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1. Mathematische Erdkunde und Kartenentwurfslehre
1911 -
Halle a.S.
: Schroedel
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1. Mathematische Erdkunde und Kartenentwurfslehre 
- S. 20
1911 -
Halle a.S.
: Schroedel
— 20 —
C
ferner der Umstand, daß der Stern in der jeweiligen Richtung
der Tangente verschoben erscheint (s. Fig. 16?), ließ erkennen, daß
es sich hier nicht um eine parallaktische Verschiebung handeln
konnte. Bradley selbst erklärte diese Er-
scheinung, die Aberration des Lichts,
aus dem Verhältnis zwischen der Be-
Wegungsgeschwindigkeit der Erde und der
Fortpflanzungsgeschwindigkeit des Lichts.
Man erklärt den Vorgang in folgender
Weise. Ein senkrecht fallender Regen-
tropfen wird durch ein senkrecht gestelltes
Rohr hindurchfallen, solange man still-
steht. Bewegt man sich vorwärts, so
wird der Tropfen an der Hinterwand
des Rohres anschlagen. Soll er hin-
durchfallen, so muß das Rohr so weit nach
vorn geneigt werden, daß das untere Ende
in D (Fig. 17) ankommt, wenn der Tropfen
die Höhe A D zurückgelegt hat. In ähnlicher Weise muß das Fern-
rohr, durch welches der Lichtstrahl eines Fixsternes fällt, fortgesetzt
im Sinne der Bewegungsrichtung der Erde gedreht werden. Nach
einem Jahr hat man das Fernrohr auf eine Reihe von Punkten am
Himmelsgewölbe gerichtet, die einen Kreis oder je nach der Lage des
Sternes zum Pole der Ekliptik eine kleine Ellipse bilden und ein
Zeugnis sind von der Drehung der Erde um einen (relativ) festen
Punkt, um die Sonne.
Durch die Revolution der Erde lassen sich die eigenartigen
Bahnen der Planeten am einfachsten erklären (s. unten das Kapitel:
Ansichten über das Weltgebäude!).
Fig. 17.
Die Erdbahn.
Gestalt. Kopernikus nahm an, daß die Erdbahn ein Kreis
sei. Beobachtet man den Sehwinkel, unter dem uns die Sonne er-
scheint, so findet man, daß er Anfang Januar am größten ist,
32^/2 Bogenminuten, Anfang Juli am kleinsten, 31^2 Bogenminuten.
Demnach muß die Sonne Anfang Januar uns am nächsten stehen,
Anfang Juli am weitesten von uns entfernt sein; darum kann die Erd-
bahn kein Kreis sein. Wie Kepler für alle Planeten nachgewiesen hat,
ist die Erdbahn eine Ellipse, in deren einem Brennpunkte die Sonne
steht, und zwar beträgt ihre Exzentrizität, d. h. die Abweichung der
Brennpunkte vom Mittelpunkte, 1/&o der halben großen Achse. Der
der Sonne am nächsten stehende Punkt heißt die Sonnennähe oder
das Perihel, der entfernteste Punkt heißt Sonnenferne oder Aphel;
beide führen den gemeinschaftlichen Namen Apsiden, und die sie ver-
bindende gerade Linie ist die Apsidenlinie. Im n-en Winter sieht