Sonnenstrahlung nennt man die Strahlung, durch welche die Erde die ihr von der Sonne zugeführte Wärme erhält. Ein großer Teil dieser Wärmestrahlen wird aber, bevor er die Erdoberfläche erreicht, von der umgebenden atmosphärischen Hülle absorbiert. Es ist daher die Reinheit eben dieser Atmosphäre vom größten Einfluß auf die Wärmemenge, welche zum Erdboden gelangt. Die Atherschichten, welche man als zwischen Sonne und Erde befindlich annimmt, scheinen von der Wärmestrahlung der erstern ohne Absorption durchsetzt zu werden, obgleich man sie doch als Medium für die Wärmeoscillationen ansehen muß. Da die Menge und Intensität der zur Erde gelangenden Sonnenstrahlen für verschiedene meteorolog. und physik. Fragen von großer Wichtigkeit ist, hat man mehrfach versucht, dieselbe zu messen und dazu bestimmte Instrumente (Pyrheliometer) konstruiert. Eine Hauptfrage ist die, inwieweit der in der Atmosphäre vorhandene Wasserdampf absorbierend auf die Wärmestrahlung einwirkt. Eine völlig endgültige Entscheidung ist aber darüber noch nicht erlangt, da selbst die maßgebendsten Physiker in diesem Fache (z. B. Tyndall und Magnus) noch ganz entgegengesetzter Ansicht sind. Während Tyndall annimmt, daß der Wasserdampf einen großen Teil der durch Strahlung der Sonne uns zugeführten Wärme absorbiere, glaubt Magnus demselben diese Eigenschaft absprechen zu müssen. Ebenso wie man das von der Sonne ausgestrahlte Licht durch ein Glasprisma zerlegt hat, um seine innere Beschaffenheit zu untersuchen, hat man durch Prismen aus geeigneten (diathermanen) Körpern, z. B. Steinsalz oder Sylvin, auch die Wärmestrahlen zerlegt, d. h. die den einzelnen Farben entsprechenden Wärmemengen auch belassen (was bei Zerlegung der Lichtstrahlen durch gewöhnliche Prismen nicht geschieht) und auf diesem Wege gefunden, daß im Spektrum den größern Lichtintensitäten nicht auch die größern Wärmeintensitäten entsprechen. Wie sich auf der violetten Seite des Lichtspektrums noch das der photographisch wirksamen Strahlen anschließt, so ist auf der roten Seite noch eine Fortsetzung desselben durch die Wärmestrahlen vorhanden. Sonnensystem. Die neuere Astronomie hat sich zu der Vorstellung erhoben, daß jeder Fixstern eine Sonne sei und der Wahrscheinlichkeit nach sein besonderes System ihn umkreisender Haupt⸗ und Nebenplaneten habe, wonach es also ebenso viele S. als Firsterne geben würde. Im engern Sinne versteht man aber unter S. nur unsere Sonne mit ihren Planeten, Monden und Kometen (s. d.). Die Zahl der Kometen ist jedenfalls sehr groß und völlig unbestimmt. Von den Planeten (s. d.) waren März 1886 bereits 263 bekannt, nämlich: Merkur, Venus, die Erde mit einem Monde, Mars mit zwei Monden, die kleinen Planeten oder sog. Planetoiden (von denen 255 bekannt sind), Jupiter mit vier, Saturn mit acht, Uranus mit vier und Neptun mit einem Monde. Der letztgenannte Planet wurde 23. Sept. 1846 von Galle in Berlin aufgefunden, nachdem Leverrier in Paris auf theoretischem Wege nicht nur sein Dasein nachgewiesen, sondern auch Ort und Größe desselben bestimmt hatte. Einen andern oder sogar mehrere Planeten vermutet man zwischen Sonne und Merkur, doch sind dieselben seither noch nicht entdeckt. Alle diese Planeten laufen um die Sonne in elliptischen Bahnen, in deren einem Brennpunkte diese steht und durch die Kraft ihrer Anziehung jene in ihren Bahnen erhält. Ebenso beschreiben auch die Monde oder Nebenplaneten, unabhängig von ihrer Bewegung mit den Hauptplaneten um die Sonne, Ellipsen um ihre Hauptplaneten, welche dabei in dem einen Brennpunkte stehen. Die Verteilung der Planeten durch den Himmelsraum zeigt eine höchst merkwürdige Regelmäßigkeit. Schon im 18. Jahrh. wußte man, daß die Entfernungen der damals bekannten Planeten nach dem Gesetz folgender Reihe wachsen: 4; 4 ＋ 3: 4 ＋ 2. 3: 4 ·＋4. 3; 4 ½ 16. 3; 4 4＋ 32. 3; 4 ＋ 64. 3. In dieser Reihe fehlte aber zwischen den dem Mars und dem Jupiter entsprechenden Gliedern, 4 ＋ 4. 3 und 4 ½ 16.3, das Zwischenglied 4 8 3, und man gründete darauf die Vermutung, daß sich in dieser Entfernung von der Sonne (lalso ungefähr in der siebenfachen Entfernung des Merkur ein noch unentdeckter Planet finden müsse, eine Vermutung, die in den ersten Jahren des 19. Jahrh. durch die Entdeckung der vier kleinen Planeten Vesta, Juno, Ceres, Pallas bestätigt worden ist, welche in der That jene verhältnismäßige Entfernung von der Sonne haben, und denen sich seit 1845 noch 251 andere angeschlossen haben, von denen dasselbe gilt. Nur der entfernteste aller jetzt bekannten Planeten, Neptun, weicht von jenem Gesetz erheblich ab, indem seine Entfernung von der Sonne nicht der Zahl 4 ＋128.3 oder 388, sondern der Zahl 300 entspricht, mithin weit kleiner ist, als sie jenem Gesetz nach sein sollte. (S. Planeten und die Tafel: Sonnensystem.) Sonnentafeln. Obgleich sich die Erde um die Sonne bewegt, pflegt man doch bei den Rechnungen, die sich auf den Ort der erstern in ihrer Bahn beziehen, die scheinbare Bewegung der letztern anzunehmen, weil nur diese wirklich beobachtet wird, und daher statt des wirklichen Orts der Erde den jedesmal um sechs Zeichen oder 180 Grad davon verschiedenen scheinbaren Ort der Sonne anzusetzen. Die Rechnungsdata, welche zur Auffindung dieses Orts für jede angegebene Zeit erfordert werden, sind in eigenen Werken zusammengestellt, welche den Namen S. führen. Dergleichen Tafeln besitzt man von Lacaille, Mayer, Zach (1804), Delambre (1805) und Carlini (1810). Die letztern, zu welchen Bessel Korrektionstafeln berechnet hat(1827), waren lange im Gebrauch. Die neuesten S. sind von Hansen und Olufsen (Kopenh. 1853) und von Leverrier (aAnnales de Pobservatoire de Pariso, Bd. 4, Par. 1858); letztere sind jetzt allgemein in Gebrauch.