Be175-5
author: Gabler, Matthias

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V. Theil.
Von den ganzen Weltkoͤrpern.

J. dem gegenwaͤrtigen Theile werden wir nun nichts
mehr mit denienigen Koͤrpern inſonderheit zu thun
haben, welche die Beſtandtheile unſerer Erde ausmachen;
von dieſen iſt bereits hinlaͤnglich in den vorhergehenden 4.
Theilen gehandelt worden. Hier koͤmmt der Erdball im

Zuſammenhange mit den uͤbrigen ganzen Weltkoͤr⸗

pern in Betrachtung. Wir werden uns alſo vorher ein
deutliches Kenntniß dieſer Weltkoͤrper insbeſondere verſchaf⸗
fen, und ſie ſodann in ihrer allgemeinen Verbindung betrach⸗
ten. Vor allen muͤſſen wir uns aber mit einigen allgemei⸗
nen Begriffen und Erklaͤrungen bekannt machen, welche zur
Kuͤrze und Deutlichkeit in dem Hernachfolgenden dienen ſol⸗
len. Uebrigens habe ich hier noch zu erinnern, daß man in
dem gegenwaͤrtigen Theile, von den ganzen Weltkoͤrpern mehr
nicht zu erwarten habe, als was man ſonſt zur phyſiſchen Aſtro⸗
nomie gerechnet hat; daruͤber iſt aber bereits vollſtaͤndig d
rich⸗

708 WEe e eee

richtig genug in andern Buͤchern geſchrieben worden, daß ich
alſo nichts anderes mehr zu thun hatte, als Auszuͤge zu ma⸗

chen, und darauf zu ſehen, wie ich das Wichtigſte in einer ver⸗
ſtaͤndlichen Ordnung und mit moͤglicher Kuͤrze ſagen koͤnnte.
I. Abſchnitt.
Vorlaͤufige allgemeine Begriffe und Erklaͤ⸗
rung

n.

I. Von dem allgemeinen Unterſchiede der Welt⸗
Koͤrper.
Se 547.
Bevbachtungen. 1.) Wenn wir in einer heitern

Nacht den Himmel betrachten: ſo koͤmmt er uns wie eine hohle

Sphaͤre vor, deren Durchmeſſer ins unendliche geht. 2.)

Wir ſehen nach einiger Zeit Sterne am Orient herauf kom⸗

men, die wir vorher nicht ſehen konnten, und im Gegentheile

andere am Occident untergehen, die wir vorher ſahen. 3.)

Gegen Norden bleiben uns einige Sterne immerdar, obgleich
nicht immer am naͤmlichen Orte ſichtbar; denn ſie ſcheinen in
ungefaͤhr 24. St. um einen unbeweglichen Punkt herumge⸗

drehet zu werden. 4.) Einige und zwar dieienigen Sterne,d
welche ein zitterndes Licht haben, behalten unter ſich gegen

einander immer die naͤmliche Lage, und werden ebenfalls bey⸗
nahe nach 24 St. wieder an dem naͤmlichen Orte geſehen. 5.)
Die Sonne hingegen, und einige andere Sterne, welche kein
zitterndes, ſondern bloß ein glaͤnzendes Licht, gleich dem Mon⸗
de, haben, veraͤndern ihre reſpective Lage von Occident gegen

Orient, kommen aber nach einer beſtimmten Zeit in ihrem

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Laufe wieder in die vorige zuruͤck. 6.) Um einige dieſer

beweglichen glaͤnzenden Sternen bewegen ſich wieder andere
kleinere Sterne herum, die man nur durch Fernro hre ſi ſieht,
gerade ſo, wie ſich der Mond um unſere Erde bewegt, ohne
ſie iemal zu verlaſſen. 7.) Die Laufbahnen dieſer kleinern
Sternen durchſchneiden die Laufbahn des groͤßern, um den
ſie ſich bewegen, in zweenen Punkten.

1. Der zweyten Beobachtung zufolge muß ſich ent⸗

weder die ganze hohle Sphaͤre des Himmels von Orient ge⸗

gen Occident, oder unſer Erdball ſich von Occident gegen

Orient in der Zeit 2 24 St. um ſeine Achſe drehen.
Ich werde es unten genau beweiſen, daß ſich nicht die
ganze Sphaͤre, ſondern der Erdball um ſeine Achſe,
und noch uͤberdieß iaͤhrlich um die Sonne herumbewe⸗
ge. Man wird mirs alſo der Kuͤrze halber erlauben,
dieß in einigen nachherfolgenden Erklaͤrungen unter⸗
deſſe en vorauszuſetzen.

II. Doch haben einige Sterne neben dieſer allgemei⸗
nen noch eine andere ihnen allein eigene Bewegung

(n. 6.).
§. 548.

III. Dieienigen Sterne, oder Weltkoͤrper, welche un⸗

ter ſich gegeneinander immerdar die naͤmliche Lage behalten
(§. vorg. n. 4.), werden Fixſterne, welche ſie aber unter
ſich, und gegen die Fixſterne abaͤndern, Planeten oder

Kometen genannt. Die Planeten unterſcheiden ſich von

den Kometen dadurch, daß ſie taͤglich, und allemal ſichtbar
Fuͤnfter Cheil. Aaa ſind,

710 WE e eee

ſind, ſo lange ſie der Sonne nicht zu nahe kommen; die Ko⸗
meten hingegen erſcheinen nur nach Verlauf vieler Jahre ei⸗
ne Zeitlang. Die kleinen Sterne, welche ſich um die Pla⸗
neten herumbewegen (§. vorg. n. 6.), heißen Secundar⸗
planeten, Trabalnten, oder Monden.

II. Einige aſtronomiſche Begriſſe. e.

S. 549.
1.) Von verſchiedenen Punkten.

a.) Die 2 Punkte, um welche ſich die ganze Himmels⸗
ſphaͤre zu bewegen ſcheint (§. 547. n. 3.), werden die Pole,
der ſüuͤdliche und noͤrdliche genannt. b.) Die Linie, die
ſich von dem einen Pole zum andern denken laͤßt, iſt die
Weltachſe. c.) Der Punkt einer ſenkrechten Linie uͤber
meinem Scheitel heißt das Zenith, und der ihm gerade ent⸗
gegengeſetzte, Nadir. d.) Die Punkte, wo ſich die Lauf⸗
bahnen zweener beweglichen Sterne durchſchneiden (eben dort
n. 7.), ſind die Knoten (nodi).

2.) Von verſchiedenen imaginariſchen Ebenen und

Kreiſen.

a.) Stellen wir uns eine große zirkulaͤre Ebene (Pla-
num circulare) vor, welche die ganze Himmelsſpaͤre in
zween gleiche Theile ſo ſchneidet, daß die Weltachſe ſenkrecht
durch den Mittelpunkt dieſer Ebene gehet: ſo iſt dieß die
Ebene des Aequators (planum aequatoris). Der Zirkel,
der dieſes Planum begraͤnzt, und um den Mittelpunkt der
Ebene herumgezogen iſt, heißt der Aequator. b.) Die Ebene,
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den Aequator ſenkrecht durchſchneidet. d.) Die Laufbahn,

ſes (Zodiaci). Man nennt dieſe Binde den Thierkreis, weil
die bekannten 12 Himmelzeichen darauf vorkommen. Jedes

gen ſich von Occident gegen Orient in folgender Ordnung auf⸗
einander. Nach dem 1.) Widder V, 2.) der Stier &

WeE We e 1

die man ſich denken kann, daß ſie durch die beyden Pole,
und unſern Scheitelpunkt gehe, und eben darum mit der
Ebene des Aequators einen rechten Winkel machet, iſt die
Mittagsebene (planum Meridiani), und ein großer
Zirkel auf dieſer Ebene der Mittagskreis. c.) Ein
Deelinationskreis aber wird ieder Zirkel genannt, welcher

auf welcher ſich die Erde iaͤhrlich um die Sonne bewegt,
heißt die Ekliptik. Die Ebene, in der dieſe Laufbahn liegt,
und welche nunmehr mit dem Aequator einen Winkel = 23°
30 macht, wird die Ebene der Ekliptik genannt. Man
kann ſich dieſe Ebene, ſo, wie ſelbſt die Laufbahn der Er⸗
de immer zirkulaͤr denken, um alle Verwirrung zu vermeiden.
e) Die gerade Linie alſo, welche durch den Mittelpunkt der
Ekliptikebene ſenkrecht durchgehet, iſt die Achſe der Ek⸗
liptik; und die zween entgegengeſetzten gleichweit vom Mit⸗
telpunkte entfernten Punkte dieſer Linie ſind die Pole der
Ekliptik. f.) Wenn wir uns ferner eine breite Binde,
welche mit der Ekliptik parallel laͤuft, und dieſe rings um⸗
giebt, vorſtellen, ſo haben wir den Begriff des Thierkrei⸗

dieſer Zeichen nimmt 30 Grade auf der Ekliptik ein. Den An⸗
fang macht das Zeichen des Widders (Aries) an dem einen Punk⸗
te, wo die Ekliptik den Aequator durchſchneidet; die uͤbrigen fol⸗

(Taurus), 3.) die Zwillinge II (Gemini), 4.) der
Krebs (Cancer), 5.) der Loͤwe 81 (Leo), 6.) die —
Aa a 2 Jung⸗

Jungfrau ny (Virgo), 7.) die Wage .. (Libra), 8.)

der Scorpion M (Scorpius), 9.) der Schuͤtz (Arei⸗
tenens), 10.) der Steinbock $ (Caper), 11.) der Waſ⸗

ſermann :— (Amphora), 12.) die Fiſche )C (Piſces).

g.) Alle groͤßten Kreiſe, welche durch die zween Pole der Ekliptik
gehen, heißen Kreiſe der Breite (circuli latitudinis)).
h.) Die Horizontebene iſt dieienige, durch deren Mittelpunkt
eine gerade Linie ſenkrecht vom Zenith gegen das Nadir gezo⸗

gen werden kann. i.) Der Kreis aber, welcher durch das

Zenith ſenkrecht auf den Horizont gezogen iſt, wird der Ver⸗
tikalkreis genannt.

/

§H. 550.

3.) Von verſchiedenen Boͤgen, durch welche ver⸗

ſchiedene Abſtaͤnde der Sterne gemeſſen wer⸗

a) Die Laͤnge eines Sternes mißt derienige Bogen
der Ekliptik, welchen einerſeits der Punkt des Widders, an⸗
derſeits aber derienige Punkt einſchließt, in welchem der Brei⸗

tekreis, der durch den Stern gehet, die Ekliptik durchſchnei⸗
det. b.) Die Breite des Sternes hingegen mißt derienige

Bogen des Breitenkreiſes (§. 549. g.), der von dem

Sterne, und der Ekliptik eingeſchloſſen wird. c.) Die Ab⸗
weichung des Sternes (Declinatio) iſt ein Bogen des Dekli⸗

nationskreiſes, der von dem Sterne, und dem Aequator abge⸗

ſchnitten wird. d.) Die Rectaſcenſion (aſcenſio recta)
iſt derienige Bogen des Aequators, welchen der durch den

Stern gehende Breitekreis und der Punkt des Widders be⸗ R

graͤnzet. e.) Der Bogen eines Vertikalzirkels (vorg. §. i.)
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den der Stern, und die Horizontebene abſchneidet, iſt die
Hoͤhe des Sternes (altitudo). t) Der Bogen des Horizont⸗
kreiſes, der zwiſchen dem Meridiane, und dem durch den
Stern gezogenen Verticalkreiſe gefunden wird, heißt das
Azimuth des Sternes.

4.) Von verſchiedenen relativen Lagen der Pla⸗
neten inſonderheit. .
a.) Die Vereinigung zweener Planeten (coniunctio)

geſchieht, wenn ſie gleiche Laͤnge haben; die Oppoſition hin⸗

gegen, wenn ihre Laͤnge um 180 Grade differirt; eine Qua⸗
dratur aber, wenn die Differenz nur 90 betraͤgt. b.) Die
groͤßte Ausſchweifung des Planeten (elongatio maxima)
iſt ſeine weiteſte Entfernung von der Sonne auf der Ekliptik.
5.) Von einigen ſcheinbaren Abaͤnderungen in der
Bewegung der Planeten.
a.) Der Planet ſcheint uns bald ordentlich auf ſeiner
Bahn nach der Ordnung der Himmelszeichen fortzulaufen;
dieß nennt man die gerade Fortruͤckung des Planeten
(Progreſſio directa). b.) Bald ſcheint er ſich gegen die

Ordnung der Himmelszeichen zu bewegen, und das nennt man

ſeinen Ruͤckgang (Retrogreſſio). c.) Bald ſcheint er ſich

lange Zeit an dem naͤmlichen Orte zu erhalten, und das heißt

der Stillſtand des Planeten (ſtatio).
III. Erklaͤrungen von einigen optiſchen Betruͤgen.
Die Sterne erſcheinen uns aus dreyerley Urſachen an
einem andern Orte, als an dem ſie wirklich ſtehen. Die e⸗
ſte iſt die Verſchiedenheit des Geſichtspunktes, aus dem ſie
Aa a 3 betrach⸗

74 WeN e We

betrachtet werden, daher eine Parallaxe entſteht. Die zwey⸗
te iſt die Refraktion ihres Lichtes, und die dritte die ſuc⸗
ceſſive Fortpflanzung eben dieſes Lichtes.

Von der Parallaxe.

S. 552.

Ein Zirkelbogen der großen Himmelsſphaͤre s. 747.
n. 1.), welchen die zwo Linien abſchneiden, durch die ein
Stern von zweenen verſchiedenen Orten aus geſehen wird, iſt
die Parallaxe des Sternes, und der Winkel, welchen eben
dieſe zwo Linien miteinander machen, heißt der parallakti⸗
ſche Winkel. Es ſey (Fig. V.) P Q ein großer Zirkel
der Erdekugel; in 8§ befinde ſich ein der Erde ganz nahes Ge⸗
ſtirn, z. B. der Mond; von O aus alſo wuͤrde man dieſes
Geſtirn in N, und von dem Mittelpunkt der Erde T aus

in M ſehen. Der Bogen M N waͤre folglich die Parallaxe,

und 08T der parallaktiſche Winkel. Dieß letztere beweiſt
man ſo: Da der Stern ganz nahe bey der Erde iſt, und die
große Sphaͤre ins Unendliche hinausgeſetzt⸗ werden kann: ſo
verſchwindet S T im Vergleiche mit der unendlichen Entfer⸗
nung, und der Mittelpunkt der Himmelsſphaͤre P Q kann
in S geſetzet, und S M oder 8 N als ein Radius deſſelben
betrachtet werden. Der Bogen M N iſt alſo das Maaß des
Winkels MSN, folglich auch des verticalen O8 T: das
iſt, der Winkel, welchen die zwo Linien und 18 ma⸗
chen, iſt der parallaktiſche Winkel.

J. Wird nun ein Geſtirn zur naͤmlichen Zeit aus zwee⸗
nen Orten des naͤmlichen Meridians betrachtet: ſo ergiebt ſich
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die Parallaxe der Breite. 2.) Die Parallaxe der Laͤnge
entſteht, wenn das naͤmliche Geſtirn aus zweenen Orten, die
die naͤmliche geographiſche Breite, aber verſchiedene Laͤnge
haben, beobachtet wird. 3.) Nach Verſchiedenheit der Hoͤhe
des Geſtirnes entſteht abermal entweder die horizontale,
oder eine andere Hoͤheparallaxe.

II. Die jaͤhrliche Parallaxe entſteht, wenn das Ge⸗

ſtirn aus verſchiedenen Punkten auf der Laufbahn der Erde
beobachtet wird.

§. 553.

Der Semidiameter der Erde verhaͤlt ſich zur
Entfernung des Sternes von dem Mittelpunkte der

Erde, wie der Sinus des parallaktiſchen Winkels zum
Sinus ſeiner ſcheinbaren Entfernung vom Zenith: d. i.
OT: ST= Sin. S: Sin. N O P. Denn es iſt Z

0T: Sin. S = T S: Sin. SO T; nach trigonometriſchen
Grundſaͤtzen.

= TS: Sin. SOP; weil das Complement

den naͤmlichen Sinus

hart.
folglich O T: ST - Sin. S: S0 P.

5§. 554.
I. Es laͤßt ſich alſo aus dem parallaktiſchen
Winkel, der Hoͤhe des Geſtirnes, und dem bekannten Ra⸗
diuinus der Erde die Entfernung des Geſtirnes von der
Erde beſtimmen.

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8

II. Die Horizontalparallarxe iſt die groͤßte, und ſie
nimmt mit der Hoͤhe des Sternes ab, bis ſie endlich im Ze⸗
nith gar verſchwindet; denn der Winkel 8 waͤchſt eben ſo,
wie der Winkel S O P, wie es aus der Figur erhellt; nun
aber iſt dieſer am Groͤßten, wenn das Geſtirn S in den Ho⸗
rizont koͤmmt, und wird immer ſpitziger je hoͤher der Stern

ſteiget.
Von der Refraktion des Sternelichts.

8S5SS
Der Lichtſtral von einem Sterne außer dem
Zenith kann anders nicht, als durch eine krumme
Linie in unſer Auge kommen; denn er muß außer dem
Zenith auf unſern Dunſtkreis ſchief auffallen, folglich zum

Perpendikel gebrochen werden (§K. 281.), und von ſeiner vori⸗

gen Richtung abweichen. Da aber die Atmoſphaͤre gegen
die Erde immer dichter wird, ſo muß auch die Refraktion we⸗
gen der Ungleichheit des Mittelkoͤrpers anhaltend ſeyn, und
ſo der Stral eine krumme Linie auf ſeinem Wege beſchreiben.

