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je nachdem sich der Beobachter in nördlichen oder südlichen Breiten
befindet, zu nehmen sind. —
Breitenbestimmungen durch Beobachtungen aus Durchgängen an
Passage-Instrumenten, welche eine absolut feste Aufstellung bean
spruchen, übergehe ich hier, da diese auf Reisen nicht gut ausführbar
sind, weil zu zeitraubend. — Gegenüber den Breitenbestimmungen
handelt es sich bei den Längenbestimmungen (geograph. Längen
bestimmungen) den Zeitunterschied zweier Orte zu ermitteln, was
auf verschiedene Arten möglich ist:
1) die einfachste Art, die darin besteht, durch Chronometer
oder sonst absolut genau gehende Uhren die Zeit zu übertragen,
2) durch künstliche Signale, die an verschiedenen Punkten
gleichzeitig gegeben werden, wie z. B. durch explodierende Körper
(Feuersignale) oder vermittelst Heliotropen,
3) durch elektrische Signale,
4) durch Beobachtung von Mondfinsternissen oder Verfinsterungen
von Jupiter-Trabanten.
Am ausgiebigsten werden jedoch die Mondbeobachtungen hiezu
angewandt.
Die verhältnismäßig kurze Entfernung des Mondes von der
Erde, wobei die geozentrische Reduktion vorausgesetzt ist, ergiebt eine
schnelle Eigenbewegung zu einem anderen Gestirn, wodurch sich ein
Winkel bildet, mit Hilfe dessen man Schlüsse ziehen kann.
Die Stellung der Sterne zu bestimmten Zeiten des Tages und
des Jahres ist in den Ephemeriden genau angegeben; kennt man
daher die Zeit, zu welcher die Berührung, Eintritt und Austritt z B.
bei Sonnenfinsternissen, oder Bedeckungen, wie z. B. beim Venus
durchgang, oder Monddistanzen von bestimmten Sternen stattfindet,
beobachtet an anderem Ort von neuem die Distanzen, so ergiebt die
Differenz der beobachteten Ortszeit mit der voraus berechneten Green
wicher Zeit die Länge auf Bezug von Greenwich an. — Die Be
obachtungen der Bedeckung des Jupiter durch seine Trabanten
bedürfen bereits der Anwendung starker Fernrohre, welche auch nur
auf dem Lande bei sicherer Aufstellung verwendbar sind. — Auf
dem Schiffe wird man ein großes Gesichtsfeld des Fernrohres bei
mäßiger Vergrößerung vorziehen und ein Objekt wählen, welches
leicht aufzufinden und bei welchem vermöge seines größeren Durch
messers die unvermeidlichen Schwankungen nicht so störend wirken;
somit wird stets der Mond gewählt werden.
In den Ephemeriden sind die Sonnenfinsternisse und Stern
bedeckungen schon vorausberechnet verzeichnet und zugleich die Grenzen
angegeben, innerhalb welcher solche total, partiell oder garnicht mehr
sichtbar sind. — Diese Anhaltspunkte würden von Natur aus die
zuverlässigsten sein, doch durch deren verhältnismäßig seltenes Er
scheinen spielen dieselben nur zeitweise eine Rolle; wenn diese fehlen,
muß für die täglichen Beobachtungen die umständlichere Methode,
wie schon erwähnt, gewählt werden. — Es finden sich durch Rechnung,
daß von Sternen 1—4ter Größe jährlich im Mittel 6, selten mehr
als 9, — für Sterne 1 —5te Größe jährlich im Mittel 20, selten
mehr als 27 Sternbedeckungen eintreten.
Dadurch, daß der Mond, abgesehen von bedecktem Himmel, nur
zur Zeit des Neumondes unsichtbar ist, erwächst ihm seine große
Bedeutung für Längenbestimmungen. Die Beobachtungen selbst sind
am günstigsten, wenn die scheinbare Bewegung am stärksten ist,
variabel wird dieselbe dadurch, daß durch die elliptische Mondbahn
und andere Nebenumstände die täglichen Aenderungen 8—16° betragen.
Wie schon zu Anfang vermerkt, bietet die Sonne bei Anstellung
geographischer Ortsbestimmungen nicht die Bequemlichkeit, wie dies
die Fixsterne uns bieten, was darin seinen triftigen Grund hat, daß
die scheinbare Bahn der Sonne zur Erde, die „Ekliptik", zum Aequator
geneigt ist, somit konstant wachsende oder abnehmende Veränderungen
eintreten, die zwar durch Rechnung genau festgestellt werden können,
jedoch die Rechnungen umfangreicher gestalten.
Bei den ausführlichen Berechnungen ist unter anderen auch das
zu berücksichtigen, daß, obgleich der Erdhalbmesser im Vergleich zu
der Entfernung von den zu beobachtenden Fixsternen verschwindend
klein ist, doch nicht übersehen werden darf, eine Reduktion auf den
wahren Horizont eintreten zu lassen.
