die Sonne beym Aufgange an ihrem westlichen Rande durch den Vortritt des östlichen Mondrands g verfinstert werden. Nun geht der Mondschatten über i o, und wenn der Mond nach C kömmt, so bedeckt er die Sonne für die Länder um a gerade um die Zeit des Mittags. Wenn endlich der Mond in B anlangt, so verläßt der westliche Rand seines Halbschattens bey K die Erde, und der Ort, welcher alsdann bey K in die dunkle Hälfte der Erde geht, ist der letzte unter allen, der gerade bey Sonnenuntergang die Finsterniß sich endigen, und den westlichen Mondrand h den östlichen Sonnenrand K verlassen sieht. So läuft der Mondschatten vom Abend gegen Morgen über die Erdfläche fort; die westlichen Länder sehen die Sonne früher versinstert als die östlichen, und ein sehr großer Theil der Erdfläche sieht gar keine Verfinsterung, ob er gleich die Sonne über dem Horizonte hat.
Man wird hieraus schon abnehmen, daß die Theorie und Berechnung einer Sonnenfinsterniß, sowohl als Erdfinsterniß allgemein für die ganze Erde (eclipsis solis generalis), als auch für einzelne Orte, weit schwerer, als die Berechnung der Mondfinsterniß, ausfallen müsse. Sie wird inzwischen sehr erleichtert, wenn man sich die Eklipse als Erdfinsterniß vorstellt, und den Zuschauer über der Erde in einen dazu schicklichen Punkt stellt, wobey man nachher die künstliche Erdkugel und die Zeichnung zu leichterer Bestimmung der Resultate gebrauchen kan. Hiezu findet man Anweisungen bey de la Lande (Astron. Handbuch, §. 640. u. f.), Bode (Kurzgefaßte Erläuterung der Sternkunde, Zweyter Theil. §. 549. u. f.) und in andern astronomischen Lehrbüchern. Die Umstände der Erdfinsterniß aber durch bloße Rechnung zu finden, ist eine Arbeit, die die Geduld auch des geübtesten Rechners ermüden konnte. Ge. Matthias Bose hat sie in einer akademischen Schrift (Eclipsis terrae 1733. d. (2/13) Maii Lips. 1733. 4.) mit ungemeiner Mühsamkeit umständlich ausgeführt. Kürzer ist die Berechnung, wenn man eine solche Begebenheit blos als Sonnenfinsterniß für einen bestimmten Ort der Erde betrachtet. Alsdann berechnet man sie zuerst aus den Tafeln
die Sonne beym Aufgange an ihrem weſtlichen Rande durch den Vortritt des oͤſtlichen Mondrands g verfinſtert werden. Nun geht der Mondſchatten uͤber i o, und wenn der Mond nach C koͤmmt, ſo bedeckt er die Sonne fuͤr die Laͤnder um a gerade um die Zeit des Mittags. Wenn endlich der Mond in B anlangt, ſo verlaͤßt der weſtliche Rand ſeines Halbſchattens bey K die Erde, und der Ort, welcher alsdann bey K in die dunkle Haͤlfte der Erde geht, iſt der letzte unter allen, der gerade bey Sonnenuntergang die Finſterniß ſich endigen, und den weſtlichen Mondrand h den oͤſtlichen Sonnenrand K verlaſſen ſieht. So laͤuft der Mondſchatten vom Abend gegen Morgen uͤber die Erdflaͤche fort; die weſtlichen Laͤnder ſehen die Sonne fruͤher verſinſtert als die oͤſtlichen, und ein ſehr großer Theil der Erdflaͤche ſieht gar keine Verfinſterung, ob er gleich die Sonne uͤber dem Horizonte hat.
