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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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Planetensysteme.
bildet ein Hauptgeschäft des practischen Astronomen, dem es vor-
züglich darum zu thun ist, die Bewegung der Planeten um die
Sonne, durch fortgesetzte Beobachtungen, mit der größten Genauig-
keit kennen zu lernen. Indem er nämlich aus der, durch seine
Beobachtung unmittelbar erhaltenen, geocentrischen Länge des Pla-
neten die heliocentrische Länge desselben ableitet, und diese letzte
mit der durch die Theorie erhaltenen, heliocentrischen Länge des
Planeten vergleicht, findet er unmittelbar den Fehler, dem diese
Theorie etwa noch unterworfen ist, und ist daher im Stande die-
sen Fehler zu verbessern.

Welches ist aber diese Theorie der heliocentrischen Bewegung,
mit welcher man die beobachteten, geocentrischen Längen ver-
gleichen soll?

Wenn wir diese heliocentrischen Bewegungen aus dem ein-
fachen Gesichtspunkte betrachten, aus welchem wir sie bisher be-
trachtet haben, so besteht diese ganze Theorie in einer sehr leich-
ten und kurzen Rechnung. Wenn nämlich die Planeten alle in
der That, wie wir bisher vorausgesetzt haben, um die Sonne
concentrische Kreise beschreiben, deren Ebenen mit der der Ecliptik
zusammenfallen, so braucht man, da in jedem Kreise die Bewe-
gung nicht anders als gleichförmig seyn kann, nur die Geschwin-
digkeit des Planeten, und einen einzigen Punkt seiner Bahn zu
kennen, den er, für eine gegebene Zeit, von der Sonne gesehen,
eingenommen hat, um daraus sofort, mittels einer einfachen Ad-
dition oder Subtraction, den heliocentrischen Ort des Planeten
für jede andere Zeit abzuleiten. Wäre z. B. die heliocentrische
Länge eines Planeten am 1. Januar Mittags in Wien gleich
10 Grade, und betrüge seine tägliche Bewegung einen Grad, so
wird seine heliocentrische Länge am 20. May, oder am 140sten
Tage, gleich 10 + 140 = 150 Grade, und am 20. September,
oder am 263sten Tage, gleich 10 + 263 = 273 Grade betragen,
und so fort für jeden andern Tag.

Diese sogenannte Theorie der Planeten hängt also, in ihrer
größten Einfachheit, bloß von zwey Dingen ab, erstens von der
Kenntniß einer heliocentrischen Länge desselben für eine gegebene
Zeit, welche Länge man die Epoche des Planeten nennt, und
zweitens von der Kenntniß seiner Umlaufszeit um die Sonne,

Planetenſyſteme.
bildet ein Hauptgeſchäft des practiſchen Aſtronomen, dem es vor-
züglich darum zu thun iſt, die Bewegung der Planeten um die
Sonne, durch fortgeſetzte Beobachtungen, mit der größten Genauig-
keit kennen zu lernen. Indem er nämlich aus der, durch ſeine
Beobachtung unmittelbar erhaltenen, geocentriſchen Länge des Pla-
neten die heliocentriſche Länge deſſelben ableitet, und dieſe letzte
mit der durch die Theorie erhaltenen, heliocentriſchen Länge des
Planeten vergleicht, findet er unmittelbar den Fehler, dem dieſe
Theorie etwa noch unterworfen iſt, und iſt daher im Stande die-
ſen Fehler zu verbeſſern.

Welches iſt aber dieſe Theorie der heliocentriſchen Bewegung,
mit welcher man die beobachteten, geocentriſchen Längen ver-
gleichen ſoll?

