Iv Vorwort.
seiner Planeten mit ihren Monden, der Kometen und Meteorite;
den Schluss bildet die Erörterung des Wenigen, was wir
einigermassen sicher über die Fixsternwelt wissen.
Eine Anzahl von Aufgaben mit kurz angedeuteter
Lösung ist an geeigneter Stelle in den Text eingeflochten,
um ein vollständig klares Verständnis zu gewinnen, und
historische Notizen, die bis zur Gegenwart reichen, sind
vielfach beigefügt. Der Umfang des Büchleins ist so bemessen,
dass es in einem Semester in der Prima durchgearbeitet
werden kann.
Berlin, im Mai 1897.
Fr. Bussler.
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TM Hauptwörter (100): [T45: [Kind Lehrer Wort Schüler Buch Unterricht Schule Frage Buchstabe Zeit], T3: [Lage Karte Land Europa Geographie Klima Größe Verhältnis Grenze Gliederung], T81: [Sonne Erde Tag Mond Himmel Nacht Stern Zeit Licht Stunde]]
TM Hauptwörter (200): [T183: [Kind Lehrer Schüler Unterricht Schule Frage Stoff Aufgabe Zeit Geschichte], T164: [Sonne Erde Mond Tag Stern Planet Zeit Himmel Jahr Bewegung], T29: [Geschichte Geographie Nr. Erdkunde Lesebuch Bild Iii allgemein Lehrbuch deutsch]]
6
Die Erde als Weltkörper.
die Himmelskugel in den beiden Himmelspolen, die ent-
sprechend als Nord- und Südpol unterschieden werden und
als Endpunkte der Achse still stehen.
Die Ebene, welche durch das Zenith Z des Beobachters
(Fig. 4) senkrecht zur Ebene des Horizontes gestellt wird #
und den Himmelspol P mit aufnimmt, schneidet die Himmels-
kugel in einem Halbkreise über, und erweitert gedacht auch
in einem Halbkreise unter dem Horizont, beide Halbkreise
zusammen bilden den Meridian des Orts Npzsp'; sie schneidet
ferner den Horizont selbst in einem Durchmesser, der den
Nordpunkt N mit dem Südpunkt S verbindet, er wird die
Nord-Südlinie des Ortes genannt.
Auf dem Meridian des Ortes liegen, wie erwähnt, beide
Himmelspole, der eine über, der andere unter dem Horizont.
Der Bogen, um welchen der sichtbare Pol (für unsere Halb-
kugel der Nordpol, in dessen
Z unmittelbarer Nähe der Polar-
stern steht) sich über den Hori-
zont erhebt, also der Bogen Pn
in Fig. 4, heisst die Polhöhe
des Ortes.
Die Polhöhe ist gleich der
5 geographischen Breite des Ortes
Denn ist in Fig. 5 Npmf die
Weltachse, und die Ebene des
Papiers die Meridianebene des
Ortes A, Hh' die Ebene seines
Horizontes, so ist Han' die
Polhöhe und Amq = cp seine
geographische Breite. Nun ist
^ ô — ó', da Nm ¡I N'a, folglich als Komplemente dieser
gleichen Winkel auch Han' = 9?.
Die Ebene, welche senkrecht zur Weltachse durch den
Erdmittelpunkt gelegt wird, schneidet die Himmelskugel in
einem Grosskreise, dem Himmelsäquator, die Erdkugel im
Erdäquator, den wahren Horizont des Ortes in zwei
diametral gegenüberliegenden Punkten, dem Ost- und dem
Westpunkt (Fig. 4). Die Ost-Westlinie steht senkrecht zur
Nord-Südlinie, durch Nord-, West-, Süd- und Ostpunkt wird
somit der Horizot in vier Quadranten geteilt.
§ 5. Scheinbare Bahn der Gestirne. Tag- und Nachtbogen.
Circumpolarsterne.
Die scheinbare Drehung der Himmelskugel erweckt in
uns den Eindruck, als zögen die Gestirne in der Richtung
von Ost nach West in Kreisbogen über das Firmament; auf
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]]
TM Hauptwörter (200): [T180: [Erde Punkt Sonne Kreis Linie Ort Horizont Richtung Aequator Zone]]
§ 7- Horizontalsystem. § 8. Äquatorialsystem.
