würde auf der Sonne 29 Centner wiegen, d.h. mit der Kraft von 29 Cent- 
nern auf seine Unterlage drücken; die Muskelkraft der Organismen der 
Erde, mithin auch unsere eigene, würde nicht gross genug sein, sich dort 
aufrecht erhalten zu können, und auf der Sonne würden wir, wie Littrow 
so en bemerkt, da ein Mensch von 150 Pfd. Gewicht dort 4,350 
Pfad. tragen haben würde, von unserer eigenen Masse erdrückt werden. 
Die Re der Sonne (der Winkelunterschied zwischen dem 
wa und scheinbaren Ort des Erscheinens derselben) wurde durch viel- 
id areskäne Beobachtungen und Berechnungen der Vorübergänge der 
Venus vor der Sonne von 1761 un« 
5? 
s e au 
20,657,700 em Andern auf 20,857,000) geogr. Meilen 
berechnet. Ein Dampfschiff, welches stromabwärts etwa 2 Meilen in einer 
Stunde ar "irde 1198 Jahre 230 Tage brauchen, um diese Entfernung 
zurückzulegen; ein Demennarzet der mit der Schnelligkeit von 8 Meilen in 
einer Stunde fährt, würde 299 Jahre 240 Tage bedürfen; und eine Kanonen- 
kugel, die 600° in einer Sekunde zurücklegt, vorausgesetzt, dass sie mit 
gleicher GemuiEireD Tag und Nacht fortgehen könnte, gelangte erst 
in 26 2 Tagen 5 Stunden und 20 Minuten von der Erde zur 
Sonne. N tand der Sonne von ihren Planeten, (den wir bereits 
in der vorstehender aa angegeben haben), ist unserem Verstande so 
g n hal 
solcher sinnlichen Darstellungen bedienen müssen, 
um die Vorstellung 17 Grösse dieser Entfernungen uns näher zu bringen. 
Behalten wir das Beispiel mit der Kanonenkugel bei, die auf der Sonne 
SETS in jeder Sekunde gleichförmig 600 Fuss zurücklegen müsste, 
;o würde dieselbe in 9 Jahren erst zum Merkur, in 18 Jahren zur Venus, 
in 38 Jahren zum Mars, in 130 Jahren zum Jupiter, in 238 Jahren zum 
21 
Saturn, in 479 Jahren zum Uranus, in 885.Jahren zum Neptun gelangen, 
einen Zeitraum von 
fü kt; die ganze übrige Oberfläche a 
unzählige kleine, ihren Ort stets ändernde Schuppen oder Pun] die 
beinahe nirgends gleichförmiges Licht zeigen, und Littrow vergleicht diese 
Oberfläche, deren Ansehen, nach einigen Astronomen, mit dem runzlichen 
Aeussern einer Orange übereinstimmt, mit dem Bodensatz einer flockigen 
Substantz, die in einer du, ureisichtigen Flüssigkeit aufgelöst Ob das 
Aueh der "Sonne selbst, s über 200,000 mal stärker als das des Voll- 
‚ und 800 Mill. a one, als das des Eu 2 und nach den 
Bardeckaeen des Däı af Römer in 8 Min. der Sonne zur 
Erde gelangt, mithin in einer Sekunde 42,000 Fan zurücklegt, ob dieses 
Licht in Strahlen von der Sonne ausströmt, oder ob es in Schwingungen besteht, 
welche durch leuchtende Körper hervorgerufen at) wie Luftschwingun- 
gen durch Töne, ob es an sich heiss ist, oder nur die Wärme in der 
Materie erregt, welche sie in jeigenthümlidig irren versetzt, und 
oe Reibung der Atome t, wissen wir nicht mit Sicherheit, so 
el aber, dass das ungebrochen sveiss erscheinende Sonnenlicht aus ver- 
Strahlen , die in die sieben Farben 
des Regenbogens zerlegt werden können, wie wir schon oben bei Betrach- 
tung der kosmischen Kräfte ae haben; dass wir dieser Eigenschaft 
allein die Farben verdanken, in welchen alle Körper strahlen, und dass 
ohne diese Eigenschaft des Snlienies alle Gegenstände ein graues, 
aschfarbiges Ansehen haben würden. Eben so weckt es die Wärme in 
kte, 
den Körpern der Erde, und zwar am stärksten, wenn es deren Oberfläche 
senkrecht trifft. Die Eöwärmungs- und Leuchtkraft a este 
ist übrigens nicht aller Orten gleich gross, anak Ken Buys- 
