Wo genau befindet sich die Ekliptik im Tierkreisband?



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Wo genau befindet sich die Ekliptik im Tierkreisband? 

Rekonstruktion der Sonnenbahn mit Schüler(inne)n der Sek I 

In Bezug auf: Aktuelles am Himmel in SuW 9/2016, WIS-ID: 1285882

 

 



Dr. Daniel Ahrens  

Bereits  im  Anfängerunterricht  der  Astronomie  wird  die  Ekliptik  als  die  scheinbare  Bahn  der  Sonne 

durch  die  12  Bilder  des  Tierkreises  eingeführt;  man  findet  sie  leicht  auf  jeder  Sternkarte.  Nur:  Wie 

kommt sie da eigentlich drauf? 

Während  man  die  Bahnen  des  Mondes  und  der  Planeten  durch  die  Sternbilderwelt  Nacht  für  Nacht 

verfolgen kann (und so das Tierkreisband sichtbar wird), ist es naturgemäß am Taghimmel zu hell, um 

wahrzunehmen, an welcher Stelle der scheinbaren Himmelskugel sich die Sonne gerade befindet.  

Wie entdeckte die Menschheit die Ekliptik und wie kann man sie mit SuS nachentdecken? Wie lässt 

sich auf indirekte Weise die Jahresbahn der Sonne rekonstruieren?  

In diesem Beitrag werden zwei  an den Phänomenen orientierte Möglichkeiten für himmelskundliche 

Anfänger(innen) beschrieben. Dabei kommt u.a. die Planetariumssoftware stellarium zum Einsatz. 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

Die 12 Sternbilder des Tierkreisbandes  (© stellarium

Übersicht der Bezüge im WIS-Beitrag  

Physik 


Mechanik 

Himmelsmechanik 

Astronomie 

Positionsastronomie 

Elementare  Himmelskunde,  Ekliptik,  Tierkreisband,  Ortszeit,  Zeitzonen, 

Zeitgleichung, Finsternisse 

Fächer-

verknüpfung 



Physik 

 Geschichte 



Vorgeschichtliche Astronomie, Babylonische und griechische Astronomie 


 

 

Inhalt 

I.  Vorbemerkungen 

1.  Fachliche Vorüberlegungen: Problemaufriss 

2.  Ein kurzer Blick in die Astronomiegeschichte 

3.  Didaktisch-methodische Vorüberlegungen: Nachentdecken 



II.  Rekonstruktion der Sonnenbahn mit Schüler(inne)n der Sek I 

 

1.  Nötiges Vorwissen der SuS 



 

2.  Methode A: Messung/Beobachtung im Halbjahrestakt 

 

  a)  Idee 



 

  b)  Auswertung  

 

3.  Methode B: Beobachtung von totalen Finsternissen 



 

  a)  Idee 

 

  b)  Auswertung  



III. Weiterführung / Ausblick: Thematische Landkarte 

IV. Literaturhinweise / Materialien 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



Die Tierkreisbilder Krebs und Zwillinge; in der Mitte 

 rot 



 die Ekliptik  (© stellarium




 

 

I. 

Vorbemerkungen 

 

 

1.  Fachliche Vorüberlegungen: Problemaufriss 

Die Ekliptik gehört, aus Sicht des himmelskundlich Versierten, zu den völlig selbstverständlichen und 

alltäglichen  astronomischen  Begrifflichkeiten.  Geht  man  gedanklich  einen  Schritt  zurück,  stellt  man 

allerdings  –  womöglich  überrascht  –  fest,  dass  es  zwar  vergleichsweise  leicht  ist,  diverse  klassische 

Himmelslinien (wie den Meridian, den Himmelsäquator, die Deklinations- bzw. Rektaszensionslinien, 

die Wendekreise) durch gezielte Beobachtungen (Winkel- bzw. Zeitmessungen) am Himmel zu veror-

ten, man aber recht schnell ratlos wird, wie man den genauen Verlauf der Ekliptik eigentlich beobach-

ten kann. 

Definitionsgemäß  handelt  es  sich  bei  der  Ekliptik  ja  um  die  im  Laufe  eines  Jahres  von  der  Sonne 

scheinbar durchlaufene Bahn am Fixsternhimmel. Leider aber sieht man die Sonne aufgrund des hel-

len Taghimmels nicht vor dem Hintergrund der Fixsterne, kann also – außer bei dem höchst seltenen 

Ereignis  einer  totalen  Sonnenfinsternis  –  ihren  Ort  an  der  scheinbaren  Himmelskugel  nicht  ausma-

chen. Ein kontinuierliches Registrieren ihrer Position und die Zusammenführung dieser Orte zur Jah-

resbahn scheiden also erst recht aus. Eine Sichtbarmachung der Ekliptik kann demnach nur durch indi-



rekte Beobachtung erfolgen; man muss sie also letztlich rekonstruieren. Fragt sich: wie??? 

Erste Ideen von Schüler(innen)seite könnten lauten, dass ja auch Mond und Planeten auf der Ekliptik 

wandern, diese also des Nachts die Ekliptik (= Sonnenbahn) an der Himmelskugel sichtbar machen. 

Wenn man allerdings genau beobachtet, stellt man fest, dass der Mond keineswegs immer den exakt 

gleichen Weg durch das Tierkreisband nimmt, im Gegenteil: vergleicht man seinen Ort innerhalb eines 

bestimmten Tierkreisbildes, sind im Laufe der Monate und Jahre sehr deutlich Abweichungen von der 

Ekliptik auszumachen.

1

 



 

 

 



 

 

 



 

 

Der Mond (hier vergrößert dargestellt) nimmt unterschiedliche Wege durch das Tierkreisband,  



hier: im Sternbild Zwillinge  (© stellarium

 

Dass sich Ekliptik und Mondbahn unterscheiden, liegt daran, dass letztere um etwas mehr als   5° ge-



gen die Ekliptik geneigt ist; der Mond befindet sich also während einer Runde durch das Tierkreisband 

(einem  siderischen  Monat)  nur  zweimal  tatsächlich  auf  der  Ekliptik.  Wäre  die  Lage  der  Mondbahn 

stabil, würde dies immer in den gleichen beiden Tierkreisbildern stattfinden und der Mond in den an-

deren Tierkreisbildern dauerhaft um einen bestimmten Betrag neben der Ekliptik  auftauchen. Da die 

Bahn aber präzediert, wandern die Schnittpunkte von Ekliptik und Mondbahn (= Mondknoten) rück-

wärts auf der Ekliptik, was wiederum dazu führt, dass der Mond bei jeder Runde durch das Tierkreis-

band einen geringfügig anderen Weg nimmt als beim letzten Mal.

2

 Er besitzt – kurzfristig beobachtet – 



keine eindeutige Bahn, sondern erzeugt im Laufe von 18,6 Jahren ein etwas mehr als 10° breites Band 

um die Ekliptik (als deren Mitte) herum.  

                                                      

1

 Zwischen den Extrempositionen liegen mehr als 10°, also etwa 21 Vollmonddurchmesser! 



2

 Würde man diese Zeitpunkte kennen, könnte man so die Ekliptik tatsächlich rekonstruieren. 




