fort; ein Punkt des Äquators macht bei der Rotation in 1 Sekunde nur
463,7 ~m~, d. h. die Erde bewegt sich 64mal so schnell in ihrer Bahn,
als sie rotiert. Die Bewegung ist also nicht ein bloßes Abrollen,
sondern gleichzeitig ein Fortrücken.
4. _Stellung der Sonne in der Ebene der Erdbahn._ Die Mittelpunkte von
Erde und Sonne liegen natürlich in der Ebene der elliptischen Erdbahn,
aber die Sonne steht nicht im Mittelpunkte der Ellipse, sondern in dem
einen Brennpunkte, weil die Erde nicht bloß von der Sonne, sondern auch
von anderen Himmelskörpern angezogen wird. Die Folge davon ist, daß die
Entfernung der Erde von der Sonne im Laufe des Jahres sich beständig
ändert.
Der der Sonne am nächsten stehende Punkt der Erdbahn heißt die
_Sonnennähe_ oder das _Pĕrihēl_; der entfernteste Punkt heißt die
_Sonnenferne_ oder das _Aphel_ (spr. Afhēl). (Perihel und Aphel griech.
von pĕri und apŏ́ = um und weg und Hḗlios = Sonne.) Beide zusammen
heißen die _Apsiden_, die sie verbindende gerade Linie heißt die
_Apsidenlinie_.
[Illustration: Fig. 31.]
In Fig. 31 bedeutet Ellipse ~E~ die Erdbahn, ~S~ die Sonne, ~D~ ist das
Perihel, ~B~ das Aphel, ~DB~ die Apsidenlinie; doch ist der Unterschied
zwischen Perihel und Aphel verhältnismäßig klein und lange nicht so
bedeutend, wie es der größeren Deutlichkeit wegen Fig. 31 darstellt.
Die Exzentrizität der Erdbahn ist nämlich gering, etwa 1/60 der halben
großen Achse, was ja allerdings auch noch 150/60 = 2½ Millionen ~km~
ausmacht. Der Unterschied zwischen Perihel und Aphel beträgt demnach
5000000 ~km~. Die Erde steht im Winter ihrer nördlichen Halbkugel im
Perihel, im Sommer im Aphel.
Die Ekliptik ist nicht die Erdbahn selbst, sondern der größte Kreis,
in dem ihre Ebene die Himmelskugel schneidet, also gleichsam die
Projektion der Erdbahn auf die Himmelskugel.
§ 19.
Die Stellung der Erdachse zur Erdbahn.
1. _Unveränderlichkeit ihrer Richtung._ Die Erdachse macht natürlich
die Revolution um die Sonne mit; aber sie ändert bei dieser Bewegung
ihre _Lage_ im Weltraume, ihre Richtung nicht; denn die Ebene des
Erdäquators ist ein Teil der Ebene des Himmelsäquators; dieser hat
immer dieselbe Neigung gegen die Ebene der Ekliptik; daher muß auch der
Erdäquator stets dieselbe Neigung gegen die Ebene der Ekliptik haben;
dann aber hat auch die Erdachse, die auf der Äquatorebene senkrecht
steht, eine unveränderliche Neigung gegen die Ebene der Ekliptik, d.
h. sie bewegt sich parallel zu sich selbst um die Sonne. Damit ist es
auch wohl vereinbar, daß sie sich scheinbar gar nicht bewegt, da ja
die Himmelspole, in denen ihre Verlängerung die Himmelskugel trifft,
stets dieselben zu sein scheinen. In Wirklichkeit ist das nicht so,
sondern die Erdachse zeigt zu verschiedenen Zeiten des Jahres nach
verschiedenen Punkten des Himmels; doch können diese höchstens um den
Durchmesser der Erdbahn, 300000000 ~km~ voneinander entfernt sein. Wir
wissen nun, wie klein die Jahresparallaxe der nächsten Fixsterne ist.
Erscheinen aber zwei von den Enden eines Durchmessers der Erdbahn nach
einem Sterne gezogene Linien so gut wie parallel, so erscheinen für
uns auch umgekehrt zwei Punkte des Himmelsgewölbes als einer, wenn sie
300000000 ~km~ voneinander entfernt sind.
Also: _Indem die Erde sich um die Sonne bewegt, behält ihre Achse
stets dieselbe Lage im Weltraume bei; sie bleibt stets nach derselben
Himmelsgegend gesichtet, d. h. sie bleibt sich stets parallel._
Allerdings ist hier eine kleine Einschränkung nötig. Die Lage der
Erdachse und somit auch die Lage des Erdäquators zur Erdbahn ändert
sich doch beim Laufe der Erde um die Sonne um einen äußerst kleinen
Betrag, der allerdings erst nach längeren Zeiträumen bemerkbar wird.
Deshalb ändert sich auch die Lage der Himmelspole am Himmelsgewölbe und
die des Himmelsäquators zur Ekliptik. Vor 1000 Jahren war der Nordpol
des Himmels weiter vom Polarstern entfernt, als heute; im Laufe der
Jahrhunderte wird er sich ihm noch mehr nähern, sich aber dann im Laufe
von Jahrtausenden von ihm um mehrere Grade entfernen. Ja, in 25800
Jahren beschreibt der Nordpol des Himmels, also auch der der Erde einen
vollständigen kleinen Kreis; daher werden wir in 12000 Jahren einen
ganz anderen Polarstern haben; die Erdachse wird dann nämlich nach
einer Stelle in der Nähe der Wega zeigen, eines der hellsten Sterne
der nördlichen Himmelshalbkugel. Die damit zusammenhängende Änderung
der Lage des Himmelsäquators gegen die Ekliptik bewirkt, daß auch die
Durchschnittspunkte beider Kreise, d. h. die Äquinoktialpunkte eine
andere Lage in der Ekliptik erhalten; und zwar schreiten dieselben
in der Richtung von Osten nach Westen fort, also gegen die Ordnung
der Zeichen. Mit einem Worte, wir haben hier die Erklärung für die
Präzession der Äquinoktien, die sich ja auch in 25800 Jahren vollzieht.