Wir vermögen uns an jedem Beobachtungspunkt der Erde eine
Berührungsebene durch denselben an das Erdellipsol'd zu denken, und
von diesem scheinbaren Horizont aus unsere Messungen, Höhenwinkel zu
bestimmen, korrekter ist es dagegen, stets von demjenigen Horizont
auszugehen, welcher in der Astronomie der wahre (geozentrische
Horizont) benannt wird.
Dieser, wie die Bezeichnung schon angiebt, ist durch den Erd-
mittelp unkt gedacht.
Nur noch einige Begriffe einschaltend, sei unter anderem die An
nahme und Begründung der Zeitrechnung erwähnt, die durch die Drehung
des Himmels von Ost nach West, oder richtiger durch die einmalige
Umdrehung der Erde um sich selbst entsteht, welches Zeitinterwall wir
mit Sterntag, abweichend von dem gewöhnlichen Sonnentag, benennen.
Letzterer ist das Zeitinterwall welches zwischen zwei Kulminationen
durch den Ortsmeridian liegt.
Um den Ausgangspunkt unserer Beobachtungen festzulegen,
muß ein künstlicher Meridian gedacht, resp. angenommen werden,
den wir uns dadurch veranschaulichen, daß wir von einem festen
Standpunkt aus und zwar, wenn ein solcher nicht von Natur aus vor
handen, von einem erst künstlich hergestellten mit einem hierzu geeigneten
Instrument, z. B. einem transportablen Passage-Instrument, in Er
mangelung eines solchen, mit einem durchschlagbaren Theodolith-
Fernrohr diesen Meridian ausführen. Neigen wir nun dies Fernrohr
und denken wir uns ferner in demselben die Verbindungslinie des Faden
kreuzmittelpunkts mit dem Objektivmittelpunkt, die sogen. Kollimations-
axe des Instruments, ins Unendliche in gerader Richtung verlängert, so
beschreibt diese ideell gedachte Linie bei der Auf- oder Abwärts
bewegung des Fernrohrs summarisch zusammengesetzt eine Fläche,
eine Scheidewand, wenn wir so annehmen wollen, deren eine
Begrenzung im Zenith, die andere im Horizont und der dritte Punkt
im Jnstrumenten-Mittelpunkt liegt; und zwar von einer seitlichen
räumlichen Ausdehnung in der Stärke eines feinsten Spinnenfadeus.
Diese Annahme erleichtert den Begriff, daß in dieser Richtung
die Entfernung eines Gestirns kaum eine Rolle spielt und nur
der jeweilige Uebergang aus dem Eintritt zum Austritt aus dem
Meridian maßgebend ist. Somit fallen, sobald der Stern durch den
vom Beobachter festgelegten Meridian geht, der Deklinationskreis und
der Ortsmeridian zusammen, der Winkel, den beide bilden, wird — 0.
Schon in der nächsten Sekunde tritt eine Veränderung ein, die von
Sekunde zu Sekunde wächst und schließlich den vollen Umkreis aller
Stundenwinkel durchläuft, bis nach Verlauf eines Sterutages die
Kulmination von neuem eintritt.
Es ergiebt sich hierdurch die wichtige Gleichung, daß die Stern
zeit sich aus der Summe des Stundenwinkels und der Rektascension
bildet. — Sternzeit — Stundenwinkel -j- Rektascension.
Von weiteren Gleichungen an dieser Stelle absehend, ist es
jedoch von allgemeinen! Interesse, auf dasjenige Material hinzuweisen,
welches in Anwendung hierbei gelangt, und einige Definitionen zu
erörtern, die, wenn auch nur in Kürze, doch ein ungefähres Bild
der Anstellung dieser Beobachtungen ermöglichen.
Als weitere Folgerung aus oben Gesagtem ergiebt sich, daß der
Längenunterschied zweier Orte auf unserer Wanderung, in welcher
wir je 1 Meridian bestimmt und die Kulmination des gleichen Sternes
beobachtet haben — der Differenz ihrer Sternzeiten oder — der
Differenz des Stundenwinkels irgend eines Himmelspunktes ist.
Das Maß der Zeiten und der geographischen Längen wird
verschieden angenommen, kommt je nach dem jeweiligen Zweck in
Anwendung. —
Entweder wird eine volle Umdrehung, Culmination zu 24
Stunden — 1440' — 86400" oder in Winkelmaß ausgedrückt, zu
360° — 2160' = 129600" oder auch:
l h — 15°; 1™ = 15' und l aec — 15".
Zur Verwendung dieser Größen dienen besondere Tabellen, die
in einigen der aufgelegten Werke im Anhang zu finden sind.
(Schluß folgt.)
itiernnegegeben vom Würltemd. verein iür Sanknnde. Für dcnselden: Mverbnnrat vr. v. Ära ck-nnn ». — flcatfe von Alfred Malier * ®o. — 0er!»o» L. lve ise's
chofbuchlinndinng, sämtlich in Ltattgarl.