Sonklar, Karl, Edler von Innstädten, österreich. Militär und Geograph, geb. 2. Dez. 1816 zu Weißkirchen in der damaligen Militärgrenze, besuchte 1829-32 die mathematische Schule in Karansebes, an welcher er eine Zeitlang auch Lehrer war, stand 1839-48 als Infanterieoffizier in Agram, Graz und Innsbruck und benutzte seinen Aufenthalt in Graz dazu, Studien über Physik und Chemie an der dortigen Universität zu machen, wogegen er von Innsbruck aus weitreichende Wanderungen in den Alpen machte. Von 1848 bis 1857 lebte er als Erzieher des Erzherzogs Karl Viktor in Schönbrunn, wirkte seit 1857 als Lehrer der Geographie an der Militärakademie in Wiener-Neustadt, aus welcher Stellung er 1872 als Generalmajor in den Ruhestand trat und seinen Aufenthalt in Innsbruck nahm, wo er 10. Jan. 1885 starb. Seine ersten Schriften: "Über Führung einer Arrieregarde" (1844), "Über die Heeresverwaltung der alten Römer im Frieden und Krieg etc." (Innsbr. 1847), waren rein militärischen Charakters; später aber wandte er sich der Geographie zu und hat auf dem Gebiet der Orographie die größten Erfolge aufzuweisen. Als Anhänger K. Ritters war er bestrebt, die Ursachen der Erscheinungen, welche unmittelbar zu beobachten er seit 1857 jährlich Reisen in die Alpen (1870 nach Ungarn, 1875 nach Italien) unternahm, aufzuspüren und darzulegen. Als Frucht dieser Einzelforschungen veröffentlichte er: "Reiseskizzen aus den Alpen und Karpathen" (Wien 1857); "Die Gebirgsgruppe der Hochschwab" (das. 1859); "Die Ötzthaler Gebirgsgruppe" (Gotha 1860, mit Atlas); "Die Gebirgsgruppe der Hohen Tauern" (Wien 1866); "Die Zillerthaler Alpen" (Gotha 1877). Sein in mehrfacher Hinsicht grundlegendes Hauptwerk ist aber die "Allgemeine Orographie oder Lehre von den Reliefformen der Erdoberfläche" (Wien 1872). Noch veröffentlichte er außer verschiedenen Lehrbüchern der Geographie, die ebenfalls besonderes Gewicht auf die Darstellung des Erdreliefs legen: "Die Überschwemmungen" (Wien 1883) und bearbeitete für die vom Deutschen u. Österreichischen Alpenverein herausgegebene "Anleitung zur wissenschaftlichen Beobachtung auf Reisen" den Teil "Die Orographie u. Topographie, Hydrographie und Gletscherwesen" (Münch. 1879). In der Kunstlitteratur versuchte er sich durch eine "Graphische Darstellung der Geschichte der Malerei" (Wien 1853).
Sonn., bei naturwissenschaftl. Namen Abkürzung für P. Sonnerat (spr. ssonn'ra), geb. 1749, Reisender, gest. 1814 in Paris (Zoologie, Botanik).
Sonnabend (d. h. der Abend vor dem Sonntag), der siebente Tag der Woche im christlichen Kalender, der Sabbat im jüdischen Kalender. An die letztere Bedeutung erinnern die Namen Samstag im Deutschen, samedi im Französischen u. a., wogegen sich die römische Bezeichnung dies Saturni (Saturnustag), im plattdeutschen Zaturdag, Saterdag sowie im englischen Saturday erhalten hat.
Sonnblick, Berg, s. Rauriser Thal.
Sonnborn, Landgemeinde im preuß. Regierungsbezirk Düsseldorf, Kreis Mettmann, an der Wupper
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Sonne (Entfernung, Parallaxe, Größe, Oberfläche).
und an den Linien Neuß-Schwelm und Düsseldorf-Schwelm der Preußischen Staatsbahn, hat eine evangelische und eine kath. Kirche, mechanische Weberei, eine Tapetenfabrik, Kalksteinindustrie, Fabrikation landwirtschaftlicher Maschinen und (1885) 7543 meist evang. Einwohner.
Sonne (hierzu Tafel "Sonne"), der Zentralkörper des Planetensystems, zu dem die Erde gehört, an Volumen und Masse weitaus der größte unter den Körpern dieses Systems und für sie alle Quelle von Licht und Wärme.