9
über den Horizont angiebt, er wird der Höhenwinkel oder
die Höhe genannt und vom Horizont an von o° bis qo° ge-
zählt. Statt des Höhenwinkels h kann auch sein Komplement,
die Zenithdistanz Zb, eintreten.
Zur Aufnahme von Azimut und Höhe dient der Theodolit
(Auzout und Picard 1667), ein Fernrohr, das sich gleichmässig um
eine vertikale und eine horizontale Achse drehen lässt; einfacher ist der
Spiegelsextant (Hadley 1731). Zu bemerken ist, dass bei genaueren
Messungen die atmosphärische Strahlenbrechung zu berück-
sichtigen ist, die in der Nähe des Horizontes, wo sie ihren grössten
Wert erreicht, bis gegen 40' betragen kann.
Anmerkung. Zur Bestimmung dernord-Süd- odermittags-
linie (Ns in Fig. 6) eines Ortes, die man auch aus der Stellung
der Magnetnadel erhält, wenn man ihre Deklination kennt, findet
der Theodolit Verwendung. Man macht von demselben Stern bei
derselben Höhe eine Aufnahme vor und eine nach seiner Kul-
mination und halbiert den Winkel,
um welchen das Fernrohr um seine
vertikale Achse gedreht worden ist.
Aufgabe. Von zwei Ster-
nen B und B' kennt man die
Azimute und die Höhen, ihre
Winkelentfernung von einander
ist zu berechnen.
[Verbindet man die beiden
Punkte B und B' durch den Bogen
eines Kugelgrosskreises, so erhält
man das sphärische Dreieck Zbb
(Fig. 6), von welchem man die
beiden Seiten Zb und Zb' als die Fig. 6.
Komplemente der gegebenen Höhen
und den eingeschlossenen Winkel Z als die Differenz der Azimute
kennt; die Seite Bb' ist daher nach dem Kosinussatz zu berechnen].
Beispiel. B : a = 47° 58,4', h = 55° 39,5';
B': a'= 79° 36,8', h'= 27° 18,7'.
[Bb' = 36° 20'].
§ 8. Äquatorialsystem.
Zur absoluten Festlegung von Sternpositionen, wie man
sie zur Herstellung von Sternkarten oder Himmelsgloben
braucht, wählt man das Äquatorialsystem. Grundkreis des-
selben ist der Himmelsäquator; als Nullpunkt der Gradein- -
teilung dient ein bestimmter Punkt desselben, der Frühlings-
punkt (§ io), von ihm aus werden die Bogen auf dem Äquator
links herum, also über Osten, von o° bis 360o gezählt.
Durch sämtliche Teilpunkte des Äquators legt man Halbkreise
TM Hauptwörter (50): [T21: [Erde Sonne Tag Jahr Mond Zeit Stunde Punkt Abschnitt Periode]]
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§ 9- Polardreieck. § io. Ekliptik. § Ix. Ekliptisches System. 15
Azimut von 1l5° 33'; wann und unter welcher Breite fand die
Beobachtung statt?
[22h 3m Sternzeit, 90 = 30° 34,2'].
Schliesslich Aufgabe 7, aus der geographischen Breite
des Beobachtungsortes, dem Stundenwinkel und dem Azi-
mut eines Sternes seine Deklination und seine Höhe zu
bestimm en.
§ 10. Ekliptik.
Bestimmt man Tag für Tag im Äquatorialsystem den
Stand der Sonne, so findet man, dass sie während eines Jahres
in der Richtung über Osten einen Grosskreis am Fixstern-
himmel beschreibt, welchen man die Ekliptik nennt; diese
schneidet den Himmelsäquator in zwei diametral gegenüber-
liegenden Punkten, dem Frühlings- (i2) und dem Herbstpunkt
(y ), die auch als Tagundnachtgleichen oder Äquinoctien be-
zeichnet werden.
Die Ebene der Ekliptik ist gegen die des Äquators unter
einem Winkel geneigt, welcher die Schiefe der Ekliptik (i)
heisst; dieser Winkel beträgt annähernd 230 30', ist aber nicht
konstant, sondern schwankt innerhalb naher Grenzen in einer
Jahrtausende umfassenden Periode.
Im Frühlingspunkte steht die Sonne am 21. März, im
Herbstpunkte am 23. September, an beiden Tagen geht sie
also im Ostpunkte auf und im Westpunkte unter, und ihr
Tag- und Nachtbogen sind einander gleich. Während
unseres Sommerhalbjahres hat die Sonne nördliche De-
klination, welche ihr Maximum mit i — 23°3o' am 21. Juni,
dem Tage der Sommersonnenwende (Solstitium) erhält; wäh-
rend unseres Winterhalbjahres wird ihre Deklination süd-
lich und erreicht wiederum 2 3°3o' am 21. Dezember, dem
Tage der Wintersonnenwende.
