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Denkt man nun gerade Linien von dem Mittelpunkte der Sonne durch alledie Punkte, welche die Erde auf ihrem Umkreis durchläuft gezogen, so liegensie alle in der nämlichen Ebene, welche die Ebene der Erdbahn heisst undin welcher die Bewegung erfolgt. Denkt man sich diese nun noch weiter imllimmclsrauinc fortgesetzt, bis sie das scheinbare Gewölbe des Fixstern-Himmels(rillt, so bildet dieser Durchschnitt die Peripherie eines grössten Kreises an dieserSphäre, worin die Sonne jährlich ihren scheinbaren Lauf am Himmel vollendet.Diese Linie fährt den Namen Ekliptik oder Sonnenbahn, und ist wie mansieht in der Thal nichts anders, als die an den Fixstern-Himmel zurückvcrlegteErdbahn. Alle Erscheinungen, welche nun an dem scheinbaren Umlauf wahr-genommen oder durch ihn bedingt werden, müssen auf die Bewegung der Erdein ihrer jährlichen Bahn zurückbezogen, hieraus erklärt und in unzerstörbarenZusammenhang gebracht werden. Die Sonne vollendet ihren scheinbaren Umlaufin der Ordnung der Zeichen oder in der Richtung von Westen nach Osten. Hierausfolgert sieh, dass die Erde im Himmclsraumc ihre Bahn um die Sonne in dernämlichen Riehlung bewegt. Die Sonne durchwandert bestimmte Theile desHimmels schneller, andere langsamer. Daraus folgt, dass die Erde verschiedeneGeschwindigkeit an verschiedenen Orten ihrer Bahn hat. u. s. w. Schon dasErkennen und Feststellern dieser wahrnehmbaren Erscheinungen ist mit Mühe undSchwierigkeiten verbunden und setzt einen bestimmten Grad von Kenntnissen undeinen Apparat äusserer Mittel voraus. Noch schwieriger ist der Rückschluss aus denErscheinungen auf die wirkenden Ursachen und die Herstellung des in ihnen herr-schenden nothwendigen Zusammenhang. Zur Erkcnntniss einzelner Erscheinungenwar man im Altcrthum schon gelangt, nicht aber zu dem Rückschluss auf diewirkenden Ursachen. Nur einzelnen Männern gelang es sich dahin zu erheben.

Beispiele beizufügen, die Excentrieilät im Verhältniss zur halben grossen Axevon Mädler (§. 93) zu 0,01 G7750G, von Berschel (Astronomie ubers. vonMichaelis S. 513) zu 0,0167S36 und von Nürnberger (astron. Wörterb. Art.Excentrieilät) zu 0,01679226 angegeben. Für eine Differenz von Vj 0 Sekundein der Sonnenparallaxe folgt eine Eängen-Differenz von mehr als 270 Erdhalb-inessern oder von mehr als 232000 geogr. Meilen. Die mittlere Entfernung derErde von der Sonne liegt sofort zwischen den Fehlergrenzen von 20300000 und20700000 geogr. Meilen.