Dit is een uitgebreide versie van de Woordenlijst die in de Nederlandse Sterrengids (© Stip Media) wordt afgedrukt, en voorheen ook werd bijgehouden op https://zenitonline.nl/woordenlijst/
Het lichtweerkaatsend vermogen van het oppervlak van een lichaam, bijvoorbeeld van een planeet of planetoïde. Het albedo is 1,0 als ál het licht wordt weerkaatst (dan betreft het dus een volmaakte spiegel) en 0,0 als er totaal geen licht wordt weerkaatst (volmaakt zwart). Men onderscheidt:
Deze twee typen albedo hebben voor hetzelfde lichaam in het algemeen verschillende getalswaarden.
De tijd waarna een planeet terugkeert in het perihelium (of de maan in het perigeum). Als de planeetbaan zou vastliggen in de ruimte, zou de anomalistische periode gelijk zijn aan de siderische periode. Maar als gevolg van onderlinge zwaartekrachtswerking tussen planeten ondergaan vorm en ligging van de planeetbanen, dus ook het perihelium, periodieke en langzaam voortschrijdende verplaatsingen. Daarnaast is er een langzame beweging van het perihelium rond de zon als gevolg van een geometrisch effect dat volgt uit de algemene relativiteitstheorie van Einstein.
Het punt van de ellipsvormige baan van een planeet, planetoïde of komeet dat het verst van de zon is gelegen. Vergelijk perihelium, zie ook baanelementen.
Het punt van de ellipsvormige baan van de maan of van een kunstmaan dat het verst van de aarde is gelegen. Vergelijk perigeum, zie ook baanelementen.
De lange as van een ellipsbaan. Bij de planeten is dat de verbindingslijn tussen het perihelium (het punt dat het dichtst bij de zon ligt) en het aphelium (verste punt).
De nachtzijde van de maan wordt voor een deel verlicht door zonlicht dat door de aarde wordt weerkaatst. Dit weerkaatste "aardlicht" wordt 'asgrauw schijnsel' genoemd. Het is het best zichtbaar als de maansikkel smal is.
Een afstandsmaat: de gemiddelde afstand tussen de aarde en de zon. Preciezer: de halve lange as van de ellipsvormige baan die het aarde-maanstelsel doorloopt rond de zon. Het is een belangrijke lengte-eenheid in de sterrenkunde. 1 AE (AU in het Engels) is sinds 2012 gedefinieerd als: 149.597.870.700 meter.
Een hemelcoördinaat. Het azimut van een hemellichaam wordt als een hoekmaat gemeten in het horizontale vlak van de waarnemer. Als nulrichting geldt soms het zuiden, soms het noorden. In de Sterrengids is voor het noorden gekozen. Het oosten heeft dan azimut 90°, het zuiden 180° en het westen 270°. Zie ook het hoofdstuk Oriëntatie.
Zie Montering.
De zes parameters (numerieke gegevens) die de baan van een hemellichaam in de ruimte volledig beschrijven. Zie de figuur.
Een planeet beweegt rond de zon in een elliptische baan, waarbij de zon in een van de brandpunten van de ellips staat; de brandpuntsafstand c is de afstand tussen het geometrisch midden van de ellips, en een brandpunt: zie de figuur. De grootte en de vorm van een elliptische baan worden aangegeven door de halve lange baanas a en de excentriciteit e = c/a.
De ligging van de baan in de ruimte wordt vastgelegd door de lengte van de klimmende knoop Ω (dat is de hoek tussen het lentepunt en de klimmende knoop) en de inclinatie (baanhelling) i ten opzichte van het referentievlak (in het zonnestelsel doorgaans het eclipticavlak).
De oriëntatie van de baan in het baanvlak wordt aangegeven door het argument van het perihelium ω: dat is de hoek tussen de klimmende knoop en het perihelium (bij dubbelsterren het 'periastron'). In plaats hiervan wordt soms de lengte van het perihelium ϖ gegeven: deze is gelijk aan Ω + ω.Het laatste baanelement is het tijdstip van de passage van het perihelium T; in plaats hiervan geeft men voor planeten en planetoïden vaak de middelbare anomalie M0 (de hoekafstand langs een cirkelbaan vanaf het perihelium) van het hemellichaam op een gegeven epoche (het tijdstip waarvoor de baanelementen geldig zijn).
Is de baan een parabool of hyperbool, dan is er geen halve lange baanas en gebruikt men de periheliumafstand q.
Als zevende baanelement wordt vaak de gemiddelde dagelijkse beweging n gegeven; het omgekeerde hiervan is de zogeheten anomalistische periode. Deze parameter is met behulp van de derde wet van Kepler (zie Gravitatieconstante van Gauss) af te leiden uit de baanas, en is dus geen onafhankelijke parameter.
De conjunctie van een binnenplaneet (Mercurius of Venus) met de zon, waarbij de planeet tussen de zon en de aarde staat. Zie de hoofdstukken Planeten en Venus.
Een boogminuut is het zestigste deel van een graad: 1° = 60′. Men zegt boogminuut om verwarring met de "tijdminuut" te vermijden. Een tijdminuut is immers het zestigste deel van een uur. Een boogseconde is het zestigste deel van een boogminuut (1° = 60′ = 3600″). Zie ook de figuren in de Inleiding van de Sterrengids.
Zie Meteoor
De conjunctie van een binnenplaneet met de zon, waarbij de zon zich tussen deze planeet en de aarde bevindt. Zie de hoofdstukken Planeten en Venus.
Het punt op de optische as van een lens of lenzenstelsel waar men een scherp beeld verkrijgt van een "oneindig ver" object. Indien men foto's maakt via een kijker zonder ander optisch hulpmiddel dan het objectief, spreekt men van fotografie in het 'primaire brandpunt'. Wordt het beeld door middel van projectie via een oculair vergroot ('oculairprojectie'), dan spreekt men van fotografie in het 'secundaire brandpunt'. Zie ook Telescoop.
Een bolcoördinaat. Men kent onder meer de geografische breedte op de aardbol (meer specifiek de astronomische, geodetische, en geocentrische, zie Appendix II), de heliografische op de zon en de selenografische op de maan. Verder de hemelcoördinaten ecliptische breedte (hoekhoogte boven het eclipticavlak) en galactische breedte (hoekhoogte boven het melkwegvlak). Zie ook lengte en het hoofdstuk Oriëntatie.
Hemellichamen die in hun dagelijkse gang rond de hemelpool nooit onder de horizon komen, heten 'circumpolair'. Dit is afhankelijk van de declinatie δ van het object en van de geografische breedte φ van de waarnemer. Objecten waarvoor geldt: δ > 90° − φ blijven altijd boven de plaatselijke horizon. In Nederland, rond φ= +52° (noorderbreedte), zijn sterren met δ > +38° dus circumpolair. Op de noordpool (φ= +90°) of zuidpool (φ=−90°) zijn alle objecten ten noorden respectievelijk ten zuiden van de hemelequator circumpolair, terwijl alle objecten aan de andere kant van de equator nooit boven de horizon komen. In de lente en de zomer staat de zon ten noorden van de evenaar. Zij is dan circumpolair in het poolgebied en gaat ook rond middernacht niet onder. Op de evenaar, waar de poolas evenwijdig aan het horizonvlak ligt, komen alle objecten elke dag op en gaan zij ook elke dag weer onder: daar zijn dus geen circumpolaire sterren. Zie ook het kader "Zonsopkomst en zonsondergang" in het hoofdstuk Oriëntatie.
(Grieks: "haar"): de relatief heldere gas- en stof-wolk die zich rond de kern van een komeet vormt wanneer deze zo dicht bij de zon komt dat de komeet gaat verdampen.
Een schijnbare samenstand van twee hemellichamen. Bij een conjunctie van de maan en een planeet of van twee planeten onderling hebben beide hemellichamen dezelfde rechte klimming. Ze staan dan noord-zuid ten opzichte van elkaar. In sommige andere gevallen wordt de conjunctie langs de ecliptica gemeten: de betreffende objecten hebben dan dezelfde ecliptische lengte. Vergelijk oppositie.
Letterlijk "het bereiken van het hoogste punt": in de sterrenkunde is het een synoniem voor de doorgang van een hemellichaam door het zuiden, de plaatselijke meridiaan. Zie het hoofdstuk Oriëntatie.
De boog die de zon of een ander hemellichaam tijdens de schijnbare dagelijkse beweging langs de hemel beschrijft. De lengte van de boog is afhankelijk van de declinatie van het hemellichaam en van de geografische breedte van de waarnemer op aarde. Wanneer het hemellichaam het hoogste punt van de dagboog bereikt, spreken we van (boven)culminatie. Zie ook het hoofdstuk Tijd.
