Darstellung der populären Astronomie [Reprint 2022 ed.] 9783112680445

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D a r st e l l u n g der

populären Astronomie. Mit besonderer Rücksicht auf den Gebrauch

bei Vorlesungen.

Von

Moriz A. Stern.

Berlin,

I m Verlag

1834.

bei G. R e i m e r.

Vorrede. XJet Wunsch des Verfassers, seinen Zuhörern ein Buch darzubieten, welches seine Vorlesungen über die populäre Astronomie ergänzen, und an die vor­ getragenen Lehren wieder erinnern könnte, gab die erste Veranlassung zur Ausarbeitung der folgenden Blätter. Ihr nächster Zweck ist, sowohl die haupt­ sächlichsten Lehren der Astronomie in gedrängter Kürze darzustellen, als auch eine Uebersicht der wichtigsten Schriften und Aufsätze zu geben. Zu­ gleich sind die numerischen Bestimmungen, die hier eine so große Rolle spielen, nach den zuverlässigsten Angaben mitgetheikt worden, was in den Vorle­ sungen nicht geschehen kann, wenn man nicht die denselben bestimmte Zeit, durch das, dem Lehrer wie dem Zuhörer, gleich lästige Dictieren, verderben will. Häufig wird man in diesem Buche die Grö­ ßen blos in runden Zahlen bestimmt finden, wäh­ rend sie in anderen Büchern bis auf einzelne Ein­ heiten angegeben sind; dies ist jedoch mit gutem Vorbedachte geschehen. Es ist nemlich nicht zu ver­ kennen, daß man in neuerer Zeit, in den verschie­ denen Zweigen der Naturwissenschaft, einen über­ flüssigen Luxus mit den Zahlenbestimmungen getrie­ ben hat. So findet man nicht selten die chemischen

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Mischungsverhältnisse bis auf Milliontel angegeben, während die Tausentel noch unsicher sind; so wird der Durchmesser der Sonne bis auf einzelne Meilen (wenn nicht gar Fuße) angegeben, während man zufrieden seyn könnte, wenn er bis auf hundert Mei­ len genau bestimmt wäre. Der Mathematiker weiß freilich, daß diese scheinbar genauen Angaben nur das Resultat der Berknüpfuyg verschiedener Größen­ bestimmungen sind, die man auf irgend eine Weise gemessen hat, und daß die bei den Messungen unver­ meidlichen Fehler, auch nothwendig auf das Resultat Einfluß haben müssen. Er wird die Genauigkeit des Resultates nach den Gränzen, innerhalb welcher die Messungsfehler liegen, zu schätzen wissen. Wem dagegen diese Einsicht fehlt, der wird zu der irrigen Ansicht verleitet werden, als seyen die Zahlcnangaben unfehlbar richtig (und warum sollte man sie auch sonst mittheilen?), da er ohnehin in der Re­ gel eine vorgefaßte Meinung von der Untrüglichkeit der Aussprüche des Mathematikers mitbringcn wird. Findet er alsdann, daß verschiedene Schriftsteller bei ihren Angaben in den letzten Ziffern nicht überein­ stimmen, so wird er dies unbegreiflich finden, und nicht wissen, welchem derselben er sein Zutrauen schen­ ken soll. Es ist daher besser, offen zu gestehen, daß die Genauigkeit der mathematisch«« Bestimmungen, wenn diese sich auf Empirie, auf Messungen, stütze«, immer ihre, freilich oft sehr engen, Gränzen hat, und daß sie, wenn man aus diesen Gränzen her­ austritt, ihre Sicherheit verliert. Ist freilich Manches, dessen weitere Ausführung den Vorlesungen überlassen bleibt, nur kurz ange­ deutet worden, so hat sich der Verfasser dennoch be-

