54 Beobachtende Astronomie. linie 0 D. Der Schnittpunkt bezeichnet die Stellung des Zeigers, vorausgesetzt, dass derselbe eine senkrecht stehende Nadel ist. Die Länge des Zeigers, welche beliebig angenommen werden kann, trägt man auf der Horizontlinie aus A rechts (oder links) in A auf. Um weiter die Pol- und Aequatorhöhe aufzutragen, setzt man mit der einen Spitze des Zirkels in F ein und beschreibt mit beliebigem Halbmesser den Bogen GAU, trägt aus A, wo der Bogen die Horizontlinie schneidet, gegen H die Polhöhe (oder geographische Breite) des Ortes (im vor- liegenden Falle 47 ' 30') auf. Gegen A wird der Ergänzungswinkel auf 90" (hier also 420 30') aufgetragen. Es ist dies die Aequatorhöhe des betreffenden Ortes. Verbindet man G und II mit dem Punkte F, so ergiebt sich von selbst, dass diese Linien bei letzterem Punkte einen rechten Winkel bilden. In Folge der Verbindung der beiden Punkte A und II mit F wird die Senkrechte C D an zwei Stellen — in C und J — geschnitten und zugleich das rechtwinkelige Dreieck C FJ gebildet. Zieht man durch die Durchschnitts- punkte C und J parallele Linien zu A B, so bezeichnet die durch C gezogene Linie die »6 Uhr-Linie« oder den Morgenmeridian. C ist das Uhrcentrum. Die durch J gezogene Linie ist die Aequinoctiallinie, J der Mittagspunkt. F J ist der Halbmesser des Aequinoctialkreises, C E die Basis, C F die Hypothenuse des rechtwinkeligen Dreieckes C E F, welch letzteres auch als Zeiger benützt • 1, v* - - . - 1«. LJ >••• *•' .«? .VI» .■ e -*rf*« - - ♦. • . • a* # ' • •» •. y * > ► ■* VA/ V r* > ‘i'■ 'w > Tw-. • ■ y. •••• VxWA'Sf-A.; ’ Fig. 121. Die Milchstrasse im Sternbilde des Schwan. Photographische Aufnahme von Dr. H. C. Wilson am Goodsell-Observatorium, Northfield, Minnesota. werden kann, in welchem Falle man es auf die Basis C E zu stellen hat. Es ist dann die Spitze F gegen das Zenith gerichtet und fällt CF mit der Welt- achse zusammen. Wird eine senkrecht stehende Nadel als Zeiger benützt, so kann sie wo immer auf der Mittagslinie stehen, jedoch darf sie nie höher sein, als die Hypothenuse des rechtwinkeligen Dreieckes CFJ. Wird eine schief- stehende Nadel als Zeiger benützt, so hat sie in C unter dem Winkel der Pol- höhe FCE zu stehen und fällt also mit der Weltachse zusammen. Um nun weiter die Stunden auf der Aequinoctiallinie zu finden, trägt man das Mass FJ aus J auf der Mittagslinie nach D auf, setzt den Zirkel in D ein und vollführt mit dem Radius J D einen Halb- oder Viertelkreis. Hierauf wird ersterer in 12 (beziehungsweise letzterer in 6) gleiche Theile getheilt. Zieht man aus D durch diese Theilungspunkte blinde Linien, bis sie die Aequinoctial- linie schneiden, bezeichnet man ferner durch feine Nadelstiche diese Durch- schnittspunkte und verbindet man sie mit dem Uhrcentrum, so ist die Con- struction bewirkt. Die Stundenlinien können beliebig lang gezogen und mit einem einfachen oder doppelten Rahmen eingefasst werden. Die Construction einer normalen verticalen Süd-Sonnenuhr (Figur 113) ist die folgende: Man ziehe die Horizontlinie A B, darauf die Senkrechte CD. Der Schnittpunkt bezeichnet den Standort des Zeigers, dessen Länge aus E nach F aufgetragen wird. Aus F führe man mit beliebiger Zirkelweite einen Bogen G 11, der die Linie A B in A schneidet. Auf diesem Bogen trägt man gegen G die Polhöhe (in diesem Falle 47” 30') und gegen II die Aequatorhöhe (hier 42ft 30') auf. Nun verbindet man F mit G und H durch blinde Linien, welche in F senkrecht aufeinander stehen. Die Punkte, wo diese beiden Linien die Senkrechte CD schneiden, bezeichnet man durch feine Nadelstiche (C’J), zieht sodann durch sie Parallele zur Horizontalen A B. Die obere, durch C ge- führte Linie ist der Morgenmeridian oder die »6 Uhr-Linie«, die durch J gezogene die Aequinoctiallinie. C ist das