Die Ekliptik durchschneidet am Fixsternhimmel die
12 Sternbilder des Tierkreises (Zodiacus), die schon im Alter-
tum genannt werden, nämlich :
Widder, Stier, Zwillinge, Krebs, Löwe, Jungfrau,
Wage, Skorpion, Schütze, Steinbock, Wassermann, Fische.
§ Ii. Ekliptisches System.
Das dritte astronomische Koordinatensystem ist das ekli-
ptische mit der Ekliptik als Grundkreis. Als Nullpunkt ihrer
Gradeinteilung dient, wie beim Äquatorialsystem, der Frühlings-
punkt, und von ihm aus werden die Bogen auf der Ekliptik
gleichfalls links herum, also über Osten, von o° bis 360o ge-
rechnet. Die Achse der Ekliptik endet in den beiden ekli-
ptischen Polen, zwischen denen die ekliptischen Meridiane
durch sämtliche Teilpunkte der Ekliptik gelegt werden, sie
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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]]
§ il. Ekliptisches System. § 12. Präcession der Tagundnachtgleichen. 17
Aufgabe 2. Bekannt sind die Schiefe der Ekliptik,
die astronomische Länge und Breite eines Sternes; seine
Rektascension und Deklination sind zu berechnen.
Beispiel 1. Für den Sirius ist 1 = 102° 43,2', b = — 39° 34,25
und i = 23° 27,25'.
[<? = — 16° 34'; A.r = 6h40)8în]
Beispiel 2. Fiirdie Sonne ist an einem Oktobertage 1 = 215° 30'
und i ist = 23° 27,25'.
[A.r = 14m2,8m]
§ 12. Präcession der Tagundnachtgleichen.
Die Äquinoktialpunkte liegen nicht fest auf der Ekliptik,
sondern weichen jährlich um 50,24 Bogensekunden in der
Richtung über Westen zurück (§ 21), infolgedessen kommt
die Sonne alljährlich um diesen Bogen in ihrer Länge den Fix-
sternen voraus. Jeder der beiden Äquinoktialpunkte durchläuft
die ganze Ekliptik in so vielen Jahren, als 50,24" in 360° enthalten
sind, d. h. in c. 25800 Jahren. Vor etwa 2000 Jahren, zu Zeiten
des Alexandriners Hipparch, der die Sternbilder des Tierkreises
benannt hat, lag der Frühlingspunkt c. 30o weiter östlich im
Widder, jetzt in den Fischen. Um nun auch heute noch die
alten Namen beibehalten zu können, hat man die Ekliptik in
12 gleiche Bogen zu je 30o geteilt, die Himmelszeichen, und
diesen die Namen der Sternbilder des Tierkreises beigelegt,
jedoch so, dass das Zeichen des Widders ungefähr mit dem
Sternbild der Fische etc. zusammenfällt.
Die grösste nördliche Abweichung vom Äquator hat die
Sonne am 21. Juni, sie steht jetzt im Zeichen des Krebses,
und der Bogen, welchen sie an diesem Tage am Himmels-
gewölbe beschreibt, heisst hiernach der Wendekreis des
Krebses; ihre grösste südliche Abweichung hat sie am
2i. Dezember, sie beschreibt an diesem Tage den Wende-
kreis des Steinbocks.
Hipparch (§ 40) lehrte zu Alexandria von 160—125 a. Chr.,
er gehörte zu den bedeutendsten Gelehrten der alexandrinischen Schule,
kannte bereits die Präcession der Äquinoktion und war der erste,
der den Ort der helleren Fixsterne bestimmte und Sterntafeln anlegte.
Die astronomischen Zeitmasse. Der Kalender.
§ 13. Siderisches und tropisches Sonnenjahr.
