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1. Die Elemente der mathematischen und der astronomischen Geographie - S. 56

1911 - Dresden [u.a.] : Ehlermann
56 Die Kometen. Jupiter, der verschiedene Kometen nachweislich in andere Bahnen hineingeworfen hat. § 31. Physische Beschaffenheit der Kometen. Über die physische Beschaffenheit der Kometen sind wir vielfach noch im Unklaren. Feste Bestandteile besitzen sie höchstens im Kern des Kopfes, der möglicherweise aus einer Anzahl kleiner kosmischer Partikeln besteht, welche bei grösserer Entfernung von der Sonne in der ungeheuren Kälte des Weltenraumes (—2730 C) von einer Eiskruste umhüllt sein mögen. Im übrigen besteht seine Masse aus Gasen im Zustande einer grossen Verdünnung, denn selbst licht- schwache Sterne werden durch Schweif und Kopf hindurch sichtbar. Das Spektrum der meisten Kometen zeigt drei helle, einseitig verwaschene Bänder, welche auf das Vorhan- densein ölbildender Gase hinweisen. Dies Spektrum ändert sich aber in der Sonnennähe, es verblasst mehr und mehr, während immer deutlicher die gelbe Natriumdoppellinie auf- tritt. Dieser Umstand beweist, wie es auch der unmittelbare Augenschein bestätigt, dass jetzt gewaltige Änderungen in der Kometenmasse sich vollziehen. Nach Zöllner schmilzt jetzt das Eis, welches die festen Brocken des Kernes umgiebt, auf der der Sonne zugewandten Seite, und es bildet sich eine Dampfhülle um denselben. Steigt die Erhitzung bei grosser Sonnennähe sehr bedeutend, so gerät das beim Verdampfen des Wassers zurückgebliebene Natrium, welches neben anderen Substanzen im Wasser gelöst war, ins Glühen und geht in Dampfform über, sodass jetzt die gelbe D-Linie erscheint. Auch müssen grosse Elektrizitätsmengen bei diesen Vor- gängen frei werden, die in ihren abstossenden Wirkungen mit zu der ungeheuer rapiden und gewaltigen Entwickelung der Schweife beitragen mögen, andererseits aber auch nament- lich im Kerne gewaltsame Entladungen und plötzliche Licht- ausbrüche verursachen werden. Die Wirkungen der Sonnen- hitze können sich schliesslich derartig steigern, dass der Kern mitsamt der ihn umgebenden Dunsthülle zerrissen wird (Se- ptember-Komet 1882); es werden dann aus einem Kometen deren zwei oder mehrere, die neben- oder hintereinander in ziemlich derselben Bahn ihren Weg fortsetzen. Dass schliess- lich hinten am Schweif fortwährend gleichsam Fetzen abreissen, wenn der Komet die Sonnennähe passiert, folgt aus der Un- gleichheit der Geschwindigkeit, die sich jetzt zwischen Kopf und Schweifende herausbilden muss. Es ist leicht begreiflich, dass ein Komet, der oft durch sein Perihel geht, zuletzt in einen Ring von ungleichartigem Gefüge seiner Masse ausein- ander gezogen wird; diesen mögen dann die kleinen und

