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Gehler, Johann Samuel Traugott: Physikalisches Wörterbuch, oder, Versuch einer Erklärung der vornehmsten Begriffe und Kunstwörter der Naturlehre. Bd. 4. Leipzig, 1798.

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wenn er über eine völlige Umdrehung von m bis m, noch das Stück mn zurückgelegt hat. Dieses mn verhält sich zum ganzen Umkreise wie TV zu seinem ganzen Umkreise, d. i., (weil man hier die Bewegung von T gleichförmig annehmen kan) wie t: T, oder wie t/T : 1. In der Zeit t ist also die Umwälzung 1+t/T mal zurückgelegt worden; daher wird die Zeit der einfachen Umwälzung von m bis m= t dividirt durch 1+t/T, oder=(Tt/T+t). Dies giebt, wenn man mit Cassini t=27 Tage 20 Min. setzt, die Umdrehungszeit der Sonne=25 Tage 14 St. 8 Min. Nach genauern Bestimmungen geben de la Lande 25 T. 10 St., Fixlmillner 25 T. 13 St. 27-44 Min.; Herr Oberamtmann Schröter (in Bode astr. Jahrb. für 1792) zeigt, daß sich viele Schwierigkeiten finden, diese Periode bis auf kleine Zeitmomente genau zu bestimmen.

Die Taf. XXII. Fig. 6. vorgestellten Erscheinungen geben zu erkennen, daß sich die Sonne um ihre Axe so umdrehe, wie es Fig. 8. abbildet. Hier ist die Kugel pasq die Sonne; der perspectivisch abgebildete Kreis, in welchem die Punkte 10° [Abbildung] bezeichnet sind, stellt die Ekliptik, oder jährliche Bahn der Erde vor. Die Sonne drehet sich nach der Richtung a q um die Axe PS, welche mit der Ebne der Ekliptik den Winkel Pcl von 82 1/2 Grad macht. Diese Sonnenaxe neigt sich gegen die Punkte 10° [Abbildung] und 10° [Abbildung] , und bestimmt auf der Fläche der Sonne den nordlichen Pol p und den südlichen s. Der größte Kreis aq ist der Sonnenäquator, dessen Ebne die Ekliptik e l unter dem Winkel ace von 7 1/2 Grad schneidet; die Durchschnittspunkte beyder Ebnen fallen in die gerade Linie, welche von 10° [Abbildung] bis 10° [Abbildung] geht, welche Punkte gleichsam die Knoten des Sonnenäquators vorstellen. Alle Flecken bewegen sich bey dieser Umdrehung in Kreisen, welche mit aq parallel laufen.


wenn er uͤber eine voͤllige Umdrehung von m bis m, noch das Stuͤck mn zuruͤckgelegt hat. Dieſes mn verhaͤlt ſich zum ganzen Umkreiſe wie TV zu ſeinem ganzen Umkreiſe, d. i., (weil man hier die Bewegung von T gleichfoͤrmig annehmen kan) wie t: T, oder wie t/T : 1. In der Zeit t iſt alſo die Umwaͤlzung 1+t/T mal zuruͤckgelegt worden; daher wird die Zeit der einfachen Umwaͤlzung von m bis m= t dividirt durch 1+t/T, oder=(Tt/T+t). Dies giebt, wenn man mit Caſſini t=27 Tage 20 Min. ſetzt, die Umdrehungszeit der Sonne=25 Tage 14 St. 8 Min. Nach genauern Beſtimmungen geben de la Lande 25 T. 10 St., Fixlmillner 25 T. 13 St. 27-44 Min.; Herr Oberamtmann Schroͤter (in Bode aſtr. Jahrb. fuͤr 1792) zeigt, daß ſich viele Schwierigkeiten finden, dieſe Periode bis auf kleine Zeitmomente genau zu beſtimmen.

