Dimensionen und Rotation der Sonne. L1J

scitige Wirkung für sich selbst unbeweglich bleibt, sowird es ein Gegenstand weiterer Untersuchung, wo zwi-schen ihnen dieser Schwerpunkt liege. Die Mechaniklehrt uns nun, daß dieser Ort die gegenseitige Entfer-nung derselben in dem umgekehrten Verhaltnisse ihrerGewichte oder Massen theilt; und Berechnungen,die sich auf Erscheinungen gründen, von denen weiterunten ausführlicher die Rede seyn wird, lehren uns,daß dieses Verhältniß bei der Sonne und der Erde, inZahlen ausgedrückt, dasjenige von 354986 zu 1 ist,in welchem Verhaltnisse also die Sonne schwerer ist,als die Erde. Daraus folgt denn, daß der gemein-schaftliche Punkt, um welchen sie sich beide drehen, vondem Mittelpunkte der Sonne nur 267 englische Meilen,oder ungefähr'/zzgo ihres eigenen Durchmessers, ent-fernt ist.

308) Künftig müssen wir also rn Uebereinstimmungmit dem Obigen und mit der Ansicht, welche Coper-nicus über unser Sonnensystem aufgestellt hat, die Sonneals den verhältnismäßig bewegungslosen Mittelpunktbetrachten lernen, um welchen die Erde jährlich eineelliptische Bahn beschreibt, von den Dimensionen undder Crccntricitär, und mit einem Geschwindigkcitsgcsetze,wie sie oben angegeben worden sind.*) Wir müssen die

Zusatz. Den dircctestcn, vollkommen mathematisch strengenBeweis der Wahrheit des Satzes, daß nicht die Sonne umdie Erde, sonder» die Erde um die Sonne ihre jährlicheBahn beschreibt, liefert offenbar die in den Art. 278 — 278erläuterte Erscheinung der Aberration der Fixsterne,in Folge welcher jeder einzelne Stern während eines Jahres(d. h. während eines einmaligen Umlaufs der Erde um dieSonne) scheinbar um seinen mittlere» Ort, als Mittelpunkt,einen kleinen, mit der Ebene der Ekliptik parallel liegen-den, Kreis von etwa 4t Secunden Durchmesser beschreibt,der aber, allgemein genommen, wegen seiner gegen unsereGcsichtslinie geneigten Lage, uns als eine Ellipse (die so-genannte Abcrrationscllipsc) erscheint, deren großeAre der Durchmesser jenes Kreises, nämlich 4t Secundenist, und deren kleine Are man erhält, wenn man diesenDurchmesser mit dem Sinus der Breite des Sterns multi-