Das Sonnensystem.
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werfen müssen, d. h.
Iger statt desselben,
mde eine Erdfinster-
Man denke sich aber
gestellt, so dass in
r Bogen KVK') sich
andre Hälfte hinge-
man leicht, dass der
ier südlich (unter)
Einstert bleiben kann,
seinen Schatten über
hinwegwerfen kann,
e die andre Art der
wenn der Neu- oder
den Knotenpunkten
•itt, dass seine nörd-
s sein von der Erde
den Halbmesser des
mde gehen demnach
.assen; nur etwa 1 / 5
, w. wirklich concen-
Ereise, so würden nur
ollständig zu berech-
t* Abstand von der
ier als Anfangspunkt
mmmen haben; letz-
ige ausgedrückt. In
ogar diese drei Ele-
iden Körper gegeben
, da, wie wir später
alaufszeit von ein-
also nur eine dieser
>en brauchten. Allein
statt, sie kann nur in
i noch nicht zahlreich
irungsversuch gelten,
hung von der Kreis-
i die Rechnung mit
■ kreisförmigen Bahn
d wir werden weiter-
der Wirklichkeit am
häufigsten, ja vielleicht selbst ausschliesshch, vorkommt. In
einer Ellipse ABPI) haben wir eine grosse Axe AP und eine
kleine BD als längsten und kürzesten sich im Mittelpunkte
rechtwinklicht schneidenden Durchmesser. In der grossen Axe
liegen zwei Brennpunkte S und S* so, dass der Abstand SB
(oder S'B) der halben grossen Axe PC gleich ist.
In einem dieser Brennpunkte S steht bei den Bahnen der
Planeten etc. die Sonne, oder überhaupt der Centralkörper;
folglich steht der Planet in P der Sonne am nächsten (Perihe
lium, Sonnennähe) und in A am entferntesten (Aphelium,
Sonnenferne). Der Abstand SC heisst die Excentricität
und sie wird gewöhnlich so ausgedrückt, dass CP die Einheit
für sie bildet. Auch kann man statt der Linie SC den Winkel
SBC (Excentricitätswinkel) setzen, dessen Sinus SC ist,
wenn CP=SB als Radius gesetzt wird, der auch zugleich den
mittleren Abstand des Körpers von der Sonne bildet, da
SB= 1 j 2 (PS-\-AS) ist.
In der elliptischen Bahn muss also das, was wir vorhin
als (gleichbleibenden) Abstand bezeichneten, genauer als mitt
lerer Abstand (halbe grosse Axe) gesetzt werden und aus
serdem treten noch zwei neue zu bestimmende Elemente hinzu,
die Excentricität und die Richtung (heliocentrische Länge)
der Linie SP, was man unter Länge des Perihels begreift.
Diese gäbe also schon fünf, oder nach obiger Beschränkung,
vier Elemente der Bahn.
Die Lage der Ebene, in welcher die Bahn beschrieben
wird, erfordert ebenfalls Berücksichtigung.
Man denke sich die Ebene des Papiers als die der Eklip
tik, oberhalb derselben sei die Nord-, unterhalb die Südseite.
Der Planet durchschneide diese Ebene in «Q,, QPB'C sei diejenige
Hälfte der Bahn, in welcher er nördlich, SlAB^f hingegen
die, in welcher er südlich von der Ekliptik steht. Es ist
also der Winkel zu bestimmen, unter welchem die Bahn die
Ekliptik schneidet, sowie die Richtung der Linie <Q,. Erstere
bezeichnet man als Neigung der Bahn, letztere als Ort (Länge)
des aufsteigenden Knotens. Dadurch werden abermals
zwei neue Elemente eingeführt, deren Bestimmung erst die
Berechnung vollständig macht.
Genau genommen, wird auch noch die Masse des Planeten,
wenigstens ihr Yerhältniss zur Masse der Sonne erfordert, weil
nur unter Voraussetzung dieser Kenntniss der mittlere Abstand
aus der Umlaufszeit, und umgekehrt, mit aller erforderlichen
Genauigkeit geschlossen werden kann, was weiterhin deutlich
werden wird.
Hiernach lässt sich folgende Uebersicht der Planetenele-
Mädler, Popul. Astronomie. 5
