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Full text of "Weltgebäude"

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Das Weltgebdude. 


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Eine gemeinverftindliche Himmelskunde 


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M. Wilhelm Miever. 


Mit 291 Abbildungen im Text, 9 Karten und 34 Tafeln 
in farbendru&, figung und Holzfchnitt. 


Zweite, umgearbeitete Auflage. 


Leipzig und Wien 
Bibliographifches Inftitut 
1908. 


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Alle Rechte vom Berleger vorbebalten. 


Aus dem Vorwort zur erſten Aujflage. 


Das vorliegende Werk unterſcheidet fi) in mancher Ginficht von den bisher erſchienenen 
gemeinverſtändlichen Himmelsbeſchreibungen. Ich habe e3 verſucht, ohne Unmendung eines 
wiſſenſchaftlichen Apparates bem Leſer die Tatſächlichkeit der darzuſtellenden Forſchungs— 
ergebniſſe wahrſcheinlich zu machen, wenn der ſtrenge Beweis nicht durchzuführen war. 
Gerade auf dem Gebiete der Himmelskunde wurde eine derartige Behandlungsweiſe von 
weiteren Leſerkreiſen um ſo lebhafter gewünſcht, als die aſtronomiſchen Erkenntniſſe ſich deren 
Denkkontrolle faſt ganz entzogen. Man hatte ſchlechtweg für recht zu nehmen, was die Stern— 
kundigen behaupteten. So konnte ſich kein Wiſſen, ſondern nur ein Glaube an dieſe höchſten 
Triumphe menſchlicher Denkarbeit bilden, der oft genug einem inneren Mißtrauen Raum gab. 

Die natürliche Urſache dieſes Übelſtandes iſt die Notwendigkeit der Anwendung höherer 
mathematiſcher Hilfsmittel für die Forſchungsmethoden der Aſtronomie, Hilfsmittel, die der 
allgemein Gebildete nur in den ſeltenſten Fällen zu benutzen vermag. Da aber die mathema— 
tiſche Analyſe im Grunde weiter nichts iſt als ein unſere Denkarbeit erleichternder Apparat, 
ſo iſt es zweifellos, daß man alle dadurch geſammelten Ergebniſſe des Denkens auch ohne ihn 
darſtellen kann. Nur wird die Denkarbeit dann meiſt viel verwickelter. Wo aber die Über— 
ſetzung der mathematiſchen Denkweiſe in die des gewöhnlichen Lebens ohne große Umwege 
möglich war, wurden hier von Schluß auf Schluß jene Gedankenreihen verfolgt, die zu den 
erhabenen Anſchauungen von der Größe und Einheitlichkeit des Weltgebäudes geführt haben. 

Aud) in dem rein beſchreibenden Teile bin id) bon dem Grundſatz ausgegangen, zunächſt an 
den unzweifelhaften Augenſchein der durch Beobachtung ermittelten Tatſachen anzuknüpfen, 
ohne Vorausſetzungen zu machen, dann aus dem Augenſchein heraus die Urſache, den Zuſammen⸗ 
hang der Erſcheinungen klarzuſtellen. Nach dieſem Geſichtspunkt iſt das ganze Werk angelegt. 

In dieſer Abſicht, mehr die leitenden Gedanken der Forſchung zu entwickeln, als die 
Gegenſtände zu beſchreiben, mußte der Klarheit wegen auf Vollſtändigkeit verzichtet werden. 
Es ſollte nur ein möglichſt einheitliches Bild bem allgemeinen Verſtändnis vorgeführt mer 
ben, Das deshalb in einzelnen Teilen nur kräftige, mehr {fizzenBafte Umriſſe zeigen konnte. 

Mußte ich zwar auf Vollſtändigkeit verzichten, ſo war ich doch bemüht, bei der Auswahl 
dasjenige zu treffen, was von den neueſten Ergebniſſen am ſicherſten ergründet und am 
wertvollſten für die Darſtellung des allgemeinen Weltgemäldes iſt Hypothetiſches und Um: 
ſtrittenes wurde nach Möglichkeit vermieden. 

