Ortsbestimmungen 



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wo t s = Us + ^u s und tn == Un + -Ju a n 

 bedei tot. 



Diese Forme 1 lafit sich bequemer gestalten, 

 wenn man setzt 



tn + ts 



und r = 



2 



tn 



e = 



dann hat man: 



tg (f = cotg 8 sin c sin r + tg 5 cos c cos T 

 Die Differenzierung liefert 



dqp 



dt 



(a s + an) 



und dqp = 



dz 



cos as + cos an 

 woraus hervorgeht, daB die Sterne so ausgewahlt 

 werden miissen, da8 a s +a n nahezu 180 ergeben, 

 d. h. wenn die Sterne symmetrisch zum I. Ver- 

 tikal, aber auf derselben Seite des Meridians 

 stehen, wahrend sie andererseits in mittleren 

 Azimuten stehen miissen, damit die Beobachtungs- 

 fehler, welche ja durch die Zeitangabe fiir den 

 Durchgang durch die Horizontalfaden die Zenit- 

 distanz bestimmen, keinen zu grofien EinfluB 

 auf die Breitenbestimmung gewinnen. 



3. Methoden zur Zeit- und geographi- 

 schen Langenbestimmung. 33) Zeitrech- 

 nung. Uhrstand und Uhrgang. All- 

 gemeine Erlauterungen. Nullmeridi- 

 an. Zeitbestimmung. Die Langen- 

 differenz zweier Orte ist, wie eingangs be- 

 merkt, direkt der Unterschied der an diesen 

 beiden Orten im gleichen Moment giiltigen 

 Ortszeit. Es ist daher eine geographische 

 Langenbestimmung ohne Kenntnis der Orts- 

 zeiten nicht moglich. Es mu6 also die Be- 

 stimmung der Ortszeit oder der jeweilig 

 gultigen Uhrkorrektion pu) als bekannt vor- 

 ausgesetzt werden, so daB die geographische 

 Langenbestimmung selbst sich schlieBlich nur 

 auf die Angabe oder Ausfiihrung zweck- 

 maBiger Methoden zur Vergleichung der Orts- 

 zeiten beziehen wird. 



Obgleich die Bestimmung der Ortszeit aus 

 astronomischen Beobachtungen und die Mes- 

 sung bestimmter Zeitabschnitte eineni be- 

 sonderen Aufsatz (vgl. den Artikel ,,Z e it- 

 mess ung) vorbehalten bleibt, so muB zum 

 Verstandnis des Folgenden doch auf das 

 Fundamentale der astronomischen Zeitbestim- 

 mung auch hier kurz eingfgangen werden. 



Die Bestimmung der Ortszeit fur einen 

 gegebenen Moment besteht darin, daB man 

 mit Hilfe von Gestirnen, die geeignet aus- 

 zuwahlen und an zweckmaBigen Stellen des 

 Himmels zu beobachten sind, den Fehler 

 einer Beobachtungsuhr bestimmt. Die Hin- 

 zufiigung der so gewonnenen Korrektion zu 

 der Uhrangabe (TJ) liefert die Ortszeit. 



Die Einheit fiir unsere Zeitmessung ist die 

 Dauer einer Umdrehimg der Erde um ihre 

 Achse, die, soweit wir sie heute messen konnen. 

 vollig gleichmaBig und in gleichen Intervallen 



vor sich geht. Einc solche Umdrehung wird 

 vollendet sein, wenn ein Punkt des Himmels 

 zweirnal hintereinander durch den Meridian 

 ein und desselben Ortes hindurch gegangen 

 ist. Ein soldier Punkt am JTimmel wird 

 durch einen jeden Fixstern gegeben sein 

 (abgesehen von dessen Eigenbewegung und 

 von der Wirkung der Prazession und Nuta- 

 tion). Beobachtet man also zwei seiner 

 Durchgange durch den Meridian, so soil eine 

 Uhr in dem dazwischen liegenden Zeitraum 

 genau 24 Stunden zuriickgelegt haben. Es 

 ist das dann ein sogenannter Sterntag. 



Wird die Sonne als Beobachtungsobjekt 

 benutzt, wie es das biirgerliche Leben er- 

 fordert, so wird das Zeitintervall zwischen 

 zwei Meridiandurchgangen derselben ein 

 wahrer Sonnentag genannt. Da die Sonne 

 unter den Sternen scheinbar zurtickweicht - 

 wegen des Umlaufs der Erde um die Sonne - 

 so ist ein Sonnentag langer als ein Sterntag 

 und zwar um etwa 3 Minuten 56 Sekunden. 

 Die Erde bewegt sich ungleichmaBig (in 

 einer Ellipse) um die Sonne, daher sind die 

 Sonnentage nicht gleich lang im Verlaufe 

 eines Jahres (vgl. den Artikel , .Zeitmes- 

 sung"). Man muB daher, um gleichmaBig 

 gehende Uhren, die zur Gewinnung der 

 gleichmaBigen Einteilung des Tages in 

 Stunden, Minuten und Sekunden notig sind, 

 gebrauchen zu konnen, an die Stelle des 

 wahren Sonnentages einen mittleren Sonnen- 

 tag setzen, der der Bedingung genugt, daB im 

 Laufe eines Jahres ebenso viele wahre als 

 mittlereTage verstreichen, nur daB die mitt- 

 leren Tage alle genau gleich lang angenommen 

 werden, wodurch sie dem Fortschreiten einer 

 Sonne (der sogenannten mittleren Sonne) 

 entsprechen. die sich scheinbar mit gleicher 

 Geschwindigkeit um die Erde dreheu wiirde. 



Uhren, die nach Sternzeit reguliert sind, 

 nennt man ,,Sternzeituhren" und solche 

 nach mittleren Tagen regulierte ,,Mittlere 

 Zeit-Uhren"; diese sind die uberall imgewohn- 

 lichen Leben gebrauchlichen. Wahre Sounen- 

 zeit zeigen alle Sonnenuhren. Der im Laufe 

 des Jahres veranderliche Unterschied zwi- 

 schen wahrer und mittlerer Zeit im gleichen 

 Moment heiBt die fur diesen giiltige Zeit- 

 gleichung (vgl. den Artikel ,,Zeitmessung"). 



Null Uhr mittlereZeit fiir einen Ort setzt 

 man auf den Moment, in dem das Zentrum der 

 mittleren Sonne durch den Meridian dieses 

 Ortes geht. Null Uhr Sternzeit ist es in dem 

 Moment, in dem der Fruhlingsanfangspunkt 

 durch den Meridian des betreffenden Ortes 

 geht. Astronomisch zahlt man die Stunden 

 von O h bis 24 h wahrend des ganzen Tages 

 dureh und man beginnt diese Zahkmg im 

 | Gegensatz zum biirgerlichen Leben fiir die 

 j mittlere Zeit bei der oberen Kulmination 

 der Sonne, also um Mittag und nicht um 



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