Man wird hieraus ſchon abnehmen, daß die Theorie und Berechnung einer Sonnenfinſterniß, ſowohl als Erdfinſterniß allgemein fuͤr die ganze Erde (eclipſis ſolis generalis), als auch fuͤr einzelne Orte, weit ſchwerer, als die Berechnung der Mondfinſterniß, ausfallen muͤſſe. Sie wird inzwiſchen ſehr erleichtert, wenn man ſich die Eklipſe als Erdfinſterniß vorſtellt, und den Zuſchauer uͤber der Erde in einen dazu ſchicklichen Punkt ſtellt, wobey man nachher die kuͤnſtliche Erdkugel und die Zeichnung zu leichterer Beſtimmung der Reſultate gebrauchen kan. Hiezu findet man Anweiſungen bey de la Lande (Aſtron. Handbuch, §. 640. u. f.), Bode (Kurzgefaßte Erlaͤuterung der Sternkunde, Zweyter Theil. §. 549. u. f.) und in andern aſtronomiſchen Lehrbuͤchern. Die Umſtaͤnde der Erdfinſterniß aber durch bloße Rechnung zu finden, iſt eine Arbeit, die die Geduld auch des geuͤbteſten Rechners ermuͤden konnte. Ge. Matthias Boſe hat ſie in einer akademiſchen Schrift (Eclipſis terrae 1733. d. (2/13) Maii Lipſ. 1733. 4.) mit ungemeiner Muͤhſamkeit umſtaͤndlich ausgefuͤhrt. Kuͤrzer iſt die Berechnung, wenn man eine ſolche Begebenheit blos als Sonnenfinſterniß fuͤr einen beſtimmten Ort der Erde betrachtet. Alsdann berechnet man ſie zuerſt aus den Tafeln
<TEI><text><body><divn="1"><divn="2"><divn="2"><p><pbfacs="#f0258"xml:id="P.2.252"n="252"/><lb/>
die Sonne beym Aufgange an ihrem weſtlichen Rande durch den Vortritt des oͤſtlichen Mondrands <hirendition="#aq">g</hi> verfinſtert werden. Nun geht der Mondſchatten uͤber <hirendition="#aq">i o,</hi> und wenn der Mond nach <hirendition="#aq">C</hi> koͤmmt, ſo bedeckt er die Sonne fuͤr die Laͤnder um <hirendition="#aq">a</hi> gerade um die Zeit des Mittags. Wenn endlich der Mond in <hirendition="#aq">B</hi> anlangt, ſo verlaͤßt der weſtliche Rand ſeines Halbſchattens bey <hirendition="#aq">K</hi> die Erde, und der Ort, welcher alsdann bey <hirendition="#aq">K</hi> in die dunkle Haͤlfte der Erde geht, iſt der letzte unter allen, der gerade bey Sonnenuntergang die Finſterniß ſich endigen, und den weſtlichen Mondrand <hirendition="#aq">h</hi> den oͤſtlichen Sonnenrand <hirendition="#aq">K</hi> verlaſſen ſieht. So laͤuft der Mondſchatten vom Abend gegen Morgen uͤber die Erdflaͤche fort; die weſtlichen Laͤnder ſehen die Sonne fruͤher verſinſtert als die oͤſtlichen, und ein ſehr großer Theil der Erdflaͤche ſieht gar keine Verfinſterung, ob er gleich die Sonne uͤber dem Horizonte hat.</p><p>Man wird hieraus ſchon abnehmen, daß die Theorie und Berechnung einer Sonnenfinſterniß, ſowohl als Erdfinſterniß allgemein fuͤr die ganze Erde <hirendition="#aq">(eclipſis ſolis generalis),</hi> als auch fuͤr einzelne Orte, weit ſchwerer, als die Berechnung der Mondfinſterniß, ausfallen muͤſſe. Sie wird inzwiſchen ſehr erleichtert, wenn man ſich die Eklipſe als Erdfinſterniß vorſtellt, und den Zuſchauer uͤber der Erde in einen dazu ſchicklichen Punkt ſtellt, wobey man nachher die kuͤnſtliche Erdkugel und die Zeichnung zu leichterer Beſtimmung der Reſultate gebrauchen kan. Hiezu findet man Anweiſungen bey <hirendition="#b">de la Lande</hi> (Aſtron. Handbuch, §. 