Erde.

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Maßstabe ist gegenwärtig (1876) in der Ausführungbeariffen. Auch aus der Beobachtung der Pendel-schwingungen u. aus der Berechnung gewisser Un-gleichheiten der Mondbahn hat man die Gestalt derE bestimmt. Als die wahrscheinlichsten Werthe derGröße der E. gelten gegenwärtig folgende: IhrÄquatorialdurchmesser beträgt 1718^,, der Polar-durchmesser 1712^, der Umfang des Äquators (dadie geogr. M ^ eines Äquatorgrades beträgt)SE geogr. M. Die gesammte Oberfläche umfaßtg,260,5104HM, der körperl. Inhalt 2,649,900,000Kub.-M. Bei Berücksichtigung der mathematischenEiutheilung der Erdoberfläche in Zonen, kommenauf die Oberfläche der heißen Zone 3,678,250 UM,jeder gemäßigten Zone 2,403,991 s^jM, der kalten387,139 H)M. Die Unebenheiten, welche Bergemachen, sind unberücksichtigt, da der höchste Bergnicht des Durchmessers der E., also nicht vielmehr als auf einer Kugel von 2 m Durchmesseretwa ein Sandkorn von 1 mm beträgt. Versuchezur Bestimmung der mittleren Dichtigkeit derE. haben gemacht: Maskelyne durch die Ab-lenkung des Bleilothcs von der durch die an-ziehende Masse der E. bedingten vertikalen Richt-ung des Bleilothes in der Nähe eines, seinerMasse nach leicht bestimmbaren Berges (Shehallienin Perthshire); Carlini durch Vergleichung derSchnelligkeit der Schwingungen eines Pendels inder Ebene u. auf einer Bergspitze; ferner Reichu. Baily mit der Coulombschen Drehwage, diegegen eine genäherte Masse von bekanntem Ge-wicht horizontale, von der Anziehung der E. un-abhängige Schwingungen machte. Diese zuver-lässigste, weil von der Bestimmung der Masse einesBerges unabhängige Methode, hat ergeben, daßdie Dichtigkeit der Erde in Vergleichung mit derdes Wassers — 5,44 : 1 ist. Da jedoch die Dich-tigkeit des starren Theils der uns zugänglichenErdoberfläche durchschnittlich 2,4 u. die Dichtigkeitder trockenen u. oceanischen Oberfläche 1 ,g beträgt,so folgt, daß die Dichtigkeit der E. nach Innenzunehmen muß.

L) Die E. ist als Weltkörper (Erdplanet), ineiner rotirenden Kreisbewegung um sich selbst u.in einer fortschreitenden (progressiven) Bewegungum die Sonne begriffen, a) Für die rotirerrdeBewegung bildet der kleinste ihrer Durchmesserdie Drehungsachse (Erdachse), deren Endpunktedie Erdpole sind. Derjenige größte Kreis derE>,. dessen Ebene auf der Erdachse senkrecht steht,dessen sämmtliche Punkte also von jedem der Polegleich weit abstehen, heißt der Erdäquator(Gleicher). Die Richtung, nach welcher diese Be-"sstung geht, wird als O., die entgegengesetzteals W. bezeichnet. In Folge dieser BewegungMinen die Sonne u. alle Himmelskörper sich von19. nach W. um die E. zu bewegen Durch denäquator zerfällt die E. in eine nördliche (vomMator, die Drehungsrichtnng der E. als Haupt-nchtung angenommen, links liegende) u. eine süd-(vom Äquator rechts liegende) Hälfte (He-Von jeder derselben bildet der ent-(Nord- u. Süd-) Pol die Mitte. Diewachse behauptet immer dieselbe Richtung, bisleine Schwankung, die Nutation derse, in Folge deren die Pole innerhalb

einer Periode von 18 Jahren u. 7Z Monaten(derselben Periode, binnen welcher auch die Mond-hahn die nämliche Lage gegen den Erdäqnatorwieder erhält) kleine Ellipsen beschreiben, derengroße Achse 9,g" u. deren kleine Achse 8 " beträgt.Es wächst dadurch die Neigung der Ekliptik gegenden Äquator in der Hälfte dieser Zeit (also etwasüber 9Z- Jahre), und verringert sich dann die 2 .Hälfte hindurch wieder um eben so viel. DieUrsache dieser Erscheinung beruht zunächst auf derAnziehung, die der Monv während der Periode,in welcher die Durchschnittspnnkte der Mond-bahn die Ekliptik durchlaufen, auf die gewölbtereErdmasse in der Äquatorialgegend in etwas ver-stärkterem Maße äußert. Bcadley entdeckte 1727his 1736 zuerst dieses Phänomen. Außerdem findetnoch eine zweite, weit größere, aber viel lang-samer sich vollziehende Änderung der Lage desErdäquators statt, welche die Präcession (Ver-rückung) der Nachtgleiche zur Folge hat. Siebesteht darin, daß die von der Achse der Ekliptikum 23H° abweichende Erdachse in etwa 26,000Jahren eine Kegelfläche um jene(oder derHimmels-pol einen Kreis von 23ß-° Halbmesser um den Polder Ekliptik) beschreibt, wodurch der Frühlings-u. Herbstpnukt jährlich etwa 50" nach W. sort-rücken. Übrigens bleibt der Winkel zwischen derAchse der Ekliptik und der Erdachse, die Schiefeder Ekliptik nicht ganz constant; sie schwanktinnerhalb etwa 24,000 Jahren zwischen etwa 23u. 27H°; gegenwärtig ist sie im Ahnehmen be-griffen u. wird im I. 6600 ihren kleinsten Werth,22 ° 54', erreichen. Nach der völlig gleichmäßigenrotirenden Bewegung der E. aber wird die Längeeines Tags bestimmt (Tag- u. Nachtzeit als Einegerechnet). Die Periode einer jeden Rota-tion, ein Sterntag, ist aber um etwas kürzerals eine Tagesdaner nach gewöhnlicher Zeitein-theilnng, nämlich nur 23 Stunden 56 Minutenu. 6 Secnnden, weil die E. jeden Tag, nach Be-endigung einer Rotation, noch 3 Min. u. etwa54 Sec. bedarf, um denselben Stand gegen dieSonne wieder einzunehmen, wie den Tag zuvor,indem sie während desselben zugleich ihrerBahn um die Sonne zurückgelegt hat. Hierausentsteht der Unterschied zwischen Sternenzelt undL-onnenzeit in der Tageseintheilung, weil die E.gegen Fixsterne nach jener Zeit denselben Standwieder hat, wie zuvor. Ein Bogen eines größtenKreises von einem Pol zum anderen, also vomBetrag eines Halbkreises, heißt ein Meridian;ein Kreis, welcher parallel zum Äquator von Westnach Ost läuft, ein Parallelkreis. Alle Meri-diane schneiden die Parallelkreise u. den Äquatorunter rechten Winkeln. Die Parallelkreise werdenum so kleiner, je näher sie den Polen sind, soz. B. beträgt die Länge eines Grades auf einemum 45° vom Äquator entfernten Parallelkreisenur noch 10 ,g M. Auf den Meridianen werdenvom Äquator an die Breitengrade, auf demÄquator u. den Parallelkreisen von einem erstenMeridian an die Längengrade abgemessen. Alserster Meridian gilt entweder derjenige von Ferrooder (bei den Franzosen) der 20 ° weiter westlichliegende Meridian von Paris, oder (bei den Eng-ländern, sowie überhaupt auf Seekarten) der