I. Jeder Stern außer dem Zenith muß alſo

hoͤher „ als er wirklich iſt; und auch ſchon geſehen werden,
wenn er ſich noch wirklich unter dem Horizonte befindet. Es

muß ſodenn der Brechungswinkel von der beobachteten Hoͤ⸗
he abgezogen werden, wenn man die wahre Hoͤhe des Ster⸗
nes inne werden will.

II. Die Refraktion iſt am Horizonte, und bey

geringer Hoͤche des Geſtirnes groͤßer, als bey vermehr⸗
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weil die Stralen nach dieſer Richtung alle gleich gebrochen
werden; dieſes alles giebt nun dem runden Bilde eine verlaͤn⸗
gerte, und einem andern wieder eine andere von der eigentli⸗
chen verſchiedne Figur.

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Stralenbrechen ſo wenig eine Aenderung verurſachen, als in
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ter Hoͤche, weil die Stralen des niederen ſchiefer auffallen. Da⸗
her muß ſich am Horizonte die Figur eines groͤßern Ge⸗
ſtirnes z. B. der Sonne in unſerm Auge aͤndern; denn die
dem Horizonte naͤheren Theile werden mehr erhoͤhet, als die
Indern, fe folglich muß ſich der Durchmeſſer nach dieſer Rich⸗
tung vermindern; nach der Breite aber bleibt er der naͤmliche,

III. Die Entfernung des Sternes kann in dem

dem Auffallungswinkel ſeiner Stralen.

IV. Da die Beſchaffenheit des Dunſtkreiſes nicht

zu allen Zeiten gleich iſt: ſo kann auch der Lichtſtral nicht alle⸗
Ngen ſmal gleich gebrochen werden.
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, und
tiben.

* Man verfertiget ſi ch deßwegen Refraktions⸗ Tabellen,
daraus man die Refraktion fuͤr jede Hoͤhe nach ver⸗
ſchiedenen Zuſtand der Atmoſphaͤre durch das Thermo⸗
meter und Barometer finden kann; oder ſtellt eigene
Beobachtungen dafuͤr an, um die Hoͤhe eines Firxſter⸗
nes zu beſtimmen, von beyden will ich muͤndlich reden.

Von der Aberration der Sterne (aberratione
Syderum).

§. 556.

Wenn man annimmt, daß die Erde binnen 3655 Ta⸗
Aaa F gen

71 8 ke & Wok

gen und 6 Stunden 9 ½ ihren Lauf um die Sonne vollende:

ſo muß ſich die Geſchwindigkeit der Erde zur Geſchwindigkeit

des Lichtes (§. 275. II.) ungefaͤhr wie 6: 100000 verhal⸗

ten. Denn wenn die Entfernung der Erde von der Sonne,
oder der Radius von der Laufbahn der Erde, 23708 halben
Durchmeſſern der Erdkugel gleich iſt, wie dieß aus den He⸗

(TRe

Laufbahn = 148957, 364, und die Erde muß in der Zeit

= 8 13“ beynahe 2, 329 halbe Erde Durchmeſſer machen,
in welcher Zeit das Licht 23708 ſolche Halbdurchmeſſer durch⸗
laͤuft; nun aber verhaͤlt ſich beynahe 2, 329: 23708 9:

100000. Mithin eben ſo die Geſchwindigkeit der Erde zur

Geſchwindigkeit des Lichtes.

§. 557.

Diieienige Geſchwindigkeit aber, mit der ſich
die Erde in 24 St. um ihre Achſe drehet, hat auch

im groͤßten Kreiſe, beym Aequator kein merkliches Ver⸗
haͤltniß zur Geſchwindigkeit des Lichtes: denn da hier
der Radius = I iſt: ſo kann die Peripherie nicht groͤßer

ſeyn, als 6, 293; mithin muͤßte die Erde in Zeit 8, 13“
einen Raum machen, der ſich zu jenem, den das Licht macht,
verhält æ aSsSS: 23708. Das iſt aber keine merkli⸗

che Proportion.

§. 5§558.

(a) Ephem. Viennenſes celeberr. Aſtron. P. Hell A. 1773.

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Seterne
liſchen Beobachtungen (a) des letzten Durchganges der Ve⸗

nus durch die Sonne iſt beſtimmet worden: ſo iſt die ganze

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8. 558.
Wenn die Erde um die Sonne bewegt wird:
ſo muͤſſen uns wegen dieſer Bewegung alle Sterne
immer an einem andern Orte erſcheinen, als wo ſie
in der That ſind; denn wenn nicht nur das Licht von dem
Sterne S (Fig. VI.) gegen das Aug mit der Richtung und
Geſchwindigkeit = a ſondern auch das Aug mit der Rich⸗
tung und Geſchwindigkeit oc gegen das Licht hinbewegt

wird: ſo muß die Wirkung auf das Aug ſo geſchehen, als

wenn das Licht nicht von a ſondern von b gegen o waͤre be⸗
wegt worden; folglich muß auch der Stern nach der naͤmli⸗

chen Richtung, und in einem andern Orte, naͤmlich in b ge⸗

ſehen werden.

§F. 559.

Die Aberration des Sternes iſt alſo eine ſchein⸗
bare Aenderung ſeines Ortes wegen der Geſchwindigkeit des
Auges, die auch im Vergleiche mit der Geſchwindigkeit des
Lichtes noch merklich iſt.

I. Wegen der Bewegung der Erde um ihre Achſe

weicht der Stern nicht ab (§. 557.); wohl aber wegen ih⸗
Lunht, R

rer Bewegung auf der Ekliptik (F. 556.).

II. Da die Ekliptik beynahe ein Zirkel iſt: ſo muß
auch der abweichende Stern in ſeiner ſcheinbaren
Bewegung einen Zirkel beſchreiben, welcher nach Ver⸗

ſchiedenheit ſeiner Lage gegen das Aug verſchiedentlich erſchei⸗
nen muß; denn ein Stern in der Ekliptik wird dem

Scheine nach in einer geraden Linie bewegt, weil wir die
Ebne

6

720 W eee
Ebne des Zirkels, den er beſchreibt, nicht nach ſeiner Flaͤ⸗
che, ſondern bloß die halbe Peripherie als eine Linie ſehen.
2.) Hingegen die Sterne außer der Ekliptik, und außer
dem Pole derſelben ſcheinen eine elliptiſche Linie zu durch⸗
laufen, welche nahe an der Ekliptik ſehr verlaͤngert erſcheint,

ie naͤher aber der Stern zum Pole der Ekliptik koͤmmt,

immer mehr und mehr einem Kreiſe gleichet; denn die Ebene
des Zirkels, die ein Stern nahe bey der Ekliptik beſchreibet,

muß dem Auge ſehr ſchief entgegen ſtehen; dieſe ſchiefe Lage

naͤhert ſich aber gegen den Pol der Ekliptik der ſenkrechten
immer mehr, und da ſie im Pole gar ſenkrecht wird, er⸗
ſcheint uns dort die ganze Flaͤche von dem Aberrationzirkel
des Sternes.

II. Abſchnitt.

Von den ganzen Weltkoͤrpern ins Beſondere.

Einige dieſer Koͤrper haben ein ihnen ſelbſt eigenes
Licht, und man nennt ſie leuchtende Koͤrper; andere be⸗
kommen es nur von leuchtenden Koͤrpern, und werfen es zu⸗
ruͤck, und man nennt ſie erleuchtete, oder glaͤnzende Him⸗
melskoͤrper (§. 271.).

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I. Kapitel.
Von den leuchtenden Himmelskoͤrpern.

§. 560.

Beobachtungen uͤber die Natur der Sonne.

Die Sonne erleuchtet, 2.) ſie erwaͤrmet andere Koͤrper. 3.)

D

Die durch ein Brennglas oder einen Hohlſpiegel auf einen en⸗

gen Raum verſammelten Sonnenſtralen ſchmelzen Metalle ꝛc. ꝛc.

(S. 246. 247.) 4.) Die Parallaxe der Sonne im mittle⸗
Pren Abſtande iſt = 8“, 70.
, er⸗

t von der Erde beſtimmen, weil ſie eine Parallaxe hat (§S. 554.)

RNach den neueſten Beobachtungen des Herrn Hell iſt ſie
23708. halben Durchmeſſern der Erde befunden worden.

I. Es laͤßt ſich alſo die Entfernung der Sonne

II. Die Sonne iſt ein in ſeiner ganzen Ober⸗

flaͤche entzuͤndeter Koͤrper, der mit einem brinnenden Er⸗

dekoͤrper aͤhnliche Beſtandtheile, und Eigenſchaften hat; denn

die naͤmlichen Wirkungen erlauben uns hier den Schluß auf
aͤhnliche Urſachen.

III. Schon aus dieſem ſcheint es auch zu folgen, daß

die Sonne eine Atmoſphaͤre haben muͤſſe (§. 270.). Die
wenn ſie auch weit lockerer und feiner, als unſere Luft waͤre,
demungeachtet doch ſchwerer, als dieſe, ſeyn koͤnnte, indem
die Maſſe der Sonne ohngefaͤhr 1000000male groͤßer, als
die Maſſe unſerer Erde iſt.

IV. Es muͤſſen alſo auch aus der Sonne Duͤnſte auf⸗

ſteigen, und das brennliche Weſen muß ſich durch das Bren⸗

nen

722²2 oE e ee

nen verzehren. Die Maſſe der Sonne kann aber darum ſo
wenig abnehmen, als unſere Erde wegen den aufſteigenden
Duͤnſten, weil ihre Duͤnſte eben ſo, wie dieſe wechſelweiſe
aus der Atmoſphaͤre zuruͤckfallen.

§S. 561.

Beobachtungen uͤber die Sonnenmackeln. (a)
Sie ſind ſchwarze Flecken, die man ſehr oft, und beynahe
taͤglich in der Sonne wahrnehmen kann. 2.) Einige derſel⸗
ben, welche ſchwaͤrzlicht, und aſchengrau erſcheinen, beſte⸗
hen wieder aus vielen andern kleinern von einander abgeſon⸗

derten ſchwarzen Flecken, wie man dieß durch vollkommnere

Fernrohre entdecket. 23.) Ihre Groͤße und Figur iſt ſehr ver⸗

ſchieden; La Lande (b) hat im Jahre 1763 eine Mackel

beobachtet, die einen dreymal groͤßern Raum in der Sonne
einnahm, als die Erde in ihrem Umfange betraͤgt; man hat
aber auch wohl noch groͤßere geſehen. 4.) Dieſe Groͤße
nimmt in der naͤmlichen Mackel manchmal zu, und ab; auch
ihre Figur aͤndert ſich. 5.) Sie bewegen ſich auf der Son⸗
nenſcheibe von Orient gegen Occident, und zwar in geraden
Linien, wenn die Erde auf der Ekliptik den 70ſten oder 2 02⸗
ſten Grad erreichet hat. Zu andern Zeiten aber ſind ihre
Richtungslinien mehr oder minder gekruͤmmt, je nachdem die
Erde mehr oder minder von den zweenen angezeigten Punkten
der

(a) Der Jeſuit Chriſtian Scheiner hat dieſe Mackeln der
Erſte ſchon im J. 1611. entdeckt, er war Profſeſſor der
Mathematick auf unſrer hohen Schule.

(b) Aſtronomie L. XX, J. 25 I1.

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Mln ſo
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Punkten

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der Ekliptik entfernet iſt. Gegen den Rand der Sonne zu,
ſcheinen ſie ſich langſamer zu bewegen. 6.) Sie verſchwin⸗
den auf der otceidentalen Seite der Sonne, und gehen auf
der orientalen wieder auf, ſo, daß ſie in der Zeit = 27 T.
12 St. 20 M. ihren periodiſchen Lauf vollenden, und bey⸗
nahe eben ſo lange verborgen bleiben, als ſie geſehen werden.
7.) Einige ſind mehrere Male, andere aber gar nicht zuruͤck⸗
gekehrt, wieder andere ſind an verſchiedenen Orten der ſicht⸗
baren Sonnenſcheibe verſchwunden. 2.) Sie haben keine
Parallaxe. Im Jahre 1701. hat H. Jartvux in Peckin
die naͤmliche Mackel an eben dem Orte der Sonne beobachtet,
an dem ſie der iuͤngere H. Caſſini zu Paris geſehen hatte.

I. Dieſe Mackeln ſind keine Planeten, die ſich um die
Sonne bewegen, weil ſie weder eine beſtimmte Groͤße (n.
4.), noch eine ordentliche Bewegung (n. 7.) haben.
Sie muͤßten ferner entweder in der Sonne; oder zunaͤchſt an
derſelben ſeyn, weil ſie keine Parallaxe haben (n. 8.); oder
ſie muͤßten ihren Lauf in dreyen, oder hoͤchſtens vier Stun⸗
den um die Sonne vollenden, das doch der Erfahrung wider⸗
ſpricht (n. 6.).

II. Sie ſind auch glaublich keine aus der Sonne
aufgeſtiegene Duͤnſte; denn bloße Duͤnſie koͤnnten ſich
nicht ſo lange Zeit, und in ſo einer ordentlichen Bewegung
erhalten (n. 5. 6. 7.).

III. Sie ſcheinen alſo ausgebrannte Stuͤcke von
der Maſſe der Sonne ſelbſt zu ſeyn, in welchen das
brennliche Weſen verzehrt iſt (§H. 560. II. IV.); Die ange⸗
fuͤhr⸗

724 eN e W. e
fuͤhrten Beobachtungen ſtimmen mit dieſer Meinung vollkom⸗
men uͤbereins. Einige Aehnlichkeit koͤnnen wir auf unſerer
Erde bey großen, und heftigen Feuersbruͤnſten wahrnehmen.

Iv. Die Sonne drehet ſich innerhalb 27 T.

12 St. 20 M. um ihre Achſe; Ohne dieſe Bewegung

waͤre ſo ein ordentlicher Umlauf der Flecken nicht moͤglich,

ſie moͤgen nun Stuͤcke von der Sonnenmaſſe, oder nur
Duͤnſte derſelben ſeyn.

v. Sie hat zimlich genau eine ſphaͤriſche Figur;

wir ſehen ſie, ungeachtet der Bewegung um ihre Achſe, be⸗
ſtaͤndig als eine Zirkelſcheibe.
VI. Die Achſe der Sonne iſt ſo, wie ihr Aequator
auf die Ebene der Ekliptik geneigt, der Winkel, den ihr Ae⸗
quator mit der Ekliptik machet, iſt = 7 30⁰.
VylI. Die Knoten dieſes Acquators, und der Ek⸗
liptik ſind im 70ſten, und 250ſten Grade.
VIII. Die Kreislinie, welche die Mackel be⸗

ſchreibet, muß uns, wie eine gerade Linie vorkom⸗

men, wenn die Achſe des Auges in die Kreisflaͤche des Son⸗
nenaequators faͤllt; denn in dieſem Falle ſehen wir nichts als
den halben Graͤnzzirkel der Aequatorsflaͤche, der uns wie eine
gerade Linie erſcheint. Dieſer Fall ereignet ſich aber, wenn

ſich die Erde in dem 70ſten und 250ſten Grade der Ekliptik

befindet (VII.); Auf anderen Punkten der Ekliptik ſcheinen
ſich die Sonnenflecken in krummen Linien zu bewegen, ſo wie
ſich uns die Aequatorsflaͤche mehr oder weniger ſchief dar⸗

ſtellt (§. 559. II.)
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IX. Da wir die Kreislinie der Mackeln, als eine gera⸗
de ſehen: ſo muß ein gleichgroßes Stuͤck dieſer Linie am Ran⸗
de der Sonne unter einem kleinern Winkel erſcheinen, als in
der Mitte der Sonne; folglich wird ſich auch die Mackel
am Rande langſamer, als in der Mitte zu bewegen
ſcheinen, weil wir glauben, daß ſie einen kleinern Raum
durchlaufe, als ſie wirklich durchlaͤuft, und zu dieſem kleiner⸗
ſcheinenden Raume eben ſo viel Zeit brauche, als ſie in der
Mitte zu einem groͤßerſcheinenden gebrauchet hat.

* Die Mackeln, welche ſich naͤchſt dem Aequator befin⸗
den, ſind uns, wenn ſie ordentlich mit der Sonne be⸗
wegt werden, einige Zeit laͤnger verborgen, als ſie uns
ſichtbar ſind. 1.) Weil wir die ganze ungeheure Halb⸗
kugel der Sonne zugleich nicht uͤberſehen koͤnnen. 2.)
Weil die Mackeln an jenem Theile der Sonne, welcher
gegen unſer Aug ſchief ſtehet, weit kleiner erſcheinen,
und endlich wegen ihrer Kleinheit gar verſchwinden
muͤſſen.
Die Beobachtung des H. Friſius (a), nach
welcher eine Mackel mehrere Tage uͤber die Helfte ihrer
Umlaufes⸗Zeit verborgen geweſen waͤre, muß uns eben
darum billig verdaͤchtig ſeyn. Hat ſie aber auch wirk⸗
lich Grund, ſo getraue ich mir zu behaupten, daß es
eine Mackel von gleicher Groͤße, und in dem naͤmlichen
Parallelzirkel geweſen ſey, aber eine andere Laͤnge ge⸗
habt habe, und deßwegen fuͤr die vorige angeſehen
worden ſey. J
Fuͤnfter Theil. Bbob . 562.

— — ———ʒ

(a) De Gravitate vniuerfali. pag. 263.

