Chronologie. 
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Chronologie. 
kommt. Für uns, die Bewohner der nörd 
lichen Halbkugel ist Winter, wenn die 
Erde in der Nähe des Perihels, und Som 
mer, wenn sie in der Nähe des Aphels 
sich befindet; im Winter haben wir also 
längere, im Sommer kürzere Tage, Stun 
den, Minuten und Secunden. Der Unter 
schied zwischen dem längsten und dem 
kürzesten dieser Tage beträgt gegen vier 
Minuten. 
5. Solche Verschiedenheit darf aber in 
der Zeit für den bürgerlichen Verkehr 
nicht Vorkommen: die Tage und deren 
Unterabtheilungen müssen von Anfang 
bis Ende des Jahres einerlei bleiben. Aus 
diesem Grunde denkt man sich neben 
der wirklichen Erde von ungleichförmiger 
Bewegung eine zweite Erde von gleich 
förmiger Bewegung in der Ekliptik, oder 
wie man zu sagen pflegt, neben der wirk 
lichen Sonne von (scheinbar) ungleich 
förmiger Bewegung eine zweite von (schein 
bar) gleichförmiger Bewegung am Him 
mel, eine nicht vorhandene mittlere 
Sonne, welche die gleichmäfsige Zeit, 
die mittlere Sonnenzeit bestimmt, 
während die erste, die wahre Sonne, 
wahreSonnenzeit angiebt, und indem 
beide Sonnen in einerlei Zeit, nämlich 
in einem Jahr, die Ekliptik (scheinbar) 
durchlaufen. 
Der Art.: Absiden, pag. 15 mit Fig. 17 
zeigt, dafs die halbe Ekliptik vom Peri 
hel P über den Frühlingspunkt F nach 
dem Aphel A in einerlei Zeit mit der 
anderen halben Ekliptik von A über den 
Herbstpunkt II nach P von der Erde zu 
rückgelegt wird. In P ist die Geschwin 
digkeit der Erde am gröfsten, in A am 
geringsten; die Erde bedarf also einer 
längeren Zeit zu Durchlaufung der hal 
ben Ellipse PAH als zu der anderen 
Hälfte HPF. Hieraus geht nothwendig 
hervor, dafs wenn beide Sonnen in ihren 
Umläufen jährlich übereinstimmen sollen, 
nur die Punkte P und A, das Perihel 
und das Aphel es sein können, in wel 
chen beide Sonnen, die wahre und die 
mittlere, in der Ekliptik Zusammen 
treffen , und dafs beide in allen an 
deren Punkten derselben auseinander 
stehen. 
Die wahre Sonne S läuft von P bis F 
schneller als die mittlere Sonne S’; ist 
S in F, so ist S’ noch vor F; von F 
ab läuft S langsamer als S' und S' holt 
S in A ein. Von hier ab geht S lang 
samer als S’; S bleibt zurück und S’ 
trifft früher in II ein als S, dagegen wird 
S' von S in P wieder eingeholt. 
6 Die mittlere Sonne durchläuft nun 
die Ekliptik gleichförmig; allein die gleich 
weit von einander entfernten Punkte der 
Ekliptik sind es nicht, welche Tag für 
Tag culminiren müssen, um gleich grofse 
mittlere Tage zu geben, sondern die 
Punkte im Aequator, der sich fort 
dauernd um die Erdaxe gleichförmig um 
dreht, weil dessen Ebene normal der 
Erdaxe ist und verbleibt, während die 
Ekliptik ihn und die Erdaxe schief durch 
schneidet. Dafs aber mit Punkten von 
gleichweiten Abständen in der Ekliptik 
nicht zugleich gleich weit von einander 
entfernte Punkte im Aequator culmini 
ren, geht aus folgender Betrachtunghervor: 
Es sei QQ 1 der Aequator, EPJ,' die Eklip 
tik, beide schneiden sich im Frühlings 
punkt F, Z.e(~ 23|°) sei die Schiefe der 
Fig. 295. 
Ekliptik FA — AB = BC = u. s. w. seien 
die gleich grofsen Wege, welche die mitt 
lere Sonne in den aufeinander folgenden 
Tagen zurücklegt, so sind, wenn man die 
sphärischen Projectionen der Punkte A, 
B, C... auf den Aequator nimmt, wenn 
man also die Bogen AA', BB\ CC'.. . 
normal auf QQ' fällt, F, A’, B\ C'.. . 
die Punkte im Aequator, welche mit den 
Punkten F, A, B, C... zugleich cul 
miniren. 
Nun ist 
lg FA' = lg FA • cos c 
tg FB' — tg FB • cos c 
lg FC’ = tg FC • cos c 
u. s. w. 
Setzt man FA = AB — AC ... = c 
FA' = ID , ; A’B’ = w 2 ; B’C — ic 3 ... IV/I 
so hat man 
w | — tg c • cos e 
w 2 = (fg 2c — tg c) • cos e 
w 3 — (tg 3c — tg 2c) • cos c 
Wn = [tg (nc) — lg (n — l)c)] cos c 
Nun ist 
tg (t - tg ß 
folglich 
sin (n — ß) 
cos « • cos ß 
tg 2c — lg c = 
sm c 
cos 2 c • cos c