2. Die Elemente der mathematischen und der astronomischen Geographie - S. 58

1911 - Dresden [u.a.] : Ehlermann
5s Die Kometen. Die Meteorite. Aufgabe 6. Ein Komet beschreibt eine parabolische Bahn um die Sonne. 30 Tage nach seinem Durchgang durch das Perihel beträgt sein Radius vector -f Erdweiten und hat eine Anomalie (p = 25°. Wie gross ist nach weiteren 30 Tagen seine Entfernung (x) von der Sonne, und welches ist alsdann seine Winkelentfernung (y) vom Perihel? [Nach Analogie der vorigen Aufgabe erhält man, wenn sin (p (2, cos y -j- 1 j - = A gesetzt ist, 4 (p cos -g- cos vj / \cos £ y 1 +3 L„s L ) — 4 — A2 2 « cos 2 und x - --— Erdweiten, a 2 y 4 cos g hieraus y = 39° 16,6', x = 0,8059 Erdweiten]. Die Meteorite. Zu den Meteoriten rechnet man die Feuerkugeln und die Sternschnuppen. § 32. Feuerkugeln. Die Feuerkugeln leuchten mit blendendem, meistens weissem, aber auch rotem oder bläulichem, seltener grünem oder gelbem Lichte plötzlich in der Atmosphäre auf, bewegen sich mit einer durchschnittlichen Geschwindigkeit von 40—50 km in der Sekunde, meistens einen glänzenden Schweif nach sich ziehend, vorwärts, zerplatzen manchmal mit einer heftigen Detonation und fallen dann in grösseren oder kleineren Bruch- stücken, welche bisweilen einen förmlichen Steinregen über Gebiete von mehreren Quadratmeilen hin bilden, zu Boden. In sehr verschiedenen Höhen ziehen sie durch die Atmospäre, und ebenso verschieden ist auch ihre räumliche Grösse, die wohl bis auf Dimensionen von 1000 m im Durchmesser anwächst. Die chemische Untersuchung der niedergefallenen Spreng- stücke (Aerolithen) lässt zwei Hauptformen unterscheiden: i. Die Eisenmeteore, die gewöhnlich qo°/0 gediegenes Eisen enthalten, während der Rest auf Nickel, Kobalt, Phos- phor und Schwefel mit ihren Verbindungen kommt. Beim Anätzen zeigen sie die eigentümlich geäderten Widmann- stätten'schen Figuren. In Mexico, Argentinien, besonders

3. 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

4. Die Elemente der mathematischen und der astronomischen Geographie - S. 31

1911 - Dresden [u.a.] : Ehlermann
§ 22. Physische Beschaffenheit der Sonne. 31 kerer Vergrösserung und besonders deutlich auf einer Photo- graphie von zahllosen Wölkchen, die unseren „Schäfchen" nicht unähnlich sind, überdeckt oder „granuliert". Die Sonnenflecken, von denen die grösseren vornehmlich in zwei Zonen zu beiden Seiten des Äquators liegen, bewegen sich, ihre Gestalt allmählich ändernd, von West nach Ost über die Sonnenscheibe und erscheinen manchmal, nachdem sie an ihrem Ostrande verschwunden sind, am Westrande wieder. Man hat daraus auf eine Umdrehung der Sonne um ihre Achse von West nach Ost geschlossen und ihre Rotationszeit auf 25 Tage 4h 2gm berechnet. Eine andere Klasse von Erscheinungen hat man bei totalen Sonnenfinsternissen beobachtet. Die dunkle Mondscheibe er- scheint dann von einem hellen Lichtringe, der sogenannten Korona, umgeben, aus welchem bisweilen fingerförmige Hervor- ragungen, Protuberanzen, die sich durch ein matteres, rosa- farbenes Licht abheben, hervorbrechen. Die Spektralanalyse, welche es jetzt ermöglicht, die Protuberanzen zu jeder Zeit, nicht bloss bei Gelegenheit einer totalen Finsternis, zu be- obachten (Janssen und Lockyer 1868) giebt uns Aufschluss über das Wesen dieser Erscheinungen wie über die physische Be- schaffenheit der Sonne überhaupt. Nach ihren Ergebnissen ist die Sonne eine in Weissglut- hitze befindliche Kugel — ihre Temperatur wird an der Oberfläche auf 13000°, neuerdings auf 6250o, im Innern über eine Million Grad geschätzt —; unmittelbar über ihrer Oberfläche lagert eine dichte Schicht glühender, spezifisch schwerer Gase, die Photosphäre, von der hauptsächlich das Sonnenlicht ausgeht; diese geht ziem- lich allmählich in eine weniger heisse und weniger dichte Gas- hülle, die Chromosphäre, über, in welcher wie auch in der vorigen Dämpfe terrestrischer Elemente, namentlich des Na- triums, Calciums, Magnesiums, Eisens, Nickels u. a. nach- gewiesen sind. Die äusserste Hülle endlich besteht nur aus sehr leichten Gasen, namentlich Wasserstoff, und wird nur bei ^ einer totalen Sonnenfinsternis uns als Korona sichtbar. Aus dem Innern des Sonnenkörpers brechen zeitweise Gasmassen infolge des ungeheuren Druckes, unter welchem sie stehen, hervor und lodern als riesenhafte Flammensäulen bis zu 30000 Meilen Höhe auf; wir nennen sie Protuberanzen, wenn wir sie von der Seite sehen, dagegen erscheinen sie uns als Sonnenfackeln, wenn sie in ihrer Richtung sich auf uns zu bewegen, sodass wir gleichsam auf ihren Scheitel blicken. Diese Gasmassen kommen in der Höhe der Sonnenatmosphäre in Gebiete viel geringeren Druckes, breiten sich also über viel weitere Räume aus und erfahren dadurch eine starke Ab- kühlung und Verdichtung, sie bilden auf diese Weise dichte Wolken, die das Sonnenlicht teilweise abfangen und uns als