Een hemelcoördinaat, een van de equatoriale coördinaten; symbool δ. Het is de hoekafstand (een boogafstand aan de hemelbol) van een hemellichaam ten noorden (+) of ten zuiden (−) van de hemelequator. De declinatie is aan de hemelbol wat de geodetische breedte is op de aardbol. Zie ook rechte klimming en het hoofdstuk Oriëntatie.
Eclips betekent verduistering. Deze kan ontstaan doordat een hemellichaam dat zelf geen of weinig licht uitstraalt, in de schaduw treedt van een ander hemellichaam (bijvoorbeeld bij een maansverduistering), of doordat een helder lichaam wordt bedekt door een donker lichaam (bijvoorbeeld bij een zonsverduistering). Zie de figuren.
De grote cirkel aan de hemelbol waar de zon in de loop van een jaar schijnbaar langs beweegt. Met andere woorden: de centrale lijn door de dierenriem. Het is in feite de projectie van de aardbaan op de hemelbol: het eclipticavlak is het vlak van de aardbaan.
Hemelcoördinaten. De ecliptische lengte (λ) wordt uitgedrukt in graden (van 0° tot 360°) langs de ecliptica. De nulrichting is het lentepunt (de richting aan de sterrenhemel waar de zon aan het begin van de lente staat). Deze hemelcoördinaat wordt voor bewoners van het noordelijk halfrond tegen de wijzers van de klok in geteld; hierdoor neemt de lengte van de zon – die ten opzichte van de sterren van west naar oost beweegt – steeds toe. De ecliptische breedte (β) telt men van −90° tot +90°, waarbij een ster ten noorden van de ecliptica een positieve breedte heeft. Zie ook het hoofdstuk Oriëntatie.
De berekende (voorspelde) positie van een bewegend hemellichaam. Het Griekse woord "εφεμερος" betekent letterlijk "voor een dag". Een efemeride wordt doorgaans in tabelvorm voor een bepaalde periode (veelal een aantal dagen) gepresenteerd. Zo treft u in de Sterrengids efemeriden aan van zon, maan, planeten, planetoïden en kometen.
In de astronomie doen zich soms omstandigheden voor waarin de middelbare zonnetijd niet 'middelbaar' genoeg is. Want ook deze tijd kent fluctuaties en variaties, die terug te voeren zijn op geringe onregelmatigheden in de aardrotatie, welke bovendien vertraagt – de rest van het heelal, vooral maan en planeten, lijkt dan sneller te gaan lopen! Voor die gevallen waarin behoefte was aan een echt eenparig verlopende tijd, werd een tijdschaal gebaseerd op planeet-efemeriden ingevoerd: de efemeridentijd (ET). In 1984 werd de ET vervangen door de dynamische tijd TDT (Terrestrial Dynamical Time), die in 1991 op zijn beurt werd vervangen door de Terrestrial Time (TT). De TDT en TT zijn gebaseerd op de Internationale Atoomtijd (TAI), met een constant verschil: TT = TAI + 32,184 s. Efemeriden worden tegenwoordig door het JPL van NASA berekend met numerieke integratie. De tijdschaal hiervan, Teph, geldt voor het centrum van het coördinatenstelsel (in het massa-middelpunt van het zonnestelsel), en heeft gemiddeld dezelfde kloksnelheid als TT (gemeten op het aardoppervlak): de twee tijdschalen verschillen slechts in kleine periodieke variaties van enige milliseconden.
De grootte van het verschil van efemeridentijd met de middelbare zonnetijd: ΔT = TT − UT1 neemt in de loop der jaren toe omdat de aarde steeds langzamer draait. De waarde van dit verschil kan alleen achteraf uit waarnemingen worden bepaald. Op 1 januari 2023 bedroeg ΔT 69,209 seconden. In de Sterrengids is overal TT omgerekend in UT(C) of de daarvan afgeleide MET of MEZT.
Zie ook hoofdstuk Tijd.
Gezien vanaf de aarde de hoekafstand (d.w.z. een boogafstand aan de hemelbol) van een planeet tot de zon (of van een maan tot zijn planeet).
Om de paasdatum te berekenen moet men weten wanneer het Volle Maan is. De cyclus van Meton (zie ook gulden getal) leert dat na negentien jaar Nieuwe Maan (NM) en Volle Maan (VM) weer op dezelfde dagen van de zonnekalender vallen. Maar dat is maar bij benadering juist. Na negentien jaar scheelt het een paar uur (NM en VM vallen dan gemiddeld anderhalf uur vroeger). Na 312 jaar is het verschil opgelopen tot een hele dag.
Onder paus Gregorius XIII (die in 1582 de kalenderhervorming tot stand bracht) werden daarom de 'epacta' (ook epacten of maanwijzers genoemd) ingevoerd. De waarde van de epacta geeft aan hoeveel dagen vóór 1 januari de laatste Nieuwe Maan was, oftewel hoeveel dagen "oud" de maan is op "0 jan." van dat jaar (= 31 dec. voorgaand jaar).
Het woord "epacta" is afgeleid van het Griekse 'επακτος' dat "toegevoegd" betekent. De epacta tellen het overschot van een zonnejaar boven een waar maanjaar. De zogeheten synodische maand, dat is van NM tot NM, duurt gemiddeld zo'n 29,5 dagen. In één zonnejaar (van 365 dagen) past dan een maanjaar van 12 maancycli (354 dagen) plus een rest van 11 dagen. Twee opeenvolgende jaren verschillen dus 11 in hun waarden van de epacta. Voor twee jaar is het overschot 22 dagen, voor drie jaar 33 dagen: er wordt dan een dertiende maand bij het maanjaar gerekend, en van de epacta wordt 30 afgetrokken. De schrikkeldag wordt niet meegeteld: bij een schrikkeljaar blijft het verschil met het volgend jaar 11. Er is een sprong van 12 (saltus lunae) aan het einde van elke 19-jarige cyclus. Dit reproduceert dan de cyclus van Meton.
De zin van het gebruik van de epacta is, dat er zo nodig een extra correctie van +1 of −1 kan worden toegepast. In de gregoriaanse maankalender worden de epacta verminderd bij ieder eeuwjaar waarin een schrikkeldag vervalt, en 8 maal in 25 eeuwen verhoogd om de cyclus van Meton te corrigeren. In 2024 is de waarde van de epacta 19.
De datum waarvoor bepaalde gegevens geldig zijn. Afgezien van de verandering van de coördinatenstelsels ten gevolge van de precessie (zie aldaar) veranderen de posities van sterren, planeten en andere hemellichamen ook door hun eigenbeweging. Een catalogus, een steratlas, en baanelementen gelden daarom niet alleen voor een bepaald equinoctium (oriëntatie van het coördinatenstelsel gebonden aan de precessie), maar ook voor een bepaalde epoche. Dit is van belang bij de opgave van baanelementen van objecten in het zonnestelsel, omdat deze in korte tijd (maanden of jaren) aanzienlijk kunnen veranderen. Zie ook het hoofdstuk Oriëntatie.
Evenaar: de grote cirkel op de aardbol die de aarde in een noordelijk en een zuidelijk halfrond verdeelt. De draaiings-as van de aarde staat loodrecht op het vlak van deze cirkel. De projectie van de evenaar of dit equatorvlak op de denkbeeldige hemelbol noemen we de hemelequator.
Rechte klimming en declinatie: de hemelcoördinaten met de equator als grondvlak en het lentepunt als nulrichting. Zie ook het hoofdstuk Oriëntatie.
Zie Montering.
Omdat enkele belangrijke coördinatensystemen het lente-punt (de lente-equinox) als nulrichting hebben, en dit punt zich als gevolg van de precessie langzaam ten opzichte van de vaste sterren op de hemelbol verplaatst, veranderen de coördinaten van de vaste sterren eveneens. Men verwijst daarom naar het equinox van een bepaalde datum. Er bestaan standaard-equinoctia, zoals die van 1950,0 en 2000,0. De coördinaten genoemd in de tabellen van de planeten en planetoïden in de Sterrengids gelden voor het equinoctium 2000,0 (= 1,5 januari van het jaar 2000).
Een maat voor de vorm van een ellips. Het is de verhouding van de afstand tussen de twee brandpunten van de ellips en de lengte van de grote as van de ellips. Voor een cirkel is de excentriciteit 0, voor langgerekte ellipsen bijna 1. Zie ook baanelementen.