Uhrcentrum, in welches der nach der Weltachse orientirte Zeiger gesteckt wird. J ist der 12 Uhr-Punkt auf der Aequinoctiallinie. Weiter nehme man das Mass FJ und lege es auf der Mittagslinie aus J in J) auf. Es ist sodann D der Mittelpunkt des Aequinoctialkreises, J D dessen Halbmesser. Nun setzt man mit der einen Spitze des Zirkels in D ein und zieht mit dem Radius D J einen Halb- oder Viertelkreisbogen, theilt denselben in 12 (beziehungsweise 6) Theile und verbindet diese Theilungspunkte mit I) durch blinde Linien bis über die Aequinoctiallinie hinaus. Ferner bezeichnet man die Punkte, wo diese Linie durchschnitten wird, durch feine Nadelstiche und ver- bindet diese Punkte auf der Aequinoctiallinie mit C durch scharfe, beliebig lange Linien bis zum Rahmen des Uhrblattes. Da dieses letztere nach Süden gerichtet ist, kommen gegen West die Vormittags-, gegen Ost die Nachmittags- stunden zu stehen und sind dieselben entsprechend zu bezeichnen. Von der Beschreibung der Construction der übrigen hier dargestellten Sonnenuhren sehen wir ab. Bevor wir uns den vielerlei Instrumenten, welche den Zwecken der beobachtenden Astronomie die- nen, zuwenden, erscheint es zweck- mässig, einige allgemeine Erläute- rungen über den Anblick des Sternenhimmels vorauszusenden und jener Erscheinungen zu geden- ken, welche dem Eaien, beziehungs- weise dem Liebhaber der Himmels- kunde in erster Linie auffällig sind. . . Schon ein flüchtiger Blick nach der Sternendecke belehrt, dass nicht alle Himmelskörper von gleicher Grösse sind. Es giebt auffallend grosse und hellleuchtende Sterne, andere wieder sind verschwindend klein, wieder andere verlieren völlig ihre Körperlichkeit und gelangen nur dadurch zur Wahrnehmung, dass sie in ungeheurer Menge dicht bei- sammen stehen und in Eolge dessen schleierartige Eiecken bilden. Am auffälligsten tritt diese Erscheinung in der Milchstrasse hervor, welche als mildleuchtendes Band, einem Halbringe gleich, das ganze sicht- bare Himmelsgewölbe überspannt und in ihrem südlichsten Theile in zwei Arme gespalten erscheint. Wir haben schon im einleitenden Capitel erfahren, dass die Milchstrasse gröss- tenteils aus Sternanhäufungen be- steht, die sich an verschiedenen Stellen selbst mit den schärfsten optischen Mitteln nicht auflösen lassen, sondern nur mit Hilfe der photographischen Platte bei sehr langer Exposition als eine dichtge- drängte Ansammlung kleinster Sterne darstellen. Diese Anhäufun- gen erscheinen auf nebelartigen Massen, deren Auflösung bisher nicht gelungen ist, projicirt. Könnten wir uns in einer Richtung, senkrecht zur Ebene der Milchstrasse, weit in den Weltraum hinausbewegen, so würden wir die Gesammtheit ihrer Fixsternsysteme als eine flache Scheibe sehen, aber unser Sonnensystem würde nicht in ihrem Mittel- punkte stehen, sondern ausserhalb desselben. Könnten wir uns dagegen in der Ebene der Milchstrassenschicht nach ihrem Rande hin bewegen, oder sogar weit über ihren Rand hinaus, so würde dieselbe nicht mehr fast als ein grösster Kreis den Himmel halbiren, sondern sie würde als eine grosse linsenförmige Anhäufung von Sternhaufen erscheinen. Wie lässt sich nun diese Erscheinung erklären? M. Wilhelm Meyer giebt hierüber folgende anschauliche Erklärung: »Im Welträume existirt eine grosse Zahl von Sternhaufen, von denen jeder einzelne ein besonderes Fixsternsystem bildet. Aber diese Sternhaufen sind, wie es scheint, nicht gleichmässig durch den ganzen Raum verstreut, sondern kreisen, wie die Planeten unseres Sonnensystems, in Ebenen, welche nur wenig von der Ebene der Ekliptik abweichen. Es liegen also jene Fixstern- systeme alle nahezu in einer und derselben Ebene; ihre Gesammt- heit erfüllt also keinen kugelförmigen Raum, sondern eine Kreis- scheibe von verhältnissmässig geringer Dicke. Innerhalb dieser