5. Die Elemente der mathematischen und der astronomischen Geographie - S. 51

1911 - Dresden [u.a.] : Ehlermann
§ 28. Physische Beschaffenheit des Mondes. 51 § 28. Physische Beschaffenheit des Mondes. Auf der uns zugewandten Seite besitzt der Mond keine Spur einer Atmosphäre — es folgt dies aus dem plötzlichen Verschwinden der Fixsterne, welche der Mond bedeckt, und ihrem ebenso plötzlichen Wiederaufleuchten, aus dem tief- schwarzen, scharfem Schatten der Mondberge und dem Spec- trum des Mondlichtes, das keinerlei Absorptionsstreifen zeigt —, er hat auch weder Wasser noch Wolken. Seine Oberfläche ist höchst uneben, wie dies besonders deutlich am Innenrande der Sichel oder des Mondviertels im Fernrohr hervortritt; neben ausgedehnten Ebenen, welche als dunkle Flecken erscheinen und früher als Meere bezeichnet wurden, finden sich Berggipfel, welche die Höhe unserer Berge erreichen, z. B. auf Curtius nahe dem Südpol des Mondes mit 8830 m. Kettengebirge sind auf dem Monde verhältnis- mässig selten, dagegen sind für ihn besonders charakteristisch Ringgebirge, die in Wallebenen übergehen, wenn ihr Durch- messer 150 km und darüber (bis zu 300 km) erreicht, Krater dagegen, wenn ihr Durchmesser nur minimal ist. Bemerkens- wert ist, dass der Wall nach aussen meist allmählich in Terrassen, dagegen nach innen sehr steil abfällt, dass die innere Bodenfläche durchweg höher liegt als die äussere Umgebung, und dass sich nicht selten im Inneren einzelne Bergkuppen, Centraiberge, erheben, die jedoch fast nie die Höhe des Walles erreichen. Die Zahl der Ringgebirge, von denen die ausgezeichneteren die Namen berühmter Männer, vornehmlich von Astronomen, z. B. des Newton, Tycho, Ptolemaeus, Copernicus, Kepler u. s. w. tragen, ist sehr gross, so sind auf der Mondkarte von J. F. Schmidt 32856 derselben (Krater eingeschlossen) verzeichnet, und die Zahl der wirklich vor- handenen ist noch vielmal höher zu schätzen. Eine eigen- tümliche Bildung sind ferner die sogenannten Rillen, die bis- weilen eine Breite von 2 km besitzen und in einer Längen- ausdehnung bis zu 200 km von Krater zu Krater quer durch die Ebenen und selbst die Ringgebirge ziehen ; sie sind wohl Sprünge in der Mondoberflache, welche infolge der sehr grossen Temperaturdifferenzen, die zwischen der sehr starken Erhitzung durch die Sonnenstrahlen und der entsprechend starken Abkühlung durch ungehemmte Ausstrahlung in den Weltenraum eintreten müssen, entstanden sind. Ob das Innere des Mondes bereits vollständig erstarrt ist, oder ob dasselbe noch in flüssigem Zustande sich befindet, und infolgedessen Umgestaltungen der Oberfläche noch möglich sind, ist uns mit Sicherheit nicht bekannt. J. F. Schmidt in Athen will eine Änderung des Kraters Linné und H. J. Klein das Entstehen eines neuen kleinen Kraters bemerkt haben. 4*

