Verzeichnis der von mir berücksichtigten Literatur.

Bohnenberger, Astronomie, Tübingen 1811.

Littrow, J. J., Theoretische und praktische Astronomie, 3 Bände, Wien 1821—27. Brünnow, Lehrbuch der sphärischen Astronomie.

Israel-Holtzwart, Dr. Karl, Elemente der Astronomie, Wiesbaden.

Wolf, Dr. Rudolf, Handbuch der Astronomie, 2 Bände.

Klinkerfuess, Theoretische Astronomie.

Dziobek, Dr. Otto, Die mathematischen Theorien der Planetenbewegungen, Leipzig 1888. Berliner Astronomisches Jahrbuch 1903.

1 Inhaltsübersicht.

§ 1. Entwickelung der Grundbegriffe.

§ 2. Wahre und mittlere Sonnenzeit. Zeitgleichung.

§ 3. Verlauf der Zeitgleichung und ihrer beiden Summanden während eines Jahres. Graphische Darstellung.

§ 4. Berechnung der Länge der Sonne.

§ 5. Auflösung der Gleichung u- esinu=.

§ 6. Beispiele für die Berechnung der Länge.

§ 7. Das Maximum und Minimum der Mittelpunktsgleichung em und die zugehörigen Zeit- punkte im Jahre 1903.

§ 8. Berechnung der Zeitpunkte für 1903, in welchen die Summanden der Zeitgleichung gleich Null werden..

§ 9. Reihenentwickelungen.

§ 10. Anwendung der entwickelten Reihe auf die im§ 6 berechneten Beispiele.

§ 1. Entwickelung der Grundbegriffe.

Die Zeit, in welcher die Erde eine volle Umdrehung um ihre Achse macht und das Himmelsgewölbe sich scheinbar einmal um die Weltachse dreht, heisst ein Sterntag. Aus den Beobachtungen gewisser Himmelserscheinungen, die bis in die ältesten Zeiten zurückreichen, und aus dem Trägheitsgesetz geht hervor, dass der Sterntag eine konstante Grösse und die Drehnng des Himmels vollkommen gleichförmig ist. Deshalb wird der Sterntag als Mass der Zeit benutzt und in 24 Stunden Sternzeit, die Stunde in 60 Minuten, die Minute in 60 Sekunden eingeteilt.

Infolge der jährlichen Bewegung der Erde um die Sonne muss letztere von der Erde aus gesehen ihre Stellung gegen die Fixsterne beständig verändern; sie scheint im Verlaufe eines Jahres an der Himmelskugel einen grössten Kreis zu durchlaufen, der als Sonnenbahn oder Ekliptik bezeichnet wird. Da aber die Erdachse mit der Ebene der Erdbahn einen Winkel von etwa 66 ½° bildet und ihrer ursprünglichen Lage nahezu parallel bleibt, so fällt die Ekliptik nicht mit dem Himmelsäquator zusammen, sondern durchschneidet ihn in zwei gegenüberliegenden Punkten(2 grösste Kugelkreise halbieren einander) und ist gegen ihn etwa 23 ½° geneigt (Schiefe der Ekliptik).