Ekliptikale Breite

Die ekliptikale Breite β ist eine der zwei Himmelskoordinaten des ekliptikalen Koordinatensystems. Sie zählt von der Ekliptik – der scheinbaren jährlichen Sonnenbahn am Sternhimmel – positiv nach Norden (Richtung nördlichen Himmelspol) und negativ nach Süden und wäre mit der geographischen Breite zu vergleichen.

Die zweite Koordinate heißt ekliptikale Länge λ und zählt in der Ekliptik in Richtung des jährlichen Sonnenlaufs; siehe dort auch für die Umrechnung zwischen ekliptikalen und äquatorialen Koordinaten (α, δ).

Weil die Bahn der Sonne zur Definition der Ekliptik dient, ist ihre ekliptikale Breite fast Null. Hätte die Erde keinen Mond, würde die ekliptikale Breite der Sonne in Folge der Bahnstörungen durch andere Planeten maximal einige 0,01″ erreichen. Nun kreisen aber Erde und Mond um ihren gemeinsamen Schwerpunkt (Baryzentrum). Da der Mond mehr als 1 % der Erdmasse besitzt, liegt das Baryzentrum etwa 5000 km entfernt vom Erdmittelpunkt. Dies hat eine leichte Auf- und Abbewegung der Erde aus der Ekliptikebene von bis zu 1″ zur Folge und damit von der Erde aus gesehen ein entsprechend großes Schwanken der ekliptikalen Breite der Sonne.

Bei den Planeten kann die ekliptikale Breite 1° bis 7° betragen, weil ihre Bahnebenen um einige Grad gegen die Ekliptik geneigt sind. Bei Zwergplaneten kann die Neigung noch deutlich stärker sein (Eris: 44°), auch bei manchen Asteroiden kann sie 20° übersteigen, ebenso bei Kometen und anderen Kleinkörpern.

Siehe auch

• Koordinatensystem, Rektaszension, Deklination
• Bahnbestimmung, Himmelsmechanik