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Littrow, Joseph Johann von: Die Wunder des Himmels, oder gemeinfaßliche Darstellung des Weltsystems. Bd. 1. Stuttgart, 1834.

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Nächste Folgen d. elliptischen Bewegung d. Planeten.
haben, und das Maaß, mit dem wir die Zeit bestimmen wollten,
würde selbst ungleich und veränderlich, und daher zu allen Zeit-
messungen, in welchen nur einige Genauigkeit erfordert wird,
unbrauchbar seyn.

Dem ungeachtet dringt sich uns diese Sonne gleichsam zum Zeit-
maaße auf, und sie ist überdieß, seit den ältesten Zeiten, so allgemein
als ein solches gebraucht worden, daß wir nicht umhin können,
zuzusehen, ob sich jene Unregelmäßigkeiten ihrer Bewegung, die
wir aus der Natur selbst nicht wegschaffen können, vielleicht doch
durch Rechnung umgehen lassen mögen.

§. 156. (Zeitgleichung.) Die Sonne eignet sich also, so
wie sie ist, nicht zur Zeitbestimmung, weil sie erstens, wegen ihrer
elliptischen Bahn, eine ungleichförmige Bewegung hat, und weil
diese Bewegung zweitens, selbst wenn sie gleichförmig wäre, in
Beziehung auf den Aequator, in welcher Beziehung wir allein
die Zeit messen, doch wieder ungleichförmig erscheinen würde.
Würde sich die Sonne, statt in einer Ellipse, in einem Kreise,
also gleichförmig bewegen, und würde dieser Kreis selbst in der
Ebene des Aequators liegen, so würden beide Hindernisse wegfal-
len, und die Sonne würde ganz eben so gut, wie oben der Früh-
lingspunkt, zur Messung der Zeit gebraucht werden können.

Wir haben uns aber schon oben, wo wir einem ähnlichen
Hindernisse begegneten, bei der Bestimmung des Orts der Erde
oder der Sonne in ihrer elliptischen Bahn eines Mittels bedient,
das wir, mit einer kleinen Veränderung, auch hier wieder an-
wenden können. Wir haben uns nämlich zu jenem Zwecke eine
imaginäre Sonne, eine mittlere Sonne, wie wir sie §. 140
nannten, vorgestellt, welche die Eigenschaft hat, daß sie in der-
selben Ebene der Ecliptik, wie die wahre Sonne, aber gleich-
förmig
um die Erde, und zwar so gehe, daß sie mit der wah-
ren Sonne immer zugleich in den beiden Punkten der Absiden-
linie eintreffe, also auch mit der wahren Sonne dieselbe Umlaufs-
zeit habe. Mit Hilfe dieser mittleren Sonne, deren Ort in der
Ecliptik, oder deren Länge wir dort für jede Zeit durch eine ein-
fache Addition gefunden haben, wurde es uns leicht, durch eine
kleine Rechnung auch den, nie weit von jenem entfernten Ort
der wahren Sonne aufzufinden.


Nächſte Folgen d. elliptiſchen Bewegung d. Planeten.
haben, und das Maaß, mit dem wir die Zeit beſtimmen wollten,
würde ſelbſt ungleich und veränderlich, und daher zu allen Zeit-
meſſungen, in welchen nur einige Genauigkeit erfordert wird,
unbrauchbar ſeyn.

Dem ungeachtet dringt ſich uns dieſe Sonne gleichſam zum Zeit-
maaße auf, und ſie iſt überdieß, ſeit den älteſten Zeiten, ſo allgemein
als ein ſolches gebraucht worden, daß wir nicht umhin können,
zuzuſehen, ob ſich jene Unregelmäßigkeiten ihrer Bewegung, die
wir aus der Natur ſelbſt nicht wegſchaffen können, vielleicht doch
durch Rechnung umgehen laſſen mögen.

§. 156. (Zeitgleichung.) Die Sonne eignet ſich alſo, ſo
wie ſie iſt, nicht zur Zeitbeſtimmung, weil ſie erſtens, wegen ihrer
elliptiſchen Bahn, eine ungleichförmige Bewegung hat, und weil
dieſe Bewegung zweitens, ſelbſt wenn ſie gleichförmig wäre, in
Beziehung auf den Aequator, in welcher Beziehung wir allein
die Zeit meſſen, doch wieder ungleichförmig erſcheinen würde.
Würde ſich die Sonne, ſtatt in einer Ellipſe, in einem Kreiſe,
alſo gleichförmig bewegen, und würde dieſer Kreis ſelbſt in der
Ebene des Aequators liegen, ſo würden beide Hinderniſſe wegfal-
len, und die Sonne würde ganz eben ſo gut, wie oben der Früh-
lingspunkt, zur Meſſung der Zeit gebraucht werden können.