De fasehoek is de hoek van de richting van de zon t.o.v. die van de aarde, "gezien" door een waarnemer op de maan of op een planeet. Zo is de fasehoek van de Volle Maan 0°, van de Nieuwe Maan 180°, en van Eerste en Laatste Kwartier 90°. De fasehoek van Mercurius en Venus neemt eveneens deze waarden aan. Daardoor vertonen deze planeten schijngestalten. Bij Mars is de fasehoek klein, maar enige tijd vóór en na de oppositie is ook de schijngestalte van deze planeet zichtbaar voor amateurs. Ook bij Jupiter is enigszins sprake van schijngestalten. Bij de overige buitenplaneten is de fasehoek zo klein dat zij geen schijngestalten vertonen.
Wat betrekking heeft op de Melkweg (= galaxis), zoals de galactische coördinaten lengte en breedte.
Letterlijk: "met de aarde als middelpunt". Strikt genomen is de geocentrische positie van objecten in het zonnestelsel (maan, planeten, planetoïden, kometen) in efemeridentabellen zoals in de Sterrengids, de positie zoals "gezien" vanuit het middelpunt van de aarde. Voor de positie gezien vanaf het aardoppervlak moet men corrigeren voor de parallax. Vergelijk heliocentrisch.
GPS Time, een door NAVSTAR GPS-satellieten uitgezonden tijdschaal. Het constante verschil tussen TAI en GPST (TAI − GPST) bedraagt 19 seconden. Klokken van GPS-ontvangers geven dus over het algemeen niet UTC aan: GPST loopt inmiddels (2024) 18 seconden voor op UTC. Professionele tijdmetingen met behulp van GPS kunnen een nauwkeurigheid bereiken van twee nanoseconden.
In 1809 voerde Carl Friedrich Gauss (1777-1855) voor het beschrijven van de beweging van de planeten in het zonnestelsel de gravitatieconstante k in. Hij schreef de derde wet van Kepler als:
a3 = P2 k2 (1 + m) / (2π)2
Hierin is a = de halve lange as van de baanellips in AE, P = de siderische omlooptijd van de planeet in dagen, en m = de planeetmassa uitgedrukt in zonsmassa's. Voor de aarde stelde Gauss a = 1, en uit de destijds voor de aarde (plus maan) bekende massa berekende Gauss k = 0,017 202 098 95, oftewel 2π/k = 365,256 898 326 3 dagen. Uit praktische overwegingen wordt deze door Gauss vastgestelde waarde gehandhaafd – dit definieert de waarde van de Astronomische Eenheid – en wordt zo nodig de waarde a van de aardbaan aangepast.
De kalender die op 4 oktober 1582 werd ingevoerd door paus Gregorius XIII, als verbetering van de juliaanse kalender. De juliaanse kalender heeft een jaar van gemiddeld 365,25 dagen, maar het werkelijke (zogeheten tropisch) jaar duurt iets korter, waardoor in de loop van de eeuwen het begin van de lente steeds vroeger in het kalenderjaar viel. Om hiervoor te corrigeren stelde de paus de dag na 4 oktober 1582 op 15 oktober 1582 . Hierdoor valt het begin van de lente weer rond 21 Maart, zoals ook al het geval was in de vierde eeuw toen de regels voor de berekening van de paasdatum werden vastgesteld. Niet alle landen gingen meteen mee met deze aanpassing. In Nederland is de gregoriaanse kalender als volgt ingevoerd: in Zeeland en de zuidelijke gewesten eind 1582, in Holland begin 1583, in de overige gewesten (Utrecht, Gelderland, Overijssel, Drenthe, Friesland en Groningen) pas in 1700/1701. Anders dan bij de juliaanse kalender (zie aldaar) zijn in de gregoriaanse kalender de eeuwjaren die niet deelbaar zijn door 400 geen schrikkeljaren. De gregoriaanse kalender loopt dus steeds verder voor op de juliaanse: sinds 1 Maart 1900 met 13 dagen. Verder werd de berekening van de paasdatum aangepast, zie epacta.
Aan de Athener Meton wordt de ontdekking (432 v.Chr.) toegeschreven dat 19 jaren gelijk zijn aan 235 lunaties. Deze cyclus wordt een 'maancirkel' genoemd (vergelijk de 'zonnecirkel' van 28 jaar). Na negentien jaar vallen Nieuwe Maan en Volle Maan dus weer op (ongeveer) dezelfde dagen van de kalender. Het getal dat aangeeft welk jaar dit in de reeks is, heet het 'gulden getal'. Het loopt dus elk jaar (tot het negentiende jaar) één nummer op. Het gulden getal werd gebruikt in de berekening van de paasdatum, maar sinds de invoering van de gregoriaanse kalender worden hiervoor de epacta gebruikt. Het gulden getal G van een jaar J kan als volgt worden uitgerekend: deel het jaartal door 19, en tel bij de rest (een heel getal van 0 tot 18) 1 op. Dit kan in formule worden geschreven als:
G = (J modulo 19) + 1 ; of ook : G = J − 19 * INT(J/19) + 1 ;
hierin is INT de integerfunctie (geeft het hele getal voor de decimale komma). Voor 2024 is het gulden getal 11. Zie ook zondagsletter en zonnecirkel.
Letterlijk: met de zon als middelpunt. Vergelijk geocentrisch.
Zie Lentepunt
International Celestial Reference Frame. Dit is een coördinatenstelsel dat is gebaseerd op de posities van enkele honderden verre quasars. Het beweegt niet door precessie, zoals de systemen die gebaseerd zijn op equator, ecliptica en lentepunt. Zie het hoofdstuk Oriëntatie.
De inclinatie of baanhelling is de hoek tussen het baanvlak van een planeet, planetoïde of komeet en het eclipticavlak (= het baanvlak van de aarde). In plaats van op het eclipticavlak kan de inclinatie ook betrekking hebben op een ander referentievlak, bijvoorbeeld bij een dubbelstersysteem. Zie ook baanelementen.
De islamitische kalender is een maankalender, waarin een jaar altijd 12 lunaties telt: 354 of 355 dagen. Islamitische jaren duren dus zo'n 11 dagen korter dan die van de op de zon gebaseerde gregoriaanse kalender. Net als in de oudere babylonische en joodse kalenders beginnen de dagen na zonsondergang, de maanden in principe wanneer de maansikkel voor het eerst zichtbaar is na de astronomische Nieuwe Maan (de conjunctie van de maan met de zon). Dit zal dus van plaats tot plaats op de wereld verschillen, en de lengte van de maanden (29 of 30 dagen) volgen dan geen regelmatig patroon. Daarom gebruikte men vroeger soms een kalender met vaste tabellen, waar er in 30 jaar, 19 jaren zijn met 12 maanden van afwisselend 30 en 29 dagen (totaal 354 dagen), en 11 waarin de laatste maand ook 30 dagen telt (totaal 355 dagen). Tegenwoordig gebruikt men meestal een berekende kalender, de Umm-al-Qura: wanneer na de conjunctie, in Mekka de maan ondergaat na de zon, begint de nieuwe maand (bij zonsondergang), ongeacht of de maansikkel al kan worden waargenomen. Alleen het begin en einde van de vastenmaand ramadan (9e maand) bepalen sommige geloofsgemeenschappen op daadwerkelijke waarneming van de nieuwe maansikkel. De jaartelling begint met het jaar van de Hijra; de eerste dag van de eerste maand (muharram) viel op 19 April 622 van de Christelijke era in de juliaanse kalender.
Zie de webpagina's van Rob van Gent:
Een periode gerelateerd aan de beweging van de aarde rond de zon.
Men onderscheidt in de sterrenkunde:
De joodse kalender is een zgn. lunisolaire kalender: de maanden zijn lunaties van 29 of 30 dagen, die in principe beginnen wanneer de maansikkel voor het eerst zichtbaar is na de astronomische Nieuwe Maan (de conjunctie van de maan met de zon). Er zijn 12 of 13 maanden in een jaar, zodat het kalenderjaar 353, 354, 355, 383, 384, of 385 dagen kan tellen. Gemiddeld houdt men de kalender synchroon met het tropisch jaar, zodat de eerste maand (nisan) altijd in de lente valt. Hiertoe volgt men de 19-jaarse cyclus van Meton (zie epacta en gulden getal), waarin 12 jaren 12 lunaties tellen, en 7 jaren 13 lunaties. Een dag begint in de schemering na zonsondergang. Iedere 7e dag (vanaf vrijdagavond) moet de sabbat gevierd worden, dus de joden hebben de on-onderbroken cyclus van de 7-daagse week ingevoerd welke ook door christenen en islamieten wordt gevolgd. Omdat bepaalde feestdagen niet op de sabbat mogen vallen, zijn er ingewikkelde regels die bepalen of het begin van het jaar (rosj hasjana, de 1e dag van de 7e maand tisjri) moet worden uitgesteld door de lengte van de maanden 7 en 8 in het voorgaande jaar te variëren.
