Himmel (Ekliptik-Koordinaten). 209
23. Juni) rückt ihr Parallelkreis immer
näher und näher nach dem Nordpol hin,
infolge davon wird für uns der Tah-
bogen immer größer und größer, und die
Höhe im Meridian wird ebenfalls größer,
die Tage nehmen zu; während der andern
Jahreshälfte dagegen rückt die Sonne vom
Nordpol nach dem Südpol hin, der Tab
bogen und die Kulminationshöhen sowie
die Tageslängen nehmen ab. Eine ge
nauere Untersuchung lehrt, daß die Sonne
am längsten Tag etwa 23Vs° nördlich, am
kürzesten Tag aber um ebensoviel südlich
vom Äquator des Himmels steht.
Beobachten wir ferner die Zeiten der
Kulmination eines Fixsterns, so finden
wir, daß zwischen zwei aufeinander fol
genden Durchgängen desselben durch den
Meridian immer und bei allen Fixsternen
derselbe Zeitraum verstreicht, der ungefähr
4 Minuten weniger beträgt als 24 Stun
den der im bürgerlichen Leben üblichen
Zeit. Die Zwischenzeit zwischen zwei Kul-
minationen der Sonne ist dagegen größer,
sie beträgt durchschnittlich 24 Stunden
bürgerlicher Zeit. Wir schließen daraus,
daß die Sonne sich unter den Fixsternen
in der Richtung von W. über S. nach O.
bewegt, und wenn man nun beide Bewe
gungen kombiniert, so findet man, daß
die Sonne im Sauf eines JahrS einen
größten Kreis am H. beschreibt, der den
Äquator in zwei Punkten schneidet. In
dem einen dieser Punkte steht die Sonne
zur Zeit des Frühlingsanfangs, und dieser
Punkt ist eben der obenerwähnte Früh
ling spunkt IC; der diametral gegen
überliegende ist der Herbstpunkt, in
ihm steht die Sonne zu Herbstes Anfang.
Der Kreis, den die Sonne in einem Jahr
zurücklegt, nennt man den Tierkreis
oder die Ekliptik; derselbe schließt mit
dem Äquator einen Winkel von ungefähr
23Vs° ein, den man als die Schiefe der
Ekliptik bezeichnet. Eine Gerade durch
den Mittelpunkt der Himmelskugel, welche
senkrecht zur Ebene der Ekliptik steht,
schneidet den Firsternhimmel in zwei
Punkten, die man die Pole der Eklip
tik nennt; der nördliche derselben fällt in
das Sternbild des Drachen (Rektaszension
270°, Deklination -s- 66'/2°).
Astronomie.
Legt man nun durch die beiden Pole der
Ekliptik und einen Stern einen Kreis, so
heißt dieser ein Breitenkreis, und
unter Breite des Sterns versteht man
den Bogen desselben zwischen der Ekliptik
und dem Stern. Dieselbe wird von der
Ekliptik aus sowohl nach N. als auch
nach S- von 0° bis 90° gezählt. Der Bo
gen der Ekliptik zwischen dem Frühlings
punkt und dem Breitenkreis, in der Rich
tung von W. über S. nach O. rc. von 0° bis
360° gezählt, heißt die L ä n g e des Sterns.
Länge und Breite sind ebenfalls, von
ganz langsamen Veränderungen abge
sehen, bei jedem Fixstern feste Größen.
Gegenwärtig werden dieselben nicht mehr
direkt beobachtet, die Astronomen des Alter
tums aber hatten zu diesem Zweck ein be-
sanderes Instrument, das A st ro l ab i u m.
7) Was wir das Himmelsgewölbe nen
nen, ist nur ein Schein; in Wahrheit sehen
wir in den unendlichen Raum hinaus, in
welchem wir nachts, wenn unser Auge
nicht von dem Tageslicht geblendet wird,
die Sterne erblicken. Da wir zunächst
keinerlei Maßstab für die Entfernung der
selben haben, so nehmen wir diese unwill
kürlich als gleichgroß an, d. h. wir denken
uns die Sterne auf der Innenseite einer
Kugel. Wegen der ungeheuer großen Ent
fernung der Sterne erscheint uns unser
jeweiliger Standort als Mittelpunkt dieser
Kugel. Direkt messen können wir nun
zunächst nur die Winkel zwischen den nach
den verschiedenen Sternen hin gehenden
Radien dieser Kübel. Die horizontale
Ebene ist nichts weiter als die unbegrenzt
verlängerte Ebene, welche die Erde im
Standpunkt des Beobachters berührt.
Die Drehung der Himmelskugel um die
Weltachse ist ebenfalls nur ein Schein, her
vorgerufen durch die Rotation der Erde
um ihre Achse, die in der gerade entgegen
gesetzten Richtung von stalten geht; die
Weltachse selbst ist die eingebildete Ver
längerung der Erdachse, die Ebene des
Himmelsäquators fällt mit der des Erd-
äquators zusammen. Endlich ist auch die
jährliche Bewegung der Sonne am Fir
sternhimmel nur ein Schein, in Wahrheit
läuft die Erde in dieserZeit um die Sonne
und zwar in der Ebene der Ekliptik. Dabei
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