aus wird der zeitlich veränderliche Winkel $\tau$ (Stundenwinkel) in Richtung der scheinbaren täglichen Bewegung der Gestirne abgetragen. Beim rotierenden Äquatorsystem wird der fest mit der scheinbaren Himmelskugel verbundene Schnittpunkt zwischen Himmelsäquator und Ekliptik (Frühlingspunkt) verwendet, welcher somit in Bezug auf den Beobachter rotiert (Ekliptik: gedachte Schnittlinie der Bahnebene des Erde-Mond-Systems mit der scheinbaren Himmelskugel). Vom Frühlingspunkt ausgehend wird der rotationsunabhängige Winkel $\alpha$ (Rektaszension) in Richtung der Erdrotation gemessen. Die Lage der auf dem Himmelsäquator liegenden Nullpunkte von ruhendem und rotierendem Äquatorsystem wird zueinander durch die Angabe des Winkels $\Theta$ (Sternzeit) angegeben. Es gilt:

$$\Theta = \tau + \alpha.$$

Die Winkel $\tau, \ \alpha \ \mbox{und} \ \Theta$ werden meist in Zeiteinheiten im Intervall $[0^{\rm h}, 24^{\rm h}]$ ausgedrückt. Die zweite Koordinate $\delta$ (Deklination) des Äquatorsystems (ruhend und rotierend) kennzeichnet den Winkelabstand zum Himmelsäquator und liegt im Intervall $[0^\circ, \pm 90^\circ]$ (positiv in Richtung Himmelsnordpol).

Abb.1 :Äquatorsystem