Wir haben uns aber ſchon oben, wo wir einem ähnlichen
Hinderniſſe begegneten, bei der Beſtimmung des Orts der Erde
oder der Sonne in ihrer elliptiſchen Bahn eines Mittels bedient,
das wir, mit einer kleinen Veränderung, auch hier wieder an-
wenden können. Wir haben uns nämlich zu jenem Zwecke eine
imaginäre Sonne, eine mittlere Sonne, wie wir ſie §. 140
nannten, vorgeſtellt, welche die Eigenſchaft hat, daß ſie in der-
ſelben Ebene der Ecliptik, wie die wahre Sonne, aber gleich-
förmig
um die Erde, und zwar ſo gehe, daß ſie mit der wah-
ren Sonne immer zugleich in den beiden Punkten der Abſiden-
linie eintreffe, alſo auch mit der wahren Sonne dieſelbe Umlaufs-
zeit habe. Mit Hilfe dieſer mittleren Sonne, deren Ort in der
Ecliptik, oder deren Länge wir dort für jede Zeit durch eine ein-
fache Addition gefunden haben, wurde es uns leicht, durch eine
kleine Rechnung auch den, nie weit von jenem entfernten Ort
der wahren Sonne aufzufinden.


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[308/0320] Nächſte Folgen d. elliptiſchen Bewegung d. Planeten. haben, und das Maaß, mit dem wir die Zeit beſtimmen wollten, würde ſelbſt ungleich und veränderlich, und daher zu allen Zeit- meſſungen, in welchen nur einige Genauigkeit erfordert wird, unbrauchbar ſeyn. Dem ungeachtet dringt ſich uns dieſe Sonne gleichſam zum Zeit- maaße auf, und ſie iſt überdieß, ſeit den älteſten Zeiten, ſo allgemein als ein ſolches gebraucht worden, daß wir nicht umhin können, zuzuſehen, ob ſich jene Unregelmäßigkeiten ihrer Bewegung, die wir aus der Natur ſelbſt nicht wegſchaffen können, vielleicht doch durch Rechnung umgehen laſſen mögen. §. 156. (Zeitgleichung.) Die Sonne eignet ſich alſo, ſo wie ſie iſt, nicht zur Zeitbeſtimmung, weil ſie erſtens, wegen ihrer elliptiſchen Bahn, eine ungleichförmige Bewegung hat, und weil dieſe Bewegung zweitens, ſelbſt wenn ſie gleichförmig wäre, in Beziehung auf den Aequator, in welcher Beziehung wir allein die Zeit meſſen, doch wieder ungleichförmig erſcheinen würde. Würde ſich die Sonne, ſtatt in einer Ellipſe, in einem Kreiſe, alſo gleichförmig bewegen, und würde dieſer Kreis ſelbſt in der Ebene des Aequators liegen, ſo würden beide Hinderniſſe wegfal- len, und die Sonne würde ganz eben ſo gut, wie oben der Früh- lingspunkt, zur Meſſung der Zeit gebraucht werden können. Wir haben uns aber ſchon oben, wo wir einem ähnlichen Hinderniſſe begegneten, bei der Beſtimmung des Orts der Erde oder der Sonne in ihrer elliptiſchen Bahn eines Mittels bedient, das wir, mit einer kleinen Veränderung, auch hier wieder an- wenden können. Wir haben uns nämlich zu jenem Zwecke eine imaginäre Sonne, eine mittlere Sonne, wie wir ſie §. 140 nannten, vorgeſtellt, welche die Eigenſchaft hat, daß ſie in der- ſelben Ebene der Ecliptik, wie die wahre Sonne, aber gleich- förmig um die Erde, und zwar ſo gehe, daß ſie mit der wah- ren Sonne immer zugleich in den beiden Punkten der Abſiden- linie eintreffe, alſo auch mit der wahren Sonne dieſelbe Umlaufs- zeit habe. Mit Hilfe dieſer mittleren Sonne, deren Ort in der Ecliptik, oder deren Länge wir dort für jede Zeit durch eine ein- fache Addition gefunden haben, wurde es uns leicht, durch eine kleine Rechnung auch den, nie weit von jenem entfernten Ort der wahren Sonne aufzufinden.

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Zitationshilfe: Littrow, Joseph Johann von: Die Wunder des Himmels, oder gemeinfaßliche Darstellung des Weltsystems. Bd. 1. Stuttgart, 1834, S. 308. In: Deutsches Textarchiv <http://www.deutschestextarchiv.de/littrow_weltsystem01_1834/320>, abgerufen am 20.07.2019.