S. 562.

Beobachtungen uͤber die anſcheinende jaͤhrliche

Bewegung der Sonne. 1.) Die Sonne wird von un⸗
ſerer Erde aus immer bey andern und andern Sternen auf
der Ekliptik geſehen, und ſcheint ſich auch auf dieſer von Oe⸗
cident gegen Orient zu bewegen, bis ſie nach einer Zeit= 36 T.
6⁶ St. 9 M. 30 S. wieder auf den naͤmlichen Punkt
koͤimmt. 2.) Die Geſchwindigkeit dieſer Bewegung iſt
nicht auf allen Theilen der Ekliptik gleich groß; ſie waͤchſt

itzt von dem 10. Grade des Krebſes bis auf den 10ten

Grad des Steinbockes, in dem ſie am Groͤßten iſt, und
nimmt von da ordentlich ab bis auf den 10. Grad des Kreb⸗
ſes, wo ſie am Kleinſten iſt. 3.) Je nachdem dieſe Ge⸗
ſchwindigkeit waͤchſt oder abnimmt: ſo iſt auch der ſcheinba⸗
re Durchmeſſer der Sonne merklich groͤßer, oder kleiner.
4. Weder das Ab⸗ und Zunehmen der Geſchwindigkeit, noch
dieſe Vergroͤßerung ꝛc. des ſcheinbaren Semediameters hat
einen bloßen optiſchen Scheinbetrug zum Grunde, ſondern
ſie ſetzt eine wahrhaft ſchnellere und langſamere Bewegung

entweder der Sonne oder der Erde zum voraus, und die Son⸗
ne koͤmmt uns wirklich das einemal naͤher als das andermal,
daher uns ihr Diameter groͤßer und kleiner erſcheint; wie die⸗

ſes Keppler (a) laͤngſt bewieſen hat.

1. Aus dieſen Beobachtungen laͤßt ſichs noch
nicht ſchließen, daß die Sonne wirklich auf der
Ekliptik

(a) Aſtronomiae pars Optica.

Man

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Ekliptik von Occident gegen Orient fortbewegt werde;
denn eben dieſe Erſcheinungen ſind auch nothwendig im Fal⸗
le, daß ſich die Erde von Occident gegen Orient auf der

Ekliptik um die Sonne bewegen ſollte; wie dieſes fuͤr ſi ich

ſelbſt klar iſt.

II. Es mag aber nun die Sonne, oder die Erde be⸗
wegt werden: ſo kann die Lauf bahn kein Zirkel ſeyn,
ob dieſer auch gleich excentriſch geſetzt wuͤrde; den ein Zirkel

koͤnnte nur durch eine ſtaͤts gleichfoͤrmige Bewegung beſchrie⸗

ben werden (§. 158. V.); in der Bewegung der Sonne aber
iſt die Geſchwindigkeit wirklich ungleich und verſchieden (n. 3.),
und kann gemaͤß derſelben nach den genaueſten aſtronomiſchen
Beſtimmungen keine andere als eine elliptiſche Linie durchlof⸗
fen werden.

III. Die Sonneiſt ohngefaͤhr bey ihrergröͤſten Ent⸗
fernung vom Aequator gegen Norden, auch von der
Erde am weiteſten entfernt; ſie iſt aber im Gegentheile
bey ihrer groͤßten ſeerhen Entfernung v vom Aequator derſel⸗

ben am naͤchſten (n. 3.).

IV. Es iſt immerdar ein anderes Hemiſphaͤrium
unſerer Erde von der Sonne beleuchtet, und die Son⸗

neſtralen fallen bald auf dieſen, bald auf einen andern Theil

ſenkrecht auf, ſo, wie ſich die Sonne oder die Erde bewegt.

§. 563.

Beobachtungen uͤber das Zodiakallicht. 1.)
Man beobachter vorzuͤglich im Fruͤhlinge nach dem Untergan⸗

ge und im Herbſte vor dem Aufgange der Sonne ein ziemlich
Bbb 2 helles,

S SðZ — — — .

7²8⁸ WWeer e eeee
helles, aber ſehr feines Licht, welches ſi ch von der Sonne
her durch den Thierkreis bis auf den 50, 60, ia wohl auch
100ſten Grad deſſelben erſtreckt, und ſich in eine Spitze en⸗
diget, welche der Spitze einer breiten Lanze gleichet. Man
nennt es das Zodiakallicht. 2.) Seine Feinheit iſt ſo groß,
daß man auch die Fixſterne noch durchblinken ſieht. 3.) Es
iſt um ſo ſichtbarer, je groͤßer nach Verſchiedenheit ver Zeit
derienige Winkel iſt, den der Aequator der Sonne mit un⸗
ſerm Horizonte macht. 4.) Es mag vor der Sonne, oder
nach derſelben erſcheinen: ſo ſtimmt der Ort, an dem es ſte⸗
ber⸗ genau mit der Bewegung der Sonne uͤbereins. 5.)
Man ſieht es nicht blos in einigen, ſondern! in allen Gegen⸗

de unſerer Erde.

1. Dieſes Licht entſteht nicht in der Atmoſphaͤ⸗

re unſerer Erde (n. 5.); es haͤngt aber doch von der
Sonne ab (n. 4.).

II. Der Aequator der Sonne muß eine gewiße Steh⸗
lung gegen unſern Horizont haben, wenn uns dieſes Licht

ſichtbar ſeyn ſoll; die Sonne erzeugt es alſo an und fuͤr

ſich nicht in einer iedweden Lage.

III. Wenn man annimmt, daß die Sonne eine At⸗
mosſphaͤre habe, welche um den Aequator derſelben herum

hoͤher iſt, als um die uͤbrigen Gegenden: ſo muß die Er⸗

ſcheinung des Zodiakallichtes eben dieienige ſeyn, die wir

wirklich beobachten; denn dieſe Atmosſphaͤre muͤßte das
auf ſie auffallende Sonnelicht, in der gehoͤrigen Lage

des Sonnegequators gegen unſeren Horizont, nach unſerm

Auge

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Auge zuruͤckwerfen, und dadurch alle vorher angefühtten
Erſcheinungen hervorbringen.

IV. Da man aber auch ſogar die Firſterne durch dieſe
Atmosſphaͤre ſieht (n. 2): ſo muß ſie ſehr locker, und
fein ſeyn.

V. Und da wir ferner das Daſeyn, was immer fuͤr
einer Atmosſphaͤre um die Sonne ſchon erprobet haben
(§. 560. III.): ſo ſcheinen die obigen Beobachtungen weiter
nichts, als die Eigenſchaften derſelben aufzuklaͤren.

VI. Folglich iſt das Zodiakallicht nichts ande⸗
res, als die hoͤchſt feine Atmosſphaͤre der Sonne,
welche um den Aequator derſelben mehr erhoͤhet iſt,
und das Sonnelicht zu uns zuruͤckwirft.

* Die merklich groͤßere Erhoͤhung dieſer Atmosſphaͤre um
den Aequator der Sonne hat die groͤßere Maſſe, ſchnel⸗
lere Bewegung, heftigere Hitze und Ausdünſtung um
eben dieſe Gegend zum Grunde.

Von den Firſternen.

8§. 564.
Beobachtungen. 1. Das Licht der Fixſterne iſt

weit lebhafter, als ienes der Planeten. Wenn wir ſie mit

freyem Auge ſehen: ſo funkeln, oder blinken ſie (ſcintillant);
2.) Durch das Fernrohr hingegen erſcheinen ſie wie kleine
Punkten; obwohlen auch einige nur wie ein Nebel z. B. die.
Krippe auf dem Krebſe, geſehen werden. 3.) Sie .
ben keine, vielleicht auch keine nagelehe Parallaxe 6. 152.

730 eAE OH. oNE

4.) Sie ſind in einer unzaͤhlbaren Menge auf dem ganzen
Himmel ausgeſtreut; uf dem einzigen Orion hat man durch
gute Fernrohre 2000 entdeckt, obgleich Keppler nur 62 mit
feeyem Auge unterſcheiden konnte. 5.) Sie ſcheinen ſich von
Aufgang gegen Untergang ſo zu bewegen, daß nach laͤngerer
Zeit auch ihre Breite und Laͤnge eine kleine Aenderung lei⸗
det. (a) 6.) Einige Fixſterne verkommen vielmal aus dem
Geſichte, ſie ſind aber nach einer iedoch unbeſtimmten Zeit
wieder ſichtbar; man entdeckt ſie oft anfangs nur durch
Fernrohre, hernach aber auch mit freyem Auge.

1. Die Entfernung der Fixſterne iſt zu groß,

als daß man ſie beſtimmen koͤnnte; weil ſie keine Pa⸗
% „

rallaxe haben.. Haͤtten ſie auch nur eine Parallaxe = 1

ſo muͤßte ihre Entfernung ſchon 206264 Durchmeſſere

der großen Lauf bahn der Erde ſeyn (§K. 553.).
1. Eben ſo wenig laͤßt ſich auch ihre Groͤße be⸗
ſtimmen; denn wenn auch die naͤchſten ſo groß, als die
Sonne waͤren: ſo koͤnnte doch ihr Durchmeſſer wegen der er⸗
ſtaunlichen Entfernung nicht merklich ſeyn.

III. Sie haben ein eigenes Licht, und koͤnnen mit

–

Recht fuͤr ſo viele Sonnen angeſehen werden; ihr Licht koͤnn⸗
te nicht nur nicht lebhafter, als ienes der Planeten, ſondern

.

auch allerdings nicht ſichtbar ſeyn, wenn ſie von der Sonne

erleuchtet wuͤrden, indem das Licht der Sonne auf dem gan⸗

zen unermeßlichen Wege bis zu dieſen Sternen, und von den

Sternen zu uns immer im Quadratverhaͤltniſſe abnehmen

muͤßte (§. 273. III.).

— ———— — — — ——— —
(a) Gruͤndliche Vertheidigung der Firſterntrabanten H. Chriſt.
Maͤhers churpf. Hofaſtron. 1778

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IV. Das Funkeln oder Zittern des Sternelichtes
ſcheint bloß dadurch zu entſtehen, daß dieſes Licht immer
wechſelweiſe bald haͤufiger, bald ſeltener zu unſerm Auge
koͤmmt. Dieſe Fixſterne werden nicht groͤßer, als Punkten
geſehen; iede Kleinigkeit in unſerer Atmoſphaͤre kann aber ei⸗
nen Punkt decken, und ihn unſerm Aunge auf einige Zeit un⸗
ſichtbar, oder doch undeutlicher machen. Jedoch, da durch
die groͤßere Oeffnung des Fernrohres auch mehrere Stralen,
als durch die kleine Oeffnung des Auges erhalten werden: ſo
kann auch hier das beſagte Zittern nimmer Statt haben.
* Die n. 5. beſchriebenen Sterne muͤſſen entweder zu ver⸗
ſchiedenen Zeiten, und wechſelweiſe bald ſchwaͤcher bren⸗
nen, bald wieder von neuem angefacht, und entzuͤndet
werden, ie nachdem abwechſelnde bald ſtaͤrkere, bald
ſchwaͤchere Bewegungen, und Entzuͤndungen in ihnen
vorgehen; oder ſie muͤſſen eine flache Figur haben,
und in ihrer Bewegung bald ihre flache bald ihre ſchma⸗
le Seite gegen uns wenden.

III. Kapitel.
Von den erleuchteten Himmelskoͤrpern.

Von dem Merkur.

§. §65.
Der naͤchſte Planet an der Sonne iſt der Merkur §.
1.) Er erſcheint dem freyem Auge rund, und wird niemel,
als nur ganz nahe an dem Horizonte geſehen; 2.) bald geht
er nach der Sonne, bald vor derſelben daher, und zwar in
verſchiedener Entfernung von derſelben; 3.) er iſt erſt in dem
Bbb4 12ten

732 ,E e e ee

12ten Grade ſeiner Entfernung von der Sonne ſichtbar, in⸗

dem die Sonnenſtralen ſein Licht in einem kleinern Abſtande

verſchlingen, und er ſchweift niemal uͤber 28° von der Son⸗
ne aus, ſowohl wenn er vor derſelben, als wenn er nach der⸗
ſelben dahergeht. 4.) Seine periodiſche Zeit iſt 2 87 T.,
23 St. „I5 M., 30 S.

I. Der Merkurius bewegt ſich um die Sonne
herum.

II. Seine groͤßte Ausſchweifung iſt= 285*⁰.

Genauere Beobachtungen durch das Fernrohr.
1.) Merkur wird von uns niemal ganz erleuchtet geſehen.
In den beyden groͤßten Ausſchweifungen (§. vorg. n. 3. II.)
ſehen wir den halben Theil ſeines erleuchteten Hemiſphaͤriums.
Da er von der groͤßten oecidentaliſchen (wo er vor der Sonne
dahergeht) zu der groͤßten orientaliſchen Ausſchweifung (wo
er nach der Sonne folget) von Occident gegen Orient uͤber die
Sonne hinauf bewegt wird: erſcheint der erleuchtete Theil

bucklicht (gibboſus); bewegt er ſich aber von der groͤßten

orientaliſchen Ausſchweifung, unter der Sonne durch, von

Orient gegen Ocecident zu der groͤßten occidentaliſchen: ſo er⸗

ſcheint er ſichelfoͤrmig (falcatus). 2.) Auf ſeinem Wege
von der orientaliſchen zu der occidentaliſchen Ausſchweifung
geht er zuweilen, aber erſt nach mehrern Jahren, als eine
ſchwarze runde Mackel durch die Sonne. Dieſer Durch⸗
gang, wenn er durch den Mittelpunkt der Sonne geſchieht,
dauert 8 St. 3.) Das Licht des Merkurius iſt zu verſchiede⸗

nen Zeiten und in verſchiedenen Entfernungen ungleich

ſtark.

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ſtark. 4.) Der erleuchtete Theil ſteht allemal gegen die
Sonne zu.

1. Der Merkur wird von der Sonne erleuchtet,

und wir ſehen von ſeinem erleuchteten Hemisſphaͤrium nur

denienigen Theil, der zugleich gegen die Sonne und unſer

Aug gerichtet iſt (1. 4.). In ſeinem Durchgange durch die
Sonne (n. 2.) ſehen wir ſeine ſchattichte Seite.

II. In ſeiner Bewegung um die Sonne iſt er
der Erde naͤher, da er von Orient gegen Occident zu⸗
ruͤckgeht; ſonſt koͤnnte wohl das Licht von dem kleinern er⸗
leuchteten Theile „den wir in dieſem Falle ſehen, nicht heller,
und eindringender ſeyn (n. 3.), als das Licht von dem groͤ⸗
ßern erleuchteten Theile, den wir auf ſeinem Wege von Oe⸗
cident gegen Orient ſehen, wenn die kleinere Entfernung der
Erde im erſten Falle nichts dazu beytruͤge.

III. Seine Figur iſt eine Sphaͤre; denn nur von
einer Sphaͤre kann das Licht itzt bucklicht, itzt ſichelfoͤr⸗
mig, und der Schatten rund ſeyn (n. 1. 2.).

IV. Seine Laufbahn macht mit der Ekliptik
einen Winkel von etlichen Graden; man muͤßte ihn bey
allen Perioden als eine ſchwarze Mackel durch die Sonne ge⸗
hen ſehen (n. 2.), wenn ſeine Laufbahn auf der Flaͤche der

Ekliptik waͤre.

Bbbe⸗ Vos

7234q NE e eeee

Von der Venus.
S. 567.

Die Beobachtungen von der Venus haben mit
ienen von dem Merkurius ſehr viel Aehnliches, und unter⸗

ſcheiden 4 ch von dieſen nur in folgenden Stuͤcken. 1.) Das

Licht der Venus iſt weit heller als das Licht des Merkurius
und aller uͤbrigen Planeten. 2.) Man ſieht ſie ſchon im 6ten
Grade ihrer Entfernung von der Sonne. Ihre groͤßte ſo⸗
wohl orientaliſche, als ocecidentaliſche Ausſchweifung iſt
= 48⁰. 3.) Es iſt allemal ein groͤßerer erleuchteter Theil
derſelben ſichtbar, als von dem Merkur, ſie magen nun buck⸗

licht „oder ſichelfoͤrmig geſehen werden. 4.) Der innere

ſichelfoͤrmige Rand des erleuchteten Theiles hat viele Ungleich⸗
heiten. F.) Zur Zeit, da wir einen kleinern erleuchteten
Theil der Venus ſehen, iſt ihr Darhmeſer 6mal groͤßer,
als da wir ſie faſt ganz erleuchtet ſehen. 6.) Zer Durch⸗ .

gang durch die Sonne iſt weit ſeltener, als iener des Mer⸗
kurius; man hat ihn auch erſt dreymale ordent ſich beobach⸗

tet, naͤmlich den Durchgang im J. 1639. 4. Dec. 1761.

6. Jun. und 1769. 3. Jun. Der naͤchſte Durchgang i
JJ gang

fuͤr das Jahr 1874. 9 Dee. angekuͤndet. 13 Man hat in
der Venus beſtaͤndige Mackeln entdeckt, welche ſich ordent⸗
lich in einer Zeit = 23 St. 20 M. um die Achſe derſelben

drehen. 8.) Ihre Umlaufszeit um die Sonne iſt = 224 T.,
18 M. .

I. Auc h die Venus b eweegt Re um die Sonne
(n 2.) erhaͤlt ihr Licht von derſelben (n. 3.), und hat
eine ſphaͤriſche Figur (§. vorg. III.).
II. Sie

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(5.