6. Die Elemente der mathematischen und der astronomischen Geographie - S. 5

1911 - Dresden [u.a.] : Ehlermann
§ 3- Achsendrehung der Erde. § 4. Weltachse, Polhöhe, Himmelsäquator. 5 eine Drehung der Erdkugel um den Winkel Am'b = a statt- gefunden hat, die parallel gebliebene Schwingungsebene des Pendels gegen den Meridian des Punktes B um den Winkel Cbd = x gedreht erscheinen. Nun ist, da Acb eben- falls = X ist, „ Ac.ti.x , , Am'.jr.a Bogen Ab =--—— und auch =---, & 180 180 Am' folglich ist Ac . X = Am' . a, also x = a . -ßj=r = a . sin q) Für den Pol ist cp = go°, folglich x = a, d. h. in 24 Stunden dreht sich scheinbar die Schwingungsebene des Pendels um 360o, in einer Stunde um 150. Für Berlin ist 99 = 520 30,3', folglich dreht sich die Schwingungsebene in einer Stunde um 150 . sin 52o 30,3' = 11° 54'; für Paris um 150 . sin 48o 50,2' = 11° 17,6'. Für den Äquator ist q> = o, also ist auch x =: o, d. h. hier findet überhaupt keine Drehung der Schwingungsebene statt. Foucault stellte seine Versuche öffentlich zuerst im Pariser Observatorium, später im Pantheon, die letzteren mit einem 62 m langen Pendel an. Ein zweiter Beweis für die Achsendrehung der Erde ergiebt sich aus der östlichen Ablenkung, welche frei aus beträchtlicher Höhe herabfallende Körper erfahren. Der in der Höhe befindliche Körper hat nämlich bei seiner grösseren Entfernung von der Achse eine grössere Rotationsgeschwindig- keit in der Richtung von West nach Ost als der vertikal unter ihm liegende Fusspunkt, er wird also freifallend diesem vorauseilen und mit östlicher Abweichung aufschlagen müssen. Newton hatte auf diese östliche Abweichung bereits hingewiesen, Benzenberg am Nicolaiturm in Hamburg sie zuerst (1802) konstatiert, Reich an einem Schachte in Freiberg sie bei 158,5 m Fallhöhe auf 28 mm genauer bestimmt (1832); er fand ausserdem eine freilich nur sehr geringe südliche Abweichung, welche die Anschwellung der Erdmasse am Äquator bestätigt. Ein dritter Beweis liegt in der bekannten Ablenkung des Passats und des Antipassats, auf der nördlichen Halb- kugel von N nach No, resp. von S nach Sw; auf der süd- lichen von S nach So, resp. von N nach Nw. § 4. Weltachse, Polhöhe, Himmelsäquator. Die wirkliche Drehung der Erdkugel um die Erdachse bedingt die scheinbare Drehung der Himmelskugel um die Weltachse von Ost nach West; diese ist nichts anderes als die über beide Erdpole hinaus verlängerte Erdachse, sie trifft