 

 

Beobachtet man im Laufe der Jahre den Mond immer im gleichen Sternbild des Tierkreises, so ändert 



sich  nicht  nur  im  Monatstakt  seine  Phase,  sondern  man  würde  langfristig  (im  Laufe  der  Jahre)  zu-

nächst ein sich (relativ rasches) Entfernen des Mondes von der Ekliptik beobachten können, dann ein 

eher langsames sich Annähern an eine von der Ekliptik maximal entfernte Bahn“ (etwa 5,2° in eklipti-

kaler Breite), anschließend ein sich erst langsames, dann immer schneller werdendes wieder Annähern 

an diese, bis nach etwas mehr als 9 Jahren die Ekliptik erneut erreicht ist und das ganze Spiel auf der 

anderen Seite der Ekliptik ein weiteres Mal beginnt. Im Laufe von 6798 Tagen = 18,61 Jahren füllen 

die 249 Mondbahnen also ein etwa 10,5° breites Band um die Ekliptik. Mondbahnband und die Linie 

der Ekliptik unterscheiden sich also deutlich. 

Da die Bahnen der Planeten ebenfalls (unterschiedlich stark) gegen die Ekliptik geneigt sind

3

, würde 



ein Identifizieren der Sonnenbahn mit einer der Planetenbahnen zu einem nicht unerheblichen Fehler 

führen.


4

 Im Übrigen wandern auch bei den Planeten die Schnittpunkte ihrer Bahnen mit der Ekliptike-

bene (also die beiden Knoten der Bahnen): Unsere Planeten durchlaufen also bei jeder „Runde“ durch 

das Tierkreisband nicht die exakt gleiche Linie.

 

Würde man Jahr für Jahr ihre Bahnen auf einer Stern-



karte einzeichnen, ergäbe sich im Laufe der Jahrzehnte bzw. Jahrhunderte bei allen ein mehr oder we-

niger breites Band. 

Das Tierkreisband umschließt nun alle „Bänder“, die von Mond und den Planeten.  Einzig die Sonne 

bewegt sich dauerhaft exakt auf einer Linie, nämlich der Ekliptik. 

Mond- und Planetenbahnen helfen also nur sehr bedingt weiter sie aufzuspüren.

 5

 



 

 

 



2.  Ein kurzer Blick in die Astronomiegeschichte 

Die Ekliptik ist ja nicht nur eine für die Theorie relevante Himmelslinie, sondern  war bereits für den 

vorgeschichtlichen Menschen von durchaus praktischer Bedeutung. Schließlich handelt es sich um den 

Weg des augenfälligsten und für das alltägliche Leben wohl wichtigsten Gestirns: die Sonne. Ihr Licht 

und  ihre  Wärme  sicherten dem  damaligen  Menschen das  Überleben,  und es  war  von  entscheidender 

Bedeutung, Zeitpunkte für Aussaat und Ernte möglichst gut vorherbestimmen zu können. Nun sind es 

aber gerade die Schnittpunkte von Ekliptik und Himmelsäquator, die den Frühlings- bzw. Herbstpunkt 

festlegen und die somit kalendarisch von größter Relevanz sind. Auch die Zeitpunkte für Sonnenwen-

den  waren  für  landwirtschaftlich  geprägte  Kulturen  wesentlich.

6

  Es  machte  also  Sinn,  sich  um  den 



genauen  Verlauf  der  Sonnenbahn  zu  bemühen.  Seit wann  die  Menschen  die  Bahnen  von  Sonne  und 

Mond systematisch beobachten, ist umstritten. Womöglich sind aber bereits die gigantischen Steinset-

zungen des neolithischen Menschen viele tausend Jahre v.Chr. Zeugnis eines recht umfassenden Wis-

sens über die Abläufe am Himmel. Spätestens für die Bronzezeit im 2. Jahrtausend v.Chr. muss man 

davon ausgehen, dass Himmelskundigen die wesentlichen Zusammenhänge z.B. zwischen Sonnenlauf 

und Jahreszeiten bekannt waren.

7

 Wenn dann die Babylonier zu Beginn des ersten Jahrtausends v.Chr. 



die Schiefe der Ekliptik und die Präzession des Frühlingspunktes maßen, wenn ihnen die Ekliptik als 

                                                      

3

 Ihre Bahnen sind im Schnitt um  2,7° gegen die Ekliptik geneigt; berücksichtigt man nur die fünf mit bloßem 



Auge sichtbaren Planeten, beträgt die Neigung im Schnitt sogar  3,2°.  

4

 Zusätzlich vollführen die Planeten – anders als die Sonne! – vor dem Hintergrund der Fixsterne merkwürdige 



Torkel-  und Schleifenbewegungen,  was ja ihren Namen erklärt (das Wort „Planet“  geht zurück auf Griechisch 

„planētēs, planáomai“, das auf Deutsch „umherirren, umherschweifen“ bedeutet). 

5

 Man müsste das Band der Mondbahnen aufzeichnen, bzw. ihre Schnittpunkte mit einer senkrecht zur Ekliptik 



stehenden  Linie  registrieren, und  könnte dann,  von kleineren Fehlern durch die vielen  Unregelmäßigkeiten der 

Mondbahn  abgesehen,  die  Ekliptik  als  die  Mitte  dieses  Bandes  rekonstruieren.  Dass  die  antiken  griechischen 

Astronomen die Ekliptik auch „den Kreis durch die Mitte der Zeichen (zodia = Tierkreiszeichen)“ (v.d.Waerden, 

S. 19) nannten, spricht womöglich dafür, dass dieser Gedanke bereits Tradition hat.  

Das  Ganze  wäre  aber  eine  Argumentation  auf  geometrisch-symmetrischer  Basis  und  keinesfalls  ein  Beweis 

dafür, dass die Sonne tatsächlich diese Bahn nimmt. 

6

 Vgl. Simonyi, S. 52. 



7

 Vgl. Hamel, S. 15 ff. 




 

Bezugspunkt  für  Sternkoordinaten  diente

8

,  wenn  sie  in  der  Lage  waren,  „Tafeln der Mondphasen  zu 



berechnen und, darauf beruhend, Mondfinsternisse vorherzubestimmen“

9

, dann muss spätestens ihnen 



diese Linie offensichtlich in großer Exaktheit vertraut gewesen sein.

10

 Bleibt die Frage: Wie entdeck-



ten sie diese? 

Einfache Beobachtungen am Himmel führen zunächst sehr leicht zur Identifizierung des Tierkreisban-

des. Innerhalb dieser etwa 20° breiten Zone bewegen sich Mond und alle Planeten unseres Sonnensys-

tems. Da die Planeten und der Mond nachts gemeinsam mit den Sternen sichtbar sind, war es für den 

vorgeschichtlichen  Menschen  gut  möglich,  ihren  Weg  an  der  scheinbaren  Himmelskugel  entlang  zu 

beobachten.

11

  Nur  funktioniert  diese  Methode  bei  unserem  Tagesgestirn  nicht.  Dass  sich  die  Sonne 



ebenfalls  im  Tierkreisband  bewegt,  wusste  die  Menschheit  aber  dennoch  vermutlich  schon  recht 

früh


12

, wo genau ihre Bahn aber innerhalb des Tierkreisbandes verläuft, musste erst mühsam auf indi-

rektem Wege gefunden werden.

