§ 1. Die scheinbare tägliche Bewegung der Sonne.
Die vier Himmelsgegenden.
Bei den in den §§ 1—5 angestellten Beobachtungen ist voraus-
gesetzt, dafs der Anblick des Himmels durch Wolken, Nebel u. dgl.
nicht gestört wird, ferner dais sie innerhalb unseres deutschen Vater-
landes angestellt werden. Die geographische Breite des Beobachtungs-
ortes wird mit go bezeichnet.
Betrachten wir von einem erhöhten Punkte aus, welcher nach
allen Seiten hin freien Ausblick bietet, den Himmel, so erscheint er
uns als eine Halbkugel. Der Punkt derselben, welcher senkrecht über
uns liegt, heilst Zenith, die Kreisperipherie, in welcher Himmelskugel
und Erdoberfläche zusammenzustofsen scheinen, Gesichtskreis oder Hori-
zont, jede in dessen Ebene verlaufende gerade Linie horizontal oder
wagerecht. Wir können uns die Halbkugelfläche zur vollen Kugelfläche
ergänzt denken. Der dem Zenith diametral ^gegenüberliegende Punkt
heifst Nadir.
Wir sehen die Sonne als eine kreisrunde, glänzende Scheibe Tag
für Tag vom Horizonte aus in schräger Richtung emporsteigen, am
Himmelsgewölbe mit gleichförmiger Geschwindigkeit einen Kreisbogen
beschreiben und wieder unter den Horizont herabsinken. Der höchste
Punkt, welchen ihr Mittelpunkt erreicht, heifst der Gipfelpunkt oder
Kulminationspunkt derselben, der Zeitpunkt, in welchem sie sich dort
befindet, die wahre Mittagszeit (vgl. § 8).
Der Kreisbogen, welcher vom Mittelpunkte der Sonne oberhalb des
Horizontes beschrieben wird, heifst der Tagbogen der Sonne. Denkt
man sich denselben zur vollen Kreisperipherie ergänzt, so liegt der
ergänzende Bogen unterhalb des Horizontes; derselbe heifst ihr Nacht-
bogen. Eine genaue Messung des Winkels, unter welchem die Ebene
der scheinbaren täglichen Sonnenbahn gegen den Horizont geneigt ist,
ergiebt, dafs derselbe das Komplement zu der geographischen Breite des
Beobachtungsortes, also gleich (R— <p) ist.
Die Sonne scheint während des Tages an der Himmelskugel einen
Kreisbogen zu beschreiben, dessen Ebene gegen die Horizontalebene
unter dem Winkel (R — <p) geneigt ist. Der Zeitpunkt, in welchem sie
kulminiert, ist die wahre Mittagszeit.
Wir fassen den Kulminationspunkt der Sonne ins Auge, denken
uns denselben auf die Horizontalebene projiciert und seine Projektion
mit unserem Standpunkte durch eine gerade Linie verbunden. Die Rich-
tung dieser Verbindungslinie ist die Mittagslinie. Sie schneidet nach
beiden Seiten hin verlängert den Horizont in zwei Punkten : der vor
uns gelegene ist der Südpunkt, der hinter uns gelegene der Nordpunkt.
Beide Punkte zerlegen den Horizont in zwei Halbkreisbögen, der linker
1*
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Hand befindliche ist die östliche Hälfte desselben, der mittelste
Punkt des Halbkreisbogens der Ostpunkt; der rechter Hand befind-
liche ist die westliche Hälfte des Horizontes, der mittelste Punkt '
dieses Halbkreisbogens der Westpunkt. Die Ost- und Westpunkt ver-
bindende gerade Linie läuft durch unsern Standpunkt und schneidet die
Mittagslinie senkrecht.
Die Lage des Kulminationspunktes der Sonne ist mafsgebend für
die Richtungslinien Nord-Süd und Ost-West.
Mathematisches. Der Erdkörper ist bekanntlich (vgl. Schulphysik §76,
Grundrifs § 36) nahezu von Kugelgestalt. Bei den meisten folgenden Beobach-
tungen darf seine Oberfläche als Kugelfläche angesehen werden. Die Horizontal-
ebene ist dann die Tangentenebene an dieser Fläche im Beobachtungsort, ihr Schnitt
mit der Himmelskugel ist der Horizont. Derselbe trennt den vom Beobachtungsorte
sichtbaren Teil derselben von dem, dessen Anblick uns durch den Erdkörper ent-
zogen wird. Der nach dem Beobachtungspunkte gezogene Kugelradius schneidet
die Himmelskugel im Zenith, wenn er über diesen Punkt hinaus verlängert wird,
im Nadir, wenn er über den Kugelmittelpunkt hinaus verlängert wird. — Die
in der Horizontalebene verlaufende Mittagslinie ist die Tangente am geographischen
Meridian des Beobachtungsortes, die ebenda verlaufende Ost-Westlinie die Tangente
an dem geographischen Breitengrade desselben. Nord- und Südpunkt, Ost- und
Westpunkt sind die Schnittpunkte dieser beiden Graden mit dem Horizonte.