II. Sie iſt weiter von der Somne entfernt als
der Merkurius, und ſchließt deſſen ganze daufbahn ein
(n. 2. F.)
III. Die Oberflaͤche der Venus iſt rauh, und

hat viele Ungleichheiten (n. 4. 7.); ſie drehet ſich in
23 St. 20 M. um ihre Achſe (n. 7.).

ſe Von der Erde und ihrem Trabanten dem Monde.

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Duec⸗

. 8. 568.
1.) Die Zeit, zu der die Sonne verſchiedenen unter

der Linie gelegenen Orten aufgehet, hat mit der Entfernung

dieſer Orte von einander, ein genaues Verhaͤltniß. 2.) So
iſt auch die Polushoͤhe verſchiedener unter dem naͤmlichen Me⸗
ridian gelegener Orte der Entfernung eben dieſer Drte ſo ziem⸗
lich proportionirt. 3 3 Doch hat man durch genauere Be⸗
obachtungen entdeckt, daß die Grade des Meridians bey dem
Aequator, und den nahegelegenen Orten kleiner ſeyen, als
um die Pole, ob man ſich gleich in Ruͤckſicht auf die Be⸗
ſtimmung dieſes wirklichen Unterſchiedes nicht ganz einig iſt (a).
4. Wenn man die mittlern aus allen gefundenen Groͤßen der

Grade unſerer Erdkugel annimmt: ſo ergiebt ſich den Berech⸗

nungen zufolge der Semidiameter des Aequators = 3281013
und der Achſe = 3262688

I. Die Figur unſerer Erde iſt beynahe ſphaͤriſch
(n. I. 2.). R

II. Doch

(a) Sieh uͤber dies aſtronomie de la Lande Liv. XV. de.
la figure de la terre von 2120 J. angelangen.

736 Wo NE eeE
II. Doch iſt ſie um die beyden Pole mehr zuſam⸗
mengedruͤckt, und flacher, als um den Aequator (n. 3).

* Die vielen und großen Berge benehmen der ſcheinbaren
Sphaͤricitaͤt der Erde ſo wenig etwas, als den uͤbrigen
Planeten; ihre Hoͤhe verſchwindet im Vergleiche mit
dem Durchmeſſer der ganzen Erde.

III. Da ſich aus der gefundenen Groͤße eines Grades

die ganze Peripherie, und aus dieſer der Durchmeſſer eines

groͤßeren Zirkels nach geometriſchen Grundſaͤtzen beſtimmen
laͤßt: ſo ſieht man es ohne weiteres ein, wie man aus den
Beobachtungen die Groͤße der Erde (n. 4) beſtim⸗
men konnte. .

** Wir haben hier weder von der aͤußern Oberflaͤche, noch
auch von der innern Beſchaffenheit der Erde mehr et⸗
was zu ſagen; indem von beyden das Wichtigſte ſchon
oben im III. Theile (III. Abſch. I. II. Cap.) und im
IV. Theile (I. Kap.) abgehandelt worden iſt. Von
der Abwechſelung der 4 Jahreszeiten aber werden wir
das Uebrige fuͤglicher hernach im Zten Abſchnitte an⸗
bringen.

§S. 569.

Vom Monde. 1.) Der Mond koͤmmt in ſeinem Laufe

beylaͤuftig binnen 29 Tagen zweymal mit der Sonne und der
4 9 9 Tagen)
Erde in die naͤmliche Ebene, und iſt zweymal von der Sonne
90° entfernt. 2.) In dieſer zweymaligen Entfernung, oder

in den beyden Quadraturen ſehen wir auf unſerer Erde

den halben Theil ſeines erleuchteten Hemisſphaͤriums. 3.)
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Wenn er von der occidentalen Quadratur zu der Sonne zu⸗

ruͤckkehrt: ſo iſt der erleuchtete Theil, den wir ſehen, ſichel⸗

ſoͤrmig, und wird immer kleiner, bis er in der Coniunction
& des Mondes mit der Sonne (wo der Mond auf der naͤm⸗
lichen Ebene zwiſchen die Sonne und die Erde zu ſtehen koͤmmt)
allerdings unſichtbar wird. 4.) Im Fortgange nach der
Coniunction zur orientalen erſcheint der von uns geſehene

erleuchtete Theil abermal ſichelfoͤrmig, waͤchſt aber bis zur H

Quadratur, wo er einen Halbzirkel wie in der occidentalen
O◻ vorſtellt. F.) Von da bewegt ſich der Mond zu der Op⸗
poſition 0ο mit der Sonne, waͤchſt, und erſcheint an der
andern Helfte ſeines Randes bucklicht, bis er uns endlich
das ganze erleuchtete Hemisſphaͤrium zeigt, und mit der Er⸗
de und Sonne zum zweytenmale in die naͤmliche Ebene
koͤmmt, ſo, daß die Erde zwiſchen der Sonne und dem
Monde ſtehet. 6.) Sodenn nimmt der erleuchtete Theil ge⸗

gen uns wieder ab, wird bucklicht, bis er in der decidentalen

wieder einem Halbzirkel gleichet. 7.) Sein ſcheinbarer
Durchmeſſer leidet zwar einige Aenderungen, die aber mit
der Lage gegen die Sonne in gar keinem Verhaͤltniße ſtehen.

I. Der Mittelpunkt, um den ſich der Mond
bewegt, iſt nicht die Sonne, ſondern die Erde; das
iſt aber nur von der monatlichen Bewegung des Mondes
zu verſtehen, und nicht auch von derienigen, die er mit der

. Erde gemein hat (n. 7.).

I. Die Laufbahn des Mondes iſt kein Zirkel
(n. 7. §. 562. II.).

III. Sei⸗

=

—

—

, —

73⁸

III. Seine Figur iſt ſphaͤriſch, und er wird von der

Sonne beleuchtet (n. 2. 5. S. 566. I. III.).

* Wir ſihen meiſtens neben dem erleuchteten Theile (be⸗

ſonders wenn dieſer ſehr klein iſt) auch den uͤbrigen
Theil des Hemiſphaͤriums, welches der Mond gegen
unſere Erde wendet; obgleich weit undeutlicher, und
von einem ſchwaͤcheren Lichte beleuchtet. Das Son⸗
nelicht kann dahin nicht unmittelbar kommen, ſondern
dieſer undeutlich geſehene Theil wirft dasienige Licht

zuruͤck, welches von unſerer Erde auf ihn auffaͤllt,

und wird uns auf dieſe Weiſe ſichtbar, zwar um ſo
viel undeutlicher, als das unmittelbare Sonnelicht ſtaͤr⸗
ker, als das von unſerer Erde zuruͤckgeprellte iſt. Um
ſich die Sache wahrſcheinlich zu machen, hat man nur
dieſe 2 Stuͤcke zu bedenken: .1.) daß das Licht von un⸗
ſerer Erde auf den Mond eben ſo, wie das Licht von
dem Monde auf unſere Erde auffallen muß. 2.) Daß

man im Monde unſere Erde im vollen Lichte, oder
bucklicht ſehen muͤſſe, wenn wir den Neumond haben,

oder den Mond ſichelſoͤrmig ſehen; wie ſich das leicht
aus der iedesmaligen Lage der Erde, und des Mondes
gegen einander und gegen die Sonne begreiſen laͤßt.
Es muß daher auch haͤufigeres Licht von unſerer Erde
auf den Mond auffallen, wenn ſein gegen uns ſtehen⸗
der erleuchteter Theil kleiner iſt, und eben darum der
uͤbrige groͤßere, und von der Sonne nicht unmittelbar

erleuchtete Theil geſehen werden ꝛc. ꝛc.

§. 570.

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570.

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Naͤhere Beobachtungen durch Fernrohre. 1.)

Einige Theile im Monde glaͤnzen vorzuͤglich hell vor andern.

2.) An dem bucklichten oder ſichelfoͤrmigen Rande, welcher

ane mal ſehr ungleich iſt, werden im Zunehmen des Mondes

einige von der Sonne entferntere Theile fruͤher erleuchtet, als

andere derſelben naͤhergelegene; ſo verlaͤßt auch das Sonne⸗
licht im Abnehmen des Mondes die der Sonne naͤhere Theile
fruͤher, als einige entferntere, und man ſieht dieſe am Ran⸗
de des Mondes wie Punkten zerſtreut. 3.) Auf der ganzen

uns ſichtbaren Mondſcheibe entdecket man haͤufige Mackeln,

deren a) einige beſtaͤndig, andere b) unbeſtaͤndig ſind, und
ehe⸗ Figur, Lage, und Groͤße aͤndern; dieſe haben allezeit
eine von der Sonne abſtehende Richtung, uud verſchwinden

in ₰ des Mondes gegen die Sonne. 4.) Wir ſehen im⸗
merdar nur die naͤmlichen Mackeln des naͤmlichen Hemisſphaͤ⸗

„ rium von dem Monde, und nur an dem Rande der Mond⸗

ſcheibe erſcheinen gegen alle 4 Gegenden wechſelweiſe neue
Theile.

I. Die Oberflaͤche des Mondes hat ſehr viele Un⸗
gleichheiten, hervorragende Theile, Berge u. dgl.; welche,
ob ſie ſchon weiter von der Sonne entfernet ſind, dennoch

fruͤher als die naͤheren und niederern Theile erleuchtet werden

(n. 2.). Eben dieſe Berge muͤſſen auch einen Schatten,
und zwar anfangs einen groͤßern, als in der Folge, werſen,

zeugen.

II. Da

und ſo die unbeſtaͤndigen Mackeln im Monde (n. 3 b.)

740⁰ WN e eee

II. Da man die beſtaͤndigen Mackeln des Mon⸗
des in einer jedweden Lage beobachtet, auch wenn die Son⸗
nenſtralen nothwendig auf dieſelben auffallen: ſo laͤßt ſichs
nicht zweifeln, daß ſie ſolche Gegenden im Monde ſeyen,
welche das Licht nicht ſo haͤufig zuruͤckwerfen, als die helle⸗
ren Theile; ſie muͤſſen daher auch mehr oder minder dunkel
ſeyn, ie nachdem ſie das Licht haͤufiger, oder weniger zuruͤck⸗
werfen.

III. Der Mond muß ſich in dem naͤmlichen Zeit⸗
raume, in dem er ſeinen Lauf um die Erde vollendet, auch

um ſeine Achſe drehen; widrigenfalls wuͤrde er nicht im:⸗

mer das naͤmliche Hemisſpaͤrium gegen uns wenden (n. 4.).

IV. Doch muͤſſen gegen Orient und Ocecident wechſel⸗
weiſe immer einige neue Theile in Vorſchein kommen; weil

der Mond um ſeine Achſe mit einer gleichfoͤrmigen, um die

(eht

Erde aber mit einer ungleichfoͤrmigen bald ſchnellern, bald
langſamern Bewegung herumlaͤuft (nach §. vorg. II.)

V. Dieienigen neuen Theile aber, welche man gegen
Suͤden und Norden beobachtet, beweiſen, daß die Achſe
des Mondes auf die Ebene ſeiner Laufbahn unter ei⸗

nem Winkel von etwelchen Graden geneigt ſey; denn,
it de

da ſich die Achſe immerdar parallel bleibet: ſo muͤſſen uns
wechſelweiſe an den beyden Polen immerdar einige neue Thei⸗
le ſichtbar werden, und wieder verſchwinden.

* Ob, und was fuͤr eine Atmosſphaͤre man dem Monde
zugeben mag, daß werde ich weiter unten bey Gelegen⸗
heit, da wir von den Sonnenfinſternißen reden wer⸗
. den,

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allen
gien,

Nen
Wir

22G

Sein

Sonn
eutdeck

welche
verſche
naͤmli
luuch
ur

Boſkovichs Meinung, zufolge welcher ein fluͤßiger Koͤr⸗
per den ganzen Mond gleich einem Meere, umgeben ſoll⸗
te, nur dieſes an, daß ſie mir auch ſchon deßwegen ſehr
unwahrſcheinlich vorkomme, weil ich glaube, man muͤß⸗
te ſodann an dem Monde, gleichſam wie auf einem Con⸗
verſpiegel die Sonne als einen Stern ſehen, ſo, wie wir

ſie, wenn wir im Monde waͤren, auf unſerm Ocean ſehen

wuͤrden. .
Von dem Mars.
5§. 571.
Beobachtungen. 1.) Der Mars hat ein rothes,

6 und feuriges Licht. 2.) Mit freyem Auge ſieht man ihn

allemal rund, iedoch durch das Fernrohr nur in den Sizi⸗
gien, die uͤbrige Zeit aber bucklicht. Der erleuchtete Theil
ſteht iederzeit gegen die Sonne hin. 3.) Er koͤmmt in ſei⸗
nem Laufe auf einer Bahn, die die Ekliptik unter einem
Winkel = 15H51 durchſchneidet, in einer Zeit 2= 686 T.
22 St. 30 ½ M. wieder auf den naͤmlichen Punkt zuruͤck 4.)

che Sein ſcheinbarer Durchmeſſer iſt in der Oppoſition mit der
e⸗ Sonne zmal groͤßer, als in der Coniunction. F.) Auch

entdeckt man nur in der Oppoſition, und wenn er nimmer
weit davon entfernet iſt, große Mackeln auf ſeiner Oberflaͤche
welche aber großen Veraͤnderungen unterworfen ſind. Sie
verſchwinden, und kommen in 24 St. 40 M. wieder in die
raͤmliche Gegend der Oberflaͤche zuruͤck.

N
I. Auch der Mars iſt ein von der Sonne er⸗

K leuchteter, kugelfoͤrmiger Koͤrper (n. 1. 2. .. 566. I11.).

Suͤnfter Theil. Cc e iI. Der

AeNe B e e 1

den, naͤher berichtigen. Unterdeſſen merke ich hier von H.

74 2 Woe e e

II. Der Mittelpunkt ſeiner Bewegung iſt die
Sonne; ; und ſeine Laufbahn, die er von Orecident gegen
Orient nach den Zeichen des Thierkreiſes durchlaͤuft, ſchließt
auch die Erde ein; denn er muͤßte ſonſt zwiſchen dieſelbe
uUnd zwiſchen die Sonne kommen, und auch ſichelfoͤrmig er⸗

ſcheinen (n. 2.).

III. Eben darum aber muß er auch verſchiedene Ab⸗
ſtaͤnde von der Erde haben, und ihr in der Oppoſition

viel naͤher, als in der Coniunction ſeyn (n. 4.).
IV. Der Mars drehet ſich auch in einer Zeit

= 24 St. 40 M. von Occident gegen Orient um ſeine Ach⸗

ſe (n. 5.).
V. Aus dem, daß man nur in der Oppoſiti⸗ tion Ma⸗

ckeln an dem Mars ſieht, folget es nicht, daß ſie auch erſt
in der Oppoſition entſtehen; der Unterſchied des Lichtes..
wird uns nur in der Oppoſition merkbarer, weil das

Licht 64 mal ſtaͤrker, und die Erde dem Mars mal naͤher iſt.

vVlI. Was wir alſo von den Mackeln des Mondes ge⸗

ſagt haben (§. vorg. II), das gilt auch von den Mackeln
des Mars. Ihre Aenderungen moͤgen vielleicht neben dem

Unterſchiede der reflektirenden Theile auch die verſchiedenen
Wairkungen einer Atmoſphaͤre des Mars zum Grunde haben.

Vom Jupiter, und ſeinen Trabamen.
§. 572.

Beobachtungen vom Jupiter. 1.) Das Licht
des Jupiters iſt nach dem Lichte der Venus das heikſte.

7

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um die
Winkel Sunne ſchneider die Ekliptib unter ei
= 11 Aahre3 31 T. Seine Umlaufszeit um die ane
3 T. 12 St. 3.) Wir ſehen ihn immer⸗

r

Diameter ſeines A
equators groͤßer als di
Der ſche daß ſich iener zu dieſer derhielt ae beobachtet,
c e⸗ Denuer des Jupiters in 5S S . hite . 4.)
tet 5. ) Um dem
ihn wie B Gattungen von Mackeln. a.) Dree lach
gemeinigli der⸗ und von dieſer Gattung lecbachen man
den Nordpol, en zwo gegen den Suͤdpol, und eine gegen
ob man gleich zuweilen auch fuͤnf egen
aber auch nur eine einzige dergleichen Mackel bhen amm Si⸗

haben viele Abaͤnd
erungen; ihre B
bald reite nimm
ſo daſ Die unterſte gegen Suͤden wird oft ninatr en⸗
er Zwiſchentaum nach und nach immer Kenre
wird,

int e aber wieder zum Vo ſchein. b. 5 Von ei

dern i
Gattung Mackeln iſt dieienige, welche an der unt ſten

1 i

doch niemal in Abweſenheit der Binde ſelbſt geſehen. S
. Sie

bewegte ſich von Orient 9
ent gegen Oceident, iedoch
„ 0
Mehen des Jupiters allemal langſamer, o ſe unch benden
e den . mac chane Zeit . 9 St. 56 M. kam ſie aber wieder
auffe ichen Punkt. Von andern zufaͤlligen Mack i
en wir i in der Folge noch reden (§. folg. n. 6. IV . in
Ccc 2 I. Der

(a) L Tande Afron. iv. XX. §. 2591.

