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Erde, so ist doch der Abstand außerordentlich groß, und zudem ist sie,wie wir oben in der Tabelle vorn Planetensystem (erster Abschnitt) gese-hen haben, lüS Mal größer als die Erde. Jener Umstand strebt denErleüchtungskreis zu vermindern, dieser ihn zu vergrößern. Da indessendie Differenz nur klein ist, so sieht man von derselben ab, und betrachtetdie Gränze der Beleuchtung als einen größten Kreis, der die lichte Halb-kugel von der dunkeln scheidet, und über dessen ebenem Mittelpunkt dieSonne in jedem Augenblick senkrecht steht, so daß überall 180° vom Um-fang der Erde im Sonnenlicht sind; hierbei ist der Effekt der Strahlen-brechung nicht gerechnet, eben so wenig der scheinbare Durchmesser derSonne; jener trägt ungefähr 1° und dieser etwa 32" aus, und es sindmithin 181 ° 32" vom Umkreis der Erde auf ein Mal erleüchtet. Stehtdie Sonne im Äquator, so ist die Erdachse der Erleüchtungskreis; rücktsie aber gegen Norden oder Süden nach den Wendekreisen, so fängt dieSonne an, ihre Strahlen so weit über den Pol, gegen den ihre Bahngerichtet ist, hinaus zu werfen, als sie dieselben dem entgegengesetztenentzieht. Steht die Sonne im Wendekreis des Krebses, so ist sie senk-recht über dem Mittelpunkt der Ebene, die von einem größten Kreis be-grünst wird, welcher einer Seits die Westseite des Südpolar-, andererSeits die Oftseite des Nordpolar-Kreises schneidet; umgekehrt ist es, wenndie Sonne im Wendecirkel des Steinbocks steht; und hieraus folgt, daß-alsdann die unter dem einen Pol vom Polarkreis eingeschlossenen Gegen-den beständig Licht haben, während die um den andern Pol liegenden inder dunkeln Halbkugel bleiben.

Dies führt uns auf die ungleiche Dauer des natürlichen Tages, der,wie schon erinnert worden, die Zeit des Aufenthalts der Sonne über demHorizont bezeichnet, oder den Zeitraum zwischen dem Aufgange und demnächstfolgenden Untergänge der Sonne. Die Länge dieses Tages richtetsich, wie aus dem Obigen hervorgeht, nach dem Stande der Sonne undnach der Latitudo des Beobachtungsortes. Es ist nämlich

Halbe Tageslänge in Sonnenzeit — (so° -f- Ascensional-Differenz der Sonne) in Sternzeit. (I)

In dieser Formel findet man die Ascensional-Differenz, d. i. den Unter-schied zwischen der geraden und schiefen Aufsteigung der Sonne, aus derÄquatorshöhe des Orts und der Abweichung der Sonne durch Auflösungeines rechtwinkligen Kugeldreiecks so:

tanA Abweichung _

tanZ Äquatorshöhe " ^ .

Abweich. x tans Polhöhe (H)

8ir>. Asc.Diff.