§ 2. Die scheinbare Drehung der Himmelskugel.
Circiimpolarsteriie und auf- und untergehende Sterne.
Mit dem Untergänge der Sonne am westlichen Horizonte beginnt
die Abenddämmerung (vgl. Schulphysik § 28, Grundrifs § 68). Wäh-
rend derselben treten am Himmel zahlreiche Gestirne auf, deren Licht
während des Tages von dem hellen Lichte der Sonne überstrahlt war.
Unter ihnen zeichnet sich der Mond durch Gröfse und Helligkeit aus.
Er steht jedoch nur zeitweilig am nächtlichen Himmel. Wir wählen
zur ersten Beobachtung des Sternhimmels eine Nacht, in welcher der
Mond fehlt, und nehmen wahr, dafs die Sterne während derselben ihre
Stellung gegen den Horizont stetig ändern, ihre gegenseitige Lage aber
beibehalten. Bei fortgesetzter Beobachtung gewinnen wir den Eindruck,
da f s d i e g a n z e H i m m e 1 s k u g e 1 m i t den an ihr befindlichen
Gestirnen sich langsam dreht, und zwar schräg aufwärts von
Osten über Süden nach Westen hin.
Um die Pole und die Achse der sich drehenden Himmelskugel zu
finden, suchen wir am Himmel das allbekannte „Siebengestirn", auch
„grofser Bär" oder „Wagen" genannt (vgl. § 4), auf. Wir denken uns
zwischen dessen „Hinterrädern" den Hauptkreisbogen gezogen und den-
selben über das „rechte Hinterrad" hinaus verlängert, sodals die Ver-
längerung etwa viermal so groß wird wie der Bogen selbst. Nicht weit
vom Endpunkte der Verlängerung finden wir einen hellen Stern, den
Polarstern, und in dessen unmittelbarer Nahe liegt der eine der beiden
Himmelspole, der Nordpol. Der Polarstern ist der einzige Stern, der
seine Stellung gegen den Horizont im Verlaufe der Nacht nicht merk-
lich ändert.
Denken wir uns vom Nordpol aus eine Gerade durch unseren Be-
obachtungspunkt gezogen und über diesen Punkt hinaus verlängert, so
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haben wir die Drehungsaxe der Himmelskugel. Die Verlängerung
schneidet den unsichtbaren Teil der Himmelskugel im Südpol. Die Be-
obachtung lehrt, dafs die Himmelsaxe gegen die Horizontalebene nach
dem Nordpunkte hin geneigt ist. Denn ihre Projektion auf dieselbe
fällt mit der Mittagslinie zusammen. Die genaue Messung ihres Neigungs-
winkels ergiebt, dafs derselbe mit der geographischen Breite
des Beobachtungsortes übereinstimmt, also gleich cp ist. Eine
Ebene, welche durch die Mittagslinie senkrecht zur Horizontalebene liegt,
enthält demnach auch die Drehungsaxe, sie schneidet die Himmelskugel
in einem Hauptkreise, dessen oberhalb des Horizontes gelegene Hälfte
der Meridian des Beobachtungsortes oder der Mittagskreis heifst. Der
Zenith bildet die Mitte dieses Halbkreisbogens, und der Nordpol teilt
den zwischen Nordpunkt und Zenith gelegenen Quadranten in zwei Kreis-
bögen ; der eine, welcher vom Nordpunkte bis zum Pole reicht, heifst die
Polhöhe, sein Centriwinkel ist offenbar gleich cp. Der andere, welcher
vom Pole bis zum Zenith reicht, heifst der Zenithabstand des Polarsternes,
sein Centriwinkel mufs demnach gleich (R—cp) sein.
Die Himmelskugel scheint sich um eine Axe zu drehen, welche
durch den Beobachtungsort läuft und gegen die Horizontalebene nach
Norden hin unter dem Winkel cp geneigt ist.;
Sobald auf einer Kugelfläche die Lage der Pole und damit die Lage
der Axe bestimmt ist, ergiebt sich ohne weiteres die Lage des Äquators
und die des Systèmes der Breitengrade. Wir denken uns diese Kreise
an der Himmelskugel gezogen. Unter welchem Winkel ist dann die
Ebene des Himmels-Äquators gegen die Horizontalebene geneigt? Wel-
chen Bruchteil des Äquators können wir jederzeit übersehen? Wo
liegen die beiden Endpunkte dieses Bruchteiles? In welcher Geraden
schneidet die Ebene des Himmels-Äquators die Horizontalebene?