7. Die Elemente der mathematischen und der astronomischen Geographie - S. 42

1911 - Dresden [u.a.] : Ehlermann
42 Die Planeten. noch bedeutender als bei Jupiter, nämlich fast £ seines Äqua- torialdurchmessers ; seine Drehungsachse ist etwa unter 63o gegen seine Bahnebene geneigt. Das Fernrohr zeigt uns auf seiner Scheibe ähnliche, nur nicht so deutlich ausgeprägte Äquatorialstreifen wie auf dem Jupiter, und das Spektroskop bestätigt auch für ihn eine dichte und hohe Atmosphäre ; auch dieser Planet mag wohl noch eigenes Licht und eigene Wärme seiner Oberfläche be- sitzen. Charakteristisch für den Saturn ist das Ringsystem, welches in seiner Äquatorebene frei schwebend ihn umgiebt. Der innere Radius desselben misst ca. 73 000 km, der äussere 140000 km, seine Dicke kaum 400 km; durch einen nicht gleichmässig breiten, dunkeln Streifen, die „Cassinische Trennung" von durchschnittlich 3000km Breite zerfällt er deutlich in zwei konzentrische Teile, ausserdem aber zeigt er noch mehrere, mehr oder minder veränderliche Trennungen; die innere Grenze des Systems bildet der „dunkle", aber doch gegen den Planeten scharf abgegrenzte Ring. Das Ringsystem wirft seinen Schatten auf den Saturn, wie dieser umgekehrt auf den Ring. Befindet sich die Erde in der Ebene des Ringsystems, so kehrt dieses uns nur seine schmale Kante zu, es verschwindet daher in mittelmässigen Fernrohren ganz, und nur in ausgezeichneten Instrumenten wird es als feine Linie oder Perlenschnur sichtbar; sonst sehen wir den Planeten wie auch seine Ringe bald von der Nordseite, bald von der Südseite. In Bezug auf die physische Beschaffenheit der Ringe ist zunächst zu bemerken, dass sie kein einheitliches Ganzes weder von fester noch von flüssiger Beschaffenheit sein können, weil sie längst bei dem sehr grossen Unterschied in der Rotationsgeschwindigkeit des inneren und äusseren Randes in viele Teile hätten zerbrochen und zerspalten sein müssen; man ist heute vielmehr der Meinung, dass sie aus einer sehr grossen Anzahl kleiner, fester Körper bestehen, von denen jeder einzelne selbständig sich um den Planeten bewegt. Die veränderlichen Teilungen in diesem dichten Schwärm werden durch die Einwirkungen der Saturnsmonde hervorgerufen. Galilei glaubte, der Saturn sei aus drei sich berührenden Kugeln zusammengesetzt, er nannte ihn den „gehenkelten" Planeten; Huygens erkannte 1669 den Ring; Cassini! entdeckte 1675 dunkle Flecken im Ringe und Herschel 1792 die „Cassinische Trennung". W. Herschel fand im März 1781, dass ein teleskopischer Stern 6. bis 7. Grösse bei Anwendung stärkerer Instrumente seine Grösse und sein Licht in anderer Weise ändere als sonst die Fixsterne, er schloss daraus, es müsse ein Komet sein; noch in demselben Jahre aber erkannte ihn