640. u. f.), <hirendition="#b">Bode</hi> (Kurzgefaßte Erlaͤuterung der Sternkunde, Zweyter Theil. §. 549. u. f.) und in andern aſtronomiſchen Lehrbuͤchern. Die Umſtaͤnde der Erdfinſterniß aber durch bloße Rechnung zu finden, iſt eine Arbeit, die die Geduld auch des geuͤbteſten Rechners ermuͤden konnte. <hirendition="#b">Ge. Matthias Boſe</hi> hat ſie in einer akademiſchen Schrift <hirendition="#aq">(Eclipſis terrae 1733. d. (2/13) Maii Lipſ. 1733. 4.)</hi> mit ungemeiner Muͤhſamkeit umſtaͤndlich ausgefuͤhrt. Kuͤrzer iſt die Berechnung, wenn man eine ſolche Begebenheit blos als Sonnenfinſterniß fuͤr einen beſtimmten Ort der Erde betrachtet. Alsdann berechnet man ſie zuerſt aus den Tafeln<lb/></p></div></div></div></body></text></TEI>
[252/0258]
die Sonne beym Aufgange an ihrem weſtlichen Rande durch den Vortritt des oͤſtlichen Mondrands g verfinſtert werden. Nun geht der Mondſchatten uͤber i o, und wenn der Mond nach C koͤmmt, ſo bedeckt er die Sonne fuͤr die Laͤnder um a gerade um die Zeit des Mittags. Wenn endlich der Mond in B anlangt, ſo verlaͤßt der weſtliche Rand ſeines Halbſchattens bey K die Erde, und der Ort, welcher alsdann bey K in die dunkle Haͤlfte der Erde geht, iſt der letzte unter allen, der gerade bey Sonnenuntergang die Finſterniß ſich endigen, und den weſtlichen Mondrand h den oͤſtlichen Sonnenrand K verlaſſen ſieht. So laͤuft der Mondſchatten vom Abend gegen Morgen uͤber die Erdflaͤche fort; die weſtlichen Laͤnder ſehen die Sonne fruͤher verſinſtert als die oͤſtlichen, und ein ſehr großer Theil der Erdflaͤche ſieht gar keine Verfinſterung, ob er gleich die Sonne uͤber dem Horizonte hat.
Man wird hieraus ſchon abnehmen, daß die Theorie und Berechnung einer Sonnenfinſterniß, ſowohl als Erdfinſterniß allgemein fuͤr die ganze Erde (eclipſis ſolis generalis), als auch fuͤr einzelne Orte, weit ſchwerer, als die Berechnung der Mondfinſterniß, ausfallen muͤſſe. Sie wird inzwiſchen ſehr erleichtert, wenn man ſich die Eklipſe als Erdfinſterniß vorſtellt, und den Zuſchauer uͤber der Erde in einen dazu ſchicklichen Punkt ſtellt, wobey man nachher die kuͤnſtliche Erdkugel und die Zeichnung zu leichterer Beſtimmung der Reſultate gebrauchen kan. Hiezu findet man Anweiſungen bey de la Lande (Aſtron. Handbuch, §. 640. u. f.), Bode (Kurzgefaßte Erlaͤuterung der Sternkunde, Zweyter Theil. §. 549. u. f.) und in andern aſtronomiſchen Lehrbuͤchern. Die Umſtaͤnde der Erdfinſterniß aber durch bloße Rechnung zu finden, iſt eine Arbeit, die die Geduld auch des geuͤbteſten Rechners ermuͤden konnte. Ge. Matthias Boſe hat ſie in einer akademiſchen Schrift (Eclipſis terrae 1733. d. (2/13) Maii Lipſ. 1733. 4.) mit ungemeiner Muͤhſamkeit umſtaͤndlich ausgefuͤhrt. Kuͤrzer iſt die Berechnung, wenn man eine ſolche Begebenheit blos als Sonnenfinſterniß fuͤr einen beſtimmten Ort der Erde betrachtet. Alsdann berechnet man ſie zuerſt aus den Tafeln
Informationen zur CAB-Ansicht
Diese Ansicht bietet Ihnen die Darstellung des Textes in normalisierter Orthographie.