De joodse jaartelling begint met 1 tisjri (rosj hasjana, nieuwjaarsdag) een jaar voor de schepping van Adam en Eva, wat overeenkomt met 7 october in het 3761e jaar voor de Christelijke era in de juliaanse kalender wanneer deze naar het verleden wordt doorgeteld.
Een dagtelling onafhankelijk van weken, maanden en jaren, waarbij het nummer gelijk is aan het aantal dagen dat verstreken is sinds 1 januari 4713 v.Chr. om 12 uur 's middags. Zo is 1 januari 2024 om 12 uur gelijk aan JD 2460311 (zie de tabel 'Tijdrekening' in het hoofdstuk Tijd). De juliaanse dag wordt ook wel 'juliaanse datum' genoemd, maar dat kan verwarring opleveren met een datum in de juliaanse kalender. De juliaanse dag wordt gehanteerd bij sterrenkundige verschijnselen die zich over langere perioden uitstrekken, zoals de helderheidsverandering van veranderlijke sterren. Men moet wel de gebruikte tijdschaal (bijv. UT1) specificeren; astronomen gebruiken stilzwijgend efemeridentijd. De juliaanse dag is in 1849 ingevoerd door de Engelse astronoom John Herschel. Hij baseerde zich op de in 1583 door Josephus Justus Scaliger ingevoerde juliaanse periode van 15×19×28 = 7980 jaar, die in 4713 v. Chr. begon. Scaliger heeft nooit een dagtelling voorgesteld. De door Scaliger ingevoerde jaartelling is vernoemd naar de juliaanse kalender (en niet naar zijn vader Julius zoals vaak wordt beweerd).
Een kalender die in 45 vóór Christus werd ingevoerd door Julius Caesar. Het juliaanse jaar telt 365 dagen, maar eens in de vier jaar wordt een schrikkeldag tussengevoegd – dit zonder uitzonderingen. De juliaanse kalender bleef in gebruik tot 1582, toen de gregoriaanse kalender werd ingevoerd.
Het snijpunt van de baan van een planeet, planetoïde, komeet of de maan met het eclipticavlak. De plaats waar het hemellichaam van zuid naar noord door dit vlak beweegt noemt men de 'klimmende knoop'; van noord naar zuid de 'dalende knoop'. Zie ook baanelementen.
Term die aangeeft dat een hemellichaam op precies 90° van de zon staat. Bijzondere voorbeelden van kwadratuur zijn Eerste Kwartier (oostelijke kwadratuur) en Laatste Kwartier (westelijke kwadratuur) van de maan. Zie ook schijngestalten.
Een bolcoördinaat. Men kent onder meer de geografische of ook wel geodetische lengte op de aardbol, de heliografische op de zon, de selenografische op de maan en de areografische op Mars. Daarnaast de ecliptische lengte (hemelcoördinaat langs de ecliptica) en de galactische lengte (in het melkwegvlak). Zie ook breedte en het hoofdstuk Oriëntatie.
Een van de twee snijpunten van de ecliptica met de hemelequator. Dit is de plaats waar de zon tussen de sterren staat wanneer hij bij het begin van de lente op het noordelijk halfrond (omstreeks 21 maart) de equator oversteekt van zuid naar noord, de klimmende knoop dus; symbool γ. Het andere snijpunt – de dalende knoop – heet het herfstpunt. Zie ook equinox en de hoofdstukken Oriëntatie en Tijd.
Libratie betekent schommeling ten opzichte van een evenwichtspunt. Meer specifiek: de lichte schommeling die we vanaf de aarde zien van de naar de aarde toegekeerde zijde van de maan, als gevolg van de wisselende snelheid in haar ellipsvormige baan en als gevolg van de helling van de maanbaan op het vlak van de evenaar van de aarde. Daardoor kunnen we in de loop van de tijd iets meer dan de helft, nl. 59% van het maanoppervlak vanaf de aarde zien, ook al keert de maan altijd dezelfde kant naar de aarde toe.
Een afstandsmaat: de afstand die het licht in een (juliaans) jaar (365,25d) aflegt. Dit is 9,46 biljoen kilometer, 63.241 astronomische eenheden, of 0,307 parsec. De meest nabije ster, afgezien van de zon, is Proxima Centauri, op 4,25 lichtjaar: dat is dus 268.774 (±600) maal zo ver als de afstand aarde-zon.
De tijd die verloopt tussen twee op elkaar volgende fasen van Nieuwe Maan. Een lunatie duurt gemiddeld 29,530 589 dagen. Het gebeurt dus regelmatig dat de maan binnen één kalendermaand tweemaal dezelfde fase bereikt. Een lunatie heet ook wel een synodische maand.
Een periode gerelateerd aan de beweging van de maan.
Men onderscheidt in de sterrenkunde:
Magnitude of grootte(klasse) is een maat voor de schijnbare helderheid van een ster of planeet. In de oudheid werden sterren in 6 klassen ingedeeld, waarbij lichtzwakkere sterren in een klasse met een hoger getal kwamen. Tegenwoordig is het een continue logaritmische schaal: een verschil van 1 magnitude betekent een verschil van een factor 2,51 in lichtsterkte. Met het blote oog kan men onder zeer gunstige omstandigheden sterren tot magnitude +6 zien. De helderste objecten hebben een negatieve magnitude, zoals de zon, de maan en de helderste ster van de nachthemel Sirius (magnitude −1,5). Sommige planeten zijn helderder dan Sirius. Zie ook de testkaartjes voor de grensmagnitude (Appendix VI) achterin de Sterrengids en de hoofdstukken over de verschillende planeten.
Sinds het midden van de twintigste eeuw gebruikt men vooral elektronische detectoren in combinatie met een bandfilter om de helderheid van hemellichamen in een bepaalde band van het spectrum te meten. Het meest gebruikt wordt het Johnson-Morgan UBVRI-systeem (Ultraviolet, Blauw, Visueel, Rood en Infrarood). De Sterrengids geeft zo mogelijk magnitudes in de V-band, en anders visuele schattingen (mv). De uitkomsten van verschillende meetsystemen kunnen tot enige tienden van een magnitude van elkaar verschillen, vooral bij rode sterren.
Natuurkundig begrip dat aangeeft hoeveel materie een lichaam bevat. De eenheid van massa is de kilogram. De massa is niet hetzelfde als het gewicht van een lichaam, omdat dit laatste afhangt van de grootte van de zwaartekracht die op het lichaam werkt. Een massa van 100 kg weegt op de maan slechts 16,6 kg. Beter is het om in plaats van het begrip 'gewicht' de grootte van de zwaartekracht zelf te gebruiken: een massa van 100 kg ondervindt op de aarde een zwaartekracht van 981 newton en op de maan 162 newton.
Een denkbeeldige grote cirkel op het aardoppervlak door de noord- en de zuidpool, loodrecht op de evenaar. Een meridiaan aan de hemel is de projectie van de aardse meridiaan op de hemelbol, gezien vanuit de waarnemer. De meridiaan aan de hemel is dus een grote cirkel die door de noordelijke en zuidelijke hemelpool gaat en door het zenit van de waarnemer. Dit noemt men ook dé (plaatselijke) meridiaan. Deze cirkel kruist de horizon van de waarnemer loodrecht precies in het zuiden en in het noorden. Zie ook het hoofdstuk Oriëntatie.
Midden-Europese Tijd (MET) is de kloktijd die hoort bij de meridiaan van 15° oosterlengte, maar het is nu de tijd die geldt in het grootste deel van Midden- en West-Europa (met uitzondering van het Verenigd Koninkrijk, Ierland en Portugal, daar geldt UTC). MET is de burgerlijke wintertijd in Nederland en België, gedurende de 5 maanden tussen de laatste zondag in October en de laatste zondag in Maart. MET = UTC + 1 uur.
Midden-Europese ZomerTijd (MEZT) hoort eigenlijk bij de meridiaan van 30° oosterlengte, en is gedurende het grootste deel van het jaar de burgerlijke tijd in Nederland en België. Hij geldt namelijk van de laatste zondag in maart tot de laatste zondag in oktober. MEZT = MET + 1 uur = UTC + 2 uur.
