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Licht. 
aber, und zwar 
:rde, sondern vicl- 
>nd Neben-) Pla 
ins, dieSon n e, 
(und der Wärme) 
als dem selbst- 
)es Systems, aus 
li in geraden Li- 
« ]ucis ; 
eichmäßig nach al- 
Sonnengebiet (in 
iaum, dessen Een- 
amt): die Sonne 
Rittclpunct eines 
(Sonnen-) Ge- 
sich das von ihr 
ien - artig überall 
unmittelbare) Er 
zen Raumes (we- ' 
i — ha u p t sä ch- 
eht indeß, welchen 
betrachten haben, 
enchtung nach dem 
tät verlieren muß, 
im Raume wei- 
öonnen-) Centrum 
:m Sonnen-Licht- 
Strahlen - Radien 
r mehr ausein- 
sie in geringerer, 
jedoch wegen der 
>er Art eigener 
>oSphoreSccnz") na- 
>on der Sonne ab» 
j. B. besonders des 
- Missions theorie, 
bin, ohne darum ir» 
leser verhindern zu 
idere Erklärung der 
ie tt n d u l a r i o » S- 
legt nämlich (jedem 
li Körper und also 
ine die Eigenschafc 
:iter erklärliche Weise 
von Ltchttheilchen), 
)gupt „Lichl", auS- 
rnächst von den (an 
len und nur durch 
rleuchtcten Körpern 
ven), verniittcst der 
aume wieder weiter 
bemerken, daß DaS- 
oder in größerer Entfernung auf dunkle 
Körper, wie die durch sie zu erleuchten 
den Planeten, treffen, so müssen die 
auffangenden Flächen, bei unveränderter 
Strahlen-Menge, immer größer seyn, dem 
zu Folge aus gleiche Flächen in größe 
rer Entfernung weniger Licht fällt, und 
die Erleuchtung, wie ich sage, bei wach 
sender Entfernung abnimmt. Wir wol 
len uns die, das Licht (die Lichtstrahlen) 
der Sonne also auffangenden, mehr und 
weniger von ihr entfernten Planeten (die 
der Sonne zugewendeten Planeten-Halb- 
kugeln) sehr paßlich als Kre lösch ei 
ben vorstellen, so bilden dieselben hier 
nach die Grundflächen bb', BB' des 
Strahlen-Kegels (Fig. 1. der Ta 
fel III.), als dessen Spitze (Scheitel) das 
Strahlen-Sonnen-Centrum C betrachtet 
werden kann: BB' empfängt demnach 
augenscheinlich nicht mehr Strahlen (Licht) 
als b b' ; gleichviel Licht muß in dem 
Abstande, in welchem sich B B' von der 
Äegelspiße 0 befindet, eine Fläche bede 
cken , welche soviel größer als die weni 
ger weit abstehende Fläche b b' ist; die 
Erleuchtung von B B' findet sich nach 
Maßgabe der mit dem Abstande wachsen 
den Ausdehnung letzterer Kegel-Grund 
fläche geringer; — und da (vcrgl. 
Erleuchtung, S. 394.) diese Kegel 
basen bb', B B' im Verhältnisse der Qua 
drate jener Abstände 6», CA stehen, so 
nimmt die Erleuchtung nach dem 
Quadrate der wachsenden Entfer 
nung ab: sie ist z. B. in einer 2fachen 
Entfernung (2 2 —) 4 Mal geringer 
(weniger intensiv) *. Wenn meine Leser 
also (vergl. wieder I. o.) in den von Jh- 
jenige, was ich hier in unserer astro 
nomischen Absicht zunächst vom S v n- 
I, e n lichte inspecie sage, der Natur der 
Sache gemäß, vom „Lichte" über 
haupt gilt. 
* Die oben durch b b', B B ausgedrückten 
Kreis- (Kegel-Grund-) Flächen verhalte» 
sich wie die Quadrate der Nadie» b a. 
b A, und da letztere ihrerseits wie 6 a : 
C A sind ; so verhalten sich jene Flächen 
also auch wie die Quadrate dieser 
Abstände: demnach empfängt die, in 
der 2 fachen Entfernung CIA = 2 Ca, 
4 Mal größer als b b' werdende Kreis 
fläche B B gleichwohl nicht mehr Licht- 
nen benützten astronoinischcn Lehrbüchern, 
ohne weiteren Beweis die Anführung fin 
den, „daß die Erleuchtung, welche z. B. 
der Planet Jupiter von der Sonne 
empfängt, nur '/ 2S des der Erde zu 
Theile werdenden Sonnenlichtes be 
trage so will dieß sagen: da der (mitt 
lere) Abstano des Jupiter von der Sonne 
(beiläufig 100 Millionen Meilen) 5 Mal 
größer als der Abstand der Erde von 
der Sonne (20 Millionen Meilen) ist, so 
fällt auch die Erleuchtung Jupiters durch 
die So nne (auf andere diese Erleuch 
tung begünstigende Umstände komme ich 
unten zurück) 5 2 — 25 Mal schwächer 
als die Erleuchtung der Erde aus: das 
Sonnen-„Licht" ist in der Jupiters-Ent 
fernung schon 25 Mal mehr dilatirt: auf 
eine 25 Mal größere Fläche des Jupiter, 
auf eine dortige Fläche von z. B. 25 
(unserer) Quadratfuß, fällt nur noch so 
viel Sonnenlicht (nur die nämliche Zahl 
von Sonnenstrahlen) als bei uns auf 1 Fuß. 
Nächst dieser Ermittlung über die Stärke 
des S on nen-Lich te s in verschiedenen 
Entfernungen, hat für den Astronomen 
die Frage nach der G esch windigk c it 
„dieses Lichtes" (oder wohl des „Lich 
tes" überhaupt, indem — vergl. d. 
A. Fixsterne, S. 544. — keine ent 
scheidenden Gründe vorhanden sind, für 
dasselbe, aus welchen verschiedenen Quel 
len cs auch fließe, hierunter eine Ver 
schiedenheit anzunehmen) noch eine beson 
dere Wichtigkeit. Da wir das Sonne n- 
„Lichl" nämlich, nach unserer Emana- 
tionstheorie, als einen wirklichen Aus 
fluß einer Lichtmaterie aus dem Sonnen- 
körper betrachten, und dieselbe einen ge 
radlinigen „Strahlen"-Weg zu uns 
(oder vielmehr durch das ganze Sonnen 
gebiet) beschreiben lassen; so entsteht al 
lerdings jene Frage: wieviel Zeit ge 
braucht das Licht zur Zurücklegung ei 
nes solchen Weges von der Sonne bis zu 
jedwedem Puncte des Gebietes, z. B. 
bis zu uns, oder bis zum Uranus, 
als der vermeinten planetarischen 
Grenze unseres Systems? 
Auf den ersten Theil dieser Frage ist 
strahlen als b b', und ist also , indem 
sich nur gleichviel Licht in einen 
viermal größeren Raum anSbreireiz 
muß, vier mal sch w a ch c r belenchies,