strebt, auch denjenigen, welchen die Gelegenheit, münd­ lichen Unterricht zu empfangen, fehlt, ein Hülfs­ mittel an die Hand zu geben, um sich mit den Grundlehren der Astronomie und dem Wesen der Himmelskörper bekannt zu machen. Freilich scheint es eine nutzlose Arbeit zu seyn, wenn man die Legion von Büchern, die zu ähnlichem Zwecke geschrieben sind und fast täglich geschrieben werden, noch um eins vermehren will. Indessen wird jeder, der hierin Erfahrung hat, wissen, wie häufig die Klagen über die Unzulänglichkeit der meisten dieser Schriften sind. Wirklich scheint es auch nicht ganz leicht zu seyn, bei der populären Darstellung astronomischer Lehren die Gründlichkeit mit der Faßlichkeit auf die rechte Weise zu verbinden. Biele Schriftsteller, und gerade die besten, die besonders die Gründlich­ keit im Auge hatten, wurden hierdurch verleitet, tie­ fer in die mathematischen Lehren einzugehen, als sie es, nach Maßgabe der Vorkenntniffe, die sie bei dem Leser voraussetzen mußten, billiger Weise durf­ ten. Der Leser, der nur auf eine populäre Dar­ stellung gefaßt ist, sieht sich plötzlich von mathema­ tischen Formeln, von ihm ganz unbekannten Aus­ drücken, wie Sinus, Logarithme u. s. w., umringt, mit welchen er sich vielleicht einige Zeit abquälen und zuletzt müde das Buch bei Seite legen wird. Andere, welche diesen Fehler vermeiden wollten, haben die Gründlichkeit ganz aufgeopfert, und sie durch poetische Declamationen zu ersetzen gesucht, so daß ihre Darstellung der Astronomie nicht selten in eine sentimentale Reise durch den Himmel ausge­ artet ist. Zn wiefern es dem Verfasser gelungen ist, hier die rechte Mitte zu halten, mögen die Ken­ ner beurtheilen. Es werden von dem Leser keine

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weiteren Vorkenntniffe gefordert, als die einfachsten Begriffe der Geometrie und Arithmetik. Wer in­ dessen die ersten Betrachtungen noch zu abstrakt findet, der kann die Lectüre bei §. 37. beginnen, und wird sich hoffentlich noch immer auf diese Weise eine deutliche Einsicht in die Topographie des Him­ mels verschaffen können.

Bon den Mondcharten der Herren Mädler und Beer, die S. 67. erwähnt sind, ist unterdessen die erste Lieferung, die den vierten Theil der sicht­ baren Mondfläche umfaßt, unter dem Titel

„Mappa selcnograpliica totam lunae lieniisphaeram visibilem coniplcctens etc. anet. Guil. Beer et J. II. Mädler, Berolin. 1834“ erschienen. Sie entspricht den Erwartungen voll­ kommen; viele Gegenstände, die bisher unbemerkt geblieben waren, sind darin ausgenommen worden. Die übrigen drei Blätter sollen bald nachfolgen.

Göttingen, im September 1834.

§. I. Wesen der Astronomie. Praktische, theoretische, po­ puläre Astronomie. — Schriften. §. 2. Ueber die hier befolgte Methode. §. 3. Tägliche Erscheinungen am Himmel. Fixsterne, Planeten, 'Kometen. §. 4. Entfernung, Größe, Bewegung der Fixsterne. — Sphärische Astronomie. §. 5. Instrumente. — Aequator, Pole, Himmelsaxe. §. 6. Sterntag. §. 7. Zenith, Nadir, Horizont, Meridian, Meridianlinie. §. 8. Höhe, Azimuth, Polhöhe. §. 9. Declination, Rectascension. §.10. Tägliche Bewegung der Sonne, des Mondes, der Planeten und Kometen. §.11. Pole der Erde, Erdaxe, Erdäquator, Erdmeridiane. Geographische Breite. §. 12. Jährliche Bewegung der Sonne. Ekliptik, Schiefe der Ekliptik. §. 13. Are, Pole der Ekliptik. Breite, Länge der Sterne. §. 14. Die 12 Zeichen. §. 15. Die Präcession. §. 16. Bewegung der Ekliptik. §.17. Die Jahreszeiten. Aequinoctialpuncte, Wende­ puncte. §.18. Siderisches, tropisches Jahr. Größe des tropi­ schen Jahres, Kalender.

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§. 19. Größe des Menschen Jahres. §.20. Mittlerer Sonnentag.

§.21. §.22. §.23. §. 24.

Wahrer Sonnentag, Zeitgleichung Strahlenbrechung.

Gradmessungen, Abplattung der Erde. Parallaxe. Bestimmung der Entfernung der Pla­ neten. §. 25. Bestimmung des Durchmessers der Planeten.