13

  



Die verblüffende These lautet nun, dass die Menschheit die Ekliptik vermutlich kannte, bevor sie diese 

als  Bahn  der  Sonne  wahrnahm,  nämlich  als  Linie  derjenigen  Orte,  an  denen totale  Mondfinsternisse 

(und die sehr seltenen totalen Sonnenfinsternisse) zu beobachten waren. Man kann mit an Sicherheit 

grenzender  Wahrscheinlichkeit  davon  ausgehen,  dass  spektakuläre  Ereignisse  wie  totale  Finsternisse 

sehr genau beobachtet wurden. Da diese nur beim Zusammentreffen von Sonne und Mond, also in der 

unmittelbaren Nähe der Mondknoten, stattfinden können, ereignen sie sich grundsätzlich sehr nahe bei 

der  Ekliptik.  Registriert  man  oft  genug,  wo  genau  diese totalen  Finsternisse  innerhalb  des Tierkreis-

bandes stattfinden, ergibt sich eine Linie am Himmel: die Ekliptik! 

Aus diesem Grund erhielt sie im Übrigen ihren Namen und heißt auch heute noch so: Der Name „Ek-

liptik“ ist abgeleitet vom Griechischen ekleiptikē [trochiá]‚ verdeckende [Umlaufbahn]‘ (von ekleip-



sis‚  Verlassen,  Ausbleiben).

14

  Somit  war  die  Ekliptik  zwar  vermutlich  schon  früh  als  prominente 



Himmelslinie  bekannt,

15

 den Zusammenhang  von Ekliptik und scheinbarer Jahresbahn der Sonne er-



kannte man aber höchstwahrscheinlich erst deutlich später.

16

 



Zusammenfassend  ist  es  also  leicht  nachzuvollziehen,  dass  die  Menschheit  durch  kontinuierlich-

langfristige Beobachtungen von Mond und Planeten das Tierkreisband am Himmel (er-)fand. Überra-

schend  ist,  dass  sie  vermutlich  die  Ekliptik  als  Linie  der  Finsternisse  innerhalb  des  Tierkreisbandes 

entdeckte. Offen bleibt die Frage, wie sie diese Linie als die aus heutiger Sicht „scheinbare“ Bahn der 

Sonne vor dem Fixsternhintergrund identifizierte.  

Da ich kein Naturwissenschaftshistoriker bin, möchte ich mich an dieser Stelle mit eigenen Spekulati-

onen zu Entdeckungsmöglichkeiten zurückhalten

17

, wohl aber im Folgenden darüber nachdenken, wie 



man mit SuS die Ekliptik nachentdecken kann, unabhängig davon, ob es in der Geschichte der Astro-

nomie so gewesen ist. 

 

                                                      



8

 Anders als heute, wo uns der Himmelsäquator als Bezugspunkt für Rektaszension und Deklination dient. 

9

 Hamel, S, 24. 



10

 Vgl. Pichot, S.105. 

11

 So ist man sich heute sicher, dass die Bahn des Mondes und ihre Variationen schon sehr früh in der Geschichte 



Gegenstand sehr konkreter Beobachtungen war und auch im Detail erforscht wurde. 

12

 Der Abschnitt IX des babylonischen Textes 



mul

APIN stellt ausdrücklich fest, „dass nicht nur der Mond, son-

dern auch die Sonne und die Planeten längs desselben Weges wandern“ (v.d.Waerden, S. 78). 

13

 Von daher ist es zwar  fachlich korrekt, den Tierkreis als  Streifen beiderseits der Ekliptik zu definieren (vgl. 



z.B.:  Künzl,  S.  12.),  historisch  ist  diese  Definition  aber  problematisch.  Denn  der  Tierkreis  ist  augenfällig,  die 

Ekliptik ist es nicht; sie musste mühsam entdeckt werden und das, wie gesagt, auf indirektem Wege. Von daher 

kennt die Menschheit das Tierkreisband sehr viel länger als die Ekliptik und die Definition müsste  – historisch 

korrekter – lauten: Die Ekliptik ist eine Linie inmitten des Tierkreisbandes. 

14

 Vgl. Wikipedia: Artikel Ekliptik



15

 Die Linie der Ekliptik wurde lange als Wirkungskreis eines Drachen aufgefasst, der bei den Finsternisereignis-

sen den Mond bzw. die Sonne verschlingt. 

16

 Vgl. Wikipedia: Artikel Ekliptik



17

  Denkbar  wären  z.B.  Rekonstruktionsversuche  über  die  Beobachtung  von  Sternphasen,  also  das  gemeinsame 

Auf- bzw. Untergehen bestimmter Sterne mit der Sonne. Diese führen aber durch große Unsicherheiten hinsicht-

lich Beobachtungsbedingungen (Refraktion, Seeing) zu keinem sehr genauen Ergebnis. 




 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

Nabonid auf einem Relief bei der Anbetung der Gestirns-



gottheiten Sin, Šamaš und Ištar

  

(© Jona lendering (Eigenes Werk), 



CC BY 3.0

https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=2629946



 

 



 

 

3.  Didaktisch-methodische Vorüberlegungen: Nachentdecken 

„Die Faszination der Physik kommt nicht dadurch zustande, dass sie Geheimnis-

se verschwinden lässt (und alte Rätsel mit Schlagworten löst), sondern dadurch, 

dass sie Geheimnisse vertieft (und neue Rätsel ohne Schlagworte stellt).“

18

 

Wie  wichtig  Faszination  für  das  Verständnis  der  Physik  ist,  wissen  wir  Physiklehrer(innen)  schon 



lange.  Und  sicherlich  hätten  wir  diesen  Beruf  gar  nicht  ergriffen,  wenn  in  uns  nicht  wenigstens  ein 

Minimum an Leidenschaft für diese Wissenschaft brennen würde. Man muss sich aber immer wieder 

klar machen, dass die eigene Begeisterung sicherlich hilfreich, vielleicht sogar notwendig ist, um an-

dere damit anzustecken, sie aber eben nicht automatisch zum Ziel führt. Das Fach Physik steht auf der 

Liste der unbeliebtesten Schulfächer seit vielen Jahren recht unangefochten ganz oben. 

In  diesem  Zusammenhang  könnte  das  oben  genannte  Zitat  von  E.P.  Fischer  aus  SuW  8/2016  einen 

wesentlichen  Anstoß  liefern.  Wir  sollten  in  unserem  Unterricht  Rätsel  und  Merkwürdigkeiten  nicht 

vorschnell mit Schlagworten, Formeln, Denkmodellen „abschießen“, sondern im Gegenteil: Merkwür-

digkeiten  kultivieren, hervorheben, verstärken,  anstatt sie „weg zu erklären“. Das gilt gleichermaßen 

für Naturphänomene wie für Erkenntnisse und Erklärungsmuster. 

Es ist für Menschen jeden Alters in der Regel motivierend zu erleben, dass sich bislang für selbstver-

ständlich  gehaltene  Erklärungen  und  Begründungen  als  unbrauchbar  erweisen.  Konfrontiert  man 

Schüler(innen) mit Experimenten und/oder Phänomenen, die zu ihren Fehlkonzepten nicht passen, löst 

dies u.U. einen sehr förderlichen Denkprozess aus.

19

 Vor dem Verstehen kommt eben immer das eige-



ne Denken, und das wird besonders effektiv durch ein sich Wundern, ein „hä?“, angeschoben.

20

  



 

 

                                                      



18

 Fischer, E.P. SuW 8 (2016); S. 47. 

19

 Viele SuS sind z.B. davon überzeugt, dass Metall grundsätzlich kälter ist als Plastik. Eine Messung mit dem 



Thermometer widerlegt diese These und hat in meinem Unterricht oft erstaunliche Denkprozesse ausgelöst. 