Da die Sterne an der scheinbaren Drehung der Himmelskugel teil-
nehmen, so beschreiben sie Kreise, welche mit den Breitengraden des
Himmels zusammenfallen. Allerdings erfolgt die Drehung so langsam,
dafs die von jedem einzelnen Sterne im Verlaufe der Nachtstunden durch-
messene Bahn nur der Bruchteil eines Kreises, ein Kreisbogen ist. Je-
doch können wir uns diese Kreisbögen zu vollen Kreisperipherien er-
gänzt denken, deren Ebenen sämtlich gegen die Horizontal-
ebene nach Süden hin unter dem Winkel (R — cp) g e n e i g t
sind. — Zum Teil liegen diese ergänzten Kreisperipherien ganz ober-
halb der Horizontalebene. Sterne, die solche Kreise zu durchwandern
scheinen, stehen immer innerhalb unseres Gesichtskreises, sie durchqueren
den Mittagskreis bei jeder Umdrehung zweimal oberhalb der Horizontal-
ebene, die beiden Schnittpunkte ihrer Balm mit demselben heifsen ihr
„oberer und unterer Kulminationspurikt". Da diese Sterne sich um
den Polarstern gruppieren, nennt man sie „Circumpolarsterne". Sie sind
auf einer Kalotte verteilt, deren Grundkreis derjenige Breitengrad am
Himmel ist, welcher durch den Nordpunkt läuft; es ist dies der Breiten-
grad ir— (p). — Die Bahnen der übrigen Sterne liegen zum Teil über,
zom Teil unter der Horizontalebene; diese Sterne haben nur einen
Kulminationspunkt und gehen an der östlichen Hälfte des Horizontes
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auf, an der westlichen unter wie die Sonne. Man bezeichnet wie bei
der Sonne den ersteren Bruchteil ihrer Bahn als ihren Tagbogen, den
zweiten als ihren Nachtbogen, trotzdem diese Bezeichnungen mit den
Begriffen „Tag und Nacht" nicht unmittelbar zusammenhängen. Die
auf- und untergehenden Sterne verteilen sich auf die Zone zwischen
dem nördlichen Breitengrade (R—cp) und dem gleichnamigen südlichen
Breitengrade. — Die zwischen dem südlichen Breitengrade (R— cp) und
Südpole gelegene Kalotte der Himmelskugel und die Sterne, die an der-
selben stehen, sind für unseren Beobachtungsort immer unsichtbar.
Infolge der scheinbaren Drehung der Himmelskugel scheinen die
einzelnen Sterne kreisförmige Bahnen zu beschreiben, deren Ebenen
sämtlich gegen die Horizontalebene nach Süden hin unter dem Winkel
(R— cp) geneigt sind. Die Sterne, deren Bahnen ganz oberhalb der Ho-
rizontalebene liegen, heifsen Oircumpolarsterne; die Sterne, deren Bahnen
zum Teil oberhalb, zum Teil unterhalb der Horizontalebene liegen, auf-
und untergehende Sterne.
Um schliefslich die Umdrehungszeit der Himmelskugel festzustellen,
beobachte man den Zeitunterschied, welcher zwischen zwei aufeinander
folgenden (oberen) Kulminationen eines und desselben Sternes liegt. Sie
ist 23h 56m 4 s. Jedoch ist zu dieser Beobachtung ein Stern zu wählen,
der während dieses Zeitabschnittes die Stellung zu seinen Nachbarn nicht
merklich geändert hat.
Die Umdrehungszeit der Himmelskugel beträgt 23h 56 m 4s, dieser
Zeitabschnitt heifst Sterntag.
§ 3. Änderungen, welche die tägliche Bewegung tier
Soline im Verlaufe des Jahres erfährt. Oer Wechsel
der Jahreszeiteil.
Die tägliche Bewegung der Sonne erfährt periodisch wiederkehrende
Veränderungen, welche auf Natur und Leben großen Einflufs ausüben.
Die Zeitdauer einer solchen Periode nennen wir ein Jahr.
Unverändert bleibt im Verlaufe des Jahres der Vinkel
(R — qp), unter welchem die Bahnebene der Sonne gegen die Horizontal-
ebene geneigt ist. Es ändert sich dagegen die Lage des Aut-
gangspunktes am Horizonte. Aus beiden folgt, dais sich temer
ändern müssen :
1) das Verhältnis zwischen Tag- und Nachtbogen,
2) die Höhe des Kulminationspunktes ii der d e m Hori-
zonte,
3) die Lage des Untergangspunktes am Horizonte,
4) die Zeit des Son n en-Aufgangs und Untergangs.
Die Änderungen vollziehen sich in folgender Weise:
20. März. Der Aufgangspunkt ist der Ostpunkt. Fol-
gen: 1) Der Tagbogen ist ein Halbkreis. 2) Die Höhe des Kulmina-
tionspunktes ist (R — cp). 3) Der Untergangspunkt ist der Westpunkt.
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4) Der Aufgang erfolgt 6 Uhr morgens, der Untergang 6 Uhr abends
(Tagundnachtgleiche oder Äquinoktium).
21. März bis 20. Juni. Der Aufgangspunkt erscheint
von Tag zu Tag um ein kleines Stück nach Norden ver-
se h o den. Folgen : 1) Der Tagbogen wird länger, der Nachtbogen kürzer.
