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SONNENBAHN

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Ursprünglich, erscheinend in der Ausgabe V08, Seite 895 von der Enzyklopädie 1911 Britannica.
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SONNENBAHN , in See also:

der See also:Astronomie. Die Fläche der Sonnenbahn ist diese Fläche innen oder nähert sich, die der Schwerpunkt der See also:Masse und See also:des Mondes ringsum die See also:Sonne rotiert. Die Sonnenbahn selbst ist der große Kreis, in dem diese Fläche den himmlischen See also:Bereich trifft. Sie wird auch definiert, aber nicht mit absoluter Härte, als der offensichtliche Weg, der durch die Sonne um den himmlischen Bereich als die Masse beschrieben wird, führt seine jährliche Umdrehung durch. Infolge von der Tätigkeit des Mondes auf der Masse, da sie seine Monatsumdrehung in einer See also:Bahn durchführt, die See also:zur Sonnenbahn etwas geneigt ist, weicht die Mitte der Masse selbst von der Fläche der Sonnenbahn in einer See also:Periode ab, die der der Knotenumdrehung des Mondes gleich ist. Die See also:Abweichung ist extrem geringfügig, seine maximale See also:Menge, die zwischen See also:oSee also:5 "sich erstrecken und o•6". Infolge von der Tätigkeit der See also:Planeten, besonders See also:Venus und See also:Jupiter, auf der Masse, weicht der Schwerpunkt der Masse und der See also:Mond durch dennoch minutermenge, im Allgemeinen ein oder zwei tenths von einer Sekunde ab, von der Fläche der korrekten Sonnenbahn. Infolge von der Tätigkeit der Planeten, ist die Position der Sonnenbahn abhängig von einer langsamen weltlichen betragenden Veränderung, während unserer See also:Zeit, bis fast 47"pro See also:Jahrhundert. Die See also:Rate dieser See also:Bewegung vermindert langsam. Der Obliquity der Sonnenbahn ist der See also:Winkel, den seine Fläche mit dem des Äquators bildet. Sein Mittelwert ist jetzt ungefähr 23 27'. Die Bewegung weg, die Sonnenbahn produziert eine weltliche Veränderung des Obliquity., der jetzt durch eine Menge vermindert, die der gesamten Bewegung der Sonnenbahn selbst fast gleich ist.

Die See also:

Gesetze der Bewegung der Sonnenbahn und des Äquators werden im ArtikelcPrecession DER ÄQUINOKTIKEN angegeben. Versuche See also:sind von See also:Laplace und von seinen Nachfolgern, bestimmte Begrenzungen zu regeln gebildet worden, innerhalb deren der Obliquity der Sonnenbahn immer begrenzt wird. Die folglich abgeleiteten See also:Resultate basieren jedoch auf unvollständigen Formeln. Wenn das Problem in einer rigorosen See also:Form betrachtet wird, wird es gefunden, daß keine absoluten Begrenzungen eingestellt werden können. Es kann jedoch gezeigt werden, daß der Obliquity nicht mehr als zwei oder drei Grad innerhalb Million von Jahren unserer See also:Epoche verändern kann. Die See also:Formel für den Obliquity der Sonnenbahn, wie von den Gesetzen der Bewegung von ihr und des Äquators abgeleitet, kann in einer See also:Reihe entwickelt werden, die entsprechend den steigenden See also:Energien der Zeit fortfährt, wie folgt: wir setzten T, die Zeit von 1900 ein, berechnet in Solarjahrhunderte als Maßeinheit. Dann Obliquity=23° T3 "T0.0085" T2-See also:f-o•ooI7 "27' 31.68"46.837. Von diesem Ausdruck wird der Wert des Obliquity an den verschiedenen Epochen abgeleitet, die in der folgenden Tabelle gegeben werden. Der linke See also:Teil dieser Tabelle gibt die See also:Werte für Abstände von 500 Jahren von 2000 B.See also:C. zu A.See also:D.2500, wie von den modernen See also:Daten gerechnet. Für Daten mehr als drei oder vier Jahrhunderte vor oder nach 18ö ist das Resultat notwendigerweise durch ein oder mehr tenths einer See also:Minute unsicher und wird folglich nur zum o• I' gegeben. 28' 41.91"28 18,51 27 55,10 27 31,68 27 8,26 26 44,84 26 21,41 25 57,99 25 34,56 (See also:S.

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