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| Los geht's: Das
Grundprinzip |
Zu jedem Gestirn gehört ein Ort auf der Erde, an
dem ein Beobachter das Gestirn genau senkrecht über sich sehen kann. Bei
der Sonne ist das der Ort, an dem ein genau senkrecht im Boden steckender Stab
keinen Schatten wirft. Diesen Ort bezeichnet man als Bildpunkt. Der
Sonnenbildpunkt befindet sich immer zwischen den beiden Wendekreisen.
Wie man in der Grafik sehen kann, verlaufen alle
Orte, an denen man die Sonne unter dem gleichen Winkel sehen kann
kreisförmig (in der Zeichnung die roten Linien) um den Bildpunkt. Das
bedeutet, daß wir aus dem mit dem Sextanten gemessenem Winkel errechnen
können, wie weit wir von dem Bildpunkt entfernt sind. Wir erhalten also
eine kreisförmige Standlinie.
Als Standlinie bezeichnet man die
Menge (oder Summe) aller Orte, an denen sich der Beobachter befinden kann. Wenn
man 2 Standlinien zur Verfügung hat, befindet sich der Beobachter an dem
Schnittpunkt derselben.
| Der Abstand zum Bildpunkt |
Auf der Skizze sehen wir, daß die Winkel
Alpha, Beta und Gamma zusammen 180° ergeben. Der scheinbare Horizont ist
nichts anderes als eine Tangente an die Erdoberfläche. Beta ist demnach
90° groß. Daraus folgt, daß Alpha + Gamma = 90° sind. Weil
die Sonne praktisch unendlich weit entfernt ist, können wir davon
ausgehen, daß die Sonnenstrahlen auf der Erde überall paralell
einfallen. Der Winkel Phi ist demnach genauso groß wie Gamma
(Wechselwinkel). Also ist Phi=90°-Alpha
Phi entspricht dem Abstand
zum Bildpunkt in Grad. Wenn wir dem Abstand in Seemeilen (Winkelminuten) wissen
möchten, müssen wir das Ergebnis noch mit 60 multiplizieren. Es gilt
also folgende Formel:
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Abstand vom Bildpunkt in Seemeilen = (90°-beschickter
Kimmabstand)*60 |
Selbstverständlich muß der
Kimmabstand (der Winkel zwischen Sonne und Horizont) zuerst in Dezimalgrade
umgerechnet werden. Wie das geht, steht im Abschnitt Koordinatensystem der
Erde. |