Die Zeit, welche die Sonne braucht, um wieder ihren
Stand am Fixsternhimmel einzunehmen, das ist zugleich die
Zeit, welche verfliesst, bis derselbe Fixstern zu derselben Zeit
wieder durch denselben Meridian geht, heisst das siderische
Buss 1er, Mathem. u. astronom. Geographie. 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], T45: [Kind Lehrer Wort Schüler Buch Unterricht Schule Frage Buchstabe Zeit], T30: [Periode Abschnitt erster zweiter Zeitraum dritter Jahr Kapitel Sonne Planet]]
TM Hauptwörter (200): [T164: [Sonne Erde Mond Tag Stern Planet Zeit Himmel Jahr Bewegung], T180: [Erde Punkt Sonne Kreis Linie Ort Horizont Richtung Aequator Zone]]
i8
Die astronomischen Zeitmasse. Der Kalender.
Sonnenjahr. Um etwa 20 Minuten kürzer ist das tropische
Sonnenjahr, das ist die Zeit, in welcher die Sonne auf der
Ekliptik vom Frühlingspunkt, nach Osten vorschreitend, bis
wieder zum Frühlingspunkt gelangt. Da nämlich, wie in § 12
erwähnt ist, der Frühlingspunkt auf der Ekliptik sich jährlich
um 50,24 Bogensekunden rückwärts schiebt, so kommt er der
Sonne entgegen, sodass diese ihn um soviel früher erreicht,
als sie Zeit braucht, um diesen Bogen zurückzulegen, das sind
die obigen 20 Minuten.
§ 14. Sterntag, wahrer und mittlerer Sonnentag,
Zeitgleichung.
Wie schon in § 6 erwähnt, versteht man unter dem
Sterntag die Zeit zwischen zwei aufeinander folgenden oberen
Kulminationen desselben Fixsternes oder die Zeit einer ein-
maligen Achsendrehung der Erde; unter einem wahren Sonnen-
tag dagegen die Zeit zwischen zwei aufeinander folgenden
Kulminationen des Sonnenmittelpunktes.
Da die Sonne täglich auf der Ekliptik um nahezu einen
Grad nach Osten vorrückt, so tritt der Punkt, den sie nach
24 Stunden einnimmt, jedesmal um fast 4 Minuten später
in den Meridian, folglich ist der wahre Sonnentag um
nahezu 4 Minuten länger als der Sterntag.
Die wahren Sonnentage sind von ungleicher Länge,
weil die Sonne mit ungleichförmiger Geschwindigkeit (§ 20)
auf der gegen den Himmelsäquator schief gestellten Ekliptik
sich bewegt. Da dieser Umstand für die bürgerliche Zeit-
rechnung höchst störend sein würde, so rechnet diese nach
mittleren Sonnentagen, indem sie eine mittlere Sonne sub-
stituiert, welche während eines tropischen Jahres (§ 13) mit
gleichförmiger Geschwindigkeit auf dem Äquator fort-
schreitet. Die Zeit zwischen zwei aufeinander folgenden Kul-
minationen dieser ideellen Sonne ist dann der mittlere Sonnentag.
Die direkten Beobachtungen z. B. einer Sonnenuhr oder
Berechnungen aus astronomischen Aufnahmen ergeben stets
die wahre Sonnenzeit; um von dieser auf die mittlere
Sonnenzeit überzugehen, hat man für sämtliche Tage des
Jahres den Zeitunterschied zwischen der Kulmination der
wahren und der mittleren Sonne, die sogenannte Zeitgleichung,
festgestellt. In folgender Tabelle sind die Zeitgleichungen für
die einzelnen Dekaden des Jahres angegeben; die Zahl der
Minuten ist mit ihrem Vorzeichen jedesmal zur wahren Sonnen-
zeit zu addieren, um die mittlere zu erhalten.
Januar 1 . . -j- 3>8 Min- Februar 10 . . -j- i4>6 Min.
,, Ii., -f- 8,2 „ „ 20 . . 4" Mi0 »
21 . . 4 Ij>6 » März 2 • • + 12,4 »
M 31 • • ~T 13)7 M » 12 ■ • + Io'° '
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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]]
24
Die Bewegung der Erde im Weltenraum.
Nicht sogleich fand das Kopernikanische System allge-
meine Anerkennung, auch nicht bei seinen Fachgenossen.
Einer der bedeutendsten Astronomen bald nach seiner Zeit,
Tycho Brahe (1546—1601, er beobachtete anhaltend und
genau lange Jahre hindurch auf der von ihm 1580 auf der
Insel Hwen im Sunde bei Kopenhagen erbauten Uranienburg
und starb in Prag) versuchte ein vermittelndes System auf-
zustellen, in welchem er wiederum der stillstehenden Erde
ihren Platz als Mittelpunkt des Weltalls anwies, um sie Hess
er sich den Mond und die Sonne, welche ihrerseits von sämt-
lichen Planeten begleitet wird, und zuletzt die Fixsterne bewegen.
