Die Gniiullageii für die Neufreslaltunj.' der astronoiii. Zeitmessung. SI 



welcher der Pol deu Ekliptikpol einmal umkreist, wächst r von 0° 

 bis :3()0° und es entsteht ein Gesamtfehler gleich 22'' 0'" 34"" Stern- 

 zeit. — Für die Dauer eines Jahres {Z^-Z^l") wird r = 50", 2 und 

 « = 3',069-); für die Dauer eines Tages wird « = 0',0084. — Um die 

 Zeitdauer zu finden, in welcher der Fehler der bisherigen Zählung der 

 Sternzeit einen ganzen Sterntag ausmacht, hat man « = cos s .r ^ 360° 

 zu setzen. Hieraus folgt r = 392°, 5588. Nimmt man an, dass r jähr- 

 lich (^ini Mittel) um 50", 2 wächst, so ergibt sich eine Zeitdauer von 

 28 150 .Jahren. 



Die Gründe, warum bisher die Sternzeit nach dem Frühlings- 

 punkt fortlaufend gezählt wurde, scheinen sehr nahe zu liegen. Diese 

 Zählung wäre richtig, wenn die Richtungen der Weltachse und der 

 Ekliptikachse, sowie infolgedessen die Lagen des Äquators, der Ekliptik 

 und des Frühlingspunktes unveränderlich wären, wie im ursprüng- 

 lichen Sj'stem des Hipparch zweifellos vorausgesetzt wurde. ^) In 

 diesem Fall dürfte man aber die Sternzeit auch nach irgend einem 

 Fixstern zählen. Ein auf der Erde fest aufgestelltes und auf irgend 

 einen Stern eingestelltes Fernrohr würde je nach einem Sterntag 

 genau wieder auf diesen Stern eingestellt sein und zwar während 

 beliebig langer Zeiträume. Weil nun die Rektaszension (sowie die 



') In Wirklichkeit, nämlich unter Berücksichtigung der wirklichen Bewegung 

 <les Poles, wird der Fehler nur annähernd der Dauer proportional sein. 



-) Würde man während eines Jahres die Sternzeit zählen, einerseits als 

 Stundenwinkel eines bestimmten Fixsterns, anderseits als Slundenwinkel des Frühlings- 

 punktes, so würde sich zwischen beiden Zählungen am Ende des Jahres ein Unter- 

 schied zeigen von 3-',069. Im Verlaufe dieses Jahres bewegt sich nämlich der 

 Frühlingspunkt in der Ekliptik um 50",'2 nach Westen, von F nach F,. Projiziert 

 man den Bogen FF-^ auf die durch -P\ gehende Endlage des Äquators, so entsteht 

 darauf ein Bogen x, dessen ungefährer Wert nach der Formel zu berechnen ist: 

 tg x = cos f • tg .50",2. Für f = 23° 30' folgt x = 46",0361-. In Sternzeit verwandelt 

 beträgt dieser Unterschied 46,0364 : 15 = 3'',069. Wird die Zeit nach dem Frühlings- 

 jiunkt gezählt, so fallen die Sterntage etwas kürzer aus, als gegenüber der Zählung 

 nach dem festen Punkt F, es entstellt für die Dauer eines Jahres eine um 3',069 

 zu grosse Zahl und es fällt der Sterntag um O',O083S5 kürzer aus. Da der Frühlings- 

 punkt unaufhörlich nach Westen rückt, so würden sich im Laufe längerer Zeit- 

 räume jene Unterschiede der beiden Zeitzählungen zu beliebig grossen Beträgen 

 anhäufen. — Diese einfache Überlegung hat mich veranlasst, die richtige Messung 

 der Sternzeit zu suchen. 



') Vgl. Wolf Handbuch der Mathematik. Physik, Geodäsie und Astronomie. 

 Zürich lS7:i. — Seit Hipparch (150 v. Chr.) würde der oben erwähnte Fehler in 

 der Zählung der Slernzeit ca. 1'' 45'" betragen. 



Vierteljahrsschr. d. Natnrforsch. Ges. Zürich. Jahr«. 54. 1909. 6 