8. Die Elemente der mathematischen und der astronomischen Geographie - S. 52

1911 - Dresden [u.a.] : Ehlermann
52 Die Monde unseres Planetensystems. Der Mond ist nicht ohne Einfluss auf die Erde. Die erleuchtende Wirkung seines Lichtes ist für uns sehr merk- bar und wertvoll, die erwärmende ist dagegen äusserst gering und überhaupt nur durch die feinsten Thermomultiplikatoren nachzuweisen. Bedeutend ist ferner die anziehende Wirkung des Mondes, welche besonders für die leicht verschiebbaren Wassermassen zur Geltung kommt und die Ursache der doppelten Flutwelle (Zenith- und Nadirflut) ist, welche dem Gang des Mondes folgend die Erde umkreist; 6,2 ih = 6h i2,6m später folgt der Flut die Ebbe. Auch die Sonne bewirkt durch ihre Anziehung Flutwellen, allerdings von geringerer Höhe. Stehen Sonne und Mond in Konjunktion oder Opposition, so summieren sich ihre Wirkungen zur Springflut; stehen sie in Quadratur, so wirken sie einander entgegen, sodass die Nippflut eintritt. Ob auch in der Atmosphäre der Erde durch den Mond Flut- und Ebbebewegungen hervorgerufen werden, hat sich bisher nicht feststellen lassen; jedenfalls sind diese Bewegungen* wenn überhaupt vorhanden, sehr gering. § 29. Die Monde der übrigen Planeten. Der nächste Planet, der von Monden begleitet wird, ist der Mars, er besitzt deren zwei, Phobos und Deimos. Diese sind die kleinsten Himmelskörper mit festen Bahnen, die wir kennen, denn ihre Durchmesser betragen nur 9 resp. 10,5 km; ihre Umlaufszeiten sind 7h 39,3m resp. 3011 17,9m, und ihre Entfernungen vom Mars 9350 km und 23300 km. Da Phobos in etwa | der Zeit sich um den Mars bewegt, in welcher dieser selbst sich einmal um seine Achse dreht, so überholt der Mond ihn täglich 2 bis 3 mal, bewegt sich also entgegen den übrigen Gestirnen des Firmaments scheinbar von Westen nach Osten und geht für seinen Planeten zwei bis dreimal täg- lich im Westen auf und im Osten unter. Die beiden Marsmonde wurden von Hall in Washington im August 1877 entdeckt. Jupiter hat 8 Monde, ihre Ebenen fallen mit der Äquator- ebene des Jupiter, also auch mit der Ekliptik nahe zusammen, sie scheinen sich daher nahezu geradlinig zu bewegen. Die Entfernungen der fünf älteren vom Jupiter betragen in Jupitershalbmessern: 2,549; 5,933; 9,439! i5.057; 26,486; ihre Umlaufszeiten in Tagen: 0,498; 1,769; 3,551; 7,155; 16,689; ihre Durchmesser in Kilometern: 3925; 3525; 5758; 4927-

9. Die Elemente der mathematischen und der astronomischen Geographie - S. 27

1911 - Dresden [u.a.] : Ehlermann
§ 20. Erdbahn. § 2i. Stellung der Erdachse. 2 7 Auch die Geschwindigkeit der Erde auf ihrer Bahn ist eine ungleichförmige, im Perihel ist sie am grössten, im Aphel am geringsten ; und zwar verhalten sich nach dem I. Keplerschen Gesetze die Geschwindigkeiten umgekehrt wie die Entfernungen von der Sonne, also wie a -j- e : a — e oder wie sin : sin d. h. annähernd = 9775 : 9450 (30 : 29). Die Folge dieser ungleichförmigen Bewegung der Erde um die Sonne ist das scheinbare ungleichförmige Vorrücken der Sonne auf der Ekliptik (§ 14), das im Perihel täglich etwa 61', im Aphel 57' beträgt. § 2i. Stellung der Erdachse. Erleuchtung und Erwärmung der Erde. Stände die Erdachse senkrecht zur Ebene ihrer Bahn, so würde die Sonne das ganze Jahr hindurch senkrecht über dem Äquator stehen, stets würden überall Tag und Nacht einander gleich sein, und ein Unterschied der Jahreszeiten wäre nicht vor- handen ; läge die Erdachse in der Ebene der Ekliptik, so müsste die Sonne über jedem Parallelkreis zweimal im Jahre, und über jedem Pole einmal im Zenith stehen. Keins von beiden ist der Fall. Die Erdachse ist gegen die Ekliptik unter einem Winkel, welcher das Komplement der Schiefe der Ekliptik (§ 10), also annähernd gleich 66° 30' ist, geneigt, und diese Lage behält sie, von ge- ringen Schwankungen abgesehen, nach dem Gesetze des Be- harrungsvermögens unverändert bei. Dass eine Kugel mit nach allen Richtungen frei beweglicher Rotationsachse bei der Bewegung im Räume die Lage ihrer Achse unverändert beibehält, kann mittels des Bohnenbergerschen Apparats gezeigt werden. Beschwert man aber die Achse der rotierenden Kugel durch ein Übergewichtchen und zwar unten, so hebt sie sich und beginnt im entgegengesetzten Sinne der Drehungsrichtung der Kugel einen Kegelmantel zu beschreiben. Diesen Vorgang finden wir bei der Erde als eine Folge der Anziehung der Sonne auf die an den Polen abgeplattete Kugel, und diese Hebung der Achse bewirkt ihrerseits das Zurückweichen der Äquinoktialpunkte (§ 12).