§ 19. Keplers Gesetze. Newtons Gravitationsgesetz.
Eine bedeutsame Förderung erhielten die astronomischen
Beobachtungen überhaupt, und eine wesentliche Unterstützung
das Kopernikanische System im besonderen durch die Er-
findung des Fernrohrs.
1608 hat wahrscheinlich der Optiker Lippershey in Holland
das erste Fernrohr konstruiert, 1609 Galilei eine verbesserte Form
in Venedig, 1610 Joh. Kepler das astronomische Fernrohr, 1672
Js. Newton das Spiegelteleskop; 1759 hat Dollond die achromatische
Linse erfunden.
Zeigte es auf den ersten Blick 4 Jupitersmonde, welche
in verschiedenen Abständen und regelmässigen Bahnen ihren
Zentralkörper umkreisten, warum sollten nicht auch die Pla-
neten um die Sonne als ihren Mittelpunkt ihre Bahnen be-
schreiben ?
Zur Grundlage der modernen Astronomie ward indes
erst das Kopernikanische System, nachdem es Johannes
Kepler (geb. 1571 zu Magstatt in Württemberg, 1598 Gehilfe
Tycho's in Prag, 1601 daselbst kaiserlicher Mathematikus,
gest. 1630 in Regensburg; Harmonices mundi libr. V Nova Astro-
nomia 1609) gelungen war, dasselbe in wesentlichen Punkten
genauer zu fassen. Gestützt auf die langjährigen und genauen
Marsbeobachtungen Tycho Brahe's stellte er seine drei grund-
legenden Gesetze auf:
I. Die Planeten bewegen sich in ebenen Kurven um
die Sonne, ihre radii vectores beschreiben in gleichen Zeiten
gleiche Flächenräume.
Ii. Die Planetenbahnen sind Ellipsen, in deren einem
Brennpunkte die Sonne steht.
Iii. Die Quadrate der Umlaufszeiten der Planeten ver-
halten sich wie die Kuben ihrer mittleren Sonnenabstände.
Dem grossen englischen Mathematiker Isaac Newton
(1643—1727, „Philosophiae naturalis principia mathematica'1
1687) blieb es vorbehalten, die Keplerschen Sätze, die noch
TM Hauptwörter (50): [T21: [Erde Sonne Tag Jahr Mond Zeit Stunde Punkt Abschnitt Periode]]
TM Hauptwörter (100): [T30: [Periode Abschnitt erster zweiter Zeitraum dritter Jahr Kapitel Sonne Planet]]
TM Hauptwörter (200): [T164: [Sonne Erde Mond Tag Stern Planet Zeit Himmel Jahr Bewegung], T74: [Zeit Wissenschaft Philosophie Geschichte Philosoph Werk Lehrer Schrift Sokrat Schüler]]
Extrahierte Personennamen: Tycho_Brahe Hess Lippershey Newton Johannes
Kepler Tycho_Brahe's Isaac_Newton
Extrahierte Ortsnamen: Kopenhagen Prag Newtons Holland Venedig Württemberg Prag Regensburg
28
Die Bewegung der Erde im Weltenraum.
Durch die schiefe Stellung der Erdachse gegen die Ekliptik
sind die Beleuchtungs- und Erwärmungsverhältnisse der
Erdoberfläche bedingt.
Am 21. März und am 23. September. (Stellung A und
C in Fig. 14) steht die Projektion der Erdachse auf die
Ekliptik senkrecht zur Centrale zwischen Erde und Sonne, die
Sonne steht senkrecht über dem Erdäquator, sie geht
also im Ostpunkte auf und im Westpunkte unter, die Schatten-
grenze zwischen der beleuchteten und der dunkeln Halbkugel
geht durch beide Pole, und Tag und Nacht sind überall auf
der Erde gleich lang. Am Äquator liegt das Maximum
der Erwärmung, denn die Grösse der Erwärmung wie auch
die Intensität der Beleuchtung ist dem Sinus des Höhen-
winkels proportional.
