si dicamus, nihil hic conjectando nos consequi posse." Herr Bode ist dennoch geneigt, Sonnenbewohner anzunehmen, weil ihm die großen Einflüsse der Sonne auf das Planetensystem, durch Anziehung, Erleuchtung und Erwärmung, doch noch nicht hinreichend scheinen, die ganze Bestimmung eines so ungeheuren Körpers zu erfüllen.
Uebrigens wird die Sonne von den Astronomen mit Th bezeichnet.
Bode kurzgefaßte Erläuterung der Sternkunde rc. Berlin, 1778. 8. Th. I. §. 400 u. f. §. 463. 476 u. f.
Kästner Anfangsgr. der Astronomie. Göttingen, 1781. 8. an mehrern Stellen.
Sonnenbahn, s. Ekliptik.
Sonnenfackeln, s. Sonnenflecken.
Sonnenferne, Aphelium, Aphelie.
Derjenige Punkt einer Planetenbahn, in welchem der Planet von der Sonne am weitsten entfernt ist. Taf. I. Fig. 17. ist es der Punkt A.
Das ptolemäische System, welches die Planeten um die Erde gehen ließ, kannte die Sonnenfernen gar nicht. Copernikus setzte dieselben an die Stelle der vormaligen Erdfernen; aber erst Kepler verschafte von ihnen richtigere Begriffe.
Nach der wichtigen Entdeckung dieses Astronomen laufen alle Planeten um die Sonne in elliptischen Bahnen ADPE, in deren Brennpunkte S die Sonne steht. Die große Axe dieser Ellipsen AP,s. Apsidenlinie, schneidet in der Bahn selbst die beyden Punkte A und P ab, s. Apsiden, wovon jener die Sonnenferne, dieser die Sonnennähe ist, s. Sonnennähe. Bey D und E hingegen, wo SD=SE=AG, ist der Planet in den mittlern Entfernungen, mittlern Abständen (distances moyennes) von der Sonne.
Der Punkt der Sonnenferne ist die Grenze, von welcher man bey Berechnung des Planetenlaufs die Anomalien zu zählen anfängt, s. Anomalie. Hier sind also beyde Anomalien, die mittlere sowohl, als die wahre=Null;
ſi dicamus, nihil hic conjectando nos conſequi poſſe.“ Herr Bode iſt dennoch geneigt, Sonnenbewohner anzunehmen, weil ihm die großen Einfluͤſſe der Sonne auf das Planetenſyſtem, durch Anziehung, Erleuchtung und Erwaͤrmung, doch noch nicht hinreichend ſcheinen, die ganze Beſtimmung eines ſo ungeheuren Koͤrpers zu erfuͤllen.
Uebrigens wird die Sonne von den Aſtronomen mit Θ bezeichnet.
Bode kurzgefaßte Erlaͤuterung der Sternkunde rc. Berlin, 1778. 8. Th. I. §. 400 u. f. §. 463. 476 u. f.
Kaͤſtner Anfangsgr. der Aſtronomie. Goͤttingen, 1781. 8. an mehrern Stellen.
Sonnenbahn, ſ. Ekliptik.
Sonnenfackeln, ſ. Sonnenflecken.
Sonnenferne, Aphelium, Aphélie.
Derjenige Punkt einer Planetenbahn, in welchem der Planet von der Sonne am weitſten entfernt iſt. Taf. I. Fig. 17. iſt es der Punkt A.
Das ptolemaͤiſche Syſtem, welches die Planeten um die Erde gehen ließ, kannte die Sonnenfernen gar nicht. Copernikus ſetzte dieſelben an die Stelle der vormaligen Erdfernen; aber erſt Kepler verſchafte von ihnen richtigere Begriffe.
Nach der wichtigen Entdeckung dieſes Aſtronomen laufen alle Planeten um die Sonne in elliptiſchen Bahnen ADPE, in deren Brennpunkte S die Sonne ſteht. Die große Axe dieſer Ellipſen AP,ſ. Apſidenlinie, ſchneidet in der Bahn ſelbſt die beyden Punkte A und P ab, ſ. Apſiden, wovon jener die Sonnenferne, dieſer die Sonnennaͤhe iſt, ſ. Sonnennaͤhe. Bey D und E hingegen, wo SD=SE=AG, iſt der Planet in den mittlern Entfernungen, mittlern Abſtaͤnden (diſtances moyennes) von der Sonne.
Der Punkt der Sonnenferne iſt die Grenze, von welcher man bey Berechnung des Planetenlaufs die Anomalien zu zaͤhlen anfaͤngt, ſ. Anomalie. Hier ſind alſo beyde Anomalien, die mittlere ſowohl, als die wahre=Null;
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ſi dicamus, nihil hic conjectando nos conſequi poſſe.“ Herr Bode iſt dennoch geneigt, Sonnenbewohner anzunehmen, weil ihm die großen Einfluͤſſe der Sonne auf das Planetenſyſtem, durch Anziehung, Erleuchtung und Erwaͤrmung, doch noch nicht hinreichend ſcheinen, die ganze Beſtimmung eines ſo ungeheuren Koͤrpers zu erfuͤllen.
Uebrigens wird die Sonne von den Aſtronomen mit Θ bezeichnet.
Bode kurzgefaßte Erlaͤuterung der Sternkunde rc. Berlin, 1778. 8. Th. I. §. 400 u. f. §. 463. 476 u. f.
Kaͤſtner Anfangsgr. der Aſtronomie. Goͤttingen, 1781. 8. an mehrern Stellen.
Sonnenbahn, ſ. Ekliptik.
Sonnenfackeln, ſ. Sonnenflecken.
Sonnenferne, Aphelium, Aphélie.
Derjenige Punkt einer Planetenbahn, in welchem der Planet von der Sonne am weitſten entfernt iſt. Taf. I. Fig. 17. iſt es der Punkt A.
Das ptolemaͤiſche Syſtem, welches die Planeten um die Erde gehen ließ, kannte die Sonnenfernen gar nicht. Copernikus ſetzte dieſelben an die Stelle der vormaligen Erdfernen; aber erſt Kepler verſchafte von ihnen richtigere Begriffe.
Nach der wichtigen Entdeckung dieſes Aſtronomen laufen alle Planeten um die Sonne in elliptiſchen Bahnen ADPE, in deren Brennpunkte S die Sonne ſteht. Die große Axe dieſer Ellipſen AP, ſ. Apſidenlinie, ſchneidet in der Bahn ſelbſt die beyden Punkte A und P ab, ſ. Apſiden, wovon jener die Sonnenferne, dieſer die Sonnennaͤhe iſt, ſ. Sonnennaͤhe. Bey D und E hingegen, wo SD=SE=AG, iſt der Planet in den mittlern Entfernungen, mittlern Abſtaͤnden (diſtances moyennes) von der Sonne.
Der Punkt der Sonnenferne iſt die Grenze, von welcher man bey Berechnung des Planetenlaufs die Anomalien zu zaͤhlen anfaͤngt, ſ. Anomalie. Hier ſind alſo beyde Anomalien, die mittlere ſowohl, als die wahre=Null;
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Gehler, Johann Samuel Traugott: Physikalisches Wörterbuch, oder, Versuch einer Erklärung der vornehmsten Begriffe und Kunstwörter der Naturlehre. Bd. 4. Leipzig, 1798, S. 79. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/gehler_woerterbuch04_1798/89>, abgerufen am 18.05.2024.
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