Dem Grundſatz, Hypothetiſches zu vermeiden, bin ich jedoch in einer eigenen Sache ſelbſt 
nicht treu geblieben: in bem letzten Kapitel über die „Entwickelungsgeſchichte des Weltge— 

bäudes“. Ich unterbreite die darin ausgeſprochene Idee, die der tieferen Durchführung noch 
bedarf, der wohlwollenden Beachtung der Fachmänner. 


Berlin, im November 1897. 
M. Wilhelm Meyer. 


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Vormwort gur giveiten Aujlage. 


Sn bem Jahrzehnt, das berfloffen ift, feit diefe3 Werk zum erftenmal erſchien, bat die 
Himmelsforſchung fo bedeutende Fortſchritte gezeitigt, Da Die vorliegende neue Bear 
beitung faft in jebem Rapitel weſentliche Ginzufiigungen erfabren mugte. Ganz befonder 
bat die Dimmelsphotographie unfern Blid in die Fernen des Weltgebäudes fo ſehr ermeitert 
und verſchärft, daß dadurch für feine Cinribtung mance neue Geſichtspunkte eröffnet 
wurden. Es find deshalb dem Werke viele neue himmelsphotographiſche Aufnahmen hinzu— 
gefügt worden, die ich namentlich wieder der Liebenswürdigkeit der Direktion drrHerkes- 
Sternwarte, der Sternwarte des Harvard College in Cambridge (N. A.) und 
Des Herrn Profeffor M. Wolf vom aſtrophyſikaliſchen Obfervatorium in Heidelberg verdanke. 
Es befinden ſich dbarunter borber unveröffentlichte Aufnahmen neuen Datums. 

Um von den iibrigen neu hinzugekommenen Gegenſtänden nur einige der wichtigſten 
herauszugreifen, ermabne id) aus bem Gebiete des Sonnenſyſtems zunächſt die neuen Satel- 
liten Des Jupiter und Gatum, deren eigentümliche Bahnverhältniſſe ebenfo mie die des 
erbnaben kleinen Planeten Eros und der drei bisher befannt gewordenen jupiternaben 
Hektor, Achilles und Patroklus das Bild der Fonftitution unferes Syſtems verändern. Aud 
unſere Anſichten über die Beſchaffenheit der Sonne haben ſich in neuerer Zeit weiter geklärt. 
Im Gebiete der Fixſternwelt hat das Erſcheinen des neuen Sterns im Perſeus unfere An— 
ſchauungen nicht nur über das Weſen dieſer Art von Himmelskörper, ſondern auch über 
Werden und Vergehen der Weltkörper überhaupt bedeutend erweitert. Namentlich aber hat 
die Erforſchung des großen Milchſtraßenſyſtems einerſeits durch die photogra— 
phiſchen Aufnahmen direkt, anderſeits durch mühevolle und ſcharfſinnige Unterſuchungen 
über Verteilung, Bewegung und ſpektroſkopiſches Verhalten der Sterne ganz weſentlich 
klärende Anſichten über die Ordnung des den Bereich unſerer Wiſſensmöglichkeit umfaſſenden 
Weltgebäudes der Milchſtraße erſchloſſen. 

Um angeſichts aller dieſer Erweiterungen unſerer Erkenntnis, denen ich ſoweit als 
möglich bis auf die neueſte Zeit Rechnung getragen habe, doch den Umfang des Werkes nicht 
allzuſehr zu vergrößern, habe ich mich, wie id) glaube, keineswegs zu ſeinem Schaden, ent: 
ſchloſſen, die Betrachtungen über allgemeine für die Himmelsforſchung in Betracht kommende 
Eigenſchaften des Lichtes, der Photographie, der Spektralanalyſe u. ſ. w. etwas zu kürzen, 
auch um ſchneller zur Hauptſache übergehen zu können. Ich konnte dies um ſo eher tun, als 
inzwiſchen im gleichen Verlage als weiterer Band der großen Naturkunde ein Werk von mir 
erſchienen iſt, das ſich die Aufgabe ſtellt, dieſe phyſikaliſchen Prinzipien gemeinverſtändlich 
zu entwickeln: Die Naturkräfte, ein Weltbild der phyſikaliſchen und chemiſchen Erſcheinungen. 