Het Europees Parlement heeft in 2018 besloten dat zomertijd optioneel wordt, maar er moet nog besloten worden wat in Nederland onze kloktijd wordt.
Een meteoor is een kortdurend, streepvormig lichtverschijnsel aan de hemel. Het wordt veroorzaakt door een stuk(je) puin (van zandkorrel tot rotsblok) dat met grote snelheid vanuit de ruimte in de aardatmosfeer terecht komt, en daar door de wrijving gloeiend heet wordt. De gassen in de atmosfeer langs de baan van de meteoor worden geïoniseerd en gaan licht uitzenden (ongeveer zoals in een TL-buis). Het brokstuk(je) dat in de atmosfeer terechtkomt noemen we meteoroïde. Meestal verdampt het in de atmosfeer, maar soms blijft er een deel over dat op aarde terechtkomt: dit noemen we een meteoriet. Een zeer heldere meteoor noemen we bolide of ook wel vuurbol als hij minimaal zo helder is als de planeet Venus (magnitude −4). Meteoren verschijnen vaak in zwermen die in een bepaalde periode van het jaar te zien zijn, wanneer de aarde in haar baan om de zon een stofwolk doorkruist. Deze meteoren lijken uit één punt te komen, zie radiant. De meeste meteoroïden zijn afkomstig uit stofwolken die kometen achterlaten wanneer ze in hun baan langs de zon verdampen; sommige zijn brokstukjes van planetoïden. Zie ook Zenithal Hourly Rate en het hoofdstuk Meteoren.
Amsterdamsche tijd (MTA) en Nederlandsche tijd (NT). De middelbare zonnetijd van Amsterdam (om precies te zijn: de meridiaan van de Westertoren) was van 1 mei 1909 t/m 30 juni 1937 de wettelijke tijd in Nederland. De Amsterdamsche tijd liep 19m32,13s voor op Greenwich Mean Time. In 1937 werd de MTA 'vervangen' door de Nederlandsche Tijd, gelijk aan de middelbare zonnetijd op 5° oosterlengte (de Loenense tijd). Deze liep exact twintig minuten voor op GMT. Tijdens de Tweede Wereldoorlog werd (op 16 mei 1940) de NT vervangen door de Midden-Europese tijd (MET). Na 1945 hebben we deze tijd aangehouden, aanvankelijk (1946) via een tijdelijke wet. In 1958 is dit definitief wettelijk vastgesteld.
Een montering is de constructie waarop men de kijkerbuis van een telescoop monteert, en waarmee men de telecoop op een object kan richten. Er zijn twee algemene typen, beiden met 2 assen loodrecht op elkaar; de constructie met twee assen staat op een driepoot-statief of een zuil.
Dit is het meest eenvoudige type, waarbij de ene as verticaal staat (voor de horizontale oftewel azimutale beweging van de kijker, zie azimut), en de andere as horizontaal (voor de verticale beweging): deze is meestal gelagerd in een vork, waarbinnen de telescoop-buis beweegt. De Dobson-montering, populair voor grote spiegeltelescopen, is gewoonlijk een azimutale montering. Het is met een dergelijke montering lastiger om de beweging van sterren te volgen dan met behulp van een equatoriale montering (zie hier onder). De fotografische mogelijkheden van een azimutaal opgestelde kijker zijn beperkt.
Als gevolg van de draaiing van de aarde om haar as (de as door de noord- en de zuid-pool van de aarde) zien wij de sterren in de loop van de nacht rond de hemelpool draaien. Willen wij de beweging van de sterren met een telescoop gemakkelijk kunnen volgen, dan moet één van de twee assen van de montering evenwijdig staan aan die rotatie-as van de aarde. Deze as wordt 'poolas' of 'uuras' genoemd, en zo'n montering heet 'equatoriaal' (vergelijk equator) of 'parallactisch'. De poolas moet men dus (eenmalig bij een telescoop in vaste opstelling) instellen voor de breedtegraad van de waarnemingsplaats. Om de telescoop te richten op een object is een van de stappen, de uuras van de montering in te stellen op de berekende uuurhoek van dat object. De andere as, die hier loodrecht op staat, heet de 'declinatie-as', en door hierop de declinatie van een object in te stellen richt men de telescoop op dat object. Als het object eenmaal in beeld is, hoeft men alleen te draaien rond de uuras om het object te volgen als het door de rotatie van de aarde langs de hemel beweegt.
Er zijn verschillende typen equatoriale monteringen. De meest gebruikte is de zgn. 'duitse montering': hierbij vormen de uuras en declinatie-as een T, de telescoop hangt aan één arm van de dwarsbalk, en de andere arm heeft een contra-gewicht. Voornaamste nadeel van de duitse montering is dat wanneer het object door de meridiaan gaat, het contragewicht boven de telescoopbuis komt, en men de declinatie-as 180° om de uuras moet draaien en de telescoopbuis 180° om de declinatie-as, om contragewicht en telescoopbuis van plaats te verwisselen.
Het voetpunt: de richting loodrecht onder de waarnemer. Het nadir heeft de hoogte van -90° (ónder de horizon). Vergelijk zenit.
Nederlandsche Tijd, zie MTA.
Een kleine kortperiodieke verandering van de stand van de aardas, bovenop de langperiodieke precessie-beweging. Deze wordt vooral veroorzaakt door de maan: het baanvlak van de maan staat schuin op de ecliptica en op het evenaarsvlak van de aarde, en maakt in 18,6 jaar een volledige tol-beweging. De aldus voortdurend veranderende aantrekking van de maan veroorzaakt schommelingen in de stand van de aardas, waarvan de voornaamste, met eenzelfde periode van 18,6 jaar, een grootte bereikt van ruim 9″. Dit is echter minder dan de nauwkeurigheid van de tabellen in de Sterrengids (1′ = 60″), dus de nutatie wordt genegeerd in de berekeningen. Zie ook precessie en het hoofdstuk Oriëntatie.
Het beeldvormend optisch element van een telescoop: een lens of een spiegel. Het verzamelt licht en vormt een beeld in het zgn. 'primaire (eerste) brandpunt', waar het bekeken kan worden door het oculair.
De optisch element waardoor een waarnemer door een telescoop kijkt. Het is een soort loep die het beeld vergroot welke door het objectief wordt gevormd in het primaire (eerste) brandpunt. Het oculair vormt dan een beeld in het zgn. 'secundaire (tweede) brandpunt', welke door de waarnemer bekeken wordt.
Een oculair bestaat meestal uit meerdere lensjes, er zijn verschillende typen. Er zijn twee standaard-maten voor telescoop-oculairen: met een diameter van 1,25 inch (=31,75 mm); en met een diameter van 2 inch (=50,8 mm).
Verder is de beeldhoek van het oculair van belang: dit is de maximale hoek tussen de lichtstralen die uit het oculair treden. Groter is beter (maar duurder), men hoeft minder precies langs de optische as van de telescoop te kijken en dat kijkt comfortabeler. De diameter van het gebied aan de hemel dat men ziet is de beeldhoek van het oculair gedeeld door de vergroting.
De verhouding tussen de brandpuntsafstand van het objectief van een telescoop, en zijn diameter. Het is hetzelfde als het diafragma-getal 'F' van een camera.
Hoe groter de openingsverhouding, hoe meer er vergroot kan worden; hoe kleiner, hoe beter lichtzwakke objecten gezien kunnen worden. Lenzenkijkers hebben doorgaans een grote openingsverhouding (F/8 tot F/12) waarmee kleine maar heldere objecten zoals planeten of dubbelsterren met een grote vergroting bekeken kunnen worden; spiegelkijkers hebben doorgaans een kleine openingsverhouding (F/6 tot F/4) en zijn dan vooral geschikt om uitgebreide lichtzwakke nevels te bekijken.
Een stand van twee hemellichamen (gewoonlijk de maan, een planeet, een planetoïde of een komeet ten opzichte van de zon) die vanaf de aarde gezien 180° in rechte klimming of in ecliptische lengte verschillen. Zij staan dan dus tegenover elkaar aan de hemel, gemeten respectievelijk langs de equator of langs de ecliptica. Rond de oppositiedatum zijn planeten en planetoïden doorgaans het best waarneembaar. Een binnenplaneet (Mercurius of Venus) kan niet in oppositie met de zon komen. Vergelijk conjunctie en zie de figuren in het hoofdstuk Planeten.
Zie Montering.