2) Die Höhe des Kulminationspunktes wächst von (R — cp) auf (R — cp
-j- 231 ;1°). 3) Der Untergangspunkt erscheint um dasselbe Stück vom
Westpunkte aus nach Norden verschoben wie der Aufgangspunkt vom
Ostpunkte aus. 4) Der Sonnenaufgang erfolgt immer früher vor 6 Uhr
morgens, der Sonnenuntergang immer später nach 6 Uhr abends.
21. Juni. Der Aufgangspunkt erscheint am weitesten
nach Norden verschoben. Folgen: 1) Die Länge des Tagbogens
erhält den höchsten Wert. 2) Der Kulminationspunkt erreicht die
höchste Lage (R— cp + 231/2°). 3) Der Untergangspunkt erreicht die
weiteste Verschiebung nach Norden hin. 4) Der Sonnenaufgang erfolgt
am frühesten, der Sonnenuntergang am spätesten (Sonnenwende
oder S uistiti um).
2 2. Juni bis 2 2. September. Der Aufgangspunkt er-
scheint von Tag zu Tag um ein kleines Stück nach Süden
verschoben und nähert sich wieder d-ém Ostpunkte. Folgen?
2 3. Sept ember. Der Aufgangspunkt ist zum zweiten
M ale im Jahre der Ostpunkt. Folgen?
2 4. September bis 21. Dezember. Der Aufgangspunkt
erscheint von Tag zu Tag um ein weiteres kleines Stück
nach Süden verschoben. Folgen?
2 2. Dezember. Der Aufgangspunkt erscheint am wei-
testen nach Süden verschoben. Folgen?
2 3. Dezember bis 19. März. Der Aufgangspunkt er-
scheint von Tag zu Tag um ein kleines Stück nach Norden
verschoben und nähert sich wieder dem Ostpunkte. Folgen?
2 0. März. Der Aufgangspunkt ist der Ostpnnkt. Ab-
seid ufs der Periode.
Nach den vier Phasen dieser Periode werden seit undenklichen
Zeiten die 4 Jahreszeiten unterschieden, wie folgt:
Am 20. März beginnt der Frühling (Frühlings-Tagundnachtgleiche
oder Frühlings-Äquinoktium), am 21. Juni der Sommer (Sommer-Sonnen-
wende oder Sommer-Solstitium), am 23. September*) der Herbst (Herbst-
Tagundnachtgleiche oder Herbst-Äquinoktium), am 22. Dezember **) der
Winter (Winter-Sonnenwende oder Winter-Solstitrum).
Nach dem Gesagten müfste an jedem Tage die Zeit des Sonnenunterganges
um denselben Zeitbetrag von der sechsten Abendstunde abweichen wie die Zeit des
Sonnenaufganges von der sechsten Morgenstunde. Dies ist jedoch nicht der Fall,
wie ein Blick in den Kalender zeigt. Auch fällt die bürgerliche Mittagstunde nicht
genau mit dem Zeitpunkte der Sonnenkulmination zusammen. Die Gründe hierfür
siehe § 8 und § 10.
*) In den Jahren, deren Zahl (4 n —(— 1) ist, bereits am 22. September.
**) In den Jahren, deren Zahl (4n —1) oder (4n-f-2) ist, bereits am 21. Dezbr.
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§ 4. Änderungen des nächtlichen Sternhimmels im
Verlaufe eines Jahres. Sternbilder.
Dehnen wir auch die Beobachtung des nächtlichen Sternhimmels
auf ein volles Kalenderjahr aus, so fallen folgende Änderungen ins Auge.
Einige Gestirne ändern ihre Stellung gegen die übrigen. Dies ist
an erster Stelle der Mond, dann die Wandersterne oder Planeten. Dazu
kommt bisweilen der eine oder andere Haarstern oder Komet, so ge-
nannt wegen des langen Schweifes, welcher viele dieser Gestirne kenn-
zeichnet. Von allen diesen wird später (§§ 11—16) die Rede sein.
Die meisten Sterne behalten ihre gegenseitige Lage jahraus, jahr-
ein bei, sie heifsen darum feste Sterne oder Fixsterne. Wir beschränken
die Beobachtung vorläufig auf die letzteren und erkennen folgendes :
Unverändert bleiben:
1) Die Neigung (R—cp) der Ebene jeder einzelnen
Stern bahn gegen die Horizontalebene.
2) Der G r e n z k r e i s zwischen der Kalotte der Cir cum-
polarsterne und der Zone der auf- und untergehenden
Fixsterne.
3) Die Lage der beiden Kulminationspunkte jedes
einzelnen Circumpolarsternes.
4) D i e Lage des Aufgangspunktes, Kulminations-
punktes, Untergangspunktes und demzufolge auch die
Länge des Tag- und Nachtbogens für je den auf- und unter-
gehen den Fixstern.
