Bericht der Hochschule für die Wissenschaft des Judenthums in Berlin · 1899-01-01 · 17.1899 · page 15

Zentrum der Sonnenbahn in einem gewissen Abstände vom Erdmittelpunkte sich befindet, so dass die Entfernung zwischen uns und dem Tagesgestirn keinen Augenblick dieselbe bleibt, die Sonne sich vielmehr während der einen Hälfte des Jahres der Erde ein wenig nähert, um sich wahrend der anderen Hälfte wieder allmählich von ihr zu entfernen. Am geringsten ist ihre Entfernung von uns, wenn sie das Perigäum erreicht, am grössteu, wenn sie durch das Apogäum geht. In Fig. 5 stellt der innere, um C gezogene Kreis die Sonnenbahn, der äussere mit dem Mittelpunkte E den Thierkreis dar. V ist der Anfang des Widders (0°), 3 der des Krebses (90°) und Ä der Beginn der Wage (180°); demgemäss bezeichnet F den Frühlingsuud II den Herbstpunkt, S aber den Ort der Sommerwende. Der Durchmesser AP der Souueubahn, der ihr eigenes Zentrum C mit dem Erdmittelpunkte E verbindet, ist die Apsidenlinie, A das Apogäum, P das Perigäum. Der Durchmesser YE==des Thierkreises theilt den inneren Kreis in zwei ungleiche Theiie; die Sonne braucht daher, gerade weil sie mit gleichmässiger Geschwindigkeit sich fortbewegt, um den grösseren Bogen FSH oder den Weg vom Frühlingszum Herbstpunkte zurückzulegen, mehr Zeit als für den kleineren IIPF, der vom Herbstzum Frühlingspunkte zurückführt, woraus sich ergiebt, dass hei uns das Sommerhalbjahr länger sein muss als das Wintersemester. Am Thierkreis gemessen, zählt aber der die Strecke FSH umspannende Bogen genau so 180u wie der die Strecke IIPF umschliessende Halbkreis, wodurch es den Anschein gewinnt, als hätte die Sonne in der nördlichen Hälfte ihrer Bahn eine geringere Geschwindigkeit als in der südlichen. Was ebeu vou der Graden vE== gesagt wurde, gilt auch von jedem anderen Durchmesser des Thierkreises mit Ausnahme desjenigen, der zugleich durch den Mittelpunkt des inneren Kreises geht. Es ist die verlängerte Apsidenlinie ACEP, deren Endpunkte die Grenzen bezeichnen, zwischen denen die Entfernung der Sonne von der Erde zu- und abnimmt. Sie allein theilt beide Kreise iu zwei gleiche Hälften, alle übrigen Durchmesser des äusseren Kreises theileu die Sonnenbahn in ungleiche Bogen, deren Differenz mit dem Winkel wächst, den die Apsidenmit der Theiluhgslinie bildet. Demgemäss wird auch die scheinbare Unregelmässigkeit in der Bewegung der Sonne mit der zunehmenden Entfernung vou deu Apsiden steigen und mit der Annäherung an dieselben allmählich sich verringern, um iu deu Apsiden selbst völlig zu schwinden. Häugt somit das Maass dieser Unregelmässigkeit von der Grösse des Bogens zwischen dem Orte der Sonne und dem Apogäum ab, weshalb ja auch die Bezeichnung Anomalie schlechtweg auf diesen Bogen übertragen wurde,') so ist es von Wichtigkeit, zunächst die Lage des Apogäums durch den Winkel AEF oder die Neigung der Apsidenlinie gegen den gemeinsamen Durchmesser der Ekliptik und des Aerpiators zu ermitteln. Die Lösung dieser Aufgabe, welche beim Monde mit Hilfe der Parallaxe sehr leicht zu bewerkstelligen ist (vgl. Einl. S. 9 Aum.) kann hier nur auf einem Umwege gefunden werden, denn die Parallaxe der Sonne ist so geringfügig (s. das. S. 11), dass man mit allen Hilfsmitteln der Neuzeit nicht im Stande ist, sie unmittelbar zu messen, geschweige denn durch dieselbe den Punkt zu bestimmen, in welchem uus die Sonne auf ihrer Balm am nächsten kommt. Um die Entfernung derselben von unserer Erde auch nur annähernd angeben zu können, beobachtet man auf zwei möglichst dabei aber mit den Ergebnissen der Beobachtung in Uebereinatiminung bleibt. Im übrigen, je weniger Bewegungen und Kreise, desto lieber, weshalb wir auch bei der Sonne der Exzentrizität vor dem Epizykel den Vorzug geben (^.vXi* w£ls ~SJ=> y-^Jl Uf~>\ «NljJj). wie schon Ptolemäus erwähnt hat (s. Almagest III 4. ei Halma 8. 183 f). x) In neuerer Zeit wird die Anomalie nicht mehr vom Apogäum, sondern vom Perigäum, bezw. vom Perihel aus gemessen (vgl. Einl. S. 23).