Schütte, Kır Über die Ändermg: der Sonnenauf- und. Untergangszeiten usw. 538
Tables“ die Tageslänge entnommen, so hat man als 46 und Az nur die
Änderungen zu nehmen, die der halben Tageslänge entsprechen, Ist diese
beispielweise acht Stunden, so ist von den aus der Figur gefundenen
Werten für Ad und Az nur MM, zu nehmen. In diesem Falle wird in mitt»
leren Breiten der Fehler der aus obigem Tagbhogen abgeleiteten Sonnen-
xuf- oder Untergangszeit nur selten den. Betrag von einer Minute über-
schreiten. Für beliebige andere verschiedene Jahre gilt das gleiche wie
unter 8).
Man ersieht aus unserer Diskussion, dal in mittleren Breiten (bis etwa. 50°
Breite) die jährliche Schwankung der Sonnenauf- und Untergangszeiten den Be.
trag‘ von : zwei Minuten gelegentlich erreichen kann. Man sieht aber auch, daß
in. höheren Breiten. die Schwankungen. merklich größer werden. können, wobei
eine starke Abhängigkeit von der Jahres: rar S at ARE
zeit vorhanden ist, Bis in mittlere Breiten „Scheinbare Sonmendeklination um 0% Weltzeit,
wird man aber die einmal errechneten Jahr | 21, März | 22,Sept | 2L Juni ]
Zeiten der Sonnenauf- und Untergänge -
für das praktische Leben unbedenklich 423° 20.0
lange Zeit als konstant ansehen können, +28 260°
Die tatsächlichen Deklinationsände- Hi 3
rungen. der Sonne yon Jahr zu Jahr E23 208
mögen noch dureh einige Zahlen ver
anschaulicht werden, indem für einige Jahre die Deklinationen der Sonne für
den 21. März, 22, September und 2L Juni um 0% Weltzeit nach dem Berliner
Jahrbuch gegenübergestellt. werden.
3, Die Änderung der Sonnenhöhen von Jahr zu Jahr.
— Wir wenden uns nun der Frage nach der Änderung der Sonnenhöhe zur
gleichen. mittleren Zeit am gleichen Datum verschiedener Jahre zu, Diese Frage
hat für Strahlungsmessungen und manche klimatolöogische Probleme Bedeutung,
Aus der Gleichung für die Höhe der Sonne:
ET EEE
folgt, wenn man die Breite @ als. konstant annimmt, durch Differentieren:
eds. 4 h=— cos des pain tAt— Kos ee tein dein pe Ag . . . (10)
Unter Benutzung der Kelationen:!
cos dzin Kain. cos |
a — ein cos gps t- eds faing==cosh cosq S 5 7"
wird daraus: | | a
Ah= —cospsina dt eoagdc . , (12)
wobei x das Äzimut und q den parallaktischen Winkel bedeuten, Letzterer be-
stimmt sich aus der Gleichung‘:
x COS 3
ag= nk KO OO
und läßt sich, ebenso wie a, z. B. leicht unter Verwendung des Koordinatenpapiers
mit doppelter Sinusteilung bestimmen). Wird nach Gleichung (5) und (7) in (12)
der Wert für At eingesetzt, So erhält man:
Ab= Adosqgı beging) 0 2» x na m (IB
Das erste Glied der Klammer wird im Meridian gleich 1, während gleich-
zeitig das zweite Glied (bei a = 0°) verschwindet, Das zweite Glied verschwindet
außerdem. noch. am Pol (g= 90°) und auch am Äquator (k= 0), Hiermit läßt
sich also auch die Höhenänderung: der Sonne leicht abschätzen. resp. berechnen,
München. im September 1936,
4y Kı Schütte: Ein einfaches graphisches Verfahren zur Bestimmung von Höhe und Ayimut
der Sonne, Met, Zschr. 1931, Heft 8.