Es ändert sich d a g e g e n die Zeit der Kulmination und
für auf- und untergehende Sterne auch d i e Z e i t ihres Au f-
und Unterganges in der Weise, dafs diese Zeit m o men te
in jeder folgenden Nacht genau 3 Minuten 56 Sekunden
früher eintreten als in der vor h erge Ii en den. Die Himmels-
kugel bietet also in zwei aufeinanderfolgenden Nächten zu derselben Stunde,
etwa zur Mitternachtstunde, nicht genau denselben Anblick dar; und wenn
auch diese Änderung von Nacht zu Nacht nicht sehr ins Auge fällt, so
macht sie sich doch im Verlaufe der Wochen und Monate bemerkbar, so-
dafs der Anblick des Fixsternhimmels zu gleicher Nachtstunde in den ver-
schiedenen Jahreszeiten sehr verschieden ist. Erst an dem Tage gleichen
Datums im folgenden Jahre bietet der Fixsternhimmel, zur gleichen Nacht-
stunde beobachtet wie im Jahre zuvor, wieder denselben Anblick dar.
Man vergleiche diese Zeitdifferenz mit der am Scblufs von § 2 festgestellten
Umdrehungszeit der Himmelskugel und suche den Zusammenhang zwischen beiden.
Die scheinbare Bahn jedes einzelnen Fixsternes bleibt stets un-
verändert, er erreicht jedoch jeden einzelnen Punkt dieser seiner Bahn
an jedem folgenden Tage um 3 m 56s früher als am vorhergehenden.
Darum ist es nicht leicht, die einzelnen Gegenden des Fixstern-
himmels unterscheiden zu lernen, und dennoch ist dies zum Verständnis
des folgenden notwendig. Schon in den ältesten historischen Zeiten
dachte man sich benachbarte Fixsterne zu einer Gruppe, einem sogen.
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punkt (Äquinoktiumpunkt). An welchem Kalendertage wird demnach
der Mittelpunkt der Sonnenscheibe den Himmelsäquator von Süden nach
Norden durchschneiden? An welchem Tage in umgekehrter Richtung?
Wann wird sie die größte nördliche Abweichung vom Äquator besitzen ?
Wann die größte südliche? (vgl. ^ 3).
Die Ekliptik führt durch zwölf Sternbilder, die vom Frühlings-
Tagundnachtgleichenpunkte, welcher im Sternbilde der Fische liegt, an so
auf einander folgen :
„Widder, Stier, Zwillinge, Krebs, Löwe, Jungfrau,
Wage,Skorpion,Schütze,Steinbock,Wasser mann, F,i s c h e.u
Sie gehören sämtlich zur Zone der auf- und untergehenden Gestirne.
Die große Zahl der hierbei vorkommenden Tiernamen hat der Ekliptik
die zweite Bezeichnung „Zodiakus" oder „Tierkreis" verschafft. Im Ka-
lender wird der jeweilige Stand der Sonne mit dem Sternbilde bezeichnet,
in welchem sie steht (vgl. § 8).
Unter den anderen Sternbildern, welche auf- und untergehen, sind die bedeu-
tendsten: ,,Orion, grofser Hund, kleiner Hund, Hydra, Sextant, Herkules, Krone,
Schlange, Schlangenhalter, Adler, Delphin, Pegasus, Andromeda, Walfisch, Eridanus."
Die Sonne scheint im Verlaufe eines Jahres an der Himmelskugel
einen Hauptkreis zu durchlaufen, dessen Ebene gegen die Ebene des
Himmelsäquators unter dem Winkel 23° 27' geneigt ist. Dieser Haupt-
kreis heifst Ekliptik oder Zodiakus (Tierkreis), seine Schnittpunkte mit
dem Äquator sind die Frühlings- und Herbsttagundnachtgleichenpunkte.
Als Zeitdauer eines Jahres gilt nun der Zeitraum zwischen zwei
aufeinander folgenden Frühlings-Tagundnachtgleichen. Derselbe umfafst
genau genommen 365 Tage 5 h 48111 49.p> \ also nahezu 365*/4 Tage.
Demzufolge verspätet sich der Beginn des Frühlings und der übrigen
Jahreszeiten in jedem Jahre um ungefähr tí'1, und er würde spätetens
nach 4 Jahren in den folgenden Kalendertag hineinrücken (vgl. hier-
mit die Anmerkungen des § 3), sodafs der kalendarische Frühlingsan-
fang von dem wirklichen binnen kurzem erheblich abweichen müiste.
Um dies zu vermeiden, schalten wir in unsere Zeitrechnung alle vier
Jahre einen Tag ein, und zwar geschieht dies in den Jahren, deren Zahl
durch vier teilbar ist, in den sogen. Schaltjahren, am Schlüsse des Mo-
nats Februar.
