ioS Tr alles iibcr die Eruär:?mng der Ej'de von der Sonne. 



dies durch die Gleichung 



C — L = o 



gefunden wird. 



Der Beharruns^stand ist für diesen Sommer und diesen Paralb 1 am 

 dauerhaftesten, da die Veränderung der Abweichung der Sonne am klein- 

 sten. Diesem Sommer folgt ein noch gtöftpret , wenn die Sonne auf der 

 andern Seite des Zeniths durch den Meridian geht, da die Erwärmung der 

 Erde inzwischen stet* zunimmt. Dies, r Parallel ist aber der einzige, wo zwi- 

 schen zweien Sommern kein Winter oder keine Erkaltung stait findet, in- 

 dem der er>te nur ein momentanes Stillestehen der Erwärmung ist, und die 

 mittlere Wärme kein Maximum im eigentlichsten Sinne erlangt, sondern 

 einen Wendungspunkt ihrer zunehmenden Gröf*e hat. Im folgenden Som- 

 mer wo der Beharrungszustand oder die Gleichheit der Soiinenerwärmimg 

 und' der mittlem täglichen Wärme der Erde als einer wirklich größten 

 zu ammenfallen, wird diese gröfser, als an jedem andern Ort zwischen den 

 Wendekreisen. Unter dem Aequator ist hingegen der Unterschied der gröfs- 

 ten und kleinsten Wärme am geringsten. 



Für die Polarzone ist vom Zeitpunkte an, wo die Sonne nicht mehr 

 unters/ ht, die aligemeine Formel für die Wärme stetig. Man hat nur den 

 Werth der Consiante für jenen Zeitpunkt, so wie zuvor gezeigt ist, als 

 Funktion von s der Mittagssonnenlänge, die nach dem letzten Sinnen- 

 unterfang eintritt, zu bestimmen, und sie bleibt dann unveränderlich, in- 

 ,dem man, um die Wärme für irgend iine Zeit nachher zu erlial en, diese 

 durch die derselben zukommenden Sonnenlai.ge au drückt, indem die Zeit 

 vom Mittage an, wo s gleich s° war, ununterbrochen durch m(,s — s ) aus- 

 bedrückt wird. Da aber die Formel in der Gestalt 

 D v = kCe- Lt + funet t, s) 



gegeben worden, und in der zusammengesetzten Funktion von t nur Sinusse 

 vorkamen, so wird für dieselbe Tageszeit t aber p Tage., nach demjenigen, 

 an welchem die Sonne aufhörte unterzugehen, die Wärme 



f i ' f* 3 " \ 



v = kCe— tü + 2/"0 + funet. ( t, s -\ ). 



x in / 



Eine nähere Erörterung dieser Formel und einiger in dieser Abhandlung 

 nur vorläufig berührter Punkte behalte ich mir zu einer andern Zeit vor, 

 und läse mich daher auch jetzt nicht auf die \ oraussetzung der ellipii-chen 

 Bewegung der Erde ein. JVlan wird leicht sehen, daf^ die veränderliche 

 Entfernung der Erde von der Sonne und ihre veränderliche Bewegung in 

 den oben (aus 4. n. oder in §. 10.) abgeleiteten Formeln berück icluiget wer- 

 den könne, wenn man van einem Tage zum andern m ändert, und B, indem 

 man für dieses den Koeffizienten g in S umgekehrt dem Quadrat der Ent- 

 fernun" der Sonne proportional setzt. Die Behandlung deii Problems wüide 

 übrigens auch im wesentlichsten keine Abänderung erleiden, wenn man 

 gleich die Erwärmung der Erde durch die Sonne nicht blofc dem Sinus 

 ihrer Hohe proportional setzte, und jene in anderen •Rücksichten, als hier 

 angenommen sind, betrachten wollte. 



