Orientirung am Sternhimmel. 51 sind durch den Pol gehende gerade Linien, die Parallelkreise concentrische Kreise um den Pcl als Mittelpunkt, welche gegen den Aequator hin sich er- weitern. In der Karte sind der Pol der Ekliptik, die Ekliptik selbst, der Aequator und der Zenithalkreis (welcher alle Sterne verbindet, die durch das Zenith des Eeobachtungsortes gehen) besonders markirt. Die eingezeichneten Sterne um- fassen die 5 ersten Grössenclassen, wobei die Sterne 5. Grösse nur punktartig eingetragen sind. Der Kranz trägt vorerst eine Zeitein- theilung von Minute zu Minute. Durch Ver- gleichung mit der Sternkarte erkennt man sofort die Beziehung, dass io° = 40 Minuten, d. i. 1" — 4 Zeitminuten ist, welche bekanntlich aus dem Umstande folgt, dass der gestirnte Himmel scheinbar einen vollen Umlauf in 24 Stunden vollendet. Hieraus geht auch her- vor, dass die Zeitminuten des Kranzes Stern- zeitminuten darstellen (über die Bedeutung der »Sternzeit« kommen wir weiter unten zu spre- chen). Die Stundenzahlen gehen entsprechend der bürgerlichen Zeitiechnung von 12 bis 12 Stunden, zugleich gemäss der astronomi- schen Zählung von o—24 Stunden. . . Der Kranz trägt ferner eine Theilung von Tag zu Tag, deren Striche den Ort der wahren Sonne am Mittag des betreffenden Tages anzeigen, ausserdem die Namen der Monate und die Zeichen des Thierkreises. Dieser Jahres- ring giebt noch in sehr anschaulicher Weise von 8 zu 8 Tagen die Zeitgleichung (siehe weiter unten), d. h. den Unterschied zwischen mittlerer und wahrer Zeit, wobei die schraffirte Sonne die mittlere, die leere Sonne die wahre repräsentirt. Sie ist auf Zehntelminuten abgerundet und muss für zwischenliegende Tage proportional vertheilt (interpolirt) werden. Man sieht in jedem einzelnen Falle unmittelbar, welche von beiden Sonnen früher in den Meridian kommt, welche Zeit also in Wirklichkeit voraus ist. Auch Fig. 110. Zur Erklärung der Sternzeit. gewinnt man sofort (durch Uebertragung der Sonnenorte auf die Zeiteintheilung des Kranzes) das Bild des regelmässigen täglichen Fort- schrittes der mittleren Sonne von West über Süd nach Ost im Betrage von nahe 4 Zeit- minuten, d. i. von nahe 1" und das unregel- mässige der wahren auf den Aequator proji- cirten Sonne. Endlich giebt der Kranz noch für 42 Orte der ganzen Erdoberfläche die locale Zeit in jenem Momente, wo es in Berlin Mitter- nacht ist, an. Ueber die Trommel hinweg führt eine leicht festzustellende Lamelle, welche die Aequinoctialpunkte miteinander verbindet, also den Declinationskreis der Nachtgleichen kenn- zeichnet, und einer beweglichen Lamelle (A B), deren eine Hälfte zur Ablesung der Declina- tionen der Gestirne in Grade getheilt ist, Füh- rung gewährt. Dem Aequator werden noch kleine Scheibchen beigegeben, welche die Sonne, den Mond und die Planeten (beziehungs- weise Kometen) vorstellen, um deren verän- derliche Positionen in der markirten Karte bezeichnen zu können. Der Apparat kann durch eine Kurbel mit Leichtigkeit vor- und rückwärts bewegt werden. Auch kann er mit einem kräf- Fig. in. Bestimmung der Mittagslinie. tigen Uhrwerk in Verbindung gesetzt werden, welches, einmal eingestellt, der Karte die Bewegung des wahren gestirnten Himmels ertheilt, so dass die ?xuf- und Untergänge der Karte jederzeit der Wirklichkeit entsprechen. . . Dem Ap- parate ist eine ausführliche Broschüre mit der Gebrauchsanweisung und einer erschöpfenden Zahl von Aufgaben beigegeben, welche den Anfänger in der be- obachtenden