§. 26. Beweis der täglichen Umdrehung der Erde durch die Abplattung. Centrifugalkrast, Centripetalkraft. §. 27. Beweis der Umdrehung der Erde durch die Pen­ delschwingungen. §. 28. Beweis der jährlichen Umdrehung der Erde aus dem scheinbaren Lause der Planeten. §.29. Modisication einiger Erklärungen. §. 30. Beweis, daß die Fixsterne mehr als 8 Billionen Meilen von der Erde entfernt sind. Jährliche Parallaxe. §.31. u. 32. Die Keppler'schen Gesetze. §. 33. Theorische Astronomie, physische Astronomie. Ge­ setze der Bewegung. §.34. Tangentialkraft, Centralkraft.

§. 35. Satz der allgemeinen Schwere. §.36. Ueber die im Folgenden vorkommenden Zahlen­ bestimmungen. §.37. Die Sonne. Sonnenflecken. Zodiakallicht. §. 38. Mercur. §.39. §. 40. §.41. §. 42.

Venus. Erde. Perturbationen. Mond. Mond- und Sonnenfinsternisse. Mondflecken. Physische Beschaffenheit des Mondes.

§.43. Vibration. §.44. Ebbe und Fluth.

§.45. Mars.

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§.46. Jupiter. Jupiterstrabanten. §.47. Verfinsterung der Jupiterstrabanten.

§.48. Schnelligkeit der Fortpflanzung des Lichtes. §. 49. Saturn. Saturnsring. Trabanten des Saturn. §.50. Umdrehung des Saturnsringes. §. 51. Uranus. Dessen Trabanten. §.52. Ceres, Pallas, Juno, Vesta.

tz. 53. Masse der Planeten. §.54. Bestimmung der Masse der Erde. Dichtigkeit der Planeten. §. 55. Fallgeschwindigkeit an der Oberfläche der Planeten.

§. 56. Die Kometen. — Der Halley'sche, Enke'sche, Biela'sche Komet. Der Komet von 1770. §. 57. Physische Constitution der Kometen.

§. 58. Ueber die Natur des Lichtes der Kometen und ihre Dichtigkeit. §. 59. Warum die Kometen kleiner werden, wenn sie sich der Sonne nähern. §. 60. Die Kometenschweife. — Anzahl der Kometen.

tz. 61. Ueber die Möglichkeit des Zusammentreffens eines Kometen mit der Erde. Ueber den Einfluß der Kometen auf die Witterung. h. 62. Sternbilder — Astrognosie. tz. 63. Ueber die Lichtstärke der verschiedenen Sterne. — Aberration. tz. 64. Nutation tz. 6a. Eigene Bewegung der Fixsterne. Bewegung des Sonnensystems. tz.66. Doppelsterne. tz. 67. Genauere Betrachtung derselben. Eigene Bewe­ gung, Bahnen der Doppelsterne. Ueber die Mög­ lichkeit vermittelst der Doppelsterne die Entfer­ nung der Fixsterne bestimmen zu können. tz. 68. Farben der Doppelsterne.

Vielfache Sterne.

X §. 69. Veränderliche Sterne. — Versuche über die Natur des Fixsternlichtes.

§. 70. Anzahl der Fixsterne. §.71. Die Milchstraße. §. 72. Die Nebelflecken.

§. 73. Herschel's Hypothese über die Bildung der Sterne. §. 74. Bemerkungen über diese Hypothese. — Ob man schon Veränderungen an den Nebelflecken bemerkt hat. Orionsnebel, Nebel in der Andromeda. §. 75. Laplace's Hypothese über die Entstehung des Pla­ netensystems.

§. 76. Ueber die Dauer des Planetensystems. §. 77. Wie tief man mit dem Auge in den Weltraum eindringen kann.

§. 78. Ueber die Durchsichtigkeit des Weltraums.

§. 79. Ueber die zukünftigen Fortschritte der Astronomie.

§.80. Die Feuerkugeln und Meteormassen. §.81. Ueber den Ursprung derselben. §.82. Die Sternschnuppen.

§.83. Das Nordlicht.

§.84. Höfe, Nebensonnen, Nebenmonde. §.85. Ueber verschiedene optische Täuschungen.