Daß die Verlagshandlung wieder keine Koſten und Mühe geſcheut hat, das 
Werk auf das gediegendſte auszuſtatten, bedarf kaum der Erwähnung, da es offenkundig iſt. 
Ich bin ihr aber noch zu ganz beſonderem Danke verpflichtet wegen der außerordentlichen 
Sorgfalt und dem großen Verſtändnis, mit denen mich ihre Redaktion bei meiner Arbeit 
unterſtützt hat, auch indem ſie mich auf eine Reihe von Unklarheiten hinwies, die der Darſtel⸗ 
lung in der erſten Auflage noch anhafteten. 


Küs tb , N 1908. 
üsnacht bei Zürich, Neujahr M. Wilhelm Meyer. 


Juhalts-Verzeichnis. 


Einleitung. 
Seite 
1. Inhalt und Bedeutung der Afironomie. 1 
2. Das Lift und das Fernrobr 15 
3. Die Qimmelsphotographie . 38 
4. Die Speltralanalyie ; 52 


I. Beſchreibung der Himmelskörper. 


Überblick. 
A. Die Welt der Simi : 
1. Der Mond. 
2. Mexrlur. 
3. Benus . 
4. Mar . . 
5. Die leinen SPlaneten . 
6. Sfupiter ; 
7. Satum 
8. Uranu8 
9. Neptun . 
10. Tie Someten . . 
11. Pie lkosmiſchen Meteore und die phyſi⸗ 
ſche Beſchaffenheit der KRometen .. 
12. Das Tierkreislicht 
13. Die Sonne 
B. Die Welt der —— 
Allgemeines. 
Die ſpeliroſtopiſche Reihung der Sterne 





14. 
15. 


64 

66 

66 
103 
109 
118 
147 
154 
171 
188 
191 
194 


232 
267 
269 
313 
313 
328 


16. 
17. 
18. 
19. 


II 


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12. 


13. 
14. 


—__—_____—____— 


Die Nebelflede und — 
Tie Midbftrape . 

Die Doppelfterne ; 

Die veränderlichen und neuen Sterne 





Seite 
333 
366 
377 
390 


. Die Bewegungen der Himmelskörper. 


Die aſtronomiſchen Meßwerkzeuge 

Die Geſtalt und Größe der Erde . 

Die ſcheinbaren Bemwegungen der Sonne 
und die Zeitſyſteme. Präzeſſion und 
Nutation. Ortsbeftimmungen zur See. 


. Die ſcheinbaren Pa des Mondes. 


Die Parallare 


. Der RFalender. . 
. Die Monde und Sonnenfinfterniffe 
. Die Verfinfterungen der Monde der Pla- 


neten. Die VBededungen und Vorüber⸗ 
ginge. Die Sonnenparallare . 


. Die fMeinbaren Bewegungen der Planeten 
. Die Weltanſichten bor Nemton . 

10. 
11. 


Das Newtonſche VWeltgebiude . 

Die Aberration des Libte8 und die Paral- 
Iaren der Firfterne . . . 

Die Cigenbemegung ber Giufieme und 
des Sonnenſyſtems. . . . 

Die Schwerkraft. . . 

Die Enlwicelungsgeſchichte ber Welten. 


420 
450 


491 


515 
523 
527 


549 
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561 
582 


625 
635 


648 
657 


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14. 


15. 
16. 
17. 


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Verzeichnis der Mbbildnngen. 


—r e ———— 


Jarbendrucktafeln. 


. Sonnenfinſternis bon 1905 in Aſſuan 
. ©peftren verſchiedener — è 
. Partielle Monbdfinfterni8 . ; 


Jupiter und Saturn 


.Landſchaft mit einem grofien Kometen . 
. Hellere Kometen mit Schweifen — 


blatt) . 


.Köpfe bon Rometen (Tertblatt) 

. Typiſche Meteorfteine (Tertblatt) . 

. Bobiafallibt am Abendbimmel! . 