1. Der Jupiter hat eine ſphaͤrvideiſche Figur

(n. 3.). Er drehet ſich in 9 St. 56 M. um ſeine Ach⸗
ſe (n. 5. b.) Er wird von der Sonne erleuchtet; denn
er wirft einen Schatten nach der Richtung der Sonne (§. 274
und §. folg.) .
II. Seine Entfernung von der Sonne iſt groͤßer,
als iene des Mars; ſonſt muͤßte der Unterſchied des ſcheinba⸗
ren Diameters in SBund ienem im Mars mehr gleich
ſeyn; auch muͤßte man ihn wie den Mars bucklicht ſehen,
weil in einer kleinern Entfernung unmoͤglich das naͤmliche

Hemiſphaͤrium, welches gegen die Sonne hinſtehet, gegen die

Erde leuchten koͤnnte.
I. Seine Laufbahn ſchließt alſo die Sonne, und
die Laufbahnen aller bisher erklaͤrten Planeten ein.
IV. Die Erklaͤrung von ſeinen Mackeln iſt wieder eben
die naͤmliche, die wir eben vorher von den Mackeln des Mars
gegeben haben (vorg. §. VI.).

§. 573.
Beobachtungen von den Trabanten des Jupi⸗
ters. 1.) Schon im Jahre 1609 bald nach Erfindung der
Fernrohre hat Simon Marius, und gleich im darauffolgen⸗

den Jahre auch Galilaͤus von Galilaͤi 4 Trabanten um den

Jupiter entdeckt. Dieſe Trabanten bewegen ſich eben ſo um
den Planeten, wie der Mond ſich um unſre Erde bewegt,
und ſtehen in einer faſt geraden Linie nebeneinander. 2.)
Die groͤßte Ausſchweifung derſelben von dem Mittelpunkte

des Jupiters iſt verſchieden. Jene des naͤchſten und erſten
Traban⸗

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E eee 15

Tiabamten i⸗ 54 Semidiametern des Jupiters: des Zwey⸗
2 9: des Dritten = 142: des Vierten = 253. 3.)
IJhr Lauf geht von Orient gegen Occident, und die Cubi ih⸗
rer Entfernungen vom Jupiter verhalten ſich genau, wie die
Quadrate ihrer periodiſchen Zeiten. 4.) Von ihrer groͤßten
becidentaliſchen Ausſchweifung zur orientaliſchen ſteigen ſie
uͤber den Jupiter hinauf, von der orientaliſchen aber zur oc⸗
eidentaliſchen aber gehen ſie unter dem Jupiter und zwiſchen
der Erde durch. 5.) Wenn ſich der Jupiter in den Knoten
der Ekliptik befindet: ſo ſcheinen ſie ſich in geraden Linien zu
bewegen, außer dieſen Knoten aber ſcheinen ſie eine elliptiſche

Linie zu beſchreiben, welche mehr, oder weniger merklich iſt,
ie nachdem der Jupiter mehr oder weniger von den Knoten

entfernet iſt. 6.) In denienigen zweenen Theilen ihrer Lauf⸗

bahn, welche durch die ſichtbare Scheibe des Jupiters abge⸗
ſchhnitten werden, verſchwinden ſie, doch ſo: a.) daß, da der
Treabant ſich unter dem Jupiter von Occident gegen Orient
fortbewegt, auf demienigen Theile des Planeten, auf den ei⸗
ne gerade Linie aus dem Mittelpunkte der Sonne durch den
Trabanten hingehet, eine ſchwarze Mackel erſcheint, welche

die naͤmliche Bewegung mit dem Trabanten hat, ſie mag
nun vor oder nach dieſem dahergehen. b.) Neben dieſer
Mackel erſcheint zuweilen auch eine andere, die mit der vori⸗
gen parallel, und in gleicher Geſchwindigkeit fortlaͤuft. c.)
Bewegt ſich hingegen der Trabant von Occident gegen Orient
uͤber den Jupiter hinauf: ſo verſchwindet er ſchon fruͤher, als
er hinter den Jupiter zu ſtehen koͤmmt, und zwar allemal dort,
wo die Linien hinlaufen, die wir uns von der Sonne an dem
Rande des Jupiters vorbey auf die Laufbahn des Trabanten

Cccz3 I. Dieſe

gezogen einhilden.

7446 WoN We

I1. Dieſe Trabanten werden von der Sonne er⸗
leuchtet; denn ſie verſchwinden im Schaiken ihres Planu⸗
ten (n. 6. c.).

II. Sie werden von dem Jupiter im verkehrten Qua⸗
dratverhaͤltniße ihrer Entfernungen angezo gen (n. 3. und §.
159. V. VI.).

III. Ihre Laufbahn iſt folglich eine Ellpſe; die
Urſache, warum ſie uns nicht allemal als eine ſolche erſcheint

(nach n. 5.), erhellet ſchon aus dem obigen 9. 557. II.

IV. Die (n. 6. a) beſchriebene Mackel iſt der Schat⸗
ten des Trabanten; denn dieſer wirſt einen Schatten, und

zwar eben dorthin, wo man die Mackel beobachtet (1 n. 6. a).
Die zweyte Mackel (n. 6. h), welche oft zu der vorigen noch

hinzukoͤmmt, iſt der Trabant ſelbſt, welcher ſich dem Lichte
nach vom Jupiter unterſcheidet; daher es leicht zu begreifen .
iſt, warum die beyden Mackeln immerdar gleiche Geſchwindid ge⸗

keit, und gleichen Abſtand behalten.

Vom Saturnus.
5 574.

Der Saturnus unterſcheidet ſich von den uͤbrigen Pla⸗
neten ſehr merklich 1.) durch ſein todtes und bleiches Licht.

2.) Es welzen ſich um ihn 5 Trabanten herum; 3.) Auch
iſt er mit einem ziemlich breiten und um und um von ihm

entfernten Ringe umgeben.

§. 575.
Beobachtungen vom Saturnus „und ſeinen

Tra⸗

iu

don
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t.

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Trabanten. 1.) Der Saturnus iſt unter einem jeden Ge⸗
ſichtspunkte rund, niemal bucklicht, oder ſichelfoͤrmig. 2.)
Er bewegt ſich von Occident gegen Orient um die Sonne,
und vollendet ſeinen Umlauf in 29 Jahren, 174 T., 4 St.,
58 M. 3.) Der Unterſchied der Groͤße ſeines ſcheinbaren Durch⸗
meſſers in ° und σ Oiſt nicht betraͤchtlich. 4.) Von den
Trabanten des Saturnus gilt beynahe alles das, was wir
von den Trabanten des Jupiters (H. 573. n. 3. 4. 5. 6.)
angefuͤhret haben. a) Die vaͤchſten zween an dem Satur⸗

nus ſind nur in den beyden groͤßten Ausſchweifungen, b)

der 5te aber gar nur in der orientaliſchen Ausſchweifung ſicht⸗
bar. c) Im Jahre 1715 am 26ten Merzen verlor der Ate
Trabant, da er ſich von Occident gegen Orient bewegte, ſein

Licht ſchon in einer ziemlich großen Entfernung vom n Satur⸗
nus etliche Stunden hindurch.

1. Die Figur des Saturnus iſt ſphaͤriſch 1.).

Er hat kein eigen Licht (§. vorg. 1.); und ſeine Tra⸗

wanten werden in ſeinem Schatten verfinſtert (n. 4.).

Auch
n ihſ

ſen

II. Seine Entfernung von der Sonne iſt weit groͤ⸗

ßer als aller uͤbrigen Planeten (n. I. 2. 3. §. 572 II.)

III. Die Beobachtungen von den Trabanten des Sa⸗
turnus haben, in ſoweit ſie ienen von den Trabanten des Ju⸗
piters aͤhnlich ſind, mit dieſen auch aͤhnliche Erklaͤrungen
(§. 573. J. II. III.). Die zween naͤchſten Trabanten ſind
wegen der zu großen Entfernung von der Erde nahe um dn
Planeten wegen ihrer Kleinigkeit, und dem Licht des Haupt⸗

planeten nicht ſichtbar, Das ſonderbare Phoͤnomen (n. 4. c.)

CQ c 4— ffäßt

laͤßt ſich erklaͤren, wenn man annimmt, daß der Trabant
eben eine Seite, welche das Licht nicht haͤufig genug zuruͤck⸗

wirft, gegen die Erde wende, und neben dem die Bewegung

um ſeine Achſe in eben der Zeit vollende, in welcher er um
den Saturnus herumlaͤuft (§. 570. III.).

§S. 576.
Beobachtungen uͤber den Ring des Saturnus.

meſſer des Planeten = 7: 3. 2.) Seine Breite iſt = ½ von
dem Durchmeſſer des Saturnus. 3.) Eben ſo breit iſt der
Zwiſchenraum, der den Ring von dem Saturnus abſoͤndert.
4.) H. Schort hat durch ſein vorzuͤglich gutes Teleskop an
dieſem Ringe wahrgenommen, daß er nicht nur in zween

(wie H. Caſſini beobachtete) ſondern wohl in 4 coneentriſche

Ringe durch drey dunkle ebenfalls concentriſche Kreiſe gethei⸗
let ſey (a). 5.) Dieſe dunkle Kreiſe ſind aber an denieni⸗

gen Theilen unſichtbar, welche vor dem Saturnus und zwi ⸗

ſchen unſerm Auge ſo zu ſtehen kommen, daß das Licht des
Saturnus durch dieſelben ſcheinen kann. 6.) Die Breite
des ganzen Ringes iſt nicht unter einem ieden Geſichtpunkte
gleich groß; bisweilen wird er voͤllig unſichtbar, doch iſt als⸗
dann ſein Schatten im Saturnus zu ſehen, welcher die Rich⸗
tung des von der Sonne dahin auffallenden Lichtes hat.

I. Dieſer Ring erhaͤlt ſein Licht von der Son⸗
ne; denn er wirft einen Schatten nach der Nichtung des

Sonnelichts (n. E). S=ð

7

(8) La Lande Aſtronomie 8., 2594.

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Aug

1.) Der Durchmeſſer dieſes Ringes verhaͤlt ſich zum Durch⸗
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õ 749

N II. Er beſteht aus vier kleinern von einander abge⸗
chk ſonderten Ringen; denn es iſt leerer Raum zwiſchen den⸗

g ſelben. (n. 5.).
III. Wenn er unſerm Auge ſchief entgegen ſteht: ſo
muß von ſeiner ſcheinbaren Breite nothwendig ein Theil ver⸗
loren gehen, und das zwar um ſo mehr, ie ſchiefer er dem
us. Auge entgegenſteht. Er muß allerdings unſichtbar werden
ny a) wenn ſeine Breite gegen das Aug gar keine Neigung hat,
“ ſo das wir ihn nur ſeiner Hoͤhe nachſehen koͤnnten, welche
e aber in ſo einer großen Entfernung nimmer merklich iſt, b.)
ert. wenn er von der Sonne bloß der unmerklichen Hoͤhe nach
t angeſchienen wird, da er mit dieſer gerade nach dem Mittel⸗
ea vpunkt der Sonne gerichtet iſt, c.) wenn er uns ſeine ſchat⸗
ſche tichte Flaͤche zeiget, welche von der Sonne nicht erleuchtet
che wird,
ere IV. Wegen ſeiner auf allen Seiten gleichen
nn Schwere bleibt er immerdar ringsherum von dem
„Saturnus abgeſoͤndert; denn wenn er nach allen Rich⸗
ke tungen gleich ſtark angezogen wird, ſo kann ſich kein Theil
mehr als der andere naͤhern.
80 Von den Cometen.
Beobachtungen. 1.) Das Licht der Cometen iſt
e ſehr blaß, beſonders, wenn ſie weit von der Sonne entfer⸗
„ net ſind; es waͤchſt aber 2.) mit der Annaͤherung derſelben
4 gegen die Sonne, und 3.) wenn er der Erde naͤher wird. 4.)

Ccc5 Caſ⸗

0 õ

Caſſini (a) hat den Cometen vom J. 1744. am 1 ßten Fe⸗
bruar in einem Quadraturlichte beobachtet, und die eine Helf⸗
te von dem Hemisſphaͤrium, das er gegen die Erde kehrte,
dunkel, die andere aber, welche zugleich gegen die Sonne

hinſtand, erleuchtet geſehen. 5.) Von den Cometen laͤßt ſich

gemeiniglich keine Parallaxe beſtimmen, ob man ſie ſchon
aus den entfernteſten Orten zugleich beobachtet.

I. Die Cometen ſind keine Lufterſcheinungen, ſon⸗
dern wahre Himmelskoͤrper (n. 1. 5.)

II. Sie haben kein eigen Licht ſondern bekonmen

es von der Sonne (n. 1. 2. 3. 4.).

CG. 578.

Bedbachtungen uͤber ihre Bewegung. r.) Die
Cometen haben auf verſchiednen Theilen ihrer Laufbahn un⸗
gleiche Geſchwindigkeiten; nahe an der Sonne bewegen ſie

ſich ſchnell, und immer langſamer, wie ſie ſich von derſelben

entfernen. 2.) Wenn man aus dreyen Obſervationen des
naͤmlichen Cometen ſeinen Weg nach den Geſetzen der Ellipſe

beſtimmt (b): ſo trifft ſeine Bewegung mit dieſer Beſtim⸗

mung ſehr genau zuſammen. 3.) Die Lage der beſtimmten

Laufbahn hat zwar die verſchiedenſten Richtungen, doch iſt

ihr Focus allemal in der Sonne. 4.) H. Halley hat nach
den Newtonianiſchen Geſetzen aus den Beobachtungen der
Alten erwieſen, daß der Comet, den man in den Jahren 1607

und 1682 ſah, eben der naͤmliche war, den man ſchon im
J. 1531.

(a) Nlem, de l' acad. roy. 1244.
(b) La Lande Aſtronomie §§. 2443. —= 2470.

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1607 T
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Sr

èðð 751

J. 1531. beobachtet hatte, er kuͤndigte ihn auch fuͤr das J.
1759. vorher an, wo er denn wirklich erſchienen iſt. Man
erwartet auch gegen die Jahre 1790, 1848, 22 54 drey Co⸗

meten, die man ſchon in den Jahren 1556, 1661, und
16 80 beobachtet hat (a) 5.) Man hat noch keinen Cometen
auf ſeiner ganzen Laufbahn verfolgen koͤnnen.

I. Die Cometen bewegen ſich in einer ordent⸗

lichen elliptiſchen Laufbahn (n. 1 — 5.) die wegen ihrer
erſtaunlich großen Excentricitaͤt einer Parabel ſehr nahe koͤmmt
(n. 5.), um die Sonne herum.

* Der eigenthuͤmliche Beweis, daß ſie nichts weniger,
als außerordentliche Vorboten außerordentlicher Revo⸗
lutionen auf unſerer Erde, ſind.

II. Weder ihre Umlaufszeit, noch ihre Laufbahn laßte
ſich ſo genau, wie von den Planeten, beſtimmen, einmal,
weil wir ſie nur in einem ziemlich kleinen Stuͤcke ihrer Lauf⸗

bahn ſehen, und dann, weil ſie in ihrem hoͤchſt excentriſchen
Lauſe von den groͤßern Planeten, dem Jupiter und Satur⸗

ſenus angezogen, und in ihrer Bewegung unberechnungsbare

Aenderungen leiden koͤnnen.

5. 579.

Beobachtungen uͤber den Schweif der Come⸗
ten. 1.) Den Cometen begleitet insgemein ein ſehr duͤn⸗
nes, weißes, und neblichtes Licht, das ihn in °ι voͤllig
um giebt; außer der ₰W aber nur auf derienigen Seite, welche
von

(a) eben dort §§. 2471 — 2486.

752 oeE E eee

von der Sonne hinwegſiehet, ſichtbar iſt. Im erſten Falle
ſagt man, daß der Comet haaricht ſey; im zweyten nennt
man ihn geſchweift oder gebartet, je nachdem das neblich⸗

te Licht kurz oder lang iſt. 2.) Es iſt dieſes Nebenlicht ſo

fein, daß man auch die Fixſterne noch durch daſſelbe ſieht.

3.) Seine Laͤnge iſt verſchieden; manchmal erſtreckt es ſich

bis 60, 70, und noch mehrere Grade. 4.) An den Orten,
wo man das Zodiakallicht ſtaͤrker ſieht, da erſcheint auch der
Schweif des Cometen laͤnger. So ſah man zu Paris an
dem Cometen von 1759. beynahe gar keinen Schweif, indeß
H. Ratte zu Mont Pellier und H. de la Nun auf der In⸗
ſel Bourbon einen 2 5½ langen beobachtet haben. F.) Es
ſcheint ſich dieſes Licht allemal nach der Gegend hin zu kruͤm⸗
men, welche der Comet in ſeiner Bewegung verlaſſen hat.
6.) Zuweilen erſcheint es auch gleichſam getheilt.

I. Dieſes Nebenlicht des Cometen haͤngt von
dem Sonnelicht, ſo wie ſeine Lage von der Lage des Co⸗

meten gegen die Sonne (n. 1.) ab, und hat mit dem Zodia⸗
kallichte ſehr viele Aehnlichkeit (§. 563.).

II. Es ſcheint daher auch nichts anderes zu ſeyn, als
das Sonnenlicht welches in ienem Raume, wo es erſcheint,
zu unſerm Auge zuruͤckgeworfen wird.