1.

jöie Astronomie beschäftigt sich mit der Betrach­ tung der Körper, die sich außerhalb der Erde und ihres Luftkreises befinden. Sie untersucht besonders ihre Bewegung, ihre Größe, ihren Abstand von uns und ihre physische Beschaffenheit. Der Astronom sieht sich bald genöthigt, auch die Erde in den Kreis seiner Un­ tersuchungen zu ziehen, jedoch überlaßt er die genauere Untersuchung ihres Baues besondern Wissenschaften, der Geographie,. Geognosie u. s. w. Die Astronomie ist daher, indem sie in der Natur vorkommende Kör­ per betrachtet, eine physikalische Wissenschaft, und zwar, ihrem Grundwesen nach, eine völlig populäre. Denn um ihre Hauptgesetze zu entdecken, hat man nicht, wie bei den meisten physikalischen Untersuchun­ gen, nöthig, gewisse Körper in gewisse Zustände zu versetzen, vielmehr zeigt der bloße Anblick des gestirn­ ten Himmels jedem unbefangenen Beobachter, bei einiger fortgesetzten Aufmerksamkeit, von selbst die wichtigsten Erscheinungen und ihre Gesetze. In ihrer weiteren Entwickelung bedarf jedoch die Astronomie theils feinerer Beobachtungsmittel als sie das bloße Auge bietet — mit diesen beschäftigt sich'die prakti­ sche Astronomie — theils, wie die Physik überhaupt, derHülfe der Mathematik und zwar häufig der höchsten Theile derselben; diese Untersuchungen bilden die t h e o1

2 retische Astronomie. Die populäre Astronomie benutzt die Resultate der praktischen und der theore­ tischen Astronomie und stellt sie auf eine gemeinfaßliche Weise dar , ohne in eine genauere Betrachtung der Beobachtungswerkzeuge und in den höheren Calcul einzugehen. Ueber die verschiedenen Darstellungen der popu­ lären Astronomie.

Besonders empfehlenswerthe Schriften über die populäre Astronomie sind : F. T. Schubert, populäre Astronomie, 3 Bände, lr Bd. 1804, 2r u. 3r Bd. 1810. H. W. Brandes, die vornehmsten Lehren der Astro­ nomie, 4 Theile, lr 2r3r Thl. 1811 —1813, 4r Thl. 1816. H. W. Brandes, Vorlesungen über die Astronomie, 2 Bde. 1827.

Biot, astronomie physique, ed. 2. 3 Tom. T. 1 1810, T. 2 u. 3 1811. I. Z. Littrow, populäre Astronomie, 2 Bde. 1825. Fries, populäre Vorlesungen über die Sternkunde, 2te Aust. 1833.

J. F. W. Herschel, atreatise on astronomy. 1833. Von diesem Werke ist auch bereits eine deutsche Uebersetzung angekündigt. Alle diese Werke setzen mehr oder weniger elementare mathematische Kenntnisse voraus. Ohne alle Beihülfe der Mathematik kann man vr. G. H. Schubert's Lehrbuch der Sternkunde für Schulen und zum Selbstunterrichte, 2te Aust. 1832. lesen. Dagegen erfüllt I. A. L. Richter's Handbuch der populären Astro­ nomie, für die gebildeten Stände und besonders für denkende, wenn auch der Mathematik nur wenig oder gar nicht kundige Leser. 2 Thle. 1831 u. 1832.

3 nicht ganz seinen Zweck, und es muß das Studium die­ ses an sich recht guten Buches Allen, die nicht einige analytische und geometrische Vorkenntnisse besitzen, widerrathen werden. 2.

Im Folgenden soll die Methode befolgt werden, die man bei allen Untersuchungen über Naturgegen­ stände anwenden muß. Man muß nemlich zuerst, ohne vorgefaßte Meinung und ohne irgend einer Hy­ pothese zu huldigen, die Erscheinungen beobachten, man muß alsdann die ähnlichen Erscheinungen in Klas­ sen zusammenstellen, und zuletzt nach der Ursache der Erscheinungen forschen.

3. Bei der Betrachtung der Erscheinungen am Him­ mel wird man am natürlichsten von den alltäglichen anfangen. Der interessanteste Moment, der sich hier darbietet, ist der'Untergang der Sonne. Es ist hier zunächst nur von unsern Gegenden die Rede, wofür ganz Europa genommen werden kann. Bald nach­ dem die Sonne untergegangen ist, zeigen sich an ver­ schiedenen Stellen des Himmelsgewölbes leuchtende Puncte, die wir Sterne nennen; zuerst größere und später immer kleinere und kleinere, bis nach einer gewissen Zeit keine weiter sichtbar werden. Sie haben alle eine der der Sonne ähnliche Bewegung von Osten nach Westen; manche, die anfangs unsichtbar waren, kommen an der östlichen Seite des Himmels herauf und bewegen sich bis nach der westlichen, wo sie ver­ schwinden, andere verschwinden gar nicht, sondern bleiben während ihres ganzen Laufes sichtbar. Die meisten dieser Sterne behalten, während dieser Be-