[Entfernung von der Erde, Parallaxe.] Da die Erde sich in einer Ellipse um die im Brennpunkt stehende S. bewegt, so ist die Entfernung beider Himmelskörper voneinander veränderlich, wie sich schon aus den zwischen 32' 36'' und 31' 32'' schwankenden Werten des scheinbaren Halbmessers der S. ergibt. Die mittlere Größe dieser Entfernung ist eins der wichtigsten Elemente der Astronomie, denn sie bildet die Einheit, in welcher man die Entfernungen der Weltkörper zunächst ermittelt. Man bezeichnet sie gewöhnlich mit den Namen Sonnenweite, Sonnenferne oder auch Erdweite. Dem dritten Keplerschen Gesetz zufolge verhalten sich die dritten Potenzen der mittlern Entfernungen zweier Planeten von der S. wie die Quadrate ihrer Umlaufszeiten. Sind daher die letztern durch Beobachtung bekannt, so kann man das Verhältnis zwischen den mittlern Entfernungen berechnen. Ebenso läßt sich die Entfernung derjenigen Fixsterne, bei denen die Bestimmung der jährlichen Parallaxe (s. d.) gelungen ist, in Erdweiten angeben. Um nun die Größe einer Erdweite in geographischen Meilen oder Kilometern zu finden, muß die Parallaxe der S. bekannt sein. Diese kann man aber, ihrer Kleinheit wegen, nicht direkt durch Beobachtung von Sonnenhöhen an verschiedenen Punkten der Erde finden; man bestimmt sie vielmehr indirekt, indem man die Parallaxe und Entfernung der Planeten Mars und Venus in ihrem geringsten Abstand von der Erde durch Beobachtung ermittelt. Dom. Cassini leitete zuerst aus den Beobachtungen des Mars zur Zeit seiner Opposition eine Parallaxe von 25'' ab, und da die Entfernung des Mars von der Erde zur Zeit der Beobachtung 0,4 von der Entfernung der Erde von der S. betrug, so ergab sich daraus die Sonnenparallaxe = 0,4.25'' oder 10'', was eine Entfernung der S. von 20,700 Erdhalbmessern gibt. Statt des Mars kann man auch die Venus in ihrer Erdnähe beobachten. Dieselbe kehrt uns dann ihre dunkle Seite zu und ist nur sichtbar, wenn sie vor der Sonnenscheibe vorübergeht, wenn ein sogen. "Durchgang der Venus durch die S." stattfindet. Halley machte zuerst (1677) auf die Wichtigkeit der Venusdurchgänge für die Bestimmung der Sonnenparallaxe aufmerksam und schlug eine hierzu geeignete Beobachtungsmethode vor (1691 u. 1716). Seitdem sind alle Venusdurchgänge (9. Juni 1761, 2. Juni 1769, 8. Dez. 1874 und 6. Dez. 1882) mit größter Sorgfalt beobachtet worden. Aus den Beobachtungen von 1761 und 1769 hat Encke den Wert der Sonnenparallaxe zu 8,57116'' bestimmt, was eine Entfernung der S. gleich 24,043 Erdhalbmessern oder 20,682,000 geogr. Meilen gibt. Bis Anfang der 60er Jahre galt dieser Wert als der zuverlässigste. Eine neue Berechnung von Powalky, bei welcher genauere Werte für die Längen einiger Beobachtungsorte benutzt wurden, gab für die Sonnenparallaxe den größern Wert 8,855''. Ferner berechnete Newcomb aus den Beobachtungen des Mars zur Zeit seiner Opposition 1862, die nach einem von Winnecke entworfenen Plan auf zahlreichen Sternwarten angestellt wurden, den Wert 8,848''. Später hat Galle aus Oppositionsbeobachtungen des Planeten Flora, der im Oktober und November 1873 sich der Erde bis auf 0,87 Sonnenweiten näherte, den Wert 8,873'' berechnet, fast übereinstimmend mit der Zahl 8,879, welche Puiseux aus den französischen Beobachtungen des Venusdurchganges von 1874 abgeleitet hat. Leverrier hatte früher aus den Störungen der Venus den Wert 8,95'' berechnet, und ähnliche Werte, sämtlich größer als der Enckesche, sind von Hansen, Delaunay und Plana aus gewissen Ungleichheiten der Mondbewegung gefunden worden. Endlich kann man die Sonnenparallaxe auch finden, wenn man die Lichtgeschwindigkeit unabhängig von astronomischen Beobachtungen bestimmt und die sogen. Lichtgleichung, d. h. die Zeit, in welcher das Licht von der S. zur Erde gelangt, oder auch den Aberrationswinkel (s. Aberration des Lichts) kennt. Nach den neuesten Versuchen von Newcomb beträgt aber die Lichtgeschwindigkeit im leeren Raum 299,860 km, und daraus ergibt sich mit Nyréns Wert der Aberrationskonstanten (s. Aberration) eine Sonnenparallaxe von 8,794'', entsprechend einer Entfernung der S. von 149,61 Mill. km. Da eine Bearbeitung der sämtlichen Beobachtungen der Venusdurchgänge von 1874 und 1882 zur Zeit noch nicht vorliegt, so bedient man sich gewöhnlich des Newcombschen Wertes 8,85'' für die Sonnenparallaxe. Hiernach beträgt die mittlere Entfernung der S. 23,307 Erdhalbmesser = 148,670,000 km = 20,036,000 geogr. Meilen. Das Licht braucht 8 Min. 18 Sek. zur Zurücklegung dieses Wegs. Da die Exzentrizität der Erdbahn ungefähr 1/60 beträgt, so wird die Entfernung im Perihel um etwa 1/3 Mill. Meilen verkleinert, im Aphel um ebensoviel vergrößert.