III. Die Materie, die das Sonnelicht in demſelben
Raume zuruͤckwirft, muß ſehr fein, und in der Oppoſition
des Cometen mit der Sonne rings um denſelben ausgegoßen,
außer der Oppoſition aber haͤufig auf derienigen Seite vor⸗
handen ſeyn, wo man den Schweif wahrnimmt (n. 2. 1.)
auch

Oh
6

WeeNE eeee 753

. .
zal⸗ auch muß ſie ſich in eine große Entfernung von dem Come⸗
unt ken erſtrecken (n. 3.).
i * Newton ſieht dieſe Materie fuͤr eine Ausduͤnſtung des
ſ Cometen an, die nahe an der Sonne durch die Hi⸗
tze ausgedehnt, und theils von der uͤbrigen Atmos⸗
t phaͤre des Cometen, theils von der Sonnenatmos⸗

phaͤre, als ein ſpecifiſch leichterer Koͤrper, in die Hoͤ⸗
9 de he gedruͤckt, oder etwa von den Stralen der Sonne
t geſtoſſen wird. In der Oppoſition alſo, wo dieſes nur

nde in die von uns abſtehende Seite geſchehen kann, wird
1 N dieſer Dunſt rings um den Cometen herum gegen uns
G das Licht zuruͤckwerfen, und der Comet mit ſelber um⸗
in⸗ geben geſehen werden; in den uͤbrigen Theilen der Lauf⸗
h. bahn aber muͤſſen wir dieſe erleuchtete Materie bald
geegen Orient, bald gegen Ocrident mehr oder minder
ausgedehnt ſehen, ie ſelbe mehr oder minder ſchief ge⸗
kten gen unſer Aug ſtehet. 3.) Die Kruͤmmung des
n Schweifes (n. F.) iſt vielleicht eine Wirkung von dem
Mc Widerſtande der Sonnenatmoſphaͤre, welche zwar
auch dem Cometen, iedoch nicht ſo ſtark, als ſeiner
,0 lockerern, fluͤßigern, und leichteren Atmoſphaͤre wi⸗
heint, derſteht.
** Ob es Planetenbewohner giebt? Die Erde iſt ein
Planet, und hat ihre Bewohner Warum ſollen wir
nſiber wider alle Analogie von den uͤbrigen anders denken?

. III. Ab⸗

II. Abſchnitt.

Von der Verbindung der Weltkoͤrprr.

I. Rapitel. .
Von dem allgemeinen Weltſyſtem.
§. 580.
Man hat nach den genaueſten Beobachtungen und
aſtronomiſchen Berechnungen gefunden, daß ſich in allen
Planeten die Quadrate ihrer periodiſchen Zeiten wie die Cubi
ihrer Entfernungen von der Sonne verhalten. Eben dieſes
Geſetz erhaͤlt vollkommen bey unſrer Erde, wenn man an⸗
nimmt, daß ſie ſich um die Sonne bewege; dieß hat Kepp⸗

ler (a) laͤngſt aus den Beobachtungen gefunden, und New⸗
ton aus dem Geſeze der allgemeinen Schwere erwieſen (Sieh

den I. Th. F. 157 - 160. 2.) Manfred, Molinove,
und Bradley nebſt vielen andern, als ſie darauf bedacht
waren, eine Parallaxe der Firſterne zu finden, bemerkten an
dieſen zufaͤlliger Weiſe eine Bewegung, wie es ſchien, von
Oecident gegen Orient, die auf keine Weiſe mit den Geſetzen
der Parallaxe, wohl aber mit denienigen Regeln ſehr genau
ubereinſtimmt, nach welchen die Sterne immer an einem
andern Orte geſehen werden muͤſſen, wenn ſich die Ene wirk⸗
lich eben ſo auf der Ekliptik um die Sonne bewegt „ wie ſich
die Sonne um die Erde zu⸗ bewegen ſcheint (§. 55 8. 559.).

§. 581.

.—————

(a) La Lande Liv. VI. §. 892. Und in folgenden.

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Die Erde laͤuft auf der Ekliptik in einer Zeit
36 T. 6 St. 9 M. 30 S., gleich andern Planeten,
um die Sonne herum. Wir haben allerdings keine Ur⸗
ſache die Bewegung der Sonne vielmehr, als die Bewegung
der Erde zu behaupten (§. 562. I.); fuͤr die Bewegung der

Erde aber ſtellen ſich uns die uͤberzeugendſten Gruͤnde dar.

1.) Das Abweichen der Sterne (§. vorg. n. 2.) iſt eine al⸗

4

tkten an
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Geſn
gan
einem

e wirk.

wieſch
ſſo)

—

.

lerdings unerklaͤrbare Erſcheinung, wenn man die Bewegung
der Erde nicht vorausſetzt; im Gegentheile iſt es eine noth⸗
wendige und voͤllig entſprechende Folge von der Bewegung
der Erde, wenn dieſe wirklich iſt. 2.) Das allgemein in
dem ganzen uͤbrigen Weltgebaͤude erhaltende Schweregeſetz
(§. vorg. 1.) muͤßte gerade und bloß bey unſerer Erde einen

Ausnahin leiden; denn wenn man die Cubikentfernungen des
Mondes und der Sonne mit den Quadraten der periodiſchen

Zeiten, 29 und 365 Tage vergleicht: ſo ergiebt ſich nichts
weniger, als die bey andern Himmelskoͤrpern ſo genau zutref⸗
fende Proportion; es doͤrfte die Sonne hiezu nur 1 53mal

weiter, als der Mond von der Erde entfernet ſeyn. Bewegt

ſich aber unſere Erde um die Sonne: ſo beobachtet ſie das
allgemeine Schweregeſetz mit den uͤbrigen Planeten (§. vorg.
n. 1I.). 3.) Ferner muͤßte die Erde wegen der allgemeinen
und gegenſeitigen Schwere, als ein weit kleinerer Koͤrper
nothwendig an die Sonne, als an den groͤßern Koͤrper hin⸗
geriſſen werden, wenn ſie ſich nicht um dieſelbe herumbe⸗
wegte. M

I. Die

756 oRE e eeke

I. Die Laufbahn der Erde iſt kein Zirkel, ſon⸗
dern eine Ellipſe; denn es muß von ihrer Bewegung eben
das wirklich verſtanden werden, was man bepy der ſcheinbaren
Bewegung der Sonne wahrzunehmen glaubt (§. 562. II.)).

II. Ob ſich gleich die Erde um die Sonne herumwel⸗
zet: ſo muß uns doch die Sonne nach der Ordnung
der Himmelszeichen fortzugehen ſcheinen; denn da ſich
die Erde z. B. im Zeichen des Widders befindet, muͤſſen wir
die Sonne im entgegengeſetzten Zeichen der Wage, und
wenn die Erde in das Zeichen des Stieres koͤmmt, in dem
entgegengeſetzten Zeichen des Scorpions ſehen, u. ſ. f.; weß⸗
wegen ſie uns eben ſo vorgeruͤckt zu ſeyn ſcheint, wie die Erde
wirklich vorgeruͤckt iſt.

III. Die Erde durchlaͤuft alſo die noͤrdlichen Zeichen
geſchwinder, als die ſuͤdlichen, gleichwie die Sonne die ſuͤd⸗
lichen geſchwinder, als die noͤrdlichen zu durchlaufen ſcheint
(§. 562. 2.); denn die wahre Bewegung geſchieht allemal
in den entgegengeſetzten Zeichen.

§. 5982.

Die Erde drehet ſich auch beynahe in 24 Stun⸗
den um ihre Achſe. 1.) Aus der ſcheinbaren Bewegung
der Sonne und des ganzen geſtirnten Himmels laͤßt ſich auf

die wirkliche kein Schluß machen, ſo lange dieſe Erſcheinung

durch die Bewegung der Erde eben ſo gut erklaͤret werden
kann (§. 547. I.); und da ſich 2.) die Erde, gleich den uͤbri⸗
gen Planeten, um die Sonne herum bewegt: ſo iſt es eben
ſo unwahrſcheinlich, daß ſich die Sonne mit dem ganzen
Him⸗

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Him:

4
Himmel um die Erde bewege, als es gewiß iſt, daß ſie ſich
nicht um die uͤbrigen Planeten ſo herumbewegt; vielmehr
muß uns die Bewegung aller Planeten um ihre Achſe eine
aͤhnliche Bewegung der Erde wahrſcheinlich machen (§. 567.

III. §. 570. III. F. 571. IV. §. 572. I.). Zu dem allen

koͤmmt noch 3.) die §. 568. II. beſchriebene Figur der Erde.
4.) Die um den Aequator wirklich geringere Schwere der
Koͤrper, welche eine nothwendige Folge der Bewegung um

die Achſe iſt; indem die beym Aequator groͤßere Centrifu⸗

galgewalt der Schwerekraft gerade entgegenwirket.

5.. 583.

In der Sonne iſt alſo der gemeinſchaͤftliche
Schwerepunkt, um den ſich unſere Erde ſowohl, als
alle uͤbrigen Planeten nach den allgemeinen Geſetzen
der Schwere ſo herumbewegen, daß ſich die Quadra⸗
te ihrer periodiſchen Zeiten ziemlich genau wie die
Cubi ihrer Entfernungen von der Sonne verhalten.
Dieſer Satz druͤckt das Syſtem der Planetenwelt uͤberhaupt

1I. Der Schoͤpfer mußte neben der Schwerekraft
einem ieden Planeten gleich vom Anfange ſeiner Bewegung
einen gewiſſen Grad von Geſchwindigkeit nach einer
beſtimmten Tangentialrichtung ertheilen; ohne welche
die Be wezung in krummen Linien unmoͤglich waͤre (§F. 157.
158.).

II. Dadurch wurde auch die Verlaͤngerung und die
Lage der elliptiſchen Laufbahn eines ieden Planeten beſtimmt;
Fuͤnfter Theil. D dd denn

78 N W

denn die erſte haͤngt von der Proportion der Schwere, und
der Tangentialkraft: und die zweyte von der Richtung der
Tangente ſelbſt ab (§. 160. Anm.).

III. Dieſes alles gilt auch von den Secundar⸗
planeten, bloß mit dem Unterſchiede, daß dieſe neben der
mit dem Planeten gemeinſchaftlichen Bewegung, auch noch
eine beſondere um ihren Planeten nach den naͤmlichen Geſe.
tzen haben.
x* Um ſich den Begriff von dieſem Syſteme leichter zu ma⸗
chen, nehme man die VII. Fig. zu Hilfe, auf welcher
die Proportion von den Entfernungen der Planeten,
mit moͤglicher Genauigkeit im Kleinen entworfen iſt.
Zwar hat man die Neigungen ihrer Bahnen auf die
Ekliptik auf der Ebene nicht ausdrucken koͤnnen, ſie
ſind aber doch auf der zweyten Tabelle angezeigt, wel⸗
che zugleich alle uͤbrige Verhaͤltniße der Planeten ent⸗
haͤlt, wie ſie aus der Parallaxe der Sonne= 8“, 70.
nach den neueſten Beobachtungen des beruͤhmten K. K.
Aſtronom. H. Hell zu Wardehous 1769. 3. Junius
beſtimmt worden ſind. Es iſt aber hier noch anzu⸗
merken, daß zwar die elliptiſchen Laufbahnen vollkom⸗
men ſo, wie ſie gezeichnet ſind, beſchrieben werden
muͤßten, wenn die Sonne allein in die Bewegung der ſ
Planeten wirkte; allein da dieſe ſich auch ſelbſt unter⸗

, -——

einander in verſchiednen Abſtaͤnden, verſchieden anzie⸗
hen: ſo muͤſſen nothwendig viele Irregularitaͤten ent⸗
ſtehen, welche vorzuͤglich an dem Monde beobachtet .
werden koͤnnen. Man hat ſie aber alle ſo ziemlich ge⸗
—

nau beſtimmt, und in eine Ordnung gebracht; der

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Wo eee

enge Raum eines phyſikaliſchen Lehrbuches geſtattet
es mir nicht, ſie hier anzuzeigen, man mag ſie alſo in
aſtronomiſchen Buͤchern z. B. in des H. Mitterba⸗
chers Anfangsgruͤnden zur phyſ. Aſtronomie, oder
wohl ſelbſt in der Quelle in La Landes Aſtronomie
nachſuchen (a).

*r Die meiſten Einwendungen, die man wider die Be⸗
wegung der Erde zu machen pflegt, haben die Gegner
bey der Bewegung anderer Planeten ſelbſt aufzuloͤſen.
Viele ſind auch dadurch entſtanden, wenn man nicht
bedacht hat, daß die Bewegung auf der Ekliptik ſo⸗
wohl, als um die Achſe allen Koͤrpern auf der Erde
gemein ſey, ſie moͤgen hernach in der Luft ſchweben
oder auf der Erde liegen; das Gleichniß von der Be⸗
wegung eines großen Schiffes iſt zur Erklaͤrung der
Sache, eben nicht unſchicklich. 2.) Uebrigens hat
man dieſem Syſteme auch das Anſehen der heiligen
Schrift entgegengeſetzt, als wenn ſie der Bewegung
der Erde widerſpraͤche. Allein die Schrift redet in al⸗
len Stellen nach dem gemeinen Wortverſtande, und
hat nichts weniger zur Abſicht, als eine aſtronomiſche
Frage zu entſcheiden. Auch der geuͤbteſte Aſtronom
ſagt im gemeinen Reden: die Sonne geht auf, und
unter, gehet durch den Meridian u. ſ. f. wenn
er ſchon von der Bewegung der Erde uͤberzeuget iſt.
Ich achte es fuͤr unnoͤthig alle die Stellen ſonderheit⸗
Ddd 2 lich

(a) des inegalitèés, que produiflent les attraétions mu-
tuelles &c. a ſ. 2757⸗

760

lich anzufuͤhren, und zu erklaͤren, welche man insge⸗

mein einwendet; die wichtigſten ſind Joſ. X. 12. 13.
und Prediger I. 4, 5, 6. In der erſten verſteht ſich
alles nur von dem optiſchen Standorte der Sonne;

und in der zweyten iſt die Rede von dem Unbeſtande

des menſchlichen Lebens, und der Fortdauer des alten

Erdballes ungeachtet aller Veraͤnderungen, die auf ihm
vorgehen; auch wird die Vergaͤnglichkeit der irrdiſchen

Dinge mit der Abwechſelung der Tageszeiten vergli⸗

chen; hiebey bleibt aber der Aehnlichkeitspunkt, es
mag die Sonne oder die Erde bewegt werden; und ſo

ſind auch andere Stellen nach dem alltaͤglichen Wort⸗

**

Canonicus in Polen hat im J. 1530 den Gedanken

gebrauch zu verſtehen. Daß die Schrift oft nach un⸗
ſerm Sinne rede, davon haben wir ein Beyſpiel im

Buch der Schoͤpfung 1. 16, wo es heißt: Gott
machte zwey große Lichter ꝛc. Niemand wird uns

doch aus dieſen Worten beweiſen wollen, daß Son⸗
ne und Mond die groͤßten Geſtirne am Himmel in ei⸗
nem andern Verſtande ſind, als in ſo weit ſie uns als

dieſelben vorkommen.

Die Bewegung der Erde um die Sonne haben ſchon
in den aͤlteſten Zeiten, die Pythagoraͤer behauptet.

Nic. Copernicus, ein geborner Preuße, und nachmals

neuerdings durchgedacht, berichtiget, und alles in ein
Syſtem gebracht, das den Namen noch von ihm be⸗
haͤlt. Im J. 1582. unternahm es Tycho von Bra⸗

he ein edler Daͤnne, die alte Meinung von der Bewe⸗

gung der Sonne zu beſtaͤttigen, und alles dadurch zu

erklaͤ

—

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Uund

ſterni
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Ntde
Uns
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den
naril
dien

Woak B Wokk 7s

⸗ erklaͤren, Copernicus und Tycho glaubten aber beyde
3. noch, daß die Bewegung in Zirkellinien geſchehe, bis
der unſterbliche Keppler abermal ein Deutſcher, und
une geborner Wuͤrtemberger durch ſeinen unermuͤdeten Fleiß,
e uunnd immerwaͤhrendes Obſerviren die ellyptiſchen Lauf⸗
alten bahnen beſtimmet hat, ohne iedoch die phyſiſche Ur⸗
ihn ſache der Bewegungen angeben zu koͤnnen, welche end⸗
ſche lich der große Newton aufgedecket hat.
hle ð
6 II. Kapitel.
n Von den Folgen dieſes Weltſyſtems.
.*M Als Folgen des erklaͤrten Weltſyſtems betrachte ich
in . 1 ) die ſcheinbaren Bewegungen der Planeten (§. y5 1. n. 5.),
Vitt und auch der Fixſterne, 2.) die Sonnen⸗ und Mondsfin⸗
*“ ſterniße. 3.) Die Abwechſelung der Tages⸗ und Nachts⸗
Sen laͤnge. 4.) Die Fluth und Ebbe des Meeres. Z
ias Von den ſcheinbaren Bewegungen der Planeten/
und der Fixſterne.
ſhon 8 584.
ine Obgleich die Paneten ihre eliptiſche Laufbahn
mls ordentlich um die Sonne durchlaufen: ſo muͤſſen ſie
en uns doch wegen der Bewegung unſerer Erde bald
en nach der Ordnung der Himmelzeichen (diretti), bald
te wider dieſelbe (rerrogradi) bewegt zu werden, bald an
de dem naͤmlichen Orte einige Zeit zu verweilen (ſtatio.
Pene narn) ſcheinen. Setzen wir Fig. VIII. die Sonne in ³:

n die naͤchſte Linie druͤcke uns die Laufbahn des Merkurius,
tch D ddz3 die

atſi⸗

73 Weee e eee

die mittlere die Laufbahn der Erde, und der große Bogen am

die Himmelsſphaͤre aus. Da ſich die periodiſchen Zeiten des Mer⸗
kurius und der Erde ungefaͤhr = 1: 4 verhalten (ſieh die
II. Tab.), ſo wird der Merkurius ſeine ganze Laufbahn ma⸗
chen, bis die Erde den vierten Theil der ihrigen M N durch⸗
laͤuft. Befindet ſich nun der Merkurius in 1 und die Erde eben⸗
falls in 1 bey N: ſo muß der Merkurius durch die Linie I1 a;
in der Folge aber durch die Linie 22 b, 33 c, 44 d, 55e;,
66˙. 778, 88 h geſehen werden; folglich wird er ſich von
a bis e gerade fort, von a biß ½ ruͤckwaͤrts, zwiſchen d

und g aber, d e und f gar nicht zu beregen ſchei⸗

nen.