4 wegung, denselben Abstand von einander, diese nennt man Fixsterne; andere dagegen rücken von den Sternen, bei welchen sie anfangs standen, weg und zu anderen hin, sie heißen theils Planeten, theils Kometen. Geht die Sonne auf, so verschwinden die Sterne und zwar zuerst die kleineren und dann allmälich die größeren und größten. In tiefen Gruben und bei Sonnenfinsternissen kann man sie jedoch auch am Tage sehen. Dies beweist, daß sie uns am Hellen Tage nur wegen des Glanzes der Sonne unsichtbar sind, und dies erklärt zugleich, warum wir bei Son­ nenuntergang zuerst nur die größeren sehen.

4. Bleibt man zunächst nur bei Betrachtung der Fixsterne stehen, so drängen sich drei Fragen auf:

1) Sind sie an dem Orte, an welchem wir sie sehen? 2) Haben sie die Größe, in welcher wir sie sehen? 3) Haben sie die Bewegung', die wir sehen?

Unser Auge giebt uns unmittelbar über die Ent­ fernung, den Ort irgend eines Gegenstandes keinen Aufschluß, sondern es giebt nur die Richtung an, in welcher sich der Gegenstand befindet. Nur bei nahen Gegenständen lernen wir von früher Jugend an und mit Hülfe des Tastsinns aus dem Anblick des Ge­ genstandes auf dessen Entfernung schließen, sobald aber diese Entfernung ungewöhnlich groß wird, so wird dieses Urtheil unsicher. Scheint uns daher die Erde an ein Gewölbe zu gränzen, an welchem sich die Sterne befinden, und scheinen diese beim Aufund Untergehen an die Erde zu streifen, so kann dies auch Täuschung seyn, und diese Vermuthung wird

5 zur Gewißheit, sobald man weiß, daß die Erde nir­ gendwo an einen andern Körper angränzt, sondern ein gekrümmter, frei in der Lust schwebender Kör­ per ist, was besonders durch die Umsegelung der Erde nach allen Richtungen dargethan ist. Wir sind aber gewohnt, uns alle entfernten Gegenstände als auf dem Grunde befindlich zu denken, der sich eben­ falls in der Ferne zeigt; daher versetzen wir die Sterne an das durch unsere Atmosphäre gebildete Himmelsgewölbe. .

Warum die Erde nicht fallt?

Giebt das Auge keinen Aufschluß über die Ent­ fernung der Fixsterne, so folgt daraus von selbst, daß es auch Nichts über ihre wahre Größe angeben kann, weil diese immer aus der sichtbaren abge­ leitet werden muß, die sichtbare aber sich mit deEntfernung ändert. Dennoch aber kann man sich o anderem Wege wenigstens davon überzeugen, daß die Fixsterne sehr entfernt und sehr groß seyn müssen. Wenn man die Entfernung eines Gegenstandes von einem Standpuncte A wissen will, so kann man sich folgendes Mittels bedienen. Man zieht eine Linie A I» (Fig. 1.) und bestimmt die Richtungen der Linien A C und B C; aus der bekannten Größe der Linie A B und den Winkeln, die bei A und B entstehen, kann man alsdann mittelst leichter geometrischer Betrach­ tungen die Größe der Linie A C finden. Der Anblick der Zeichnung zeigt, daß die Neigung der Linien, die von den Enden einer Linie AB nach einem Puncte, der sich außerhalb derselben befindet, gezogen werden, desto schwächer ist, je weiter dieser Punct von der Linie entfernt ist, immer aber wird sie merklich seyn, so lange nicht der Punct sich in außerordentlich großer