20

 Pädagogische Psychologen sprechen hier von einer kognitiven Dissonanz




 

 

Im vorliegenden Fall fordert die Frage, wie die Menschheit die Ekliptik entdeckte, obwohl man sie am 



Himmel gar nicht sehen kann, zum Denken heraus, erzeugt eine themenimmanente Sogwirkung. Fra-

gen  stellt  dann  nicht  die  Lehrkraft,  sie  stellen  sich  von  selbst,  aus  der  Sache  heraus.  Man  muss  als 

Lehrer(in) womöglich gar nicht künstlich motivieren, die Frage selbst schiebt das Denken an, besser: 

zieht  Hirne  in  ihren  Bann,  erzeugt  eine  Sogwirkung,  die  vorantreibt.  Man  sollte  im  Unterricht  mög-

lichst viele Chancen nutzen, bei denen durch ein sich Wundern auch emotional Anlass zum Nachden-

ken gegeben wird. 

Es reicht eben längst nicht aus, Sätze, Sachverhalte, Modellvorstellungen, Zusammenhänge etc. didak-

tisch hochgerüstet zu lehren und sie trickreich zu veranschaulichen (auch wenn das schon nicht wenig 

ist). „Wir müssen verstehen lehren. Das heißt nicht: es den Kindern nachweisen, so daß sie es zugeben 

müssen, ob sie es nun glauben oder nicht. Es heißt: sie einsehen lassen, wie die Menschheit auf den 

Gedanken kommen konnte (und kann), so etwas nachzuweisen, weil die Natur es ihr anbot (und weiter 

anbietet). Und wie es dann gelang und je neu gelingt.“

21

 Und genau hier haben wir diese Gelegenheit: 



Vertrautes wie die Ekliptik wird unvertraut, wenn man hinter die Kulisse schaut. Und das wirkt her-

ausfordernd. 

„Wiederentdecken unter Anleitung“ könnte das Motto  des hier vorgeschlagenen Unterrichts sein; ir-

gendwo angesiedelt zwischen den Extremen eines reinen Instruktivismus auf Lehrer(innen)seite, also 

einem  zur  Kenntnisnehmen  (Tafelanschrieb:  Unter  der  Ekliptik  versteht  man …)  auf  Lernendenseite 

und  eines  radikal  konstruktivistischen  Ansatzes  des  völlig  selbstständigen  Entdeckenlassens  (ohne 

Hilfen der Lehrkraft), was u.U. zum Gegenteil von Faszination und Begeisterung führt, weil oft völlig 

ohne Erfolgserlebnis auf Schüler(innen)seite. 

So  wird  hier  vorgeschlagen,  dass  die  Rolle  der  Lehrkraft  darin  besteht,  den  merkwürdigen  Sachver-

halt, dass man die Ekliptik entdecken kann, ohne sie zu sehen, als Problem freizulegen und zu explo-

rieren, um  dann  eine  geeignete  Lernumgebung  zu  schaffen,  innerhalb  derer  die SuS  dann  weitestge-

hend „von der Kette gelassen“ werden, um ihnen wesentliche Erkenntnisse zu ermöglichen.

22

 

 



 

 

 



II.  Rekonstruktion der Sonnenbahn mit Schüler(inne)n der Sek I 

1.  Nötiges Vorwissen der SuS 

Beide  nachfolgend  dargestellten Methoden  der  Ekliptikrekonstruktion  lassen  sich  bereits  mit  Grund-

kenntnissen der  elementaren  Himmelskunde  realisieren.  Es reicht  aus,  zu  wissen,  dass  wir  von  einer 

Fixsternsphäre  (mit  den  Sternbildern)  umgeben  sind,  die  sich  –  geozentrisch  gesprochen  –  um  uns 

herumdreht  (heliozentrisch  betrachtet:  innerhalb  derer  sich  die  Erde  dreht).  Während  die  Fixsterne 

relativ  zueinander  fest  (fixiert)  sind,  führen  Sonne,  Mond  und  Planeten  ein  „Eigenleben“.  Sie  sind 

nicht „fixiert“, sondern wandern auf einem breiten Band durch die scheinbare Umhimmelskugel. Die 

Sonne benötigt für eine Runde durch die Himmelskugel gerade ein Jahr. 

Mehr als dieses grundlegende Wissen ist hinsichtlich der nun vorgeschlagenen Rekonstruktionsversu-

che der Ekliptik nicht nötig. Sind weitergehende Kenntnisse (wie z.B. Himmelskoordinaten) vorhan-

den,  lasst  sich  –  wie  weiter  unten  beschrieben  –  bei  beiden  Methoden  auch  andere,  zum  Teil  an-

spruchsvollere Wege beschreiten. 

 

 

                                                      

21

 Wagenschein, S. 311. 



22

  Im  konstruktivistischen  Jargon  würde  man  von  der  Dekonstruktion  des  zunächst  noch  selbstverständlichen 

Begriffes „Ekliptik“ sprechen, den es anschließend unter Zuhilfenahme von vorbereiteten Materialien nachzuent-

decken, also zu rekonstruieren gilt. 




 

 

2.  Methode A: Messung/Beobachtung im Halbjahrestakt 

 

a)  Idee 

Ein gelegentlich im Astronomieunterricht von Schüler(inne)n gemachter Vorschlag zur Verortung der 

Sonne vor dem Fixsternhimmel soll hier als erste von zwei Möglichkeiten zur Darstellung kommen. 

Ihr Grundgedanke lautet: Man beobachtet an einem bestimmten Tag im Jahr die Kulmination der Son-

ne und misst dabei sowohl ihre Höhe über dem Horizont als auch die Uhrzeit der Kulmination. Dann 

schaut  man  genau  ein  halbes  Jahr  später,  wenn  die  Sonne  sich  exakt  gegenüber  auf  der  scheinbaren 

Himmelskugel  befindet,  um  Mitternacht  nach  Süden.  In  der  seinerzeit  gemessenen  Höhe  blickt  man 

dann auf die Stelle, an der die Sonne seinerzeit im Tierkreis stand. Das klingt in der Tat schlüssig, ist 

aber in der Praxis schwerer umzusetzen, als man im ersten Moment denkt. Aber genau deswegen lohnt 

es sich ja! Eine der Schwierigkeiten (dass die zusammen gehörenden Messungen ein halbes Jahr aus-

einander  liegen  und  man  ein  ganzes  Jahr  benötigt,  um  die  Ekliptik  zu  rekonstruieren)  lässt  sich  mit 

dem  Tool  stellarium

23

  umgehen.  Mit  Hilfe  dieser  frei  erhältlichen  Planetariumssoftware  ist  es  kein 



Problem, sich den Himmelsanblick zu jeder gewünschten Tages- bzw. Nachtzeit und an jedem belie-

bigen Tag im Jahr anzeigen zu lassen. Zwar beobachten die SuS so nicht selbst am Himmel, sondern 

erhalten ihre Informationen aus zweiter Hand, die realitätsnahe Darstellung von stellarium ist aber als 

„Plan B“ nicht sehr weit vom echten Beobachten entfernt. Zusätzlich kann man viele hilfreiche Ele-

mente  dieser  Simulation  nutzen,  z.B.  kann  man  sich  die  azimutalen  Koordinaten  des  angeklickten 

Objektes  anzeigen  lassen,  kann  also  dafür  sorgen,  dass  die  Sonne  tatsächlich  genau  im  Süden  steht 

(Azimut = 180°). Im Regelfalle wird das übrigens nicht um 12:00 Uhr MEZ (bzw. 13:00 Uhr MESZ) 

sein


24

, was gegebenenfalls willkommener Anlass für ein sich Wundern sein könnte.