Die kleine Differenz von 11ra 10,5 s, um welche die Dauer des Jahres
hinter 365 Tage 6h zurückbleibt, macht es wiederum notwendig, inner-
halb 400 Jahre 3 Schalttage ausfallen zu lassen. Warum, zeigt die
genaue Berechnung. Es geschieht dies in den Jahren, deren Zahlen
durch 100, aber nicht durch 400 teilbar sind. Der kleine Restfehler,
der nunmehr noch bleibt, bedarf erst in Perioden von 4000 Jahren der
Korrektur.
Die Zeitdauer eines Jahres ist genau genommen der Zeitraum zwi-
schen zwei aufeinander folgenden Frühlings-Tagundnachtgleichen. Der
Umstand, dafs derselbe nicht genau 365 Tage, sondern 365 Tage 5h
48 49,5 8 beträgt, macht die Einführung der Schaltjahre notwendig.
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TM Hauptwörter (100): [T27: [Erde Linie Punkt Breite Länge Kreis Ort Meile Winkel Meridian], T30: [Periode Abschnitt erster zweiter Zeitraum dritter Jahr Kapitel Sonne Planet], T32: [Tag Jahr Monat Mai Juli März Juni April Ende Oktober], T81: [Sonne Erde Tag Mond Himmel Nacht Stern Zeit Licht Stunde]]
TM Hauptwörter (200): [T164: [Sonne Erde Mond Tag Stern Planet Zeit Himmel Jahr Bewegung], T110: [Tag Jahr Stunde Nacht Monat Uhr Zeit Winter Sommer Juni], T180: [Erde Punkt Sonne Kreis Linie Ort Horizont Richtung Aequator Zone], T183: [Kind Lehrer Schüler Unterricht Schule Frage Stoff Aufgabe Zeit Geschichte]]
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jenigen Winkel a, der seinen Scheitelpunkt im Mittelpunkte des Gestirnes hat, und
dessen einer Schenkel die von diesem Punkte nach der Erdkugel gezogene Centrale,
dessen anderer Schenkel eine von diesem Punkte an die Erdkugel gezogene Tangente
ist. Bestimmt man die Stellung eines und desselben Gestirns an der Himmelskugel
für zwei verschiedene Orte der Erdoberfläche in demselben Zeitmomente, so müssen
die beiden Resultate, wenn das Gestirn nicht unendlich weit entfernt ist, eine wenn
auch nur geringe Differenz aufweisen, und aus dieser Differenz und aus der geo-
graphischen Lage der beiden Beobachtungsstationen wird die Horizontalparallaxe
durch Rechnung gefunden. Die Entfernung 1 des Gestirns ist dann 1 = ~—, wenn
sin a
y der Radius der Erdkugel (gleich 6370 Kilometer) ist. Ist ferner der scheinbare
Durchmesser oder Sehwinkel ô des Gestirns eine mefsbare Gröl'se, so wird dessen
wahrer Durchmesser aus 1 und $ leicht gefunden. (Wie? Vgl. Schulphysik § 106,
Grundrifs § 78.)
Die Horizontalparallaxe der Sonne beträgt nach den neusten Ermittelungen
8,88 Bogensekunden, der mittlere Abstand zwischen Erde und Sonne daber ungefähr
150 Millionen Kilometer. Ferner ist der scheinbare mittlere Durchmesser der Sonne
32' 2,5", ihr wahrer Durchmesser demnach 1394000 Kilometer.
§ 7. Erklärung «1er scheinbaren Drehung der Hiiuiiiels-
kugel aus der Rotation der Erde.
Wir vergegenwärtigen uns zunächst den Anblick, welchen die
Himmelskugel in einem ganz bestimmten Zeitmomente darbietet, etwa in
der Mitternachtstunde unmittelbar vor der Frühlings-Tagundnachtgleiche.
Dj,e Horizontalebene ist genau genommen die Tangentialebene an der
Erdkugel im Beobachtungspunkte (vgl. § 1). Da aber der Erdradius
trotz seiner Länge von 6370 Kilometern im Vergleich zu den im Welten-
raume herrschenden Dimensk sien als verschwindend klein angesehen
werden darf, so kann man diese Tangentialebene ihrer eigentlichen Lage
parallel nach dem Erdmittelpunkte verlegt denken. Hieraus ergiebt sich,
dais man in diesem Zeitmomente eine Hälfte der Himmelskugel übersieht.
Wir stellen uns nun vor,
dais die Erdkugel sich in
nahezu 24 Stunden einmal
um eine Axe dreht, deren
Endpunkte die geographi-
schen Pole der Erde sind,
und zwar in der Richtung
West-Ost. Infolgedessen än-
dert die Horizontalebene
ihre Lage kontinuierlich,
der Beobachter sieht im
Westen Gestirne unter den
Horizont herabsinken, im
Osten Gestirne über den
Horizont treten, er gewinnt
den Eindruck, als drehe
sich die Himmels-
kugel.
Der einzige Punkt (Fig. 2), welcher an der scheinbaren Drehung
nicht teilnimmt, ist der, in welchem die über den geographischen Nord-
Fig. 2.