Eben ſo laͤßt es ſich von einem iedweden andern, auch

von den hoͤheren Planeten zeigen, wenn man ſeine Laufbahn

und die Laufbahn der Erde nach dem Verhaͤltniße ihrer perio⸗
diſchen Zeiten eintheilt, und die Linien genau beſtimmt, nach
denen ſie jedesmal an der großen Himmelsſphaͤre geſehen wer⸗

den muͤſſen.
SFSF. 585.
Die anziehende Kraft der Sonne und des Mon⸗
des muß in der Lage der Erdachſe, und folglich auch

des Aequators nothwendig eine Aenderung hervor⸗

bringen; denn, da der Durchmeſſer des Aequators der Er⸗

de groͤßer iſt, als die Achſe (§F. 568. II.): ſo kann die

Gleichheit der anziehenden Kraͤfte, auf alle Theile, welche

nur in einer Sphaͤre noͤglich iſt, hier nicht Platz haben, und

es muͤſſen einige Theile ſtaͤrker andere ſchwaͤcher angezogen
werden.

. Wie

eNr e eee 263
dn Wie aus dieſem eine langſame Bewegung der Erd⸗

Men pole um den Pol der Ekliptik, und die Praͤceſſton
n de der Aequinoctien erfolge, kann man in der Phyſik
nm des P. Mako P. I. Sect. V. c. VI. oder in La Landes
duch. Afſtronomie L. XXII. erſehen. Und eben darum muͤſ⸗
Neben⸗ ſen auch alle Sterne, und ſelbſt die Fixſterne eine
ella; ſcheinbare Bewegung nach der Laͤnge bekommen, die
ſſe erſt in 25740 Jahren vollendet wird; denn der Bo⸗
h n gen, der die Laͤnge der Sterne mißt (§. 550.), muß
ſihen d wegen dem Zuruͤckweichen der Knotten des Aequators

ſchei⸗

1, c
ufbahn
deio⸗
t, nuch

en wer

in der Ekliptik immerdar groͤßer werden.

** Die Groͤße der Aenderung, welche dieſe Ungleichheit
der Kraͤfte bewirkt, hat Bradley durch muͤheſame
Beobachtungen, und La Lande (a) durch weitſchichti⸗
ge Berechnungen beſtimmt. Sie fanden: daß, wenn
die Erde durchaus gleich dicht waͤre, die Aenderung
welche nur durch die Sonne allein verurſachet wird,
21“ in der Zeit betruͤge; In Ruͤckſicht aber auf die
ungleiche Dichtigkeit der Erde betraͤgt die ganze Wir⸗
kung der Sonne 14“ 5““; Die Wirkung des Mondes

M⸗ 35“ 53“; beyde zuſammen alſo betragen beynahe 50“
houch in einem Jahre, und in 72 Jahren erſt 1; folglich
trpt⸗ muͤſſen die Sterne in der bemeldeten Zeit d. i. binnen
ed 25740 J. die ganze Ekliptik zu durchlaufen ſcheinen.
welche §. 55 8 6.
n, und Da ſich der Mond nicht mit der Erde auf der Ekliptik be⸗
ghogen weget 6s. 5 81. II. III.); ſondern dieſelbe immerdar in an⸗

Ddd 4 dern

Eee c(a) Aſtronomie §. 2883 Gc. Ec.

764 WoNE e ee
dern Punkten durchſchneidet, ſo, daß die Mondsknoten erſt

nach 19. Jahren in den vorigen Punkt zuruͤcke kehren; ſo
verurſachet dieſes wieder eine ſonderheitliche Aenderung

in der Erdachſe, welche man die Schwankung der
Erdachſe (nutatio axis terreſtris) nennt. Wegen

dieſer Aenderung naͤhern ſich die Sterne dem Aequator,

und entfernen ſich wieder davon, ſo, daß ſie eine neue ſchein⸗
bare Bewegung in einer Zeit = 19 J. vollbringen, waͤhrend

der Zeit die Pole der Erdachſe gleichſam einen Zirkel um einen

unbeweglichen Punkt von Aufgang gegen Untergang zu be⸗
ſchreiben ſcheinen.

Dei

he
M
eine
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1N
8e.

kan⸗

—

1Do
e
Von den Finſterniſſen. 7 Nm

§. 587.
Die Planeten entziehen uns nicht ſelten das Licht ande⸗

rer Geſtirne, wenn ſie zwiſchen dieſelben und zwiſchen unſer
Auge zu ſtehen kommen; und dieſes nennt man eine Finſter⸗

niß, eine Verfinſterung des entzogenen Geſtirns. Sie iſt
entweder eine wahre, oder nur eine anſcheinende Verfin⸗

ſterung; je nachdem das Geſtirn ſein Licht entweder wirklich,

oder nur dem Scheine nach verliert. So giebt es auch au⸗
genblickliche, oder andauernde, gaͤnzliche, oder nur
Theilfinſterniſſe.

§. 588.

Der Mond wirft manchmal einen Schatten,
welcher laͤnger iſt, als der Abſtand des Mon⸗
des von der Erde hinter ſich. Es ſeyen (Fig. IX/))
§, L die Mittelpunkte der Sonne, und des Mondes.
Die

net
teit
vor

L⸗

dig
der⸗

inn

klei
Und

oNE ee. 76 5

nf Die Stralen der Sonne, welche naͤchſt am Monde vorbey⸗
en ſoſgehen, machen den Winkel O P M. Wenn wir durch die
demg Mittelpunkte dieſer Koͤrper die Linie S P, und mit M P?
g der eine Parallellinie L. X, zugleich aber S M und L N auf M P
Wen ſenkrecht ziehen: ſo entſtehn die zwey aͤhnliche Dreyecke 8S L X
ginct, und S P M; folglich iſt 8 X = 8 M — X M oder S M—
ſhem L, N der Unterſchied der Durchmeſſer, und L N: S M=SL:
vißteid S P. Da nun S M und L N, und auch S L ſchon vorhinein be⸗
meing kannt ſind; laͤßt ſich daraus S P, und alſo auch LP = S P
b6 — SL finden. Vergleicht man nun LP mit der aus der
Parallaxe bekannten Entfernung des Mondes von der Erde,
ſo zeiget ſich: daß bey verſchiedener Entfernung des Mondes
von der Oberflaͤche der Erde auch L. P bald groͤßer bald klei⸗
ner, als die Entfernung des Mondes ſey, und alſo manch⸗
mal die Spitze des Schattenkegels vom Monde die Erde er⸗
reiche, oder ſich gar in ſelbe verſenke: zu andern Zeiten aber

cht ande⸗

nnſe von ihrer Oberflaͤche entfernet bleibe.
Finſter⸗
e iſt I. Kommen alſo die beſagten zween Koͤrper in dieienige
Veſ Lage und Entfernung, daß der Schatten des Mondes die
wikich, Erde erreichet, und auf dieſelbe auffaͤllt: ſo muß nothwen⸗
mch al⸗ dig eine gaͤnzliche iedoch nur ſcheinbare Verſinſterung

dane der Sonne an allen ienen Orten entſtehen, wo der Schat⸗

ten auffaͤllt.

II. Da das erſte aber nicht moͤglich iſt, außer in
O., und zwar in einer ſolchen Lage, daß er in den
hattin, . Z . ES
Yon⸗ Knoten ſeiner Laufbahn, oder doch ſeine Declination nicht
)]kleiner iſt, als die Summe von den Semidiametern der Erde
„!und des Mondes: ſo iſt es leicht zu erachten, warum nur
Die Ddd 5 in

766 oN e eee

in dem Neulichte, iedoch nicht in iedem Neulichte
uon
ter
titen
wenn nicht nur die Spitze des Schattenkonus von dem Mon⸗

des Mondes eine Sonnenverfinſterung geſchieht.
III. Die Finſterniß wird eine Weile anhalten,

de, auf die Erde hinreichet.

IV. Der Mondsſchatten faͤllt bald auf das noͤrdliche,

bald auf das ſuͤdliche Hemisſphaͤrium der Erde; denn der
Mond hat bald eine noͤrdliche bald ſuͤdliche Declination, wenn
er ſich nicht ſelbſt in den Knoten ſeiner Laufbahn befindet; er
decket uns aber zuerſt die weſtliche Seite der Sonne, weil
ſeine Bewegung von Occident gegen Orient geht.

§. 599.
Von dem Schatten des Mondes iſt der Halb⸗

ſchatten (venumbra) wohl zu unterſcheiden; naͤmlich

derienige Raum, in welchen nicht von iedem, aber doch von
einigen Theilen der Sonne Stralen kommen, iſt der Halb⸗
ſchatten, weil er heller, als der ganze Schatten, und gleich⸗
wohl dunkler, als die voͤllig erleuchteten Gegenden iſt.

I. Der Mond hat neben dem wahren und vollkom⸗
menen Schatten auch einen Halbſchatten; denn auf den
Raum VRP (Fig. IX.) kann von M; und auf N QP von
O aus kein Licht auffallen.

II. Auch der Halbſchatten verurſachet eine
Sonnenfinſterniß, obgleich nur zum Theile; denn in der
Gegend der Erde, wo er auffaͤllt, muß man wirklich einen
Theil der Sonne verfinſtert ſehen.

III. Da

gor
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Ent
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Halb⸗
naͤnlich
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auf den
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n in der
Gh einmn

I. D

WeE N e 767

III. Da ſich der Halbſchatten weiter ausbreitet als der
ganze: ſo ſieht man woht, daß ſich die Theil⸗Sonnenfin⸗
ſterniſſe oͤfter, als eine ganze, und an mehrern Or⸗
ten zugleich ereignen koͤnnen.

* Caſſini hat bey einer Theilfinſterniſſe der Sonne an den
aͤußerſten Spitzen des Schattens eine Vergroͤßerung be⸗
merket, die mit dem ſphaͤriſchen Rande des Mondes
nicht eintrifft; er hat ſie alſo billig einer Atmosſphaͤ⸗
re des Mondes zugeſchrieben, und dieſe iſt folg⸗
lich nimmer zu laͤugnen, ſo wenig als man
Grund hat an der Obſervation zu zweifeln.

§H. 590.
Auch die Laͤnge des Erdeſchattens, und 2) ſo⸗
gar die Groͤſſe von den Durchſchnitten des Schat⸗
tens, ſo, wie er auf den Mond auffaͤllt, laͤßt ſich
beſtimmen. Das erſte erhellet ſchon aus dem obigen
(§. 588.), wenn man nur den Durchmeſſer des Mondes
fuͤr den Durchmeſſer der Erde gelten laſſen will. Das zwey⸗
te zeigt man auf die folgende Weiſe. St ſey (Fig. X.) die
Entfernung der Sonne von der Erde, 1t die Entfernung
des Mondes: ref iſt alſo die Horizontalparallaxe der Son⸗
ne, fgt die Horizontalparallaxe des Mondes, und der aͤu⸗
ßere Winkel grh = fetigς. die Summe beyder Paralla⸗
xen. Zieht man von dieſer Summe den Semidiameter der
Sonne I1 t h = ets ab, der bey ſo einem kleinen Winkel,
immer dem Sinus gleich geſetzt werden kann: ſo iſt der Reſt
= dem Sinus gih — Ith=gh-—Ih=gl, d. i., der
Semidiameter des Schattens iſt gleich der Summa von den
beyden

beyden Parallaxen der Sonne und der Erde, wenn man von

ihr den Semidiameter der Sonne abzieht.

I. Wenn der Mond in der σ Oiſt, und ſich in den
Knoten der Ekliptik befindet, oder doch wenigſtens keine groͤ⸗
ßere Breite hat, als die Summe von den ſcheinbaren Durch⸗

meſſern des Mondes und des Erdeſchattens betraͤgt: ſo ent⸗
ſteht nothwendig eine wahre Verfinſterung des Mon⸗
des; denn in der beſagten Lage muß der Schatten der Erde,

deren Mittelpunkt (ſo wie auch der Mittelpunkt des Schat⸗
tens) ſtaͤts in der Ekliptik bewegt wird, allemal auf den
Mond hinfallen.

II. Dieſe Finſterniß wird central ſeyn, wenn die

Mittelpunkte der Sonne, der Erde und des Mondes in einer
geraden Linie liegen, und zwar mit einer laͤngern oder kuͤrzern
Verweilung, ie nachdem der Durchmeſſer des Schattens den
Durchmeſſer des Mondes mehr oder weniger uübertrifft.

III. Sie kann auch total ſeyn „ohne das ſie
central iſt; denn der groͤßere Schatten der Erde kann auch

das ganze Hemiſphaͤrium des Mondes einhuͤllen, ohne daß

die Mittelpunkte der Sonne, des Mondes und der Erde in
einer Linie liegen; wie ſich das aus dem Theorem des gegen⸗
waͤrtigen §. abnehmen laͤßt.

IV. Allgemein zu reden werden alle dieienige Theile
des Mondes verfinſtert, auf die der Schatten der Erde faͤllt,
nach Verſchiedenheit der Mondesbreite aber bald die ſuͤdli⸗
chen, bald die noͤrdlichen.

V. Die

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Son
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eE Wook= 769

V. Die Verfinſterungen muͤſſen an den naͤmli⸗
chen Theilen des Mondes, gleichgroß, und in allen
nen ienen Gegenden der Erde geſehen werden, welche zu⸗
egrte gleich von dem Monde erleuchtet werden; denn es geht eine
Drcy wahre Verfinſterung der vorhin erleuchteten Theile vor.

bat VI. Der Mond erſcheint ſchon vor und noch ei⸗
AMo nige Zeit nach der Verfinſterung blaß; weil die Erde
Ee d an den beyden Graͤnzen ihres wahren Schattens, auch einen
Sn 4 Halbſchatten wirft.

n don

VII. Die Urſache, warum man den Mond auch
bey ſeiner Verſinſterung noch ſehen kann, iſt eigentlich
ein der Atmoſphaͤre unſerer Erde aufzuſuchen, welche die
Sonnenſtralen oft haͤufig genug refringirt, und in den Mond
hinaufwirft.

n
* So wie der Mond im Schatten der Erde, ſo werden
k. auch die Trabanten des Jupiters in deſſen Schatten
das ſie verfinſtert; die Immerſion dieſer Trabanten iſt alſo
mn auch eine wahre Finſterniß. Hingegen iſt der Durchgang
hre deß der Venus und des Merkurius durch die Sonne in
Erde in der Geſtalt einer ſchwarzen Mackel, das im Kleinen,
gehen was die Sonnenfinſterniß durch den Mond im Gro⸗
ßen iſt, eine Verdeckung des Sonnelichts.
le Von der Abwechſelunt der Jahreszeiten und
n der Tageslaͤnge.
ſ ſidl⸗ §8. 591.
Das Sonnelicht faͤllt nicht nur wegen der taͤglichen
,de Bewegung der Erde um ihre Achſe, ſondern auch wegen ih⸗
D rer

770 EE e eeee
rer iaͤhrlichen Bewegung in der Ekliptik immerdar auf an⸗
dere und andere Gegenden der Erde ſenkrecht auf;

denn ſowohl wegen der erſten, als wegen der zweyten Bewe⸗
gung koͤmmt immerdar eine andere Gegend des Erdbodens in

die der Sonne gerade gegenuͤberſtehende Lage.

I. Es muß alſo in iedem merklichen Zeitpunkte des
naͤmlichen Tages ein anderes Hemiſphaͤrium der Erde, und
eine andere Helfte desienigen Zirkels erleuchtet werden, wel⸗
chen die Sonne am naͤmlichen Tage um die Erde zu beſchrei⸗
ben ſcheint; dieſer Zirkel aber ſelbſt muß ieden Tag wieder ein
anderer ſeyn.

II. Nachdem das Stuck dieſes Zirkels, welches
uͤber den Horizont was immer fuͤr einer Gegend der

Erde erhaben iſt, groͤßer oder kleiner iſt, demnach

iſt auch der Tag in dieſer Gegend laͤnger oder kuͤrzer.
1.) Unter dem Aequator alſo, und den Orten, welche nicht
weit davon entfernet ſind, iſt die Tageslaͤnge beynahe immer⸗
dar gleich; weil faſt immer der halbe Theil des Sonnenzir,
kels uͤber ihren Horizont erhaben iſt. 2.) Bey den weiter
entfernten Voͤlkern aber gegen Norden und Suͤden iſt der Tag
bald laͤnger bald kuͤrzer nach dem beſagten Verhaͤltniſſe. 3.)
Iſt der Zirkel, den die Sonne taͤglich zu beſchreiben ſcheint,
auf der Aequatorsflaͤche: ſo iſt auf der ganzen Erde Tag und
Nacht gleich lange: weil die Helfte dieſes Zirkels von allen
Gegenden der Erde aus ſichtbar iſt. 4.) Jedoch in den bey⸗
den Polen, deren Geſichtskreis der Aequator ſelbſt iſt, muͤßte
die Sonne in dieſem Zirkel die ganzen 24 St. hindurch am
Horizont herum geſehen werden, daß alſo die Abwechſelung
does

des E

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des

des Tages und der Nacht hier allerdings nicht Statt hat.
5.) Folglich muͤßten dieienigen, die etwa unter einem Pole
z. B. unter dem Suͤdpole wohnten, das ganze halbe Jahr,
durch welches ſich die Sonne in den noͤrdlichen Zeichen zu be⸗
finden ſcheinet, Nacht haben. Eben dieß iſt auch vom Nord⸗

pole zu verſtehen, da ſich die Sonne in den ſuͤdlichen Zeichen
zu bewegen ſcheinet.