Het verschilzicht dat men waarneemt als men de positie van een "nabij" hemellichaam vergelijkt met die van een "ver" hemellichaam.
De parallax is een projectie van de beweging van de waarnemer op een vlak ter plaatse van het nabije object. Met driehoeksmeting kan men uit de schijnbare hoekverplaatsing de afstand van een object bepalen. Uit de geocentrische horizontale parallax van de maan kan men de afstand aarde-maan in aardstralen berekenen. De geocentrische horizontale parallax van Venus bij een Venusovergang kan worden gebruikt voor bepaling van de astronomische eenheid in aardstralen, en dus in kilometers. Het omgekeerde van de jaarlijkse parallax (in boogseconden) geeft in goede benadering direct de afstand van een ster in parsec.
Een afstandsmaat: 1 parsec is de afstand van een ster die een jaarlijkse parallax van 1 boogseconde heeft. De afstand van een ster in parsec is (bij benadering) gelijk aan het omgekeerde van de jaarlijkse parallax in boogseconden. 1 parsec is 206.265 astronomische eenheden, oftewel 30,9 biljoen kilometer, oftewel 3,26 lichtjaar. Een megaparsec (Mpc) is een miljoen parsec: deze grote eenheid wordt wel gebruikt om de afstanden van sterrenstelsels in uit te drukken.
Het punt van de ellipsvormige baan van de maan of van een kunstmaan dat het dichtst bij de aarde is gelegen. Vergelijk apogeum, zie ook baanelementen.
Het punt van de ellipsvormige baan van een planeet, planetoïde of komeet, dat het dichtst bij de zon is gelegen. Er zijn kometen die een parabolische of hyperbolische baan hebben; de baan heeft in die gevallen wel een perihelium, maar geen aphelium. Zie ook baanelementen.
In het zonnestelsel draait een verscheidenheid aan hemellichamen rond de zon, in grootte verschillend van zandkorrels tot de gasreus Jupiter. Astronomen hebben de verschillende objecten geclassificeerd op basis van hun grootte en baan.
Als planeten gelden tegenwoordig (sinds 2006) vanaf de zon gezien: de 'rotsplaneten' of 'aardse planeten' Mercurius, Venus, Aarde en Mars; en daarbuiten de 'gasreuzen' of 'reuzeplaneten': Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus.
Daarnaast zijn er kleinere maar wel min of meer bolvormige planeetjes: de dwergplaneten; voor de amateur zijn alleen Ceres en Pluto zichtbaar (met een telescoop).
De rest wordt in het Engels 'Small Solar System Bodies' (SSSB) genoemd. Dat zijn o.a. de kometen: hemellichamen van enige tientallen meters tot een paar kilometer groot die voornamelijk uit gas- en water-ijs bestaan: ze bewegen vooral in de allerbuitenste gebieden van het zonnestelsel (de 'Oortwolk'), maar als ze in de buurt van de zon komen verdampt het ijs en vertonen ze een 'coma' en vaak ook staarten van gas en stof.
Het allerkleinste gruis, dat ook met een telescoop niet te zien is (kleiner dan een meter), noemt men meteoroïden: zie Meteoor.
In de Sterrengids noemen we alles wat geen planeet, maan, komeet, of meteoroïde is, voor het gemak nog steeds 'planetoïde': dus ook dwergplaneet 1 Ceres, maar nu ook de ex-planeet 134340 Pluto. In het Engels worden deze 'minor planets' of ook wel 'asteroids' genoemd. Het anglicisme 'asteroïde' is fout: dat beschrijft hoe het object er uit ziet (een lichtpuntje zoals een ster), 'planetoïde' zegt wat het is (een planeet-achtige).
Deze SSSBs worden verder onderverdeeld. Planetoïden in de zgn. 'hoofdgordel' tussen Mars en Jupiter zijn vooral rotsachtig. Centauren doorlopen een onstabiele baan tussen de buitenplaneten. Trans-Neptunian Objects (TNOs) draaien op grotere afstand rond de zon dan Neptunus, waarvan de binnenste in de zgn. 'Kuipergordel'; de meeste zullen voornamelijk bestaan uit gas- en water-ijs, en ze verschillen niet wezenlijk van kometen. De dwergplaneten onder deze (zoals Pluto) noemen we dan ook wel 'ijsdwergen', maar formeel 'plutoïden'.
De positiehoek geeft de richting van een hemellichaam ten opzichte van een ander hemellichaam. Deze wordt doorgaans gemeten vanaf het noorden: noorden = 0°, oosten = 90°, zuiden = 180° en westen = 270°. Zie ook het hoofdstuk Sterbedekkingen.
De rotatieas van de aarde maakt een zeer langzame tolbeweging en beschrijft daarbij een min of meer cirkelvormige maar niet gesloten kromme langs de sterrenhemel. Deze zogeheten 'precessie van de equator' is een gevolg van de afplatting van de aarde en van de invloed die de aantrekkingskrachten van zon en vooral maan daarop hebben – hij wordt daarom ook wel 'lunisolaire precessie' genoemd. De aardas doet er ongeveer 26.000 jaar over om één omwenteling te volbrengen. Zie de figuur. Daarnaast kantelt ook het eclipticavlak – de aardbaan – door de zwaartekracht van de andere planeten: de zogeheten 'precessie van de ecliptica', ook wel 'planetaire precessie' genoemd. Door deze gecombineerde precessie verschuift de hemelequator ten opzichte van de ecliptica. Het snijpunt van de hemelequator met de ecliptica – het lentepunt – verschuift aldus elk jaar met zo'n 50″.
Verder volgt de aardas op de kortere termijn een golvende lijn door de ruimte: de nutatie, zie aldaar. Zie ook het hoofdstuk Oriëntatie.
Vluchtpunt. Punt aan de hemel van waaruit meteoren tijdens een meteorenzwerm op ons af lijken te komen. In werkelijkheid komen de meteoren van een zwerm langs evenwijdige banen de atmosfeer van de aarde binnen. Dat ze voor een waarnemer uit één punt lijken te komen is een perspectivisch verschijnsel. Een meteorenzwerm wordt doorgaans genoemd naar het sterrenbeeld waarin de radiant zich bevindt. Zo ligt de radiant van de Perseïden in het sterrenbeeld Perseus.
Een hemelcoördinaat, een van de equatoriale coördinaten; symbool α. De rechte klimming van een hemellichaam (of van een punt aan de hemel) is de hoek tussen de meridiaan die door het lentepunt gaat en de meridiaan die door het hemellichaam gaat, gemeten in de richting tegengesteld aan de dagelijkse beweging (dus vanuit het zuiden oostwaarts aan de hemel). De rechte klimming wordt uitgedrukt in tijd (van 0 tot 24 uur, 1 uur = 15° aan de hemel; verder onderverdeeld in minuten en seconden). De rechte klimming is aan de hemelbol wat de geodetische lengte is op de aardbol. Zie het hoofdstuk Oriëntatie; vergelijk uurhoek, zie ook declinatie.
Afbuiging van de lichtstralen van een hemellichaam door de atmosfeer van de aarde – ook wel atmosferische straalbreking genoemd. Doordat de dichtheid van de dampkring naar boven toe afneemt, is de afbuiging sterker naarmate het object dichter bij de horizon staat. Het gevolg hiervan is dat een hemellichaam iets hoger boven de horizon lijkt te staan dan in werkelijkheid het geval is. Wanneer bijvoorbeeld de zon zich al ónder de horizon bevindt, zien we hem door de refractie nog net bóven de horizon.
De kortstondige "achterwaartse" schijnbare hemelbeweging van een buitenplaneet of planetoïde rond het moment van zijn oppositie. Gezien vanaf de aarde verplaatst zo'n hemellichaam zich doorgaans oostwaarts ten opzichte van de vaste sterren. Maar rond de oppositie keert de bewegingsrichting tijdelijk om naar het westen en beschrijft het object een lus – de zgn. oppositielus – aan de hemel. Dit komt doordat een buitenplaneet of planetoïde verder van de zon staat dan de aarde: daardoor verplaatst hij zich langzamer in zijn baan en wordt hij regelmatig door de aarde "ingehaald". Zie de illustratie (ook in het hoofdstuk Planeten).
Een tijdspanne van 223 lunaties (6585 dagen, oftewel achttien jaar en een tiental dagen), waarna de zons- en maansverduisteringen weer in vrijwel dezelfde volgorde met vrijwel dezelfde tussenliggende tijdruimte plaatsvinden. Zie ook eclips.