TM Hauptwörter (50): [T21: [Erde Sonne Tag Jahr Mond Zeit Stunde Punkt Abschnitt Periode]]
TM Hauptwörter (100): [T27: [Erde Linie Punkt Breite Länge Kreis Ort Meile Winkel Meridian], T81: [Sonne Erde Tag Mond Himmel Nacht Stern Zeit Licht Stunde]]
TM Hauptwörter (200): [T180: [Erde Punkt Sonne Kreis Linie Ort Horizont Richtung Aequator Zone], T47: [Karte Lage Länge Breite Größe Meile Linie Ort Grenze Höhe], T164: [Sonne Erde Mond Tag Stern Planet Zeit Himmel Jahr Bewegung]]
— n —
pol np verlängerte Erdaxe die Himmelskugel schneidet, der himmlische
Nordpol Np. Derselbe behält auch im Laufe des Jahres seine Lage
bei. Daraus folgt, dafs die Richtung der Erdaxe im Weltenraume die-
selbe bleibt.*) Da der Winkel Npt-M-Np während der Drehung gleichgrofs
bleibt, so ergiebt sich, dafs die Polhöhe unveränderlich gleich cp ist, und
hieraus folgt weiter, dafs die Ebene des Himmels-Äquators und die der
sämtlichen Breitengrade, also auch die Bahnen der Gestirne gegen die Hori-
zontalebene unter dem Winkel (R — y) geneigt bleiben müssen. Da der
Sonnenmittelpunkt am 20. März ungefähr im Äquator steht, so mufs die
Sonne während der einen Hälfte der Drehungszeit oberhalb, während
der andern Hältte unterhalb des Horizontes sein; während des ersten
Teiles haben wir Tag, während des zweiten Nacht.
Die scheinbare Drehung der Himmelskugel und der durch sie her-
beigeführte Wechsel von Tag und Nacht sind eine Folge der Axen-
drehung der Erde. Die Richtung der Erdaxe im Weltenraume bleibt
im Verlaufe des Jahres unverändert.
§ 8. Erklärung der scheinbaren jährlichen Bewegung
der Sonne ans der Revolution der Erde.
Wir beobachten den Standpunkt der Sonne am 20. März in dem
Zeitmomente, in welchem sie kulminiert, und nehmen wahr, dafs sich-
dieselbe auf die Himmelskugel an einer Stelle im Sternbilde der Fische
projiziert. Wir stellen uns nunmehr vor, dafs die Erde sich von der
Stellung aus, welche sie am 20. März hatte, in kreisförmiger Bahn um
die Sonne herumbewegt, sodafs sie die ganze Kreisbahn in 305 Tagen,
also täglich ungefähr einen Bogengrad zurücklegt, und vergegenwärtigen
uns Ort und Zeit der Sonnenkulmination an jedem folgenden Tage. Es
ergiebt sich, 1) dafs der Ort, an dem sie kulminiert, um einen Grad
verschoben erscheint, 2) dafs die Kulmination um den Zeitabschnitt
später eintritt, in welchem die Erdrotation um ungefähr einen Grad vor-
gerückt ist, also um 4 Minuten. Nach Yerlauf eines Jahres erblicken
wir die Sonne wieder an derselben Stelle wie ein Jahr zuvor.
Die scheinbare Bewegung der Sonne in der Ekliptik und die
hieraus entstehende Differenz zwischen Sonnentag und Sterntag werden
durch die Revolution der Erde verursacht.
Hätte nun die Erdaxe gegen die Ebene der Erdbahn senkrechte
Lage, so müfste die Ekliptik mit dem Himmelsäquator zusammenfallen.
Die Erdaxe weicht aber aus der senkrechten Lage um einen Winkel von
23° 27' ab und behält ihre Richtung im Verlaufe der Bewegung bei,
sodafs sie einen schiefen Cylindermantel beschreibt. Hieraus folgt
(s. Fig. 3), dafs wir die Sonne nur an den beiden Tagen des Jahres auf
den Himmelsäquator projiciert sehen, an welchen die Verbindungslinie
Sonnenmittelpunkt-Erdmittelpunkt den Erdäquator schneidet. Dies ist
am 20. März und am 23. September der Fall. In der Zeit zwischen
*) Vgl. § 8, Schlufs.
TM Hauptwörter (50): [T21: [Erde Sonne Tag Jahr Mond Zeit Stunde Punkt Abschnitt Periode]]
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schiefe Lage der Ekliptik zum Äquator herbeigeführt. Und doch kann der Sonnen-
tag als Grundmafs der Zeitrechnung aus praktischen Gründen nicht entbehrt werden.