Wenn wir dieſe heliocentriſchen Bewegungen aus dem ein-
fachen Geſichtspunkte betrachten, aus welchem wir ſie bisher be-
trachtet haben, ſo beſteht dieſe ganze Theorie in einer ſehr leich-
ten und kurzen Rechnung. Wenn nämlich die Planeten alle in
der That, wie wir bisher vorausgeſetzt haben, um die Sonne
concentriſche Kreiſe beſchreiben, deren Ebenen mit der der Ecliptik
zuſammenfallen, ſo braucht man, da in jedem Kreiſe die Bewe-
gung nicht anders als gleichförmig ſeyn kann, nur die Geſchwin-
digkeit des Planeten, und einen einzigen Punkt ſeiner Bahn zu
kennen, den er, für eine gegebene Zeit, von der Sonne geſehen,
eingenommen hat, um daraus ſofort, mittels einer einfachen Ad-
dition oder Subtraction, den heliocentriſchen Ort des Planeten
für jede andere Zeit abzuleiten. Wäre z. B. die heliocentriſche
Länge eines Planeten am 1. Januar Mittags in Wien gleich
10 Grade, und betrüge ſeine tägliche Bewegung einen Grad, ſo
wird ſeine heliocentriſche Länge am 20. May, oder am 140ſten
Tage, gleich 10 + 140 = 150 Grade, und am 20. September,
oder am 263ſten Tage, gleich 10 + 263 = 273 Grade betragen,
und ſo fort für jeden andern Tag.

Dieſe ſogenannte Theorie der Planeten hängt alſo, in ihrer
größten Einfachheit, bloß von zwey Dingen ab, erſtens von der
Kenntniß einer heliocentriſchen Länge deſſelben für eine gegebene
Zeit, welche Länge man die Epoche des Planeten nennt, und
zweitens von der Kenntniß ſeiner Umlaufszeit um die Sonne,

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[245/0257] Planetenſyſteme. bildet ein Hauptgeſchäft des practiſchen Aſtronomen, dem es vor- züglich darum zu thun iſt, die Bewegung der Planeten um die Sonne, durch fortgeſetzte Beobachtungen, mit der größten Genauig- keit kennen zu lernen. Indem er nämlich aus der, durch ſeine Beobachtung unmittelbar erhaltenen, geocentriſchen Länge des Pla- neten die heliocentriſche Länge deſſelben ableitet, und dieſe letzte mit der durch die Theorie erhaltenen, heliocentriſchen Länge des Planeten vergleicht, findet er unmittelbar den Fehler, dem dieſe Theorie etwa noch unterworfen iſt, und iſt daher im Stande die- ſen Fehler zu verbeſſern. Welches iſt aber dieſe Theorie der heliocentriſchen Bewegung, mit welcher man die beobachteten, geocentriſchen Längen ver- gleichen ſoll? Wenn wir dieſe heliocentriſchen Bewegungen aus dem ein- fachen Geſichtspunkte betrachten, aus welchem wir ſie bisher be- trachtet haben, ſo beſteht dieſe ganze Theorie in einer ſehr leich- ten und kurzen Rechnung. Wenn nämlich die Planeten alle in der That, wie wir bisher vorausgeſetzt haben, um die Sonne concentriſche Kreiſe beſchreiben, deren Ebenen mit der der Ecliptik zuſammenfallen, ſo braucht man, da in jedem Kreiſe die Bewe- gung nicht anders als gleichförmig ſeyn kann, nur die Geſchwin- digkeit des Planeten, und einen einzigen Punkt ſeiner Bahn zu kennen, den er, für eine gegebene Zeit, von der Sonne geſehen, eingenommen hat, um daraus ſofort, mittels einer einfachen Ad- dition oder Subtraction, den heliocentriſchen Ort des Planeten für jede andere Zeit abzuleiten. Wäre z. B. die heliocentriſche Länge eines Planeten am 1. Januar Mittags in Wien gleich 10 Grade, und betrüge ſeine tägliche Bewegung einen Grad, ſo wird ſeine heliocentriſche Länge am 20. May, oder am 140ſten Tage, gleich 10 + 140 = 150 Grade, und am 20. September, oder am 263ſten Tage, gleich 10 + 263 = 273 Grade betragen, und ſo fort für jeden andern Tag. Dieſe ſogenannte Theorie der Planeten hängt alſo, in ihrer größten Einfachheit, bloß von zwey Dingen ab, erſtens von der Kenntniß einer heliocentriſchen Länge deſſelben für eine gegebene Zeit, welche Länge man die Epoche des Planeten nennt, und zweitens von der Kenntniß ſeiner Umlaufszeit um die Sonne,

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Zitationshilfe: Littrow, Joseph Johann von: Die Wunder des Himmels, oder gemeinfaßliche Darstellung des Weltsystems. Bd. 1. Stuttgart, 1834, S. 245. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/littrow_weltsystem01_1834/257>, abgerufen am 24.11.2024.