25

  

Als Beispiel diene hier der völlig willkürlich gewählte 26.02.2016 (Standort Marburg/Lahn), an dem 



laut stellarium die Sonne um 12:38 Uhr kulminiert und zwar in einer Höhe von etwa 30,5°.  

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

       


Sonnenkulmination am 26.02.2016, 12:38 Uhr (© stellarium) 

 

 



 

                                                      

23

 www.stellarium.org/de/ 



24

 Es sei denn, an diesem Tag heben sich die Zeitdifferenz zwischen Orts- und Zonenzeit und der Wert der Zeit-

gleichung gerade auf. 

25

 Sollten die Schüler(innen) den Unterschied zwischen Ortszeit und Zonenzeit noch nicht kennen, ist diese Stelle 



des Unterrichts ein geschickter Moment zum Einstieg in diese Problematik.

 

Schließlich fragt man sich, warum 



die Menschheit auf die Idee kam, die Mitte des Tages nicht um 12:00 Uhr, sondern zu einer sehr „schrägen“ Zeit 

stattfinden zu lassen. Und wieder gibt man dem sich Wundern die Chance, eine Sogwirkung zu entfalten. 




 

 

Nun  muss  man  herausfinden,  an  welchem  Tag  die  Sonne  genau  gegenüber  auf  der  Fixsternsphäre 



steht, wann also genau ein halbes Jahr vergangen ist. Die Jahreslänge von 365¼ Tagen durch 2 geteilt 

ergibt 182,6. Wenn man nach genau 182 Tagen im Kalender an den Himmel schaut, ist es wieder Mit-

tag. Da man aber um Mitternacht beobachten will, muss man einen halben Tag (=12 Stunden) hinzu- 

zählen und hat somit einen Abstand von 182,5 Tagen erreicht, was einem halben Jahr (mit 182,6 Ta-

gen) ja schon sehr nahe kommt. Da stellarium um Mitternacht nicht 24:00 Uhr, sondern 0:00 Uhr no-

tiert, muss man einen Tag weiter gehen, also den 183. Tag nach der Sonnenbeobachtung einstellen.  

In unserem Beispiel gelangt man so zum 27.08.2016. Statt jetzt aber einfach um 00:00 Uhr nach Sü-

den zu blicken, gilt es zu bedenken, dass die Sonne am 26.02. ja nicht um 12:00 Uhr, sondern 38 Mi-

nuten später kulminierte. Jetzt hängt es vom Vorwissen der SuS ab, wie man mit dieser Differenz um-

geht. Um sie richtig zu interpretieren, muss man den Unterschied zwischen Zonen- und Ortszeit sowie 

die Zeitgleichung kennen. In Marburg (8°46´ östl. Länge) beträgt der Unterschied zwischen Orts- und 

Zonenzeit 24,9 min; die Zeitgleichung hat am 26.02. einen Wert von 13,1 min, was sich zu einer Ge-

samtzeitdifferenz von 38 min addiert.  

In  der  einfachsten  Variante  nimmt  man  die  38  min  einfach  zur  Kenntnis  und  blickt  am  27.08.  eben 

nicht um Mitternacht, sondern 38 min später, also um 00:38 Uhr mit Hilfe von stellarium nach Süden. 

Dort, 30,5° über dem Horizont, stand die Sonne also am 26.02., so die These. Aber Achtung: Was ist 

mit der Sommerzeit? Die muss ebenfalls berücksichtigt werden. Hier kann man nun trefflich mit den 

SuS darüber diskutieren, welches denn eigentlich die „richtige“ Zeit ist und ob man nun zur Armband-

uhrzeit eine Stunde abziehen oder aber hinzuzählen muss. Wichtig: Standardmäßig ist bei  stellarium 

unter „Konfiguration / Erweiterungen / Zeitzone / Konfigurieren“ die Einstellung „Systemeinstellun-

gen benutzen“ aktiviert, so dass im Winter MEZ und im Sommer MESZ angezeigt wird. Da  unsere 

Uhren im Sommer eine Stunde vorgestellt sind, müssen wir für den 27.08. also 01:38 Uhr MESZ ein-

stellen, um den Himmel so zu sehen, wie er um 0:38 Uhr MEZ aussieht. Das führt nun mit Hilfe von 

stellarium  zu  folgendem  Ergebnis  hinsichtlich  der  Position  der  Sonne  an  der  Himmelskugel  für  den 

26.02. 


 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

Dort (gelber Punkt) müsste sich die Sonne also vor einem halben Jahr (26.02.) befunden haben (© stellarium



 

 

Ein anderer Vorschlag könnte (sofern die SuS die beiden Anteile der o.g. 38 min kennen) lauten, die 



13,1 min durch den Zeitgleichungswert am 27.08. von nur 9,8 min zu ersetzen. Man würde jetzt also 

bereits um 01:35 nach Süden blicken. Und noch eine Variante ist denkbar: Womöglich werden einzel-

30°-Linie 



 

ne SuS mit Hilfe von stellarium (unter Benutzung der Taste ) den Boden durchsichtig machen

26

 

und beim Blick nach Norden bemerken, dass die Sonne weder um 01:38 Uhr MEZ noch um 01.35 Uhr 



MESZ exakt im Norden steht.

27

 Gehen wir aber davon aus, dass wir diejenige Stelle suchen, die an der 



scheinbaren Himmelskugel gerade gegenüber der Sonne liegt, müssen wir die Sonne zunächst genau 

nach Norden bringen; so jedenfalls könnte die Argumentation lauten.  

 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



Blick nach N unter die Erdoberfläche: 

die Sonne steht nicht im N (© stellarium

 

 

Auch hier lässt man sich von  stellarium am besten den jeweils aktuellen Azimutwert der Sonne  und 



den  Meridian  anzeigen,  um  so  die  Sonne  –  durch  Veränderung  der  Uhrzeit  –  wirklich  exakt  in  den 

Norden  (Azimut  =  0°)  zu  bekommen.  Das  ist  für  die  Uhrzeit  01:26  Uhr  MESZ  der  Fall.  Der  Blick 

unter dem seinerzeit gemessenen Höhenwinkel  von etwa 30°  wäre aus Sicht dieser Methode der Ort 

der Sonne an der Himmelskugel vor genau einem halben Jahr. 

 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

                                                      

26

  In  dieser  Situation  gehen  die  Möglichkeiten  der  Simulationssoftware  offensichtlich  über  die  des  wirklichen 



Beobachtens hinaus, eine Chance, die es didaktisch zu nutzen gilt. 

27

 Und dies hat nichts mit dem zehntel Tag zu tun, den wir oben zwischen 182,6 und 182,5 nicht berücksichtigt 



hatten. Einmal mehr könnte ein sich Wundern und deutliches „hä?“ Ausgangspunkt für Denkprozesse sein. 