Man behilft sich in der Weise, dafs man sich eine fingierte Sonne den Äquator mit
konstanter Geschwindigkeit in derselben Zeitdauer durchlaufend denkt, in welcher
die wahre Sonne die Ekliptik durchläuft und den hieraus sich ergebenden Zeit-
abschnitt zwischen zwei aufeinander folgenden Sonnenkulminationen, den sogen,
„mittleren Sonnentag", als Mafseinheit annimmt. Hierbei ist freilich unver-
meidlich, dafs die wahre Mittagstunde, die Zeit der Sonnenkulmination, von der
mittleren oder bürgerlichen Mittagstunde," welche je zwei mittlere Sonnentage von-
einander abgrenzt, abweicht. Diese Differenz nennt man die „ Z ei t g 1 e ich u n g",
sie findet sich im nautischen Jahrbuche für jeden Tag des Jahres angegeben. Erkläre
hieraus die am Schlüsse von § 3 angegebene Thatsache, dais nach den Angaben des
Kalenders der Vormittag bisweilen kürzer, bisweilen länger ist als der Nachmittag.
Präcession der Tagundrachtgleichen. Siderisches und tropisches
Sonnenjtihr. Nutation der Erdaxe. Auch die Richtung der Erdaxe im Welten-
raume bleibt nicht mathematisch genau dieselbe, sie erfährt vielmehr eine doppelte
Abänderung. Erstens beschreibt sie im Verlaufe von ungefähr 26 Jahrtausenden einen
Kegelmantel, dessen Axe die Senkrechte zur Ebene der Eidbahn ist. Die Folge davon
ist, dafs die Äquinoktialpunkte ihre Lage auf der Ekliptik in der Weise ändern, dafs
sie dieselbe innerhalb von 2ü Jahrtausenden einmal ganz zu duichlaufen scheinen
(s. ,,Mathematisches" dieses Paragraphen], und zwar geschieht das in der Richtung
Ost-West. Diese Bewegungserscheinung wird „Präcession der Tagundnacht-
gleichen" genannt. Man bat demnach zu unterscheiden zwischen dem „side-
rischen Sonnenjahre", dem Zeiträume, innerhalb'dessen die Erde genau 360°
in ihrer Bahn zurücklegt, und dem „tropischen Sonnenjahre", dem Zeit-
räume zwischen zwei aufeinander folgenden Frühlings-Tagundnachtgleichen, welcher
unserer Zeitrechnung zu Grunde liegt. Letzterer ist um etwa 20 >- länger als ersterer.
Auch die Piäcession der Tagundnachtgleichen ist keine regelmäfsige. Die
Erdaxe führt zugleich eine Schwankung aus, welche ihre „Nutation" heifst,
infolge deren der Neigungswinkel zwischen Ekliptik und Äquator einer langsamen
Änderung unterliegt.
§ 9. Veränderungen «1er beobachteten Bewegmigs-
erscheinniigen, wenn der Beobachtungspnnkt in tier
Richtung- des geographischen Meridians verschoben
wird. Die geographischen Zonen.
Die in den §§ 1—5 beobachteten und in den §§ 6—8 erklärten
Bewegungserscheinungen erfahren Abänderungen, wenn der Beobach-
tungspunkt verlegt wird.
Wir denken uns denselben zuerst in der Richtung des geographi-
schen Meridians verschoben, sodafs die geographische Breite cp konti-
nuierlich eine andere wird. Es ändert sich dann zugleich-
1) die Polhöhe cp und die Neigung cp der Himmelsaxe gegen die
Horizontalebene,
2) die Neigung (R—cp) des Himmelsäquators gegen die Horizontal-
ebene, ferner die ebemo große Neigung der Bahnebenen der ver-
schiedenen Fixsterne gegen die Horizont: lebene und damit deren
Auf- und Untergangspunkt sowie deren Kulminationspunkt resp.
Kulminationspunkte,
3) der Breitengrad qp, dessen einzelne Punkte im Verlaufe der Rota-
tion nacheinander den Zenith bilden,
4) der Breitengrad (R—qo), welcher die Kalotte der Circumpolarsterne
von der Zone der auf- und untergehenden Gestirne scheidet.
TM Hauptwörter (50): [T21: [Erde Sonne Tag Jahr Mond Zeit Stunde Punkt Abschnitt Periode]]
TM Hauptwörter (100): [T27: [Erde Linie Punkt Breite Länge Kreis Ort Meile Winkel Meridian], T81: [Sonne Erde Tag Mond Himmel Nacht Stern Zeit Licht Stunde], T30: [Periode Abschnitt erster zweiter Zeitraum dritter Jahr Kapitel Sonne Planet], T3: [Lage Karte Land Europa Geographie Klima Größe Verhältnis Grenze Gliederung]]
TM Hauptwörter (200): [T180: [Erde Punkt Sonne Kreis Linie Ort Horizont Richtung Aequator Zone], T164: [Sonne Erde Mond Tag Stern Planet Zeit Himmel Jahr Bewegung], T47: [Karte Lage Länge Breite Größe Meile Linie Ort Grenze Höhe], T136: [Leben Mensch Geist Natur Zeit Volk Welt Kunst Sinn Wesen]]