6 Entfernung von der Linie befindet. Der Vergleich der Fig. 1. und Fig. 2. zeigt auch, daß bei gleicher Entfernung des Punctes von der Linie die Neigung desto stärker ist, je größer dir Linie ist. Will man aber die Entfernung eines Fixsterns von einem Puncte auf der Erde dadurch bestimmen, daß man auf der­ selben zwei Puncte A und B annimmt, von welchen aus man nach demselben Linien zieht, so findet man, daß diese Linien durchaus keine merkliche Neigung gegen einander haben, wenn auch die Puncte A und B noch so weit auseinander liegen. Hieraus folgt, daß die Fixsterne ungemein weit von der Erde entfernt seyn müssen, oder, mit anderen Worten, daß jede auf der Erde genommene Distanz gegen die Entfernung der Fixsterne nur wie ein Punct anzu­ sehen ist. Da aber die Fixsterne in dieser großen Entfernung uns noch sichtbar sind, so folgt zugleich, daß sie sehr groß seyn müssen. Was die Bewegung betrifft, so muß man beden­ ken, daß wir überhaupt nie eine Bewegung an und für sich sehen, sondern nur bemerken, daß zwei Ge­ genstände ihre Lage gegen einander ändern. Hieraus kann aber noch nicht abgeleitet werden, welcher der beiden Gegenstände sich wirklich bewegt und ob sich nicht beide bewegen. Der bloße Anblick kann also nicht darüber entscheiden, ob sich der Fixstern, oder unser Standpunkt bewegt. Wenn daher im Fol­ genden von Bewegung der Fixsterne die Rede ist, so wird nur dem Sprachgebrauch nachgegeben, in Wahr­ heit aber wird darunter nur fürs Erste die Aende­ rung ihrer Lage gegen unseren Standpunct verstanden. Um diese Lage zu bestimmen, braucht man nicht den wahren Ort der Sterne, sondern nur die Richtung, in welcher sie sich in Beziehung auf unseren Stand-

7 Punct befinden, zu messen, man kann daher dem Scheine nachgeben und sich vorstellen, es befanden sich alle Fixsterne an einer Kugel (Sphäre), in deren Mittelpunct wir stehen; daher nennt man den In­ begriff aller hierher gehörenden Untersuchungen sphä­ rische Astronomie.

5. Die Bewegung, als Beschreibung eines Rau­ mes während einer darüber verfließenden Zeit, bedarf zu ihrer genaueren Bestimmung zweier Arten von Instrumenten, der Meßwerkzeuge und der Uhren. Die genauere Erläuterung dieser Apparate so wie der Fernröbren und Teleskope bleibt den Vor­ lesungen überlassen. Vermittelst dieser Instrumente hat man folgende Gesetze gefunden. Die Fixsterne bewegen sich in Krei­ sen, die untereinander parallel sind, und alle in der­ selben Zeit beschrieben werden. Die Bewegung ist völlig gleichförmig. Die Kreise werden immer kleiner und kleiner, je weiter sie von einem gewissen Kreise, der der größte ist und der Aequator heißt, auf beiden Seiten abstehen, und man kommt zuletzt auf

beiden Seiten an einen Punct, der, wie man aus Analogie schließen kann, so beschaffen ist, daß, wenn sich in demselben ein Stern befände, der Kreis, den er beschriebe, sich auf einen Punct reducieren würde. Diese zwei Puncte nennt man die Pole des Him­ mels, den einen Nordpol, den anderen Südpol; sie stehen um die Hälfte des ganzen Himmelsgewölbes d. h. um 180 Grade von einander ab, der Aequator ist gleich weit von beiden entfernt, also von jedem um 90 Grade. Die gerade Linie, welche die Pole ver­ bindet, nennt man die H i m m e l s a x e, sie geht durch

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unser Auge, da wir uns überall auf der Erde in der Mitte der Himmelssphäre befinden, sie enthält zu­ gleich die Mittelpuncte aller von den Sternen beschrie­

benen Kreise.. 6. Die Bewegung der Fixsterne hat man wegen ih­ rer Gleichförmigkeit zum Zeitmaße gebraucht. Man nennt den Zeitraum, in welchem ein Stern seinen Kreis durchläuft, einen Stern tag, und theilt die­ sen Tag in 24 Stunden, jede Stunde in 60 Mi­ nuten , jede Minute in 60 Secunden. Sternzeit, Sternuhren.