Nimmt man auf der Erdoberfläche zwei kongruente rechteckige
Stücke F von so geringen Dimensionen, dass sie als eben anzusehen
sind, und fallen die Sonnenstrahlen auf diese Flächen unter den
die Centrale Se hinein (Stellung B in Fig. 14), die Sonne steht
senkrecht über dem Parallelkreis, der um die Schiefe der
Ekliptik vom Äquator abweicht; dieser Kreis hat jetzt das
Maximum der Beleuchtung und Erwärmung. Es ist der
Wendekreis des Krebses. Von nun an wendet sich die
Sonne in ihrem Zenithstande wieder dem Äquator zu; am
23. September tritt sie auf die südliche Halbkugel über
und erreicht hier am 21. Dezbr. (Stellung D in Fig. 14)
mit 230 30' Abweichung vom Äquator den Wendekreis des
Steinbocks.
Am 21. Juni werden eben noch von tangentialen Sonnen-
strahlen die Punkte A und B (Fig. 16) getroffen", welche von
ihrem Pol den Abstand von 23 £°, also die geographische Breite
+ 66|° haben. Alle Punkte des nördlichen Parallelkreises,
welcher der nördliche Polarkreis heisst, haben den Sonnen-
mittelpunkt um Mitternacht im Nordpunkt des Horizonts.
Dieser Polarkreis ist also die südliche Grenze der Kalotte
Höhenwinkeln h' und h" ein
(Fig. 15), so erhalten diese
gleichen Flächenstücke Licht-
und Wärmemengen, welche den
Normalschnitten f und f" der
zugehörigen Lichtprismen pro-
portional sind; diese sind aber
f'a bezüglich F .sin h' und
—-i— F . sin h", verhalten sich also
wie sin h' : sin h".
Am 21. Juni fällt die
Projektion der Erdachse in
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]]
32
Die Sonne. Die Planeten.
Sonnenflecke erscheinen. Die über diesen Wolken liegenden
Teile der Sonnenatmosphäre werden nun gleichfalls abgekühlt
und bilden so den Halbschatten, die Penumbra, welche den
Kern des Sonnenfleckes umgiebt. Allmählich sinken diese
Wolken tiefer bis in die Photosphäre hinab, erhitzen sich
hier wieder und lösen sich auf, sodass der Fleck verschwindet.
Sonnenflecken und Sonnenfackeln stehen hiernach in ursäch-
lichem Zusammenhang, sodass die ersteren Folge der letz-
teren sind.
Nach einer älteren Ansicht (Zöllner) entstehen die Sonnenflecken
infolge einer Art von Schlackenbildung auf der glühend flüssigen
Oberfläche der Sonnenkugel als eine Trübung ihrer Atmosphäre;
neuerdings sucht man sie auch durch Wirbelstürme der Photosphäre
zu erklären, in deren Trichter die kühleren Gasmassen höherer Schichten
hinabgerissen werden.
Dass die Sonne durch ununterbrochene Ausstrahlung von
Wärme in den Weltenraum an Wärme verlieren muss, steht
ausser Frage. Ob indes die Folge hiervon eine stetige
Abkühlung der Sonne ist, hängt davon ab, ob ein Ersatz
für die verloren gehende Wärme eintritt. Dies ist sehr wohl
möglich, denn zweifellos werden zahlreiche Brocken kosmischer
Materie (Meteore) in die Sonne stürzen, und indem sie ihre
bei ihrer ungeheuren Geschwindigkeit sehr grosse lebendige
Kraft in Wärme umsetzen, diese der Sonne zuführen; anderer-
seits wird der Sonnenball noch eine weitere Konzentration
erfahren und als Folge davon neue Wärme erzeugen. Freilich
hat eine Verkürzung des Sonnendurchmessers mit Sicherheit
bisher sich nicht feststellen lassen.
Die Planeten.
§ 23. Die Planeten im allgemeinen.
Gleich der Erde bewegen sich alle Planeten in Ellipsen
um die Sonne, deren Ebenen, von einigen Asteroiden abge-
sehen, immer nur um wenige Grade gegen die Ekliptik geneigt
sind, und ihre Bahnen selbst beschreiben alle rechtläufig, d. h.
wie die Erde von West über Süd nach Ost. Von der Sonne,
welche sie alle zusammen, ihre Monde mit eingerechnet, immer
noch 700 mal an Masse übertrifft, erhalten sie Licht und
Wärme; das Licht, welches sie uns zusenden, ist also reflektiertes
Sonnenlicht und darum polarisiert.
