sondern ihr und des Monds gemeinschaftlicher Schwerpunkt, der in einer elliptischen Bahn um die Sonne läuft, indeß sowohl der Mond, als auch die Erde monatliche Umläufe um diesen Schwerpunkt machen. Hierauf muß bey der Bestimmung des wahren Orts der Erde in den astronomischen Rechnungen Rücksicht genommen werden, denn da dieser Schwerpunkt 1 1/2 Erdhalbmesser vom Mittelpunkte der Erde absteht, so kan in den Quadraturen des Monds die Erde um so viel voraus, oder zurückgeblieben seyn, und der Ort der Sonne sich um 1 1/2 Sonnenparallaxen, d. i. 12 ändern.
Eine der sinnreichsten Anwendungen der newtonischen Theorie ist die Bestimmung der Massen der Himmelskörper (L. III. prop. 8.). Man kan sich bey Kugeln und bey dem wirklich stattfindenden Gesetze der Anziehung die ganze Masse im Mittelpunkte versammelt gedenken, und also aus der Stärke der Gravitation auf die Masse des anziehenden Körpers schließen. Die Stärke der Gravitation aber verhält sich, wie der Raum, durch welchen der schwere Körper in einer bestimmten Entfernung, die wir=b setzen wollen, in der ersten Secunde herabfällt. Nun ist nach dem, was beym Worte Centralbewegung (Th. I. S. 474--480.) erwiesen ist, wenn T die Umlaufszeit, A die große Axe der Bahn, a die Entfernung am Ende der großen Axe, e den Raum des Falls in 1 Secunde in der Entfernung a bedeutet (nach S. 480. Num. V.)
Mithin ist der Fallraum in 1 Sec. für die Entfernung b (weil sich diese Räume umgekehrt wie die Quadrate der Entfernungen, oder wie b : a verhalten müssen) =(ea/b) = ( pA/4bT).
Da nun p und b bestimmte unveränderliche Größen sind, so wird sich dieser Fallraum, mithin auch die Gravitation
ſondern ihr und des Monds gemeinſchaftlicher Schwerpunkt, der in einer elliptiſchen Bahn um die Sonne laͤuft, indeß ſowohl der Mond, als auch die Erde monatliche Umlaͤufe um dieſen Schwerpunkt machen. Hierauf muß bey der Beſtimmung des wahren Orts der Erde in den aſtronomiſchen Rechnungen Ruͤckſicht genommen werden, denn da dieſer Schwerpunkt 1 1/2 Erdhalbmeſſer vom Mittelpunkte der Erde abſteht, ſo kan in den Quadraturen des Monds die Erde um ſo viel voraus, oder zuruͤckgeblieben ſeyn, und der Ort der Sonne ſich um 1 1/2 Sonnenparallaxen, d. i. 12 aͤndern.
Eine der ſinnreichſten Anwendungen der newtoniſchen Theorie iſt die Beſtimmung der Maſſen der Himmelskoͤrper (L. III. prop. 8.). Man kan ſich bey Kugeln und bey dem wirklich ſtattfindenden Geſetze der Anziehung die ganze Maſſe im Mittelpunkte verſammelt gedenken, und alſo aus der Staͤrke der Gravitation auf die Maſſe des anziehenden Koͤrpers ſchließen. Die Staͤrke der Gravitation aber verhaͤlt ſich, wie der Raum, durch welchen der ſchwere Koͤrper in einer beſtimmten Entfernung, die wir=b ſetzen wollen, in der erſten Secunde herabfaͤllt. Nun iſt nach dem, was beym Worte Centralbewegung (Th. I. S. 474—480.) erwieſen iſt, wenn T die Umlaufszeit, A die große Axe der Bahn, a die Entfernung am Ende der großen Axe, e den Raum des Falls in 1 Secunde in der Entfernung a bedeutet (nach S. 480. Num. V.)
Mithin iſt der Fallraum in 1 Sec. fuͤr die Entfernung b (weil ſich dieſe Raͤume umgekehrt wie die Quadrate der Entfernungen, oder wie b : a verhalten muͤſſen) =(ea/b) = ( πA/4bT).
Da nun π und b beſtimmte unveraͤnderliche Groͤßen ſind, ſo wird ſich dieſer Fallraum, mithin auch die Gravitation
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ſondern ihr und des Monds gemeinſchaftlicher Schwerpunkt, der in einer elliptiſchen Bahn um die Sonne laͤuft, indeß ſowohl der Mond, als auch die Erde monatliche Umlaͤufe um dieſen Schwerpunkt machen. Hierauf muß bey der Beſtimmung des wahren Orts der Erde in den aſtronomiſchen Rechnungen Ruͤckſicht genommen werden, denn da dieſer Schwerpunkt 1 1/2 Erdhalbmeſſer vom Mittelpunkte der Erde abſteht, ſo kan in den Quadraturen des Monds die Erde um ſo viel voraus, oder zuruͤckgeblieben ſeyn, und der Ort der Sonne ſich um 1 1/2 Sonnenparallaxen, d. i. 12 aͤndern.
Eine der ſinnreichſten Anwendungen der newtoniſchen Theorie iſt die Beſtimmung der Maſſen der Himmelskoͤrper (L. III. prop. 8.). Man kan ſich bey Kugeln und bey dem wirklich ſtattfindenden Geſetze der Anziehung die ganze Maſſe im Mittelpunkte verſammelt gedenken, und alſo aus der Staͤrke der Gravitation auf die Maſſe des anziehenden Koͤrpers ſchließen. Die Staͤrke der Gravitation aber verhaͤlt ſich, wie der Raum, durch welchen der ſchwere Koͤrper in einer beſtimmten Entfernung, die wir=b ſetzen wollen, in der erſten Secunde herabfaͤllt. Nun iſt nach dem, was beym Worte Centralbewegung (Th. I. S. 474—480.) erwieſen iſt, wenn T die Umlaufszeit, A die große Axe der Bahn, a die Entfernung am Ende der großen Axe, e den Raum des Falls in 1 Secunde in der Entfernung a bedeutet (nach S. 480. Num. V.) Mithin iſt der Fallraum in 1 Sec. fuͤr die Entfernung b (weil ſich dieſe Raͤume umgekehrt wie die Quadrate der Entfernungen, oder wie b : a verhalten muͤſſen) =(ea/b) = ( πA/4bT).
Da nun π und b beſtimmte unveraͤnderliche Groͤßen ſind, ſo wird ſich dieſer Fallraum, mithin auch die Gravitation
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Gehler, Johann Samuel Traugott: Physikalisches Wörterbuch, oder, Versuch einer Erklärung der vornehmsten Begriffe und Kunstwörter der Naturlehre. Bd. 2. Leipzig, 1798, S. 532. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/gehler_woerterbuch02_1798/538>, abgerufen am 22.11.2024.
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