Scheinbare Bewegung der Sonne. — Die Ekliptik. 
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Jahres wieder dieselben Sterne an derselben Gegend des Himmels und für 
eine bestimmte Stunde in derselben Lage zum Horizonte erscheinen, so muß 
die Sonne 1 Jahr oder 36 5 Tage gebrauchen, um einen ganzen Umlauf am 
Himmel zu vollenden. Dieser Umlauf erfolgt in einem Kreise, dessen Lage 
man dadurch bestimmen kann, daß man diejenigen Sterne beobachtet, welche 
der Sonne um Mitternacht gerade gegenüberstellen. In früheren Zeiten suchte 
man die Dauer des Jahres zu bestimmen, indem man die Zeit beachtete, nach 
welcher ein bestimmter Stern oder eine leicht merkliche Sterngruppe wieder 
zum erstenmale am Morgenhimmel vor dem Aufgange der Sonne gesehen 
werden konnte. Man nannte einen solchen Aufgang einen helischen oder 
heliaki sehen Aufgang des Sternes. Es mußte nämlich dann die Sonne 
wieder dieselbe Stellung zu den Sternen angenommen, also einen Umlauf am 
Himmel vollendet haben. So beachteten die alten Aegypter den hellsten Fix 
stern des ganzen Himmels, nämlich den unsern Sternhimmel in den kalten 
Winternächten zierenden Sirius, und sie fanden als Zeit zwischen zwei helia- 
kischen Aufgängen dieses Sternes anfangs 360 Tage, welche Zeit sie aber 
später zu 365 Tagen berichtigten. 
3. Lage der Sonnenbahn. Welche Lage aber hat die jährliche Bahn 
der Sonne am Himmel? Für die Beantwortung dieser Frage kann uns das, 
was wir bereits über den scheinbaren Sonnenlauf wissen, einen Anhalt gewäh 
ren. Wir haben nämlich erfahren, daß die Sonne täglich in einem andern 
Punkte des Horizontes auf- und untergeht, und daß sie ihre Mittagshöhe täg 
lich ändert. Wäre ihre jährliche Bahn ein Parallelkreis, so müßte sie, wie 
aus dem Früheren klar sein muß, stets in demselben Punkte des Horizontes 
auf- und untergehen und in gleicher Höhe culminiren. Dies ist indessen nicht 
der Fall; darum kann die Bahn der Sonne kein Parallelkreis sein. Da 
sie von einem Parallelkreise zum andern wandert, so muß ihre Bahn schief 
gegen diese Kreise liegen; aber wie schief? Zweimal im Jahre, am 21. März 
und am 23. September, durchläuft die Sonne als Tagkreis den Aequator; sie 
muß an diesen Tagen also in diesem Kreise stehen, ihre Bahn also denselben 
in 2 Punkten durchschneiden. Die größte Entfernung vom Aequator erreicht 
die Sonne am 21. Juni und am 21. December, und zwar beträgt dieselbe 23V2°. 
Am ersteren Tage steht sie 23 1 /2 0 nördlich, am letzteren 23V 2 0 südlich vom 
Aequator. Dies ist nur möglich, wenn die Sonnenbahn von dem Aequator um 
einen Winkel von 23*/2 0 abweicht oder wenn sie den Aequator unter diesem 
Winkel durchschneidet. Die Sonne durchläuft also innerhalb eines 
Jahres von W. nach 0. einen größten Kreis am Himmel, der den 
Aequator unter einem Winkel von 2o 1 j2° durchschneidet. Die Alten 
nannten diese Bahn die Ekliptik, d. h. Kreis der Finsternisse, weil sie wahr 
nahmen, daß alle Finsternisse, wenigstens die an Sonne und Mond, sich in 
diesem Kreise ereigneten. 
Wie jeder Kreis, hat auch die Ekliptik 360 °, und da diese von der Sonne 
in 365 Tagen durchlaufen werden, so rückt die Sonne im Durchschnitt täglich