 

Blick nach N: Jetzt ist auch die Sonne im N 



(© stellarium) 

Hier  (gelber  Punkt)  müsste  die  Sonne  also  vor  einem 

halben Jahr gewesen sein (© stellarium) 



 

 

b)  Auswertung 

Unabhängig von der Vorgehensweise sollen die SuS nun den gefundenen Ort der Sonne am 26.02. in 

eine Sternkarte (der natürlich die Ekliptik fehlt) einzeichnen.

  28

 Das kann bei echten Anfänger(inne)n 



durch  Lokalisierung  über  benachbarte  Sterne  erfolgen  oder  bei  etwas  fortgeschrittenen  SuS  über  die 

äquatorialen Koordinaten Rektaszension und Deklination. Um diese zu erhalten, blendet man bei stel-



larium sinnvollerweise beide Koordinatensysteme ein, zoomt das Bild recht groß und liest den Wert 

für die Rektaszension des Meridians ab

29

. Man bemerkt schnell, dass die auf unterschiedliche Weisen 



(s.o.) erhaltenen Orte für die Sonne am 26.02. zwar ungefähr, aber eben nicht exakt übereinstimmen. 

Das  ist  aber  auch  kein  Wunder,  hat  man  ja  zu  leicht  unterschiedlichen  Zeiten  nach  Süden  geblickt. 

Dabei ergibt sich alle 4 Minuten eine Differenz von 4 min bei der Rektaszension (was 1° entspricht). 

Übrigens: Ermittelt man den tatsächlichen Ort der Sonne am 26.02. per stellarium, stellt man fest, dass 

dieser Wert von allen selbst ermittelten Werten (s.o.) abweicht. 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

Hier befand sich die Sonne tatsächlich am 26.02.2016 um 12:38 Uhr MEZ  (© stellarium



 

Wurde der Ort der Sonne für diesen einen Tag ermittelt, geht es im Folgenden in mehr oder weniger 

großen Schritten durch das Jahr. Man könnte die Klasse/den Kurs in 2er- oder 3er-Gruppen unterteilen 

und jeweils zwei Monate untersuchen lassen. Dabei reicht es aus, wenn jede Gruppe für ihren Monat 

die „Beobachtung“ für jeden fünften Tag (also insgesamt 12 Messungen) durchführt und einen vorbe-

reiteten Sternkartenausschnitt einträgt.  

Abschließend werden die Gruppenergebnisse zusammengeführt: Man klebt gemeinsam die 6 Sternkar-

ten zu einer Gesamtkarte zusammen, in der sich nun auch die vermeintlich korrekte Bahn der Sonne 

innerhalb des Tierkreises befindet. Alternativ kann man auch mit dem Beamer eine Gesamtkarte

30

 auf 



ein langes Plakat projizieren, auf das dann die SuS ihre Sonnenörter aufkleben oder aufzeichnen. Die-

ses Vorgehen hat den Vorteil, dass man  nach Fertigstellung  des Plakats (auf dem sich ja nur Punkte 

                                                      

28

 Es stehen unterschiedliche Sternkartenausschnitte zum Download zur Verfügung: einmal mit und einmal ohne 



Rektaszensions- bzw. Deklinationslinien. 

29

 Dabei ist wichtig, dass man bei stellarium die Gitternetzlinien und die Angabe der Koordinaten auf das gleiche 



Bezugssystem bezieht. Entweder man orientiert sich am Gradnetz für das Äquinoktium J2000 oder am Äquinok-

tium des jeweiligen Tages. Es ist weniger wichtig, welches man nimmt; wichtig ist aber, dass man bei beiden 

das gleiche System zugrunde legt! 

30

 Steht ebenfalls zum Download bereit. 




 

befinden,  per  Beamer  die  gleiche  Sternkarte  projizieren  kann,  jetzt  aber  mit  der  Ekliptik.

31

  So  sieht 



man sehr eindrücklich, wie gut der Rekonstruktionsversuch eigentlich ist bzw. wie stark er an einzel-

nen Stellen von der Realität abweicht.  

Arbeitet man mit Rektaszensions- und Deklinationswerten, könnten die SuS ihre „beobachteten“ Wer-

te in eine Excel-Tabelle eintragen und sich dann mit dem frei erhältlichen Excel-Add-In Astro-VBA

32

 

recht leicht in weiteren Spalten die korrekten Werte für Rektaszension und Deklination der Sonne und 



daraus  dann  die jeweiligen  Differenzen  zwischen  beobachteten  und  korrekten  Werten  errechnen las-

sen.  


 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



Excel-Sheet zur Speicherung und Weiterverarbeitung der gemessenen Werte 

 

Von  Astro-VBA nutzen  wir  hier  die  Funktionen   jd (berechnet  das Julianische  Datum  des jeweiligen 



Tages, was als Zwischenschritt nötig ist),  rasonne (berechnet die Rektaszension der Sonne), deksonne 

(berechnet  die  Deklination  der  Sonne)  und    WinkelformatRA  (rechnet  die  Rektaszension  der  Sonne 

vom Gradmaß ins Stundenmaß um). Die Rechenvorschriften für die einzelnen Spalten lauten: 

B: =jd(JAHR(A3);MONAT(A3);TAG(A3);12;0;0;1) 

D: =WinkelformatRA(rasonne(B3)) 

G: =deksonne(B3) 

Die  letzte  Ziffer  in  der  Funktion  jd  gibt  die  Zeitzone  an.  1  steht  dabei  für  MEZ,  2  für  MESZ.  Man 

muss also manuell am richtigen Tag die entsprechende Umstellung auf Sommer- bzw. Winterzeit vor-

nehmen. Spalte D muss (benutzerdefiniert) als  hh:mm:ss  formatiert sein. 

Weiterführend könnte man nun, z.B. durch grafische Darstellung der Differenzen zwischen gemesse-

nen und errechneten Werten, die Fehler der einzelnen Methoden genauer untersuchen (und viel dabei 

lernen).  Offensichtlich ist die  Sonne  genau  ein  halbes Jahr  später  gar  nicht  genau  gegenüber  auf  der 

scheinbaren  Himmelskugel.  Für  die  Hälfte  einer  Strecke  benötigt  man  aber  doch  normalerweise  die 

halbe  Zeit;  zumindest,  wenn  man  sich  mit  konstanter  Geschwindigkeit  bewegt.  Tut  das  die  Sonne 

(bzw.  heliozentrisch  gesprochen:  die  Erde)  etwa  nicht?

33

  Ausgangspunkt  für  spannend-lehrreiche 



„Entdeckungsreisen“.

34

 



                                                      

31

 Steht ebenfalls zum Download bereit. 



32

 http://www.astroexcel.de/vbexcel.htm. 

33

 Z.B. legt die Methode, um 01:38 Uhr an den Himmel zu schauen, die mittlere Sonne zugrunde (die genau 24 



Std. zwischen zwei Kulminationen benötigt), geht also davon aus, dass die Sonne  nach  183 Tagen auch  genau 


 

3.  Methode B: Beobachtung von totalen Finsternissen 

a)  Idee 

Der Grundgedanke der zweiten Rekonstruktionsidee setzt bei der Benennung der Ekliptik an. Der Be-

griff weist ja darauf hin, dass diese Linie etwas mit Eklipsen, also Verfinsterungen, zu tun hat.

