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Zelt (Sternzelt). 
Dieselbe Schreibweise wendet man auch 
bei Angabe von Längen auf der Erde und 
Stundenwinkeln in Zeit an. 
Die Rektaszension wird mit AR oder 
Al, die Deklination mit -> bezeichnet; 
-s- <)' bedeutet nördliche, — ö südliche De 
klination. 
Bei den Bahnen von Planeten und 
Kometen bedeutet: 
M die mittlere Länge der Epoche, 
■n - Länge des Perihels, 
T - Zeit des Periheldurchgangs, 
£1 - Länge des aufsteigenden Knotens, 
i - Neigung der Bahn gegen die Ekliptik, 
v - die (numerische) Exzentrizität, 
<p den Exzentrizitätswinkel (e — sin <p), 
a die große Halbachse, 
q - Periheldistanz. 
/x - mittlere tägliche Bewegung. 
Zeit nennt man das Nacheinander der 
Erscheinungen. 
1) Ein so gut wie völlig gleichförmiges 
Maß für die Z. bietet uns die scheinbare 
Rotation des Firsternhimmels um die 
Weltachse. Die Dauer einer solchen Rota 
tion ist ein Sterntag, der in 24 gleiche 
Stunden zu 60 Minuten zu 60 Sekun 
den zerfällt. Die so erhaltene Z. nennt 
man Sternzeit. Sie wird gezählt von 
dem Moment an, in welchem der Früh 
lingspunkt kulminiert, welchen Augen 
blick man als Anfang des Sterntags be 
trachtet; beträgt der Stundenwinkel des 
Frühlingspunkts 15°, 30°, 45° rc., so ist 
es 1 Uhr, 2 Uhr, 3 Uhr nach Stern 
zeit, und ein Stern, dessen Rektaszension 
1b — 15° t oder 2 h — 30°, oder 3 h — 
45" rc. ist, wird dann durch den Meridian 
gehen; überhaupt ist die Sternzeit im 
Augenblick der Kulmination eines Fix 
sterns gleich seiner Rektaszension. 
2) Die Bewegung des Firsternhimmels 
hat indessen für das bürgerliche Leben bei 
weitem nicht dieBedeutung wie der schein 
bare Unilauf der Sonne. Durch diesen 
wird der Wechsel von Tag und Nacht her 
beigeführt, der für unsre ganze Thätigkeit 
regelnd und bestimmend wirkt. Diese Be 
wegung der Sonne gibt unS deshalb das 
übliche Zeitmaß für unser bürgerliches 
Leben. Stünde die Sonile fest am Fir- 
sternhimmel, so würde der Sonnentag 
oder die Z. zwischen zwei obern Kulmina 
tionen der Sonne ebenso lang sein wie 
der Sterntag; da aber die Sonne im Laufe 
von 366,2422 Sterntagen in der Richtung 
von W. nach O. einen scheinbaren Um 
lauf am Sternhimnlel vollendet, so wird 
sie jeden Tag ein Stück nach O. rücken, 
und wenn sie heute mit einem Stern zu 
gleich kulminiert, so wird sie morgen, 
wenn derselbe Stern wieder kulininiert, 
östlich von ihm stehen, also erst später kul 
minieren. Ein Sonnentag muß also län 
ger sein als ein Sterntag. Bewegte sich 
nun die Sonne an einem Tag so weit am 
Firsternhimmel nach O. als an dem an 
dern, nähme also ihre Rektaszension pro 
portional der Z. zu, so würde der Unter 
schied zwischen einem Stern- und einem 
Sonnentag immer gleichgroß sein. Diese 
Voraussetzung ist aber aus zwei Ursachen 
nicht erfüllt: Einmal erfolgt die Bewe 
gung der Sonne am Firsternhimmel nicht 
im Äquator, sondern in einem gegen den 
Äquator unter 23Va° geneigten größten 
Kreis, der Ekliptik. Einer bleichgroßen 
Bewegung der Sonne in diesem" Kreis 
entspricht nun die bedeutendste Zunahme 
der Rektaszension, wenn die Sonne am 
weitesten vom Äquator entfernt ist, in der 
Nähe der Solstitialpunkte, wo die Ekliptik 
parallel zum Äquator liegt, wogegen das 
Fortrücken nach O. am kleinsten ist, wenn 
die Sonne in der Nähe eines der Durch 
schnittspunkte des Äquators und der Eklip 
tik steht, wo ihre Bewegung am steilsten 
gegen den Äquator geneigt ist. Ein zwei 
ter Grund für die ungleiche Länge der 
Sonnentage liegt aber noch in der un 
gleichförmigen Bewegung der Sonne in 
der Ekliptik selbst, und diese wieder hat 
ihren Grund darin, daß die Bewegung 
der Erde um die Sonne, die ja die wahre 
Ursache der nur scheinbaren Sonnenbc- 
wegung ist, nicht gleichförmib in einem 
Kreise, sondern ungleichförmig in einer 
Ellipse von statten geht. Aus diesen Ur 
sachen ist der Sonnentag von ungleicher 
Länge. Derselbe dient zur Grundlage für 
die wahre Sonnenzeit. Es ist näm 
lich Mittag, wenn die Sonne im Meri 
dian steht, 1 Uhr, 2 Uhr rc. nachmittags, 
wenn ihr Stundenwinkel 15° — l h , 
30° — 2 h beträgt rc. Solche Z. geben