7. Um die veränderliche Lage der Fixsterne genauer zu bestimmen, muß man dieselbe mit einer festen Richtung vergleichen. Eine solche bietet zunächst je­ der durch ein Gewicht gespannter biegsamer Faden. Die unveränderliche Richtung, die ein solcher ein­ nimmt, nennt man die vertikale. Denkt man sich durch unseren Standpunct eine Verticallinie gezogen und nach beiden Seiten bis an die Himmelssphäre verlängert, so trifft sie dort über unserem Scheitel einen Punct, den man das Zenith (Scheitelpunct, Hochpunct), und unter unseren Füßen einen Punct,

den man das Nadir (Fußpunct) nennt. Denkt man sich ferner durch unseren Standpunct eine Ebene gezogen, auf welcher die Verticallinie senk­ recht steht, so nennt man diese Ebene die Hori­ zontalebene, wird sie bis an das Himmelsgewölbe verlängert, so schneidet sie dasselbe in einem Kreise, den man den Horizontalkreis oder Horizont nennt, und theilt es in zwei Hälften, von welchen

9 die eine über, die andere unter dem Horizonte liegt. Das Zenith steht, wie leicht einzusehen ist, vom Horizont um 90 Grade ab. Je nachdem man sich an einem anderen Orte der Erde befindet, hat man auch einen anderen Punct der Himmelssphäre über seinem Scheitel, die Richtung der Vcrticalen und die Lage der Horizontalebene wird daher eine andere seyn, d. h. an verschiedenen Orten der Erde werden verschiedene Theile der Himmclssphäre über und unter der Horizontalfläche liegen. Eine Ebene, die durch Zenith, Nadir und die Pole geht, schneidet die Himmelssphäre in einem Kreise, den man den Meridian nennt; dieser Kreis schneidet den Hori­ zont in zwei Puncten, die sie verbindende Linie nennt man die Meridianlinie. Die Meridian­ ebene, die durch die Himmelsaxe geht, theilt eben deswegen die Kreise aller Sterne in zwei Hälften, und da sie senkrecht auf dem Horizonte steht, so erreichen alle Sterne ihren höchsten Standpunct über dem Horizonte, wenn sie sich im Meridiane befinden. (Culmination).

8. Die Lage eines Sternes ist völlig bestimmt, so­ bald man seine Höhe und sein Azimut!) kennt. Die Höhe ist der Winkel, den eine Linie, die von unserem Standpuncte nach dem Sterne gezogen wird, mit dem Horizonte einschließt, das Azimut!) ist der Winkel, den eine durch diese Linie gezogene verticale Ebene mit der Meridianebene macht. Hier­ nach ist die Höhe des Pols (die Polhöhe) die Neigung der Himmelsaxe gegen den Horizont.

Ueber die Bestimmung der Polhöhc.

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9. Durch diese Angaben würde aber die Lage des Sterns nur für den Augenblick der Beobachtung fixiert seyn, und diese Angaben würden nur für den Ort des Beobachters passen. Man hat es daher vorgezogen, die Lage der Sterne durch Richtungen zu bestimmen, die sich unmittelbar am Himmel nach­ weisen lassen und allen Astronomen ein gleichför­ miges Mittel zur Bestimmung der Lage der Sterne bieten. Hierzu wählte man die Declination (Abweichung) und Rectascension (gerade Auf­ steigung). Denkt man sich von unserem Stand­ puncte, als Mittelpunct der Himmelssphäre, einen Kreis durch den Pol und den Stern gezogen, der also den Acquator in einem Puncte trifft, so ist das Stück dieses Kreises (des Declinationskreises), das zwischen dem Sterne und dem Aequator liegt, die (südliche, nördliche) Declination des Sterns. Das Stück des Aequators, welches zwischen dem getroffenen Puncte und einem bestimmten Puncte auf demselben liegt, ist die Rectascension. Dieser bestimmte Punct ist der Frühlingspunct, dessen Bedeutung später erklärt wird. Ueber die astronomische Bestimmung der Decli­ nation und Rectascension.

10. Auch Sonne, Mond, Planeten und Kometen bewegen sich in Kreisen um die Himmelsaxe, doch ist die Lage dieser Kreise und die Zeit, in welcher sie beschrieben werden, nicht dieselbe wie bei den Fixsternen.

Tägliche Bewegung.

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11. Es giebt zwei Puncte auf der Erde, in welchen der Beobachter den Nordpol oder Südpol gerade über seinem Scheitel hat; diese Puncte nennt man Nordpol und Südpol der Erde, die sie ver­ bindende Linie die Erdaxe. Es giebt auch eine Reihe von Puncten auf der Erde, in welchen der Beobachter den Aequator über seinem Scheitel hat, diese bilden den Aequator derErde; alle Puncte, welche unter einem Meridian liegen, bilden einen Erdmeridian. Die Breite eines Ortes auf der Erde ist die Declination des Zeniths, sie ist daher der Polhöhe gleich, weil das Zenith von dem Ho­ rizonte ebensoweit absteht wie der Aequator vom Pole (§. 5 und 7, vergl. Fig. 3).