Diese Textvariante wird vollautomatisch erstellt und kann aufgrund dessen auch Fehler enthalten.
Alle veränderten Wortformen sind grau hinterlegt. Als fremdsprachliches Material erkannte
Textteile sind ausgegraut dargestellt.
Sie haben einen Fehler gefunden?
Dann können Sie diesen über unsere Qualitätssicherungsplattform
DTAQ melden.
Kommentar zur DTA-Ausgabe
Dieses Werk wurde im Rahmen des Moduls DTA-Erweiterungen (DTAE) digitalisiert.
Weitere Informationen …
Bibliothek des Max-Planck-Instituts für Wissenschaftsgeschichte : Bereitstellung der Texttranskription.
(2015-09-02T12:13:09Z)
Bitte beachten Sie, dass die aktuelle Transkription (und Textauszeichnung) mittlerweile nicht mehr dem Stand zum Zeitpunkt der Übernahme des Werkes in das DTA entsprechen muss.
Matthias Boenig: Bearbeitung der digitalen Edition.
(2015-09-02T12:13:09Z)
Weitere Informationen:
Bogensignaturen: keine Angabe;
Druckfehler: keine Angabe;
fremdsprachliches Material: keine Angabe;
Geminations-/Abkürzungsstriche: keine Angabe;
Hervorhebungen (Antiqua, Sperrschrift, Kursive etc.): keine Angabe;
i/j in Fraktur: wie Vorlage;
I/J in Fraktur: wie Vorlage;
Kolumnentitel: keine Angabe;
Kustoden: keine Angabe;
langes s (ſ): wie Vorlage;
Normalisierungen: keine Angabe;
rundes r (ꝛ): keine Angabe;
Seitenumbrüche markiert: ja;
Silbentrennung: aufgelöst;
u/v bzw. U/V: wie Vorlage;
Vokale mit übergest. e: wie Vorlage;
Vollständigkeit: keine Angabe;
Zeichensetzung: keine Angabe;
Zeilenumbrüche markiert: nein;
Gehler, Johann Samuel Traugott: Physikalisches Wörterbuch, oder, Versuch einer Erklärung der vornehmsten Begriffe und Kunstwörter der Naturlehre. Bd. 2. Leipzig, 1798, S. 252. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/gehler_woerterbuch02_1798/258>, abgerufen am 22.11.2024.
Alle Inhalte dieser Seite unterstehen, soweit nicht anders gekennzeichnet, einer
Creative-Commons-Lizenz.
Die Rechte an den angezeigten Bilddigitalisaten, soweit nicht anders gekennzeichnet, liegen bei den besitzenden Bibliotheken.
Weitere Informationen finden Sie in den DTA-Nutzungsbedingungen.
Insbesondere im Hinblick auf die §§ 86a StGB und 130 StGB wird festgestellt, dass die auf
diesen Seiten abgebildeten Inhalte weder in irgendeiner Form propagandistischen Zwecken
dienen, oder Werbung für verbotene Organisationen oder Vereinigungen darstellen, oder
nationalsozialistische Verbrechen leugnen oder verharmlosen, noch zum Zwecke der
Herabwürdigung der Menschenwürde gezeigt werden.
Die auf diesen Seiten abgebildeten Inhalte (in Wort und Bild) dienen im Sinne des
§ 86 StGB Abs. 3 ausschließlich historischen, sozial- oder kulturwissenschaftlichen
Forschungszwecken. Ihre Veröffentlichung erfolgt in der Absicht, Wissen zur Anregung
der intellektuellen Selbstständigkeit und Verantwortungsbereitschaft des Staatsbürgers zu
vermitteln und damit der Förderung seiner Mündigkeit zu dienen.
Zitierempfehlung: Deutsches Textarchiv. Grundlage für ein Referenzkorpus der neuhochdeutschen Sprache. Herausgegeben von der Berlin-Brandenburgischen Akademie der Wissenschaften, Berlin 2024. URL: https://www.deutschestextarchiv.de/.