. Sonnenprotuberangzen . 

. Speltren von SimmelaHcperm crea 


blatt) . 


. Der Orion⸗Nebel 
13. 


Nebelflede verſchiedener Geſtalt Cert. 
blatt). . . 

Altägyptiſche danditeſt mit fabliciem 
Stembimmel . . 

Mitternachtsſonne 

Sonnenfinſternis auf dem Monde. 

Anblid des SGupiter bon einem feiner 
Monde > eil 3% 





Sarfenbeifagen. 


. Karte ber Gebirge des Mondes 

. Karte bes Mars . 

. Farte des nördlichen geſtirnten dimmels 
. Karte des ſüdlichen geſtirnten Himmels 
.Karte ber Aquatorialzone des le 


Qimmel3 . 


. Nirblide Milchſtraße . 
. Berteilung ber Nebelflede und Sterne 


Baufen fiber die nördliche Himmelshälfte 


. Berteilung der Nebelflede und Sterne 


haufen fiber die ſüdliche iii 


. Das Planetenfoftem 





Schwarze Tafeln. 


. Bvei Parifer Mondphotographien 
. Sternipeltren . . A 
. Mare Crifium auf dem Monde 


Seite 
5 

52 
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331 
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361 


420 
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70 
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314 
314 


314 
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374 


374 


54 
78 


4. Apenninengebirge auf bem Monde 

5. Photographifhe Aufnabmen des Mondes 
von Loewy und Puifeur in Paris. 

6. Grofe Syrte auf dem Mars 

7. Der grofe Romet von 1843 

8. Die Granulation der Sonnenoberfläche 

9. Stembaufen . e i 

10. Nebel . . . 

11. Die beiden Rapmolfen. 

12. Spiralnebel Da 2 

13. Verdichtungen der Milchſtraße —F 

14. Der Meridiankreis der Straßburger Stern⸗ 
marte (Textblatt). 

15. Aquatorial von 32 Zoll Offnung auf der 
Sternwarte zu Pulkowa bei St. Peter 
burg . . 

16. Sternwarte der Kaiſer Wilhelms⸗ Uniber⸗ 
fitàt zu Strafburg . : 

17. Stereoffopifhe Aufnabmen bon VWeltfor» 


pern: Mondlandſchaft Albategnius, Sa⸗ 
turn mit Monden, Komet Perrine. 





Illuſtrationen im Text. 


Neumond in Karagwe, Bentralafrifa . 

Johannes Repler . 

Die Ausbreitung de Lichtes im Raume. 

Die Reflektion des Lichtes an ebenen se 
geln i È : 

Strablengang in einem Soblfpiegel 

Gtrablengang im Spiegefteleffop . . . . 

Teleffop Leviathan des Lord Roffe ( 
Kugelgeftaltfebler und ani einer 
Linfe ; 

Großes Fernrohr Hevels in Danzig 

Achromatiſche Linſenkombination (Fernrohr⸗ 
objeltiv) . . . 

Der 4030llige Refraftor des Dertes - Oboe 
vatorium8 bei Chicago . 

Mar. . . 

Marskarte bon Schiaparelli vom Jahre 1877 

Die Lid-Gternivarte auf Mount — 
Kalifornien, im Winter . ; 

Das Obfervatorium auf dem Atna. 


Seite 
84 


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201 
283 
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340 


370 


422 


1X 


Verzeichnis ber Abbildbungen. 


Pas Wbferbatorium auf bem Montblanc 

Optifhe Täuſchung durch ——— 

Snterferenzringe . . 

Die Umgebung von « im Orion 4% 

Photographijbe Aufnabme des dinmiiſchen 
Nordpols.. 

Photographiſcher Reftattor der Potsdamer 
Sternwarte . . 

Behnzdlliger photographifder Bruce «Refta 
tor der Yerkes⸗Sternwarte. 

Ter Planet Gupiter . . 

Photographie eine Teiles der Sonnenober⸗ 
flame . SA 

Hltere Zeichnungen der Gonnenforona . . 

