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1. Die Elemente der mathematischen und der astronomischen Geographie
1911 -
Dresden [u.a.]
: Ehlermann
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1. Die Elemente der mathematischen und der astronomischen Geographie 
- S. 25
1911 -
Dresden [u.a.]
: Ehlermann
§ 19. Keplers Gesetze. Newtons Gravitationsgesetz. § 20. Erdbahn. 25
dahin erweitert wurden, dass die Bahnen der die Sonne um-
kreisenden Himmelskörper alle Arten von Kegelschnitten sein
können, als Folgerungen eines allgemeinen Naturgesetzes, das
die Bewegungen der Massen in der Nähe wie in der Ferne
regelt, abzuleiten ; es ist dies das Gravitationsgesetz :
Alle Körper ziehen sich an im direkten Verhältnis
ihrer Massen und im umgekehrten Verhältnis des Quadrats
ihrer Entfernungen.
Mit diesen Gesetzen, die in allen ferneren Entdeckungen
lediglich eine Bestätigung gefunden haben, war der feste
Grund gelegt, auf dem die moderne Astronomie steht.
§ 20. Erdbahn.
Nach Keplers Ii. Gesetz bewegt sich die Erde in der
Ebene der Ekliptik in einer Ellipse um die Sonne, welche
in dem einen Brennpunkt derselben
steht; sie durchläuft ihre Bahn in der
Richtung von West über Süd nach
Ost mit einer mittleren Geschwin-
digkeit von 30,1 km (4,06 geogr.
Meilen) in der Sekunde.
Ihre Entfernung von der Sonne
bestimmt man mit Hilfe der Horizon-
talparallaxe der Sonne, das ist des
Winkels, den die vom Sonnen- zum
Erdmittelpunkt gezogene Centrale mit
der von ersterem an die Erde gelegten
Tangente bildet. Setzt man diesen
Winkel Tse = ip (Fig. 12) und den
Erdradius Et = r, so erhält man
Se =
sin ifj
Da man neuerdings die Horizon- Fig 12.
talparallaxe der Sonne auf 8,85" be-
stimmt hat, so erhält man (r = 6370 km gesetzt) als mittlere
Entfernung der Erde von der Sonne :
Se = .^7° „ km = 148 600000 km oder nahezu 20 Mil-
sin 8,85
lionen Meilen (log sin 8,85"= 5,6321445). Nach den Messungen
von 1900/01 149 471000 km.
Der Winkel, welchen die Centrale Se mit der von S nach
einem beliebigen Punkte A der Erdkugel gezogenen Ver-
bindungslinie Sa bildet, also der Ase (a) in Fig. 12 heisst
die Höhenparallaxe der Sonne. Aus dieser Höhenparal-
laxe und der in A beobachteten Zenithdistanz Z der Sonne
lässt sich ihre Horizontalparallaxe bestimmen; es ist