* Dieſe Saͤtze ſind aber eben nicht im genauen Verſtande
zu nehmen; denn, da die Sonne groͤßer iſt, als die
Erde: ſo kann es nicht gerade ein gemeſſenes Hemiſphaͤ⸗
rinm der Erde ſeyn, das ſie erleuchtet. Auch hat man
die Refraction des Sonnelichts wohl dabey in Belrach⸗
tung zu ziehen.

§. 592.
Wen alſo die Erde in die Knoten der Ekliptik koͤmmt,
ſo haben wir die Aequinoctien; und zwar das Aequi⸗
noctium im Fruͤhlinge, wenn wir die Sonne im Zeichen
des Widders; und das Aequinoctium im Herbſte, wenn
wir ſie im Zeichen der Wage ſehen, und mithin die Erde ſich
in den entgegengeſetzten Zeichen befindet. Sommer oder
Winter aber muß bey uns zunehmen, ie nachdem ſich die
Erde von den Knoten der Ekliptik mehr gegen Suͤden oder

gegen Norden entfernet, und den Zeichen des Steinbocks,

oder des Krebſes naͤher koͤmmt; denn wir ſehen die Sonne
in den noͤrdlichen Zeichen, wenn die Erde die ſuͤdlichen durch⸗
laͤuft; folglich muß in dieſer Zeit immer ein groͤßerer Theil
von dem noͤrdlichen, als von dem ſuͤdlichen Hemiſphaͤrium
der Erde erleuchtet werden, und im Gegentheile ꝛc.
Wie

* Wie mit der Tageslaͤnge auch die Waͤrme zunehme, das
laͤßt ſich leicht aus den 5§. 246 — 255 und vorg. §. II.
begreifen; naͤmlich die Sonnenſtrahlen fallen auf un⸗
ſere Gegenden in laͤngern Tagen auch laͤngere Zeit,
mehr ſenkrecht, und eben darum auf einen gleichen
Raum haͤufigere, als ſonſt, auf. Aus den eben dort

„ J

angefuͤhrten Gruͤnden wird man auch erklaͤren koͤnnen,

warum die groͤßte Kaͤlte eben nicht in den kuͤrzeſten, ſo,
wie die groͤßte Waͤrme auch nicht in den laͤngſten Ta⸗
gen iſt.

Von der Ebbe und Fluth des Meeres.

H. 5 93
An den Ufern des Meeres beobachtet man zwo entge⸗
gengeſetzte wechſelweiſe Bewegungen des Waſſers; Es draͤngt

ſich dieſes in einer Zeit 2 6 St. von der Mitte des Meeres

gegen die Ufer heran, und fließt in eben der Zeit wieder zu⸗

ruͤck. Die erſte Bewegung wird die Fluth, und die zweyte

die Ebbe genannt.
§. 5 94.

Beobachtungen. 1.) In den meiſten Orten, ſon⸗

derbar wo das Meer uͤber 90“ ausgedehnt iſt, ſind die Ab⸗
wechſelungen der Fluth und Ebbe ſehr ordentlich, und kom⸗

men taͤglich, monatlich, und jaͤhrlich auf gleiche Weiſe zu⸗
ruͤck. 2.) Groͤßtentheils beobachtet man ſie nur an den Ge⸗
waͤſſern, welche zwiſchen den beyden Wendzirkeln liegen, oder

doch nicht zu weit davon entfernet ſind; niemal aber an den

Gewaͤſſern bey den Erdpolen. 3.) Nach Verſchiedenheit

der

el
inne
den

Weke & Woeer ,3

der Lage, Breite, und Laͤnge des Meeres nimmt man auch
ſeine Verſchiedenheit, und zuweilen auch eine Unordnung in
den Abwechſelungen wahr.

8. 5 95. D
Wenn wir der Deutlichkeit halber annehmen,

daß der ganze Erdball ein lauteres Meer, und voͤllig

mit Waſſer bedeckt ſey: ſo muͤſſen wir wegen der an⸗

ziehenden Kraft des Mondes in zweenen entgegenge⸗

ſetzten Punkten nothwendig eine Fluth und Ebbe die⸗
ſes Waſſers zulaſſen. Es ſey in der XI. Fig. A B C D ein

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leeres,
A :

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großer Zirkel der Erde; in Lebefinde ſich der Mond: ſo muß dieſer
nach dem Allgemeinen Geſetz der Schwere = Dr die Theile

in B ſtaͤrker anziehen, als iene in T, und dieſe wieder ſtaͤrker

als iene in D; folglich muͤſſen dem Uebermaaße der Kraͤfte
zufolge die Theile B von dem Mittelpunkte T, und der Mit⸗
telpunkt von den Theilen in D gleichſam hinweggezogen wer⸗

den; und dieſe ſowohl, als iene einen Theil ihrer Schwere

verlieren, der eben dieſem Uebermaaße der Kraͤfte gleich iſt.
Ferner koͤnnen die Theile in A und C nicht anderſt, als ſchief
nach der Richtung C L angezogen werden. Loͤſet man nun
dieſe ſchiefe Richtung in CT und TL auf; ſo ſieht man
wohl, daß die Theile in C auch gegen den Mittelpunkt der
Erde von dem Monde gezogen werden, und eine groͤßere
Schwere bekommen muͤſſen. Alsdenn aber wird das Gleichge⸗
wicht zwiſchen den ſchwerern Theilen in A und C, und den leich⸗

tern in B und Dgehoben, und das Waſſer in B und Dvon dem

Suͤnfter Theil. Eee Waſſer

g wokt 22ð

Waſſer A und C in die Hoͤhe gedruͤckt; folglich muß es von u
A und C gegen B und D hinfließen, d. i. es muß in den ent⸗ Is
gegengeſetzten Punkten B und D die Fluth, in A und C abe H“
die Ebbe entſtehen.
1. Die Fluth und Ebbe wird nicht durch die ganze lih
anzichende Kraft des Mondes, ſondern nur durch das ſpee
Uebermaaß der Kraͤfte bewirket, mit denen die einen, er
und nicht auch die andern beynahe 90 entfernten Waſſerthei⸗
le angezogen werden.
II. Die groͤßte Erhoͤhung des Waſſers in 4
und D kann nicht wirklich dort geſchehen, wo der it
Mond ſenkrecht uͤber dieſen Theilen ſteht; denn ob⸗
gleich eben dort die Schwere am kleinſten iſt: ſo wird doch zu

der Bewegung des Waſſers von den Seiten A und C her ten
einige Zeit erfordert, waͤhrend welcher der Mond ſchon merk⸗ D
lich fortruͤcken muß. den
oͤder

III. Eine aͤhnliche Wirkung mit iener des Mon⸗
des muß auch die Sonne hervorbringen, wenn ſie zen
in eben der Lage gegen die Erde iſt, obgleich dieſe n
Wirkung weit ſchwaͤcher, als iene des Mondes ſeyn ae⸗
wird, nicht weil die anziehenden Kraͤfte der Sonne ſelbſt,
ſondern weil das Uebermaaß dieſer Kraͤfte, mit denen das
Waſſer in verſchiedenen Theilen gezogen wird, weit kleiner, een
als bey dem Monde iſt; denn der Unterſchied der Entfer⸗ en d
nung der Sonne von B und C iſt im Vergleiche mit der Ent⸗ aucht
fernung der Sonne von dem Mittelpunkte der Erde ſehr klein. agt
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Uebrigens aber verhaͤlt ſich in der Wirkung der Sonne und
des Mondes alles gleich.

IV. Die groͤßte Erhoͤhung des Waſſers wird

alſo zwiſchen der Sonne und dem Monde, iedoch

naͤher bey dem Monde, und nach Verſchiedenheit der re⸗
ſpectiven Lage dieſer beyden Koͤrper, bald vor, bald mehr
oder weniger hinter dem Monde ſeyn.

§. 596.

Aus dieſem laſſen ſich nun die Beobachtungent, die
wir von der Ebbe und Fluth haben, ohne Muͤhe erklaͤren.

r. Die Fluth und Ebbe entſtehet nur auf einem wei⸗
ten Meere (§. 594. n. 1.) 3; denn nur dort hat die erklaͤr⸗
te Ungleichheit der Schwere Platz. 2.) Nur zwiſchen
den Wendzirkeln, und nahe an dieſen (n. 2. §. cit.); denn
nur dort befinden ſich Sonne und Mond. 3.) Ordentlich
oder unordentlich, und verſchieden (n. 1. 3. §. cit);
wie die Weite des Meeres, die Lage der Ufer, die Geſtalt
der Meerbuſen, die Ungleichheit des Meerbodens, die Com⸗
munication der Gewaͤſſer er mit dem roſßenen Meere⸗ gleichfalls
verſchieden iſt. “

II. Die Fluth gehet alle Tage zwe ymal vor (in
ienen Waſſern wenigſt, die zwiſchen den Wendzirkeln, und
von n dieſen nicht weit gegen die Pole entfernet ſind.), weil
auch der Mond zweymal, in dem untern und obern Hemi⸗
ſphaͤrium, durch den Meridian gehet, das iſt nach der Fi⸗
Eee 2 gur

gur (§. vorg. )uͤber B und D ſenkrecht koͤmmt. 2.) Da aber

das Waſſer bey dem Auf⸗ oder Untergange der Sonne unter
dem Meridian ſchwerer, an der oceidentalen und orientalen
Seite aber leichter wird: ſo muͤßte auch mit dem Auf⸗ und
Untergange des Mondes die groͤßte Ebbe eintreffen, wenn

die Bewegung des Waſſers augenblicklich geſchehen koͤnnte

(vorg. §. II.). 3.) Gleichwie der Mond erſt nach einer Zeit
= 24 St. 48“ wieder in den naͤmlichen Mittagskreis koͤmmt:
ſo werden auch zu dieſer doppelten Flut und Ebbe 24 St.
48 zu ieder einzelnen Abwechſelung aber beynahe 12 St. 24
erfordert,

III. Auch die monatlchen Abwechſelungen in der
Hoͤhe der Fluth geſchehen vollkommen nach der gegebenen Er⸗
klaͤrung; denn 1.) die Fluth und Ebbe iſt in den Syzigien
des Mondes am groͤßten, weil dort das Uebermaaß der Son⸗

ne ſowohl als des Mondes auf die naͤmlichen oder doch die
entgegengeſetzten Theile wirken. 2.) In den Quadraturen
des Mondes hingegen ſind die Wirkungen am ſchwaͤchſten,
weil die Theile, welche wegen der anziehenden Kraft des Mon⸗
des leichter werden, wegen der anziehenden Kraft der Sonne
ſchwerer ſind; folglich die Wirkung des Mondes von der
Wirkung der Sonne gemindert wird. Die groͤßte Erhoͤhung

verhaͤlt ſich zur kleinſten in dem naͤmlichen Monate insgemein
und beynahe = 9: 5. 3.) Die Groͤße der Fluth haͤngt
auch von der Entfernung des Mondes ab, und ſteht
mit ihr im verkehrten Verhaͤltniße; wie man dieſes leicht aus
dem vorgeh. §. III. abnehmen kann. 4.) Die groͤßte Fluth

in dem Jahre iſt alsdann, wann die Syzigien des Mon⸗
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des auf die Aequinoctien treffen; denn dort werden immer die
naͤmlichen Waſſer in beyden Hemiſphaͤrien in der Bewegung

erhalten, weil die entgegengeſetzten Punkten auf den naͤmli⸗

chen Zirkel, den Aequator der Erde fallen. F.) Hingegen in

den Sommer⸗ und Winterſyzigien (da O und ) entweder

in &, und zugleich im Krebſe oder Steinbock, oder in G und
in den entgegengeſetzten Zeichen ſind) iſt die Erhoͤhung
des Waſſers lange nicht ſo groß; weil die entgegengeſetzte
Punkte nicht in dem naͤmlichen ſondern in den entgegengeſetzten
Wendzirkeln ſind, daß alſo immer anderes und anderes Ge⸗
waͤſſer angezogen, und die Kraft nicht auf die naͤmlichen
Theile verwendet wird. 6.) Das Gegentheil von n. 4. er⸗
eignet ſich, wenn die U D in die Aequinoctien treffen;
denn hier wird die Wirkung des Meondes auf das naͤmliche
Waſſer unter dem Aequator von der Sonne am allermeiſten
geſchwaͤcht (III. 2.) 7.) So iſt auch im Winter und
Sommer die Fluth groͤßer in den . ◻ als in den Syzi⸗
gien; weil die groͤßten Wirkungen der Sonne und des Mon⸗
des ſi ch nicht ſo ſehr entgegengeſetzet ſind, und auf ganz ver⸗
ſchiedene Theile geſchehen. 8.) Endlich erhellet auch aus
dem §. vorg. II. IV. die Urſache, warum die groͤßte Erhoͤ⸗
hung des Waſſers allererſt 3 Stunden nach dem Durchgange
des Mondes durch den Meridian geſchehe; ein gleiches iſt
auch von der groͤßten taͤglichen, monatlichen und iͤhrlichen
Ebbe und Fluth zu verſtehen.

* Dieß ſind Haupterſcheinungen, die man in dieſer Sache
beobachtet. Das auch nach dieſen Erklaͤrungen viele
Jeregularitaͤten wegen Ungleichheit der Lage und Brei⸗
Eee 3 te

778

te des Meeres, wegen Enge des Meerbuſens, durch
den die Meere eine Communication haben, u. ſ. f.
(I. 3.) erfolgen muͤſſen, daß ſieht man ohne Muͤhe
ein; und darum achte ich es auch fuͤr unnoͤthig die
Einwendungen alle, welche einzig aus dieſem Grunde
gemacht werden, zu widerlegen; indem man die beſag⸗
ten Irregularitaͤten nicht als Gegengruͤnde unſerer
Theorie, ſondern wenigſtens als mittelbare Folgen von
der angegebenen Urſache der Fluth und Ebbe zu be⸗
trachten hat. So bemerket man z. B. auch in eini⸗
gen Fluͤßen Fluth und Ebbe, nicht weil ihr Waſſer
leichter oder ſchwerer wird, ſondern weil ſie von der
Fluth des Meeres bey ihrem Ausfluße zuruͤckgetrieben,
und zum Steigen gezwungen werden ꝛc. Ich meines

Theiles bin gaͤnzlich der Meinung, daß die Fluth und

Ebbe des Meeres einen neuen Beweisgrund fuͤr das
Daſeyn der allgemeinen Kraft ausmache, mit der ſich
die Weltkoͤrper gegenſeitig auziehen.

F. 150. III. Zeile 3. den Durchmeſſern
— 4 T: t = „Pee⸗ Vd2
— D:

——

— II.
— III.

H. 175.

II.

H. 186. II.
H. 192. —

F. 2 233.

—,—

§. 292. Anm. —

—

I.

—
—

J. 330. —

H. 543.

—
—

Verbeſſerungen.

— 5. V R⸗ VIe= R. r — —
— 3. ſiner Geſchwindig⸗
gei

— 3. Geſchwindigkeit
— 5. Geſchwindigkeit

— 1. die Kraͤften

— 15. Kͤfte die eine

— 16. ſchwaͤchen
4. Dichtigkeit
— 14. Cn = Er
— 16. m : n
— 8. Blutadern
— 9. Blutadern

M. ac. de. ſ̃g.

aà b. f g. g h.

lies Quadratwurzeln der Dutch.
— T:

—

— der Groͤße ſeiner Wrwegung.

— Bewegung.

— Groͤße der Bewegung.
— die gleichen Kraͤfte.
M. Ab. f Ig. g k.

ac. de. fg.

— P =—

— 90⁰
= 902
37 4 954

— Kraͤfte die einte.

— tilgen.
— — Durchſchtiakeit.
Cn Er=
— n 2 m.
— n :⸗ m.
— Pulsadern.
— Pulsadern.

⸗ ⸗=
=
S⸗
g ,
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gung inme V. T h il.

itemn Von den ganzen Weltkoͤrpern.

woegung
ch ſoglich JS dem gegenwaͤrtigen Theile werden wir nun nichts
gdi iuße⸗ mehr mit denienigen Koͤrpern inſonderheit zu thun
ie Aldin haben, welche die Beſtandtheile unſerer Erde ausmachen;
ne gühlime von dieſen iſt bereits hinlaͤnglich in den vorhergehenden 4.
4) W Theilen gehandelt worden. Hier koͤmmt der Erdball im
,) Zuſammenhange mit den uͤbrigen ganzen Weltkoͤr⸗
Skäluf pern in Betrachtung. Wir werden uns alſo vorher ein
deutliches Kenntniß dieſer Weltkoͤrper insbeſondere verſchaf⸗
fen, und ſie ſodann in ihrer allgemeinen Verbindung betrach⸗
ten. Vor allen muͤſſen wir uns aber mit einigen allgemei⸗
nen Begriffen und Erklaͤrungen bekannt machen, welche zue
Kuͤrze und Deutlichkeit in dem Hernachfolgenden dienen ſol⸗
len. Uebrigens habe ich hier noch zu erinnern, daß man in
dem gegenwaͤrtigen Theile, von den ganzen Weltkoͤrpern mehr
nicht zu erwarten habe, als was man ſonſt zur phyſiſchen Aſtro⸗
nomie gerechnet hat; daruͤber iſt aber bereits vollſtaͤndig und
Neil. rich⸗

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Focus

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