Die Taf. XXII. Fig. 6. vorgeſtellten Erſcheinungen geben zu erkennen, daß ſich die Sonne um ihre Axe ſo umdrehe, wie es Fig. 8. abbildet. Hier iſt die Kugel pasq die Sonne; der perſpectiviſch abgebildete Kreis, in welchem die Punkte 10° [Abbildung] bezeichnet ſind, ſtellt die Ekliptik, oder jaͤhrliche Bahn der Erde vor. Die Sonne drehet ſich nach der Richtung a q um die Axe PS, welche mit der Ebne der Ekliptik den Winkel Pcl von 82 1/2 Grad macht. Dieſe Sonnenaxe neigt ſich gegen die Punkte 10° [Abbildung] und 10° [Abbildung] , und beſtimmt auf der Flaͤche der Sonne den nordlichen Pol p und den ſuͤdlichen s. Der groͤßte Kreis aq iſt der Sonnenaͤquator, deſſen Ebne die Ekliptik e l unter dem Winkel ace von 7 1/2 Grad ſchneidet; die Durchſchnittspunkte beyder Ebnen fallen in die gerade Linie, welche von 10° [Abbildung] bis 10° [Abbildung] geht, welche Punkte gleichſam die Knoten des Sonnenaͤquators vorſtellen. Alle Flecken bewegen ſich bey dieſer Umdrehung in Kreiſen, welche mit aq parallel laufen.

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[91/0101] wenn er uͤber eine voͤllige Umdrehung von m bis m, noch das Stuͤck mn zuruͤckgelegt hat. Dieſes mn verhaͤlt ſich zum ganzen Umkreiſe wie TV zu ſeinem ganzen Umkreiſe, d. i., (weil man hier die Bewegung von T gleichfoͤrmig annehmen kan) wie t: T, oder wie t/T : 1. In der Zeit t iſt alſo die Umwaͤlzung 1+t/T mal zuruͤckgelegt worden; daher wird die Zeit der einfachen Umwaͤlzung von m bis m= t dividirt durch 1+t/T, oder=(Tt/T+t). Dies giebt, wenn man mit Caſſini t=27 Tage 20 Min. ſetzt, die Umdrehungszeit der Sonne=25 Tage 14 St. 8 Min. Nach genauern Beſtimmungen geben de la Lande 25 T. 10 St., Fixlmillner 25 T. 13 St. 27-44 Min.; Herr Oberamtmann Schroͤter (in Bode aſtr. Jahrb. fuͤr 1792) zeigt, daß ſich viele Schwierigkeiten finden, dieſe Periode bis auf kleine Zeitmomente genau zu beſtimmen. Die Taf. XXII. Fig. 6. vorgeſtellten Erſcheinungen geben zu erkennen, daß ſich die Sonne um ihre Axe ſo umdrehe, wie es Fig. 8. abbildet. Hier iſt die Kugel pasq die Sonne; der perſpectiviſch abgebildete Kreis, in welchem die Punkte 10° [Abbildung] bezeichnet ſind, ſtellt die Ekliptik, oder jaͤhrliche Bahn der Erde vor. Die Sonne drehet ſich nach der Richtung a q um die Axe PS, welche mit der Ebne der Ekliptik den Winkel Pcl von 82 1/2 Grad macht. Dieſe Sonnenaxe neigt ſich gegen die Punkte 10° [Abbildung] und 10° [Abbildung] , und beſtimmt auf der Flaͤche der Sonne den nordlichen Pol p und den ſuͤdlichen s. Der groͤßte Kreis aq iſt der Sonnenaͤquator, deſſen Ebne die Ekliptik e l unter dem Winkel ace von 7 1/2 Grad ſchneidet; die Durchſchnittspunkte beyder Ebnen fallen in die gerade Linie, welche von 10° [Abbildung] bis 10° [Abbildung] geht, welche Punkte gleichſam die Knoten des Sonnenaͤquators vorſtellen. Alle Flecken bewegen ſich bey dieſer Umdrehung in Kreiſen, welche mit aq parallel laufen.

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Zitationshilfe: Gehler, Johann Samuel Traugott: Physikalisches Wörterbuch, oder, Versuch einer Erklärung der vornehmsten Begriffe und Kunstwörter der Naturlehre. Bd. 4. Leipzig, 1798, S. 91. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/gehler_woerterbuch04_1798/101>, abgerufen am 22.11.2024.