12. Wiewohl die Fixsterne immer dieselbe Lage ge­ gen einander behalten, so ändert sich doch der An­ blick des Himmels in den verschiedenen Jahreszeiten. Zuweilen geht ein Stern auf, wenn die Sonne un­ tergeht, an jedem folgenden Abend erscheint der Stern höher am Himmel, bis er endlich mit der Sonne zugleich untergeht, alsdann bleibt er eine Zeitlang unsichtbar, bis man ihn wieder in der Mor­ gendämmerung erblickt, er geht alsdann jeden Tag früher als die Sonne auf, bis er endlich nach ungefähr 365 Tagen wieder aufgeht, wenn die Sonne untergeht. Stern und Sonne haben also noth­ wendig eine Bewegung gegen einander, oder wir ha­ ben eine Bewegung, durch welche die Lage derselben gegen einander geändert -wird. Da sich aber die Lage der Sterne gegen einander nicht ändert, so

12 läßt sich nut eine Bewegung der Sonne oder unse­ res Standpunctes annehmen. Schreiben wir vor­ läufig diese Bewegung der Sonne zu, so muß sie, neben der täglichen Bewegung von Osten nach Westen, noch eine andere, dieser entgegengesetzte, von Westen nach Osten haben, wodurch sie in un­ gefähr 365 .Tagen eine Bahn am Himmel beschreibt. Um die Natur dieser Bahn zu bestimmen, muß man die Lage der Sonne in den verschiedenen Jahres­ zeiten kennen. Zu diesem Endzwecke bestimmt man, wie bei den Sternen, die Declination und Rectascension des Mittelpunctes der Sonne. Genauere Erläuterung des hier anzuwendenden Verfahrens. Die Beobachtung zeigt, daß um den 21. Decem­ ber die südliche Declination der Sonne am größten ist, sie nimmt alsdann ab, bis sie um den 21. März gänzlich verschwindet, dann wird sie nördlich und wächst bis zum 21. Juni, um welche Zeit sie amgrößten wird, sie nimmt alsdann ab bis zum 23. September, verschwindet um diese Zeit und geht in südliche Declination über, die immer größer wird, bis zum 21. December. Ihre Rectascension nimmt während dieser Zeit alle möglichen Werthe an. Hier­ aus folgt, daß die Sonne keinen mit demAeguator parallelen Kreis durchläuft, vielmehr findet man, wenn man ihre Bahn während eines ganzen Umlaufs verfolgt, daß sie einen Kreis beschreibt, der den Aequator in zwei Puncten schneidet, die um 180 Grade von einander abstehen. Dieser Kreis heißt die E k l ip ti k. Die Neigung der Ebene der Ekliptik gegen die Ebene des Aequators heißt die Schiefe der Ekliptik, lieber die Bestimmung der Schiefe.

15 13.

Eine Linie, die in dem Mittelpuncte des Kreises der Ekliptik senkrecht auf der Ebene der Ekliptik stehend gedacht wird, heißt dieAxe der Ekliptik. Die Puncte, in welchen diese Linie verlängert die Himmelssphäre trifft, heißen die Pole der Eklip­ tik (Nordpol, Südpol). Man muß sehr oft die Lage der Sterne gegen die Ekliptik kennen, man bestimmt sie durch Breite und Länge. Unter Breite eines Sterns versteht man das zwischen dem Sterne und der Ekliptik enthaltene Stück eines Kreises, der durch die Pole der Ekliptik und den Stern geht. Das Stück der Ekliptik, welches zwischen dem Puncte, in welchem sie von dem Breitenkreise geschnitten wird, und dem Frühlingspuncte (d. h. dem Puncte, in welchem um den 21. März die Sonne den A'equator schneidet) enthalten ist, heißt die Länge des Sterns. Zn der Regel leitet man Lange und Breite auSjder bekannten Declination und Nectascension ab.

14. Der Kreis der Ekliptik wird in 12 Theile oder Zeichen getheilt, so daß jedes 30 Grade umfaßt. Jeder dieser Theile hat. feinen besonderen Namen und sein besonderes Zeichen, nemlich

v Widder.

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Wage.

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Steinbock.

Thierkreis, Zodiakus. Zeichen.

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