‚Ballot haben durch Forschungen 
an einzelnen Stellen der Sonnenoberfläche en ist. Nach Aöry 
gibt die Mitte der Sonne rn Licht, als der Rand, was auch durch Zer- 
‚schels Wahrnehmungen Der Untersenien in der Hellig- 
keit stellt sich ns heraus, wenn man das Bild der Sonne 
hinter dem Okular eines Fernrohres auf einem weissen am ent- 
stehen lässt; stets wird man an einem Sn Bilde gegen den Rand hin 
eine röthliche Färbung ken, die aı mit unserem Abendroth ist, 
bis jetzt aber, trotz en Eigenihlatienkei noch nicht beachtet wurde. — 
Die Beobachtung der Sonnenflecken, deren grösser oder geringer sich 
zeigende Zahl nicht ohne Einfluss auf die Witterung unserer Erde zu sein 
scheint, wie namentlich die Beobachtungen Gruihuisens dargethan haben, 
lehren uns, dass sich die Sonne in 25 Tagen 3 Stunden (nach Lamont in 
25 Tagen 12 Stunden) von West gegen Ost um ihre Axe bewegt; aus der 
Neigung der a au Sonnenflecken Fereeinene man die Länge des 
tens jer Ekliptik zu 258°, und 
die Neigung ne en Ebenen etwas Den rn Die Sonne selbst muss, 
weil sie sich um ihre Axe dreht, Preieen eine ee EeEnE 
im Weltraume haben, wobei sie ihr ganzes System mi ; ob sie 
sich aber gegen das Sternbild des erkaleg bewegt, wie > Her schel den 
oder den Hauptstern der Plejadengruppe, wie Mädler behauptet, darüber 
sind die Meinungen der Astronomen noch verschieden. 
Die Planeten, die dreiundzwanzig bis jetzt bekannten Weltkörper 
unseres Sonnensystems, welche sich um ihre eigene Axe, und bei ver- 
Bahn -Blemente der Planeten unseres Sonnensystems. 
Nach Lättrow, Lamont u. A. 
Umlaufszeiten. 
ie 
Planeten. wie 
Länge. 
Siderische. | Tropische. | Synod. 
Grösste Mit- | Länge de: Neigung | Gerade 
- | Jährlich änge des hrlie Kr jährlich, nenn, ährli EUnE Tsteigung 
em | guene | Länge de | Atnice Sera: | ntigung. | Minen | later, | zuzhe | eeenE, jaigungde| _ nemerkungen, 
ricität. | Aenderung. rihels. rung. rung. | "non, terung. | A euntor. 
Gleichung. 
den Knotens. 
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0688 (Ummeen 52032: | 0 46 28, 72 30 210 | Bao 
60452, 0,00s05 129 51 13,5 für 1. Jan. 1847, Greenw. 
“| 45057° 9,0 6,697'')280 45° 841100297 404 
151 A | 1ma [213821175850 racı.sun 00,04 Dar 
4759 31720 
+ Nov. 1847, Berlin 
0. Nov. 1850 
1.28 0. Jan. 1846, Berlin 
170 52 23. Juli 1831 „ 
80 53 
238 206 
39. 
Berlin 
für 15. April 1849, 
— 1Bssir 
schiedener Neigung derselben um die Sonne bewegen, gegen letztere gra- 
vitiren, jeden Augenblick von derselben angezogen werden, sich aber stets 
vermöge der ihnen eigenen selbstständigen Kraft, nach der Tangente ihrer 
Bahnbewegung von der Sonne zu enifern und dadurch ihren 
nen suchen, 
elliptischen Bahnen um dieselbe Entstehung geben, werden, wie schon 
‚in drei Klassen: in untere, innere, sonnennähere 
oder dichte Planeten, in Asteroiden oder intermediäre, und in obere, 
äussere, sonnenfernere, wenig dichte Planeten geschieden. Manche von 
ihnen haben Monde um sich, und erscheinen sonach wieder als Mittel- 
punkte kleinerer Systeme. Die Asteroiden sind sämmtlich erst im 19ten 
oben bemerkt wurde 
En entdeckt worden; lange zuvor aber hatten Lambert, Bode 
u. A. m grossen Raume zwischen Mars und Jupiter das Dasein seine 
noch unbekannten Planeten vermuthet, A eifrige Forscher, deren Namen 
wir bereits oben nannten, haben im 'e der letzten fünfzig Jahre, statt 
eines Planeten deren fünfzehn Kleinere entdeckt, die nach der Mei- 
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