35

 Um 



die Ekliptik zu rekonstruieren, genügt es, möglichst viele Sonnen- bzw. Mondfinsternisse zu beobach-

ten und jeweils die Orte an der Fixsternsphäre zu vermerken, an denen sie stattfinden. Da Finsternisse 

nur relativ selten stattfinden, ist es wenig praktikabel, selbst zu beobachten. Erneut kommt die Planeta-

riumssoftware stellarium zum Einsatz. Außerdem werden nicht alle Finsternisse genutzt: Von den vier 

„Finsternisorten“ (den partiellen und totalen Mond- bzw. Sonnenfinsternissen) wird nur mit den tota-

len Mondfinsternissen gearbeitet. Das hat damit zu tun, dass partielle Mondfinsternisse (anders als die 

partiellen Sonnenfinsternisse) erstens recht weit von der Ekliptik stattfinden (der Erdschatten ist sehr 

viel größer als der Mond), so dass man mit dieser Finsternisorte ziemlich ungenaue Werte erhält. Im 

Übrigen sind partielle Mondfinsternisse in der Regel gar nicht beobachtbar, weil der Helligkeitsunter-

schied zwischen unbeschattetem und dem im Halbschatten der Erde befindlichen Mond für das Auge 

fast  nicht  auszumachen  ist.  Gegen  die  beide  Formen  der  Sonnenfinsternisse  spricht,  dass  ihre  Be-

obachtung nur auf einen sehr schmalen Streifen der Erdoberfläche beschränkt ist, während Mondfins-

ternisse von der ganzen Erde aus zu sehen sind (vorausgesetzt, der Mond befindet sich über dem Hori-

zont).  Lassen  wir  für  unsere  Zwecke  also  nur totale Mondfinsternisse  zu,  schlagen  wir  zwei  Fliegen 

mit einer Klappe. Da diese Finsternisse auch tatsächlich beobachtbar sind (und zwar unabhängig vom 

Beobachtungsort), nutzen wir eine Methode, die in Wirklichkeit so tatsächlich umgesetzt werden kann 

bzw. vor langer Zeit von einem bestimmten Observatorium aus so stattgefunden haben könnte. Durch 

Ausschluss der partiellen Mondfinsternisse werden zusätzlich unsere Ergebnisse genauer. 

Wenn man das Prinzip / die Idee dieser Methode verstanden hat, ist es über die Praktikabilität hinaus 

auch  didaktisch  verantwortbar,  statt  Beobachtungen  am  Himmel  (es  würde  viele  Jahrzehnte  dauern) 

auf Listen von Finsternissen zurückzugreifen. Die NASA bietet auf ihrer Eclipse Web Site

36

 eine Viel-

zahl von Informationen zu Finsternisereignissen der Vergangenheit, Gegenwart und Zukunft an. 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



                     Daten und Fakten zu allen Mondfinsternissen zwischen 1901 und 2000  (© Eclipse Web Site der NASA) 

 

Nach ausführlichem Studium der Legende dieser Tabelle (Key to Catalog of Lunar Eclipses), lassen 



sich die relevanten Informationen extrahieren. Bereits dieser Prozess ist sehr lehrreich.

 

                                                                                                                                                          



183  mal  kulminiert  hat,  was  aus  zwei  Gründen  nicht  stimmt:  Zum  einen  wandert  die  wahre  Sonne  nicht  mit 

konstanter Geschwindigkeit auf der Ekliptik (Grund: die elliptische Form der Erdbahn), zum anderen ist für die 

Tageslänge nur ihr Fortschreiten relativ zum Himmelsäquator relevant, nicht aber die auf der Ekliptik (Projekti-

onseffekt).  Die  beiden  Effekte  haben  eine  unterschiedliche  Periode  und  addieren  sich  phasenverschoben  zur 

sogenannten  Zeitgleichung,  die  mit  ambitionierten  SuS  der  Sek  I  durchaus  erarbeitet  werden  kann.  Hier  bietet 

sich also ein themenimmanenter(!) Einstieg in diese Thematik an.

 

34

 Siehe Kapitel III: Weiterführung/Ausblick: Thematische Landkarte 



35

 Wie bereits erwähnt, war die Ekliptik dem vor- bzw. frühgeschichtlichen Menschen höchst wahrscheinlich als 

Linie bekannt, auf der es zu Verfinsterungen von Sonne und Mond kommen kann, bevor dieser wusste, dass es 

sich auch gleichzeitig um die Jahresbahn der Sonne handelt. 

36

 http://eclipse.gsfc.nasa.gov/eclipse.html 




 

 

b)  Auswertung 

Hinsichtlich  der  Auswertung  stehen  jetzt,  je  nach  Anspruch  der  Lehrkraft  und  Vorwissen  der  SuS, 

unterschiedliche Wege offen. Man entnimmt der Tabelle das entsprechende Datum und die Uhrzeit der 

Finsternis und rekapituliert  mit Hilfe von  stellarium den Ort auf der scheinbaren Himmelskugel, der 

dann auf eine Sternkarte ohne Ekliptik eingetragen wird. Dies geschieht entweder durch Verortung der 

Sonne  über  benachbarte  Sterne  oder  durch  Übernahme  der  äquatorialen  Koordinaten  Rektaszension 

und  Deklination der  Sonne  aus stellarium.

37

  Man  kann auch  die  SuS  mit  Hilfe  von  Astro-VBA  (s.o.) 



die  entsprechenden  Himmelskoordinaten  der  Finsternisstellen  errechnen  lassen.

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  Die  Variante  über 



stellarium hat aber gerade für jüngere SuS den Vorteil, dass sie die Finsternis auch optisch „erleben“. 

Letztlich  wird  man  jedenfalls  die  Klasse  /  den  Kurs  in  Kleingruppen  einteilen  und  jede  Gruppe  für 

bestimmte Jahre bzw. Jahrzehnte die Orte von totalen Mondfinsternissen auf der Himmelskugel finden 

und diese dann auf eine große Sternkarte, der die Ekliptik fehlt, eintragen lassen. Je mehr Finsternisse 

vermerkt sind, desto mehr wird die Finsternislinie, die Linie der Eklipsen, auf der Himmelskarte deut-

lich. 


Die dabei erreichte Genauigkeit ist etwas besser als bei der weiter oben beschriebenen Methode. Tota-

le Mondfinsternisse spielen sich im Kernschatten der Erde ab, der  mit 82,4 Bogenminuten im Mittel 

2,65 mal so groß ist wie der Mond

39

, also etwa eine (mittlere) Größe von 1,35° am Himmel einnimmt. 



Somit kann eine totale Mondfinsternis nicht weiter als etwa ein halbes Grad von der Ekliptik entfernt 

stattfinden, was etwa einem Vollmonddurchmesser entspricht.

40

 

Wir  müssen  bei  dieser  Methode  natürlich  selbstkritisch  einräumen,  dass  wir  in  Wirklichkeit  nur  die 



Linie  der  Eklipsen,  also  die  Ekliptik,  gefunden,  nicht  aber  bewiesen  haben,  dass  es  sich  dabei  auch 

tatsächlich um die jährliche Sonnenbahn handelt! 

Eine lohnenswerte Weiterführung (z.B. im Rahmen von Hausaufgabe oder Referat) könnte darin be-

stehen, mit Hilfe der NASA-Daten herauszufinden, wie lange die vorgeschichtlichen Menschen wohl 

(totale) Mondfinsternisse beobachten mussten, bis sich ein einigermaßen geschlossenes Bild der Eklip-

tiklinie ergab. Dabei muss man einen bestimmten geografischen Ort zugrunde legen (sinnvollerweise 

einen, an dem vermutlich solche Beobachtungen auch stattgefunden haben, also z.B. Stonehenge oder 

die Kreisgrabenanlage in Goseck) und dann eben berücksichtigen, dass längst nicht alle totalen Mond-

finsternisse auch von diesem Ort aus beobachtbar sind (die Finsternis muss ja nachts stattfinden, sonst 

ist sie von dem zu Grunde gelegten Ort aus nicht beobachtbar). 

