Zelia — Zentralbewegung. 
559 
Viermal im Jahr erreicht die Z. einen 
Maximalwert, nämlich 
12. Febr. 14. Mai 26. Juli 3. Nov. 
-f 14 m 28 5 — 3 m 53° -f6” 10 5 —16“ 19 6 , 
und an vier dazwischen gelegenen Tagen, 
nämlich 1b. April, 14. Juni, 31. Aug. 
und 24. Dez., verschwindet sie. 
Da die Sonne am Anfang des bürger 
lichen Jahrs nicht genau immer in demsel 
ben Punkt ihrer Bahn steht, so hat auch 
dieZ. nur annähernd an dem gleichen Mo 
natstag in allen Jahren denselben Wert, 
und man gibt sie deshalb in den astrono 
mischen Jahrbüchern für die Mittage der 
einzelnen Tage und für einen bestimmten 
Ort an; statt der Z. findet sich in den Ka 
lendern gewöhnlicher die mittlere Zeit im 
wahren Mittag verzeichnet. Die neben 
stehende Tabelle gibt die Werte der Z. von 
fünf zu fünf Tagen für den wahren Mit 
tag von Berlin und für 1882 bis auf die 
Sekunden genau. 
Schon Tycho Brahe hat bei seinen 
Beobachtungen die Notwendigkeit der Be 
rücksichtigung der Z. erkannt, und K e p l e r 
fand ihre Ursachen, die ungleiche Geschwin 
digkeit der Erde in ihrer Bahn und die 
Schärfe der Ekliptik; er nahm aber irriger 
weise noch eine ungleichförmige Rotation 
der Erde um ihre Achse als dritte Ursache 
an. In richtiger Weise bestimmt und an 
gewandt hat erst Flamsteed die Z. 
Zelia, Planetoid (169). 
Zenareiden, von Littrow vorgeschla 
gener Name für die kleinen Planeten oder 
Planetoiden, der ihre Lage zwischen Ju 
piter (Zeus) und Mars (Ares) andeu 
ten soll. 
Zenith, der höchste Punkt des schein 
baren Himmelsgewölbes, der genau senk 
recht über dem Scheitel des Beobachters 
liegt, daher auch Scheitelpunkt ge 
nannt. Der ihm diametral entgegenge 
setzte, also tiefste Punkt der unsichtbaren 
Himmelshalbkugel heißt das Nadir. 
' Zenithdistanz eines Sterns ist der zwi 
schen dem Zenith und dem Stern liegende 
Bogen des durch den letztern gehenden 
Höhenkreises. Sie beträgt mit der Höhe 
zusammen 90°. 
Zenithsektor ist ein von dem Eng 
länder Hooke erfundenesInstrument zur 
Messung der Zenithdistanz von Sternen, 
die dem Zenith sehr nahe stehen. Es be 
steht aus einem in der Ebene des Meri 
dians beweglichen Fernrohr, welches sich 
um eine horizontale, von O. nach W. ge 
richtete Achse drehen läßt, und ist mit 
einem Faden Mikrometer versehen. Da die 
zu beobachtendenZenithdistanzennur klein 
sind, so ist dasJnstrumentnicht mit einem 
Vollkreis, sondern nur mit zwei kleinen, 
geteilten Kreissektoren versehen, an denen 
man die Abweichung des auf einen Stern 
eingestellten Fernrohrs von der Vertikalen 
nach N. oder S. ablesen kann. Die 
Ablesung erfolgt mit Nonien oder Mikro 
skopen. Da das Fernrohr bei den Beob 
achtungen nahezu vertikal steht, was das 
direkte Durchsehen sehr unbequem machen 
würde, so ist die eine Hälfte derDrehungs- 
achse hohl, und gegenüber ihrer Ansatzstelle 
ist im Fernrohr ein Spiegel, unter 45° 
gegen die optische Achse des Rohrs geneigt, 
angebracht, der die vom Objektiv kommen- 
bcit Strahlen in die hohle Hälfte der Achse 
wirft, an deren Endpunkt sich das Oku 
lar befindet, so daß der Beobachter bei je 
der Neigung des Fernrohrs das Auge an 
derselben Stelle halten kann. 
Zenithstcrne, Sterne, welche im Ze 
nith kulminieren. 
Zentra, Dawessche, die dunkelsten 
Stellen der Sonnenflecke ; v»l. Sonne, S. 457. 
Zentralbcwegung ist eine Bewegung, 
welche erfolgt durch die Wirkung einer 
anziehenden oder abstoßenden, von einem 
festen Punkte, dem Zentrum, ausgehen 
den Kraft, der Zentralkraft. Hat der 
bewegte Punkt in dem Moment, in wel 
chem diese Kraft auf ihn zu wirken be 
ginnt, bereits eine gewisse Geschwindigkeit, 
die nicht nach dem Zentrum hin oder ge 
rade von ihm abgewendet ist, so beschreibt 
derselbe eine krumme Linie (im allgemei 
nen Trajektorie genannt), deren be 
sondere Beschaffenheit von der Größe und 
Richtung der Anfangsgeschwindigkeit so 
wie von der Größe und dem Gesetz der 
Zentralkraft abhängt. 
Wie aber auch dieses Gesetz beschaffen 
sein und welche Form die Bahn haben 
mag, so gilt doch bei jeder Z. das Gesetz 
welches Kepler zuerst bei der Bewegung