Astronomie in aus- reichendem Masse in all die ziemlich verwickelten Elemente der sphä- rischen Himmelskunde einführen. Allen Himmelskar- ten liegt das Coordinaten- system des Aequators zu Grunde. Conform dem Vor- gänge, die Orte auf den Erdkarten nach Länge und Breite einzutragen, verzeich- net man die Positionen der Fixsterne (mitunter auch der Nebel und Sternhau- fen) aut den Himmels- karten nach Rectascension und Declination. Die De- clination wird vom Him- melsäquator nach Norden und Süden von o° bis gou gerechnet und man unter- scheidet demgemäss eine nördliche (-J-) und eine südliche (—) Declination. 'A Horizontlinie. ,8 'AeqiunoctiaUinie °-\ Morgen-Meridian □ Horizontal-Sonnenuhr. Fig. 112. Horizontale Sonnenuhr. Wie bekannt, wird die Länge auf der Erdoberfläche von einem ersten Meridian (Ferro, Greenwich, Paris etc.) an gerechnet. Dem entsprechend beginnt die Zählung der Rectascension am Himmelsgewölbe von einem Halbkreis, der durch den brüh- lingspunkt und die Pole geht (Colur der Tag- und Nachtgleichen, Stunden- kreis des Frühlingspunktes). Die Rectascension wird — wie bereits er- wähnt — in der Richtung von Westen über Süden nach Osten am ganzen Umkreis des Himmelsäquators von o" bis 360° gerechnet. Zur Zeit ist es allgemein üblich, die Rectascension statt in Graden in Zeit auszudrücken. Jeder Punkt der Erde (die Pole aus- genommen) durchläuft nämlich bei einer vollständigen Umdrehung der Erde um ihre Achse in 24 Stunden einen ganzen Umkreis in der Richtung des Aequators, d. i. 360°. Durchläuft also ein Himmelskörper den ganzen Kreis in 24 Stunden, so durchläuft er in i Stunde Zeit 15 Grad im Bogen » 4 Minuten » 1 » » » » i Minute » 15 Minuten » » » 4 Secunden » 1 Minute » » » i Secunde » 15 Secunden » » Diesen Vorgang nennt man Verwandlung der Bogen in Zeit, beziehungsweise der Zeit in Bogen. Grad, Bogenminute und Bogensecunde bezeichnet man durch (°), ('), ("), z. B. 45° 16' 37“... Stunden, Zeitminuten und Zeitsecunden werden durch h (hora), m (minuta) und s (se- cunda) bezeichnet, z. B. ioh i4m 48’. Das normale unveränderliche Zeitmass ist der Sterntag. Man versteht darunter die Zeit, welche vergeht vom Durchgänge eines Fix- sternes durch den Meridian eines Ortes bis zum nächsten Durchgänge desselben Sternes. Ein Sterntag ist sonach gleichbedeutend mit einer einmaligen Umdrehung der Erde um ihre Achse. Eine Uhr, welche die Sternzeit anzeigt, heisst eine »Sternuhr«. In der Astronomie kommt diese Zeitart vorzugsweise in Be- tracht. Als Anfang des Sterntages wird der Moment angenommen, in welchem der Frühlingspunkt den Me- ridian passirt. Da man nun die Sonne gleichfalls als Fixstern ansehen kann, sollte man meinen, dass die Sonnen zeit mit der Sternzeit übereinstimme. Das ist aber keineswegs der Fall, und zwar ein- fach deshalb, weil sich die Erde von Westen nach Osten um die Sonne und in derselben Richtung um ihre Achse bewegt. Sie ändert mithin ihren Standpunkt in der Ekliptik binnen 24 Stunden nicht unwesentlich. Die Folge ist, dass irgend ein bestimmter Meridian — z. B. des Punktes A in Figur 110 — die Sonne am folgenden Tage nicht mehr an jenem Orte trifft, an welchem er sie bei der Culmination des vorherge- gangenen Tages getroffen hat. Die Sonne hat schein- bar ihren Ort gegen Osten hin verändert und der Meri- dian wird längere Zeit brau- chen, um durch die Sonne zu passiren. Es wird also der Sonnentaglänger sein als der Sterntag, d. h. jener Zeitab- stand, welcher zwischen zwei