 

 

 



III. Weiterführung / Ausblick: Thematische Landkarte 

Der  vorliegende  Unterrichtsvorschlag  setzt  ganz  bewusst  mit  einer  merkwürdigen  und  hoffentlich 

herausfordernden  Frage  ein  (Wo  genau  befindet  sich  die  Ekliptik  im  Tierkreisband?),  zu  deren  voll-

ständigen Beantwortung die SuS längst nicht alle nötigen Vorkenntnisse mitbringen (Himmelskoordi-

naten,  Unterscheidung  zwischen  wahrer  und  mittlerer  Sonne,  Zeitgleichung,  Zustandekommen  von 

Finsternissen etc.). Es gibt eine Vielzahl von Möglichkeiten, von dem Erreichten aus in benachbarte, 

sich  organisch  anschließende  Themengebiete  vorzudringen.  SuS  machen  die  Erfahrung,  dass  ihnen 

grundlegendes Wissen fehlt. Nicht Lehrpläne und/oder die Lehrperson schlagen neuen Stoff vor, son-

dern das Thema selbst deutet es an, drängt dazu. Nur ein paar wenige Beispiele: 

                                                      

37

 Die angegebenen Werte passen nicht 100%ig zu stellarium; man wird also ein klein wenig herumprobieren 



und sich dann einigen müssen, ob man die Werte der Tabelle oder die des Finsternisanblicks bei stellarium zu 

Grunde legen will. 

38

 Die NASA-Tabelle gibt zunächst nur die Zeitpunkte der Finsternisse an und nicht deren Koordinaten; mit ein 



wenig „Klickerei“ lassen sich aber auch die Koordinaten auf der NASA-Homepage eruieren. 

39

 Vgl.: Kuphal, S. 172. 



40

 Da die Mondbahn aber sehr deutlich elliptisch ist, variieren scheinbare Mondgröße sowie Größe des Erdschat-

tens in Mondentfernung recht stark. 



 

 



 

Wenn man gemerkt hat, dass es sehr schwer ist, den Ort der Sonne relativ zu benachbarten Fixster-

nen genau anzugeben, spricht vieles dafür, ein exaktes Koordinatensystem einzuführen. 

 



Hat  man  realisiert,  dass  die  Sonne  nach  einem  halben  Jahr  in  der  Regel  nicht  gegenüber  auf  der 

Ekliptik steht, führt dies zu grundlegenden Fragen nach der exakten Dauer von Tag und Jahr und 

den Gesetzmäßigkeiten des Sonnenganges. 

 



Wenn man über lange Zeiträume Finsternisse recherchiert, stößt man auf Periodizitäten (wie z.B. 

den Saruszyklus). Wie kommen diese zustande? 

 

SuS könnten auch auf das den Autor faszinierende Beobachtung stoßen, dass der in Tabellenwer-



ken genannte Zeitpunkt für Voll- bzw. Neumond in der Regel nicht genau mit den Zeitpunkten der 

maximalen Verfinsterung zusammenfällt. Haben wir aber nicht alle gelernt, dass Sonnenfinsternis 

genau dann stattfindet, wenn der Mond sich exakt vor die Sonne geschoben hat, also Neumond ist? 

 

Im  Folgenden  habe  ich  denkbare  Anschlussmöglichkeiten  zu  einer  thematischen  Landkarte  zusam-



mengestellt.  Sie  verschafft  einen  Überblick  über  benachbarte  Fragestellungen,  Themen,  Phänomene 

etc. 


 

 

 



Thematische Landkarte: 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

 

 



 

Wo genau befindet 

sich die Ekliptik im 

Tierkreisband? 

Wahre Sonne / 

mittlere Sonne 

Zeitgleichung 

Keplersche 

Gesetze 


Ortszeit / 

Zonenzeit 

Winterzeit / 

Sommerzeit 

Wie entstehen 

Finsternisse? 

Periodizitäten von  

Finsternissen? 

Z.B.: Saroszyklus 

Warum finden 

Neumond und 

Sonnenfinsternis 

nicht exakt gleich-

zeitig statt? 

Koordinatensys-

teme am Himmel 

Archäo-

astronomie 



Astronomie der 

Antike (Babylon, 

Griechenland) 

Warum dauern 

Mondfinsternisse 

länger als Sonnen-

finsternisse? 



 

 

 



VI.  Literaturhinweise / Materialien 

 

Fischer, E.P.: Über die Faszination. In: SuW 8 (2016), S. 47. 



Hamel, J. (1998): Geschichte der Astronomie. Basel u.a.: Birkhäuser. 

Künzl, E. (2005): Himmelsgloben und Sternkarten.  Astronomie und Astrologie in Vorzeit und Alter-

tum. Stuttgart: Theiss. 

Kuphal, E. (2013): Den Mond neu entdecken. Berlin & Heidelberg: Springer. 

Pichot, A. (2000): Die Geburt der Wissenschaft. Von den Babyloniern zu den frühen Griechen. Köln: 

Parkland. 

Simonyi, K. (1990): Kulturgeschichte der Physik. Thun & Frankfurt a.M.: Harri Deutsch. 

Van der Waerden, B.L. (

2

1980): Erwachende Wissenschaft, Bd. 2: Die Anfänge der Astronomie. Basel 



u.a.: Birkhäuser. 

Wagenschein, M.: Die Erfahrung des Erdballs. In:  Wagenschein, M. (1980):  Naturphänomene sehen 

und verstehen – Genetische Lehrgänge. Stuttgart: Klett. 

 

 



Passend  zu  diesem  Unterrichtsvorschlag  stehen  als  Arbeitsmaterialien  für  die  SuS  unterschiedliche 

Sternkarten zum Download zur Verfügung. Sie sind mit Hilfe von stellarium erstellt und farblich in-

vertiert, so dass sie sich zum Ausdruck eignen. 

 



Ausschnitte mit jeweils 4h Rektaszension und  ± 30° Deklination 

(ohne Rektaszensions- bzw. Deklinationslinien und ohne Ekliptik) 

 

Ausschnitte mit jeweils 4h Rektaszension und  ± 30° Deklination 



(mit Rektaszensions- bzw. Deklinationslinien und ohne Ekliptik) 

 



Ausschnitte mit jeweils 4h Rektaszension und  ± 30° Deklination 

(ohne Rektaszensions- bzw. Deklinationslinien und mit Ekliptik  als Lösung) 

 

Ausschnitte mit jeweils 4h Rektaszension und  ± 30° Deklination 



(mit Rektaszensions- bzw. Deklinationslinien und mit Ekliptik als Lösung) 

 



Ausschnitt für Beamer mit 12h Reaktaszension und  ± 30° Deklination (Sommer) 

(mit Rektaszensions- bzw. Deklinationslinien und ohne Ekliptik) 



 

Ausschnitt für Beamer mit 12h Reaktaszension und  ± 30° Deklination (Sommer) 



(mit Rektaszensions- bzw. Deklinationslinien und mit Ekliptik als Lösung) 

 


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