De maan en de planeten Mercurius, Venus en – in mindere mate – Mars en Jupiter, vertonen schijngestalten of fasen. Vanaf Aarde gezien verandert de fractie van de maan of de planeet die verlicht is door de zon. Zo onderscheiden we Nieuwe Maan (0% verlicht), Eerste Kwartier (50%), Volle Maan (100%) en Laatste Kwartier (50%) (de duur van die hele cyclus noemen we lunatie). De reden van de schijngestalte is de omloop van de maan rond de aarde, resp. de omloop van de (binnen)planeten rond de zon. Zie bijgaande figuur en in het hoofdstuk Venus; zie ook fasehoek.
De kwaliteit van het beeld bij waarneming door een telescoop. De mate van turbulentie in de aardse dampkring bepaalt de seeing. Bij slechte seeing is het telescopisch beeld verstoord: het golft of vervaagt en de fijnste details verdwijnen. Zie ook het hoofdstuk Astrofotografie.
De omlooptijd of omwentelingstijd, gemeten ten opzichte van de sterren. De siderische omlooptijd van een planeet is de tijd die nodig is om, van de zon uit gezien, na een omloop opnieuw dezelfde plaats ten opzichte van de sterren in te nemen. Vergelijk anomalistische periode en synodische periode.
Ook wel 'zonnewende' genoemd. Dit is het tijdstip waarop de zon zijn grootste positieve of negatieve declinatie bereikt. De naam wordt ook gegeven aan de twee punten op de ecliptica waar de zon op dat tijdstip staat. Deze punten, zomerpunt en winterpunt, liggen 90° van het lentepunt en het herfstpunt. Het verschil in de duur van dag en nacht is tijdens het solstitium het grootst (tenzij men zich op de evenaar bevindt waar de dagboog van de zon altijd 12 uur bedraagt). Bevindt de zon zich in het zomersolstitium, dan staat hij op het tijdstip van de ware middag loodrecht boven de Kreeftskeerkring. Bij het begin van de winter (op het noordelijk halfrond) staat de zon loodrecht boven de Steenbokskeerkring. Zie ook equinox.
'Stilstaand'. Een planeet of planetoïde is stationair als zijn oostwaartse beweging omkeert en overgaat in een westwaartse beweging of andersom. Het hemellichaam beweegt op dat ogenblik niet in rechte klimming, maar doorgaans wel iets in declinatie. Zie ook retrograde beweging en het hoofdstuk Planeten.
De tijd die wordt bepaald door de dagelijkse beweging van de sterren aan de hemel, in tegenstelling tot de zonnetijd (gewone kloktijd) die is gebaseerd op de dagelijkse beweging van de zon. Om precies te zijn, de plaatselijke sterrentijd is de uurhoek van het lentepunt. Omdat (vanaf de aarde gezien) de zon zich verplaatst tussen de sterren, duurt een sterrendag 3m56s korter dan een zonnedag. Zie het hoofdstuk Tijd.
De gemiddelde tijdsduur die een planeet nodig heeft om, vanaf de aarde gezien, wederom dezelfde positie ten opzichte van de zon in te nemen. Siderische en synodische perioden hangen als volgt samen:
1/Ps = 1/Pp - 1/Pa
Waarin Pa de siderische periode van de aarde is (siderisch jaar), Pp de siderische periode van de planeet, en Ps de synodische periode van die planeet. Zie ook lunatie.
Internationale Atoomtijd ('Temps Atomique International', TAI) is de statistisch gecoördineerde tijdschaal voor internationaal gebruik met als eenheid de SI-seconde zoals zij gemeten wordt aan het oppervlak van de in rotatie zijnde geoïde in een geocentrisch coördinatenstelsel. Door de ontwikkeling van cesiumlokken in de jaren vijftig van de twintigste eeuw werd het mogelijk een tijdschaal te maken die over een lange periode zeer stabiel is. Door het vergelijken en middelen van enige honderden atoomklokken verspreid over zo'n zeventig laboratoria over de hele wereld – waaronder die van VSL (het voormalige NMi Van Swinden Laboratorium) te Delft en van de Koninklijke Sterrenwacht van België te Ukkel – heeft TAI momenteel een relatieve nauwkeurigheid van 5 op 1014 of beter!
TAI is de basis voor TT en UTC. Door het vertragen van de aardrotatie loopt het verschil op tussen enerzijds TAI en daarmee UTC, en anderzijds UT1. Dit wordt gecompenseerd met sprongen van één schrikkelseconde in UTC, dat daarmee dus een toenemend verschil krijgt met TAI: dit verschil TAI − UTC wordt ΔAT genoemd. ΔAT was per 1,0 januari 2017 opgelopen tot 37 seconden.
Letterlijk in het Grieks een 'verrekijker' maar in het Nederlands een 'sterrenkijker'. Deze bestaat uit een kijkerbuis op een montering. Aan een kant van de kijkerbuis zit het zgn. objectief: het optisch element dat een beeld vormt in zijn zgn. 'primaire (eerste) brandpunt'. Hiervoor zijn twee mogelijkheden:
Een lens-objectief geeft een contrastrijk beeld, maar heeft een aantal nadelen.
Een lens geeft allerlei beeldfouten (m.n. zgn. 'chromatische aberratie', een kleurfout door dispersie), daarom maakt men samengestelde objectieven van twee of drie lenzen van verschillende glassoorten om de beeldfouten te compenseren.
Dit maakt het objectief zwaar; omdat het alleen om de rand gevat kan worden in de kijkerbuis, kunnen lenzen niet heel groot worden: de grootste telescooplens is 1 meter; van amateurkijkers zelden meer dan 12 cm.
Op iedere lens moeten twee sferische (bolvormige) oppervlakken geslepen worden, dit maakt het objectief duur.
Een dunnere, vlakkere lens geeft minder beeldfouten en heeft dan een langere brandpuntsafstand: lenzenkijkers zijn relatief lang. De openingsverhouding oftewel diafragma-getal F: de verhouding tusseen de brandpuntsafstand f en de objectief-diameter D, is groot, en hiermee kan men grote vergrotingen krijgen.
Lenzenkijkers zijn dus vooral bruikbaar om kleine heldere objecten waar te nemen zoals (dubbel)sterren en vooral planeten, die een vrij grote oppervlakte-helderheid hebben maar een kleine schijnbare diameter hebben (boogseconden) en dus veel vergroting nodig hebben, maar ook sterk vergroot kunnen worden zonder dat hun licht teveel verzwakt wordt.
Ook een spiegel met een parabolisch geslepen concaaf (hol) oppervlak concentreert licht in een brandpunt en vormt daar een beeld: dit heeft niet de kleurfout door dispersie die lenzen wel geven. Het oppervlak moet tot een fractie van de golflengte van licht nauwkeurig worden geslepen en gepolijst. In sommige typen slijpt men het spiegeloppervlak sferisch (bolvormig) en corrigeert het beeld met een corrector-plaat ervoor. Op de spiegel wordt een laagje aluminium opgedampt om hem zoveel mogelijk licht te laten weerkaatsen, en een coating (meest kwarts) om het aluminium te beschermen tegen oxidatie.
Het brandpunt ligt voor de spiegel, dus in de weg van het invallend licht: daarom moet er in de lichtweg een volmaakt vlakke zgn. 'secundaire' (tweede) of 'vang-spiegel' worden geplaatst die het weerspiegelde licht naast de kijkerbuis weerkaatst of, door een gat in de hoofdspiegel, erachter. Er zit dus een zgn. 'centrale obstructie' in de lichtweg: dit vermindert de lichtopbrengst en het contrast. Bovendien moet die vangspiegel worden opgehangen aan 3 of 4 stangen in de kijkerbuis: deze veroorzaken door lichtbuiging een stervormig patroon van 6 o f 4 'spikes' rond puntvormige lichtbronnen zoals sterren.
Omdat spiegels aan de onderkant ondersteund kunnen worden kunnen ze veel groter gemaakt worden dan lenzen, en omdat ze maar één geslepen oppervlak hebben zijn ze goedkoper dan een lens met dezelfde diameter. Ze vangen dus veel licht en worden dus vooral gebruikt om lichtzwakke objecten waar te nemen. Om de kijkerbuis niet te lang te laten worden moet de brandpunstafstand klein blijven: de openingsverhouding is meestal kleiner dan 6. Men kan dan niet veel vergroten. Dat maakt spiegelkijkers vooral geschikt voor 'deep-sky' objecten: nevels van allerlei soort die lichtzwak zijn (een lage oppervlakte-helderheid hebben) maar relatief uitgestrekt (schijnbare diameter van boogminuten of zelfs boog-graden).