10. Die Elemente der mathematischen und der astronomischen Geographie - S. 59

1911 - Dresden [u.a.] : Ehlermann
§ 32- Feuerkugeln. § 33. Sternschnuppen. 59 aber in Sibirien sind Eisenmeteore bis zu 25000 kg Gewicht gefunden worden, andererseits hat man aber auch staubfein zerriebene Partikelchen, die in ihrer Zusammensetzung den grossen Stücken gleichen, als sog. Meteorstaub auf dem Polarschnee bemerkt. Viel häufiger sind 2. die Steinmeteore, welche vorzugs- weise aus Kieselerde, Magnesia, Thonerde und Schwefel mit Beimengung von Meteoreisen bestehen; die Verbin- dungen, welche sie bilden, kommen zum Teil auch auf der Erde vor, zum Teil sind sie uns unbekannt, neue Elemente sind indes bisher nicht aufgefunden. Ihre Farbe ist meist grau oder grauschwarz, und fast immer haben sie eine schwarze Schmelzrinde. Man erklärt die Feuerkugeln als kosmische Massen, welche ebenfalls die Sonne als das Centrum ihrer Bahn um- kreisen. Wenn sie auf derselben mit der Erde zusammen- treffen, so dringen sie mit der oben erwähnten grossen Ge- schwindigkeit in ihre Atmosphäre ein. Infolge ihres Wider- standes verringert sich die Geschwindigkeit des Meteors, durch den Druck werden Licht und Wärme entwickelt, es bildet sich eine Schmelzrinde, und stark erhitzte, mit abgerissenen glühenden Schlackenteilchen vermischte Luft fliesst zu einem feurigen Schweif hinter dem in rotierende Bewegung ge- ratenen Körper zusammen. Vermag das Meteor den Wider- stand der Luft zu überwinden, so durchquert es die Atmo- sphäre und setzt danach seine kosmische Bahn weiter fort; im anderen Falle kommt es zum Stillstand und wird zur Erde herabgezogen. Zufolge der sehr ungleichen Temperatur des kalten Kernes und der glühendheissen Rinde platzen dabei die schlecht leitenden Steinmeteore unter lautem Knall in eine grosse Anzahl von Sprengstücken. Sehr genau beobachtet ist der Meteoritenfall vom 3. Februar 1882 bei Mócz in Siebenbürgen. Das Zerstreuungsgebiet war 3 km breit und 15 km lang, und die Anzahl der Sprengstücke wurde auf 2000, ihr Gesamtgewicht auf 245 kg geschätzt. Überaus heftig waren die Explosionserscheinungen, welche den Meteoritenfall von Madrid am 10. Februar 1896 begleiteten; gegen 5000 Personen wurden durch die Explosion verletzt, trotzdem dass die Hauptmasse des Meteors in Staub und Gas verwandelt wurde. Infolge der starken Detonation sprangen am 30. Januar 1868 bei Pultusk in Russisch-Polen die Fensterscheiben in den Häusern. § 33. Sternschnuppen. Sternschnuppen sind hell aufleuchtende Funken mit schmalem, linienártigem Schweife; an Farbe sind sie sehr ver- schieden, ihre Höhe beträgt durchschnittlich 70 bis 80 km und
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