Sehen wir von dieser geringen Verschiebung der Richtung der Erdachse
ab, so bleibt noch eine Frage zu beantworten.
2. _Welche Neigung hat die Erdachse gegen die Ebene der Erdbahn?_ Die
Ekliptik bildet mit dem Äquator des Himmels einen Winkel von 23½°; die
Himmelsachse steht auf dem Äquator senkrecht; also beträgt der Winkel
zwischen Himmelsachse und Ekliptik und demnach auch der Neigungswinkel
der Erdachse gegen die Erdbahn 90° − 23½° = 66½°. (Vgl. Fig. 18. Der
Bogen von ~Np~ bis zum Solstitialpunkt des 21. Juni gibt den gesuchten
Winkel.)
§ 20.
Folgen der Rotation und der Revolution der Erde.
1. _Die Tageszeiten._ Der Wechsel der Tageszeiten und ihr für
verschiedene Punkte der Erde verschiedener Eintritt beruht auf der
Rotation der Erde.
~a~) Die Erde ist ein von Natur dunkler Körper, der sein Licht von
der Sonne empfängt. Daher wird nur die der Sonne zugewandte Erdhälfte
_beleuchtet_, sie hat _Tag_; die von der Sonne abgewandte Erdhälfte
liegt in dem hinter der undurchsichtigen Erdkugel entstehenden
Schatten, empfängt kein Licht von der Sonne, sie hat _Nacht_. Die
äußersten Lichtstrahlen, die die Erde noch treffen, berühren sie in
einem größten Kreise; er heißt _Beleuchtungsgrenze_; in ihm stoßen
Licht und Schatten zusammen. Hätte die Erde keine Atmosphäre, so
müßte hier auch eine ganz scharfe _Lichtgrenze_ sein, wie beim Monde,
der keine Atmosphäre hat. Wir wissen aber schon, daß die Atmosphäre
durch die Brechung auch solchen Punkten der Erde noch Sonnenstrahlen
zuführt, die jenseits der Beleuchtungsgrenze liegen, d. h. die
direkt keine Sonnenstrahlen mehr empfangen. Wir kennen ja bereits
die Dämmerungszone. Wirkliche Nacht ist daher nur auf 100/289 der
Erdoberfläche.
Ständen Erde und Sonne still, so hätte die eine Hälfte der Erde
beständig Tag, die andere Nacht; so aber geht infolge der Rotation der
Erde die Sonne für jeden Punkt der Erde auf und wieder unter, es ist
_Wechsel zwischen Tag und Nacht_.
~b~) Tritt irgendein Meridian der Erde eben in die Beleuchtungsgrenze,
so muß der um einen Längengrad östlicher gelegene Meridian bei
der Rotation von Westen nach Osten diese Grenze schon 4 Minuten
früher erreicht haben. An jedem um 1° östlicher gelegenen Orte der
Erdoberfläche geht die Sonne 4 Minuten früher auf; er hat auch 4
Minuten früher Mittag, ist überhaupt in seiner Zeitrechnung 4 Minuten
voraus. (S. § 13.) Reist man also von seinem Wohnorte einen Grad nach
Osten, so hat man dort 4 Minuten früher Sonnenaufgang als zu Hause,
bei einer Reise, die sich auf 2 Grade erstreckt, 8 Minuten. Notierte
man bei einer Reise um die Erde, also durch 360 Grade, in östlicher
Richtung bei jedem Sonnenaufgang ein neues _Datum_, so wäre man bei der
Heimkehr mit seinem Kalender um 360 × 4 = 1440 Minuten = 24 Stunden,
d. i. um einen vollen Tag vor dem Orte der Abfahrt voraus. Umgekehrt
bringt eine Reise von Osten nach Westen um die Erde um einen Tag
zurück. Als eins der Schiffe Magellans nach seiner von Spanien aus nach
Westen ausgeführten Weltumseglung nach 3 Jahren zurückkehrte, schrieb
man auf dem Schiffe den 6. September 1522, in Spanien den 7. September.
Wäre die Reise nach Osten erfolgt, so hätte man auf dem Schiffe den
8. September geschrieben. Nach Osten zu verfrüht man gleichsam den
Sonnenaufgang, nach Westen zu verspätet man ihn. Daher verschiedenes
Datum in ostwestlich weit voneinander entfernten Orten.
2. _Die ungleiche Dauer der Tageszeiten und der Wechsel der
Jahreszeiten._ Die ungleiche Dauer, die Tag und Nacht in verschiedenen
Breiten und zu verschiedenen Jahreszeiten haben, und der Wechsel der
Jahreszeiten beruhen auf der Revolution der Erde und der Neigung der
Erdachse gegen die Erdbahn.
[Illustration: Fig. 32.]
Fig. 32 läßt den Wechsel der Jahreszeiten erkennen.
~S~ = Sonne; die punktierte Ellipse = Erdbahn; der schattierte Gürtel,
etwa 20° breit, = Tierkreis; der schwarze Kreis in seiner Mitte, der
den Himmelsäquator halbiert, = Ekliptik: ~Np~ = Nordpol, ~Sp~ = Südpol.
-- I = Erdstellung am 21. März, II am 21. Juni, III am 23. September,
IV am 21. Dezember. Ersichtlich ist auch der Parallelismus in den
Stellungen der Erdachse.