Het beeld dat wordt gevormd door het objectief, bekijkt men met het zgn. oculair. Dit is in wezen een loep waarmee men het beeld in het brandvlak vergroot: het oog ziet het beeld in het zgn. 'secundaire (tweede) brandpunt'.
De uiteindelijke vergroting is de verhouding van de brandpunstafstand van het objectief gedeeld door de brandpuntsafstand van het oculair.
Ook van belang is de uittree-pupil: de diameter van het beeld in het secundaire brandpunt. Dit is de objectiefdiameter gedeeld door de vergroting. Dit mag niet groter zijn dan de diameter van de pupil van het oog van de waarnemer, want anders gaat er licht verloren; maar ook niet te klein want dan gaat men kleine vlokjes in de eigen ogen zien. Bij jonge mensen kan de pupildiameter in het donker zo'n 7 mm worden, bij ouderen vaak niet meer dan 4 mm. Voor planeetwaarnemingen mag vergroot worden tot een uittreepupil van zo'n 0,5 mm; voor deep-sky is ca. 2 mm optimaal.
De grenslijn van dag (licht) en nacht (donker) op een hemellichaam in schijngestalte, bijvoorbeeld op de maan. Omdat de zonnestand nabij de terminator laag is, zijn de schaduwen lang, waardoor zelfs relatief geringe oneffenheden op het oppervlak zichtbaar zijn.
Het verschil tussen de ware en de middelbare zonnetijd. Dit varieert in de loop van een jaar tussen −14 en +16 minuten. Zie het hoofdstuk Tijd.
De gemiddelde tijd waarna wij de zon zien terugkeren op dezelfde plaats op de ecliptica, gemeten vanaf het lentepunt. Dit is niet precies gelijk aan het siderisch jaar, omdat de equinoxpunten zich langzaam verplaatsen ten opzichte van de vaste sterren als gevolg van de precessie. Een tropisch jaar duurt gemiddeld 365,242 190 dagen.
Universal Time (UT) of Wereldtijd is de benaming van de tijd die bepaald wordt door de uurhoek van de middelbare zon vanuit een plaats op de meridiaan van Greenwich (0°). Hier is het precies 12 uur als de middelbare zon in het zuiden culmineert. Dit werd ook wel Greenwich Mean Time (GMT) genoemd. In de praktijk meet men tegenwoordig de rotatiehoek van de aarde t.o.v. het ICRF (m.b.v. VLBI metingen aan radiobronnen, of laser ranging van de maan of satellieten), en met een omrekenfactor (1:1,002 737 811 911 354 48 : de verhouding tussen de siderische rotatie-periode van de aarde en een middelbare zonnedag) berekent men dan de tijdschaal UT1 die op de hele wereld hetzelfde is.
UTC is Gecoördineerde Universele Tijd, een tijdschaal gemeten in SI seconden gebaseerd op de Internationale Atoomtijd (TAI), die de Universele Tijd (UT1) volgt binnen 0,9s. UTC wordt onder meer door tijdseinzenders uitgezonden en is in de meeste landen de basis voor de wettelijke/burgerlijke tijd.
Omdat de rotatiesnelheid van de aarde afneemt, neemt de lengte van de dag toe en wel met circa 0,0017 SI seconden per eeuw. Over honderd jaar duurt een kalenderjaar dus 0,6 SI seconden langer dan nu en telt één hele eeuw ruim een minuut meer in atoomtijd dan de eeuw ervoor. UTC gaat dus voorlopen op UT en het verschil ΔUT = UT1 − UTC neemt dus toe in negatieve richting. Om UTC zoals afgesproken binnen 0,9s van UT1 te houden moet de UTC klok dus af en toe even een seconde stilstaan totdat UT weer binnen die 0,9s dezelfde tijd aanwijst. Invoeging van die schrikkelseconde vindt plaats op 30 juni en/of op 31 december om 23h59m60s. Deze onregelmatige schrikkelseconde wordt nogal eens als een probleem ervaren. De General Conference on Weights and Measures heeft op 18 november 2022 besloten om de schrikkelseconde per 2035 af te schaffen.
Zie ook hoofdstuk Tijd.
De hoek tussen de plaatselijke meridiaan (door het zuiden) en de meridiaan door een hemellichaam. De hoek wordt dus gemeten evenwijdig aan de hemel-equator, in de richting van de dagelijkse beweging (dus van zuid over west, noord, oost naar zuid). De uurhoek wordt uitgedrukt in tijd (van 0 tot 24 uur, 1 uur = 15° aan de hemel; verder onderverdeeld in minuten en seconden). De uurhoek van een object is gelijk aan de plaatselijke sterrentijd minus de rechte klimming van het object; oftewel de plaatselijke sterrentijd is de uurhoek van het lentepunt. Zie de hoofdstukken Oriëntatie en Tijd.
Very Long Baseline Interferometry is de techniek waarbij de signalen van radio-teleskopen op grote afstand van elkaar worden gecombineerd, waardoor de positie en structuur van radio-bronnen met grote nauwkeurigheid en resolutie kan worden bepaald.
Zie Meteoor.
Het toppunt: de richting loodrecht boven de waarnemer. Het zenit heeft een hoogte van +90° boven de horizon. Vergelijk nadir.
Het aantal met het blote oog waarneembare meteoren van een bepaalde meteorenzwerm dat per uur aan de hemel verschijnt als de radiant van de zwerm zich in het zenit bevindt, en de hemel volmaakt donker is. De ZHR is een maat voor de activiteit van een zwerm. Het aantal "vallende sterren" dat we in werkelijkheid zien is altijd kleiner dan de ZHR. Dat komt niet alleen doordat de radiant maar zelden precies in het zenit staat, maar ook doordat een waarnemer nooit in één keer de hele sterrenhemel kan overzien en doordat de hemelachtergrond vrijwel nooit volmaakt donker is, waardoor veel zwakke meteoren aan het zicht ontsnappen.
Om de bepaling van de zondagen in een kalender gemakkelijk te maken, heeft men de zondagsletter ingevoerd. Dit was nodig om de datum van Pasen te bepalen, welke op een zondag valt. Wanneer men alle 365 dagen van het gewone kalenderjaar, beginnend bij 1 januari, beurtelings met de eerste zeven letters van het alfabet (A tot en met G) aanduidt, krijgen alle zondagen dezelfde letter. Van jaar op jaar schuift de zondagsletter één plaats terug, omdat er na 52 weken = 364 dagen, nog een weekdag in het oude jaar valt; de eerstvolgende zondag valt dus een dag vroeger in januari dan het jaar ervoor. Na een schrikkeljaar (van 366 dagen) is het verschil zelfs twee plaatsen. Daarom heeft een schrikkeljaar twee zondagsletters, omdat na de schrikkeldag de letter waarmee de zondag wordt aangeduid één plaats eerder in het rijtje ligt dan vóór die datum. Zo waren in 2000 de zondagsletters BA, want 2 januari 2000 (dag 2 = B) was een zondag en 5 maart (normaal dag 64 = 9×7 + 1 dus A) ook weer. De zondagsletters herhalen zich na 7 × 4 = 28 jaar: de zonnecirkel, zie hieronder. De zondagsletters van 2024 zijn G en F, want de eerste zondag valt op 7 januari en het is een schrikkeljaar. Zie ook gulden getal.
De zonnecirkel is een cyclus van 28 jaar. Na 28 jaren vallen alle dagen van de week weer op dezelfde dagen van de kalender, tenminste in de juliaanse kalender. Dit komt doordat een jaar van 365 dagen gelijk is aan 52 weken van zeven dagen, plus één dag: het volgend jaar begint een dag later in de week dan het voorgaande. Maar omdat er ook iedere vier jaar een schrikkeldag tussen zit, is het verschil dan twee weekdagen, en duurt het 7 × 4 = 28 jaar voordat het hele patroon zich herhaalt. In de gregoriaanse kalender vervalt in de meeste eeuwjaren de schrikkeldag, en wordt het patroon verschoven. Het jaar 9 v. Chr. zou het begin van een zonnecirkel zijn geweest. Als men wil weten het hoeveelste een bepaald jaar in een zonnecirkel is, kan dat volgens deze formule:
Z = J - 28 * INT((J+8)/28) + 9 .
Hierin is Z = jaarnummer in de zonnecirkel, J = jaar, INT = de integerfunctie (geeft het hele getal voor de decimale komma). Voor 2024 krijgen we Z=17. Zie ook zondagsletter, vergelijk gulden getal.