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D. Die Bewegung der Erde um die Sonue. 
Puud Ssiud die Äquinoktialpunkte, S und TT die Solstitialpnnkte. Infolge¬ 
dessen heißt FH die Äquinoktiallinie und -STF die Solstitiallinie. Nach Fig. 18 
und dem ersten Abschnitt dieser Nummer schneiden beide einander in der Sonne und 
unter rechtem Winkel. Sie zerlegen die Erdbahn in vier Teile, von denen jeder von 
der Erde in einer der vier Jahreszeiten durchlaufen wird, vou Pbis S im Früh- 
liuge, von £ bis II im Sommer, von H bis W im Herbste und von W bis F im 
Winter. Äus der verschiedenen Länge dieser Bogen erklärt sich auch zum Teil die 
verschiedene Länge der Jahreszeiten. Eine vollständige Erklärung kann indessen 
erst in Nr. 26 gegeben werden. 
D. Lage der Apsidenlinie, Exzentrizität der Erdbahn. In der 
größten Sonnennähe muß die Sonne, von der Erde aus gesehen, am größten 
erscheinen, in der weitesten Sonnenferne am kleinsten. Gemessen wird ihre 
Größe am scheinbaren Sonnenhalbmesser. Darunter versteht man einen Winkel, 
gebildet von den Geraden, die vom Auge des Beobachters nach dem Mittelpunkt 
der Sonne und nach irgendeinem Punkte des sichtbaren Souueuraudes führen. Er 
ist im Naut. Jahrbuch für jeden Tag des Jahres verzeichnet und erreicht seinen 
größten Wert von 16' 18" am 3. Januar, seinen geringsten von 15'45" am 4. Juli 
eines jeden Jahres (oder in unmittelbarer Nähe dieser Tage, wenn die Solstitien, 
der Schaltjahre wegen, ihr Datum verschoben haben). Demnach ist am ersten dieser 
Tage die Erde im Perihel (P), an dem andern im Aphel (.4). Zugleich wird ersicht¬ 
lich, daß sie die Apsiden P und A nur wenige Tage nach den Solstitien W und S 
durchläuft. Die Apsidenlinie bildet also mit der Solstitiallinie einen kleinen Winkel 
« (SSoA). Dieser beträgt gegenwärtig etwa 11" und ändert nur langsam seinen Wert. 
Die eben angegebeneu scheinbaren Sonnengrößen 16' 18" — 978" und 15' 45" 
= 945" verhalten sich zueinander fast genau wie 30: 29. Dann müssen sich — 
wie leicht ersichtlich ist — die zugehörigen Sonnenabstände SoP nnd SoA umgekehrt 
zueinander verhalten. Folglich kommen auf SoP 29 und auf *So.4 30 ebensolcher 
gleichen Teile, auf die große Hauptachse AP der Ellipse also 59 Verhältnisteile. 
Nun ist in jeder Ellipse SoP = BAr Für die doppelte Exzentrizität SoB bleibt 
nur ein Verhältuisteil übrig oder -g1¥ der großen Hauptachse. Daun ist die einfache 
Exzentrizität der halben großen Achse. Eine solche Ellipse kommt in ihrer Form 
einem Kreise außerordentlich nahe. 
Zeichne eine Ellipse, die der Erdbahn ähnlich ist! Der Abstand der beiden Brenn- 
puukte (Nadeln) sei 1 em, die Länge des zur Konstruktion gebrauchten Fadens 60 cm. 
E. Abmessungen der Erdbahn. Die Resultate der bisherigen, ziemlich 
rohen Rechnungen werden im allgemeinen durch die Wissenschaft bestätigt. So be- 
trägt die mittlere Entfernung der Erde von der Sonne \AP= 149 500 000 km, 
die Exzentrizität 0,01675 der halben großen Achse ist gleich 0,01695). Mit¬ 
hin ist SoB= 0,01676 X 149 500000=2 500000 km, SoP={ AP — \ SoB 
= 147 000000 km und SoA = f AP+ SoB = 152 000000 km. 
22. Die Entstehung unserer Jahreszeiten. 
Wir haben vier Jahreszeiten! Frühling, Sommer, Herbst und Winter. Sie 
unterscheiden sich wesentlich dadurch, daß die Sonue in ihnen einen verschieden hohen 
Stand hat. Je höher der Stand der Sonne ist, desto stärker wird die Erde er- 
wärmt, und umgekehrt. Am 22. Juni scheint die Sonne bei uns 16| Stunden, 
am 22. Dezember nur 7^ Stunden. Die Wirkung der Sonnenstrahlen hängt also 
auch von der Länge des Tages ab. Wie kommt es nun, daß eine solche Verschieden- 
heit in der Wärme und der Tageslänge in den einzelnen Jahreszeiten vorhanden ist?