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Solstitialpunkte — Sonne (Größe, Photosphäre). 
Solstitialpunkte, die beiden Punkte der 
Ekliptik, in denen die Sonne zur Zeit der 
Solstitien (s. d.) steht. 
Solstitien (lat., »Sonnenstillstände«-, 
Sonnenwenden), die beiden Zeiten, 
zu welchen die Sonne am weitesten nach 
N. oder S. vom Äquator des Himmels 
entfernt ist, also die Zeiten des höchsten 
und des tiefsten mittägiqen Sonnenstands 
und daher auch des längsten und kürzesten 
Tags, 23. Juni und 21. Dez. Die erstere 
Zeitcheißt dasSommersolstitium oder 
die-L>ommersonnenwende;dieSonne 
steht dann im Anfangspunkt des Zeichens 
des Krebses, welcher Punkt der Som- 
mersolstitialpunkt oder kurzweg der 
Sommerpunkt heißt, weil mit dem 
Tag, an welchem die Sonne durch ihn 
geht (23. Juni), der astronomische Som 
mer auf der Nordhalbkugel der Erde be 
ginnt. Der andre Zeitpunkt heißt das 
Wintersolstitium oder die Winter 
sonnenwende, weil mit ihm unser 
Winter im astronomischen Sinn beginnt. 
Die Sonne steht dann im Anfangspunkt 
des Zeichens des Steinbocks, weshalb die- 
ser Punkt auch Winter so lstiti alpunkt 
oder Winterpunkt heißt. 
Sommer, vgl. Jahreszeiten. 
Sommerhalbjahr, die aus Frühling 
und Sommer bestehende Hälfte des Jahrs, 
vgl. Jahreszeiten. 
Sommerpunkt, s. v. w. Sommersol- 
stitialpunkt, der Anfangspunkt vom Zei 
chen des Krebses; vgl. Solstitien. 
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Sonne, der Zentralkörper unsers Pla 
netensystems, die Spenderin von Licht und 
Wärme, schon von dem alten Platoniker 
Theon von Smyrna als »das Her; des 
Weltalls« bezeichnet, von Kopernikus »die 
Weltleuchte« (lucerna mundi) genannt. 
1) Nimmt man die Horizontalparallare 
der S. nach N e w c o mb zu 8,85" an, so be 
trägt ihre mittlere Entfernung von der Erde 
23,311,7 Erdhalbmesser oder 148,670,000 
km—20,036,000 geogr. Meilen. Daö 
Licht gebraucht zur Zurücklegung dieses 
Wegs 8 Min. 17,78 Sek. (nach Struve; 
s. Lichtgleichung). 
Beim mittlern Abstand der Erde von 
der S. beträgt der scheinbare Durch- 
messer der letztern 32' 3,64"; wenn die 
Erde sich in der Sonnennähe befindet, so 
ist derselbe um ungefähr Vs» größer, näm 
lich 32' 35,2", in der Sonnenferne dagegen 
beträgt er nur 31' 30,8". Diesem schein 
baren entspricht ein wirklicher Durchmes 
ser von 108,556 Erddurchmessern oder 
1,387,600 km—187,000 geogr. Meilen; 
eine scheinbare Größe von einer Bogense 
kunde entspricht hiernach auf der S. einer 
wahren Größe von 721 km. Das Volumen 
der S. ist 1,279,300mal so groß als daö der 
Erde. Um sich von dieser ungeheuern Größe 
eine Vorstellung zu machen, denke man sich 
die S. hohl und in ihrer Mitte die Erde; 
um diese mag dann der Mond laufen, aber 
nicht in seiner wirklichen Entfernung von 
384,000 km, sondern wir wollen uns diese 
Entfernung noch um 4 /s oder 307,000 km 
vergrößert denken, so daß sie 691,000 km 
beträgt. Selbst dann hätte der Mond noch 
ausreichend Platz, um seine Bahn um die 
Erde zu beschreiben. . 
Die Masse der S. ist 324,479mal so 
groß als die der Erde; die mittlere Dichte 
der erstern ist daher 0,253 der letztern, d. h. 
1,4, die Dichte des Wassers—1 gesetzt; sie 
ist also ungefähr der des Anthracits gleich. 
Infolge des größern Halbmessers einerseits 
und der geringern mittlern Dichte ander 
seits ist die Schwere auf der Oberfläche 
der S. 27,4?4mal so groß als bei uns, 
und die Fallbeschleunigung beträgt dort 
269,5 m. 
Die S. dreht sich in derselben Richtung 
wie die Erde in ungefähr 25 Tagen 6 Stun 
den einmal um ihre Achse. Näheres über 
diese Rotationszeit ist weiter unten bei 
der Schilderung der Sonnenflecke er 
wähnt. Der Äquator der S.ist unter 6°58' 
gegen die Ekliptik geneigt, und sein auf 
steigender Knoten hat die Länge von 74° 36'. 
2) Die leuchtende Sonnenober 
fläch e oder P h o t o s p h ä r e erscheint zwar 
dem bloßen Auge, wenn man dasselbe 
durch ein dunkelfarbiges oder berußtes 
Glas vor dem zu grellen Licht schützt, 
völlig glatt und gleichförmig; wenn man 
sie aber durch ein Teleskop von großer Öff 
nung mit starker Vergrößerung beobachtet, 
so sieht man sie bei'ruhiger, klarer Luft 
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