Chronologie. 
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Chronologie. 
inne hatte. Ein Jahr hat also zu dauern 
von dem Augenblick an, wo die Erde in 
dem Frühlingspunkt steht, bis zum Wie 
dereintritt derselben in den Frühlings 
punkt, oder von Herbst- zu Herbstpunkt, 
oder von Winter- zu Winterpunkt, oder 
von Sommer- zu Sommerpunkt. 
Frühlings- und Herbstpunkt sind nun 
die Durchschnittspunkte der Ekliptik mit 
der Aequatorebene; diese bleibt unver 
rückbar, die Ekliptik dagegen macht eine 
kleine Bewegung von Ost nach West, 
welche jährlich 50,1 Bogensecunden be 
trägt, um welche sie die Erde bei deren 
jährlichem Umlauf in der Ekliptik ent 
gegenkommt, so dafs in dem für das bür 
gerliche Leben allein anwendbaren Jahr 
die Erde 50,1 Secunden weniger als 360 
Grad zurücklegt, welches an Zeit 20 Mi 
nuten 20,4 Seeunden = 0,014125 Tage we 
niger beträgt als die obigen 365,25638 
Tage (s. astronomisches Jahr, pag. 148). 
Dieses der bürgerlichen Zeitrechnung zu 
Grunde liegende tropische Jahr hat 
also 365,242255 Sonnentage = 365 Tage 
5 Stunden 48 Minuten und etwa 51 Se 
cunden Sonnenzeit und 366,242255 Stern 
tage = 366 Tage 5 Stunden 48 Minuten 
und etwa 51 Seeunden Sternzeit. 
Demnach ist 
ein Sonnentag 
eine Sonnenstunde 
eine Sonnenminute 
366.242255 
365.242255 
366.242255 
365.242255 
366.242255 
365.242255 
1,002738 Sterntage = 24 Stunden 3 Minuten 
56,5632 Sec. Sternzeit 
1,002738 Sternstunden = 1 Std. 9,8568 Sec. 
Sternzeit 
1,002738 Sternmin. = 1 Min. 9,8568 Terzien 
Sternzeit. 
4. Diesem dem bürgerlichen Jahr (s. d. 
Art. pag. 442) zu Grunde liegenden tro 
pischen Jahr hat aber die Natur wiederum 
nicht constante Tage als Unterabtheilun 
gen gegeben: jeder (wahre) Sonnentag ist 
an Länge dem ihm vorangegangenen und 
dem ihm nachfolgenden Tage ungleich, 
und so sind es auch deren Stunden, so 
dafs die Stunde, der genau 24ste Theil 
eines Tages verschieden ist von der 
Stunde des vorangegangenen und von 
der des nachfolgenden Tages, desgleichen 
die Minute und die Secunde, während 
alle Sterntage, Sternstunden, Sternminu 
ten dieselben sind und bleiben. 
Die Verschiedenheit der Sonnenzeit 
liegt darin, dafs die Erde mit verschie 
denen Geschwindigkeiten die Ekliptik 
durchläuft. Im Perihel bewegt sich die 
Erde am schnellsten, im Aphel am lang 
samsten; auf dem Wege vom Perihel nach 
dem Aphel hin immer langsamer, vom 
Aphel nachdemPerihel hin immer schneller. 
Es sei BAD ein Theil der Ekliptik, S 
der Stand der Sonne. Ist A das Aphel, 
AA' der Bogen, den die Erde in einem 
Sonnentage durchläuft, so würde dieselbe 
einen gröfseren Bogen AA" durchlaufen, 
wenn A das Perihel wäre. In A hat der 
Punkt a der Erdoberfläche Mittag, in A’ 
hat 6’, in A" hat b" Mittag, indem die 
Badien ca, cb', cb" nach der Sonne S 
hingerichtet sind. In A’ hat der Punkt a 
Fig. 294. 
axe + dem Bogen a’b’ durchlaufen; in 
A" hat a eine volle Umdrehung bis a" 
um die Erdaxe -p dem Bogen a"b" durch 
laufen. Da nun die Zeit der Umdrehung 
der Erde um ihre Axe (von a bis a’ oder 
a"), der Sterntag constant ist, Bogen a”b" 
> Bogen a’b' so ist der Sonnentag von 
A bis A! kleiner als der von A bis A". 
Ueberhaupt nehmen die Sonnentage mit 
ihren 24 Sonnenstunden immer mehr ab, 
je mehr die Erde vom Perihel nach dem 
Aphel hin sich bewegt, und immer mehr 
zu, je näher die Erde wieder dem Perihel