Die Zeit, in welcher ein Planet einmal seine Bahn um die
Sonne vollendet, ist seine siderische Periode, sie ist identisch
mit der Zeit zwischen je zwei aufeinander folgenden Durchgängen
durch denselben Schnittpunkt (Knoten) der Ekliptik — der
TM Hauptwörter (50): [T7: [Erde Luft Sonne Wasser Himmel Berg Tag Licht Wolke Nacht], T21: [Erde Sonne Tag Jahr Mond Zeit Stunde Punkt Abschnitt Periode]]
TM Hauptwörter (100): [T81: [Sonne Erde Tag Mond Himmel Nacht Stern Zeit Licht Stunde], T92: [Mensch Leben Natur Arbeit Zeit Ding Geist Welt Art Seele]]
TM Hauptwörter (200): [T164: [Sonne Erde Mond Tag Stern Planet Zeit Himmel Jahr Bewegung], T24: [Luft Wasser Wärme Körper Erde Wind Regen Höhe Temperatur Schnee], T131: [Licht Erde Sonne Körper Auge Himmel Bild Gegenstand Luft Wolke]]
36
Die Planeten.
nach ihrer unteren Konjunktion in etwa 40o Abweichung von
der Sonne.
Trotzdem von allen Planeten sich die Venus der Erde
am meisten nähert, bis auf 5 Mill. Meilen mit einem schein-
baren Durchmesser von 64", sind doch bei der grossen Leb-
haftigkeit ihres Glanzes Beobachtungen ihrer Oberfläche
schwierig. Dämmerungserscheinungen, wenn sie als schmale
Sichel sichtbar wird, lassen auf eine Atmosphäre schliessen,
die dichter als die unserer Erde und beständig mit Wolken
beladen zu sein scheint. Die Intensität des Sonnenlichtes ist
auf der Venus doppelt so gross als auf der Erde.
Anmerkung. Um eine Vorstellung davon za haben, wie
ans den Venusdurchgängen die Sonnenparallaxe bestimmt werdea
kann, erwäge man folgendes: A und B mögen zwei Beobachtungs-
orte auf der Erde sein, die
einander diametral gegenüber
liegen. A siebt die Venus V
in der Linie a' a", B in b' b"
über die Sonnenscheibe ziehen;
es wird also möglich sein,
die Entfernung beider Parallelen
von einander, also die Strecke
ab, als Winkel zu messen; der-
selbe würde sich zu 53,1" er-
geben. Da sich nun Va : Va
= Vb : Vb verhält, so sind
die Dreiecke Vab und Vab
ähnlich, und es ist auch Ab : ab
= Va:Va=l:3, wenn die
Sonnenweite der Venus gleich
f- Erdweiten gesetzt wird; es
erscheint also Ab von der
Sonne aus gesehen unter einem Winkel, der ein Drittel von 53,1",
also 17,7" beträgt, die Horizontalparallaxe der Sonne ergiebt sich
hiernach = 8,85''.
Aufgabe 1. Gesetzt Erde und Venus bewegen sich in kon-
zentrischen Kreisen um die Sonne, die Erde in T = 365,256 Tagen,
die Venus in % — 224,7 Tagen; nach wieviel Tagen von der oberen
Konjunktion an gerechnet tritt Venus in untere Konjunktion?
[Die Zahl der von V durchlaufenen Bogengrade, vermindert um
die Zahl der von E durchlaufenen, muss 180 ergeben:
36° 360
— .X--T~ *s =
T . T
X = —7^-r — 292 Tage;
2 (T-t) ë
nach 584 Tagen tritt sie folglich wieder in obere Konjunktion.]
Fig. 18.
TM Hauptwörter (50): [T21: [Erde Sonne Tag Jahr Mond Zeit Stunde Punkt Abschnitt Periode]]
TM Hauptwörter (100): [T81: [Sonne Erde Tag Mond Himmel Nacht Stern Zeit Licht Stunde], T30: [Periode Abschnitt erster zweiter Zeitraum dritter Jahr Kapitel Sonne Planet], T27: [Erde Linie Punkt Breite Länge Kreis Ort Meile Winkel Meridian], T92: [Mensch Leben Natur Arbeit Zeit Ding Geist Welt Art Seele]]
TM Hauptwörter (200): [T164: [Sonne Erde Mond Tag Stern Planet Zeit Himmel Jahr Bewegung], T47: [Karte Lage Länge Breite Größe Meile Linie Ort Grenze Höhe]]