UltrabioletterNebelim Sternbilb des Schwanes 

Farbenzerſtreuung des ib ug im 
Prisma . . . j 

Geradſichtiger Prismenſatz 

Das Spektroſkop.. 

Das Speltrometer des Aſtrophyſilaliſchen 
Obſervatoriums in Potsbam . . . 

Der Gpeltrograph des Aſtrophyſilaliſchen Db 
ferbatorium3 in Potsdam . . 

Entſtehung des Phaſenwechſels des Mondes 

Der Mondkrater Arzadel . . . 

Die VBeftimmung der Höhe der Monbberge . 

Fontana8 Parte des Mondes aus dem VS 
1630 . . ) 

Hevel3 Monbtarte aus dem Sabre 1645 . 

Anblid bes Vollmonde3 nad vee: 

Die Wallebene Ptolemäus i 

Das Ringgebirge Plato . . 

Das Ringgebirge Plato bei aufgehender Sonne 

Der Mondkrater Kopernikus.. 

Seltion V bon Lohrmanns großer Monblarte 

Sektion XXIII bon Loh rmanns grofier Mond⸗ 
farte . . . 

Der Mondkrater Tycho mit Limgebung : 

Die Inſel Korſila. . . ; i 

Durchſchnittsniveau ded Mondes — 

Tie Hyginus⸗Rille und das Rillenſyſtem des 
Triesnecker 

Die Mondkrater Ariſiarch und Herodoi 

Der Cañon des Colorado⸗Fluſſes... 

Das PYofemitetal als Mondrille — 

Vollmond mit Strablen . . . ; 

Künſtlich gefprengte Glasfugel 

Das Ringgebirge Meffier . 

Fleins neuer Krater Hyginu N ; 

Phaſen und Grifenverbaliniffe des Mertur. 

Merkur . . 

Phafen und Grofenverbaltnilfe der Venus . 
Austritt ber Venus aus der Sonnenſcheibe 
beim Venusdurchgang de — 1882 
Karte der Venus . 0 > ad 

Venus . . 
Delle Flede om Stbpol der Venus 
Neper, Dad Weltgebaude. 2. Aufl. 


Seite 
35 
37 
37 
41 


43 


115 
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—————_——_—_——————t————_Prr—m—————————m___@€—_—r———@—@—n@@@@s@m6—m@6——_m—.—————————T——+<@2<c<h<@#MnAàÀz5@——___@—@—@—@—1@—@7@——@P@@@@@@—zÉk_n@—@—@——_—_—É@—@—@—@—@—@——@——@111—1àÀ——#1# w ——————————————————1 


Größenverhältniſſe des Mars in feimen ertre» 
men Etellungen A 

Größenvergleichung der Erde mit dem Mars, 
dem Merkur und bem Monde. . . 

Erſte befannte Zeichnung des Mars mit feinen 
Polarfleden, von Maraldi (1704) 

G. dB. Soiaparelli. . . 

Lage des Siibpolarflede3 auf dem Mars im 
Jahre 1877 ... 

Polaranſichten des Mars wahierd d der Oppo 
fition bon 1879 . . : 

Der Sfibpolarfled des Mars . 

Marszeibgnungen von Shroter . . . 

Qelle Streifen auf der ia des 
Mar . . 5 

Marslandſchaft Heſperia. 

Anderungen der Marsoberfläche und ire 
Kanäle mit der Jahreszeit. 

Der dboppelte Nilus auf Mars 

Terminatorlinie des Mars È 

Delle Punfte im ber Nähe der Siibpolartappe 
des Mars . . è 

Das Y auf der Gibpolartappe È deg Mars i 

Aſteroid 422 Verolina . 

Gupiter am 10. Suli 1889 . 

SGupiter am 15. Juli 1889 . 

Spektrum des Gupiter . . 

Schematiſche Darftellung der Bonenteifen 
auf Gupiter . ì 3 

Der rote Fled auf Jupiter 

Der Vulfan Kilauea mit bem Feuerfee, auf 
der Inſel Gamaii . 

Stellungen Der pier großen Jupitermonde 
für die Zeit vom 6. zum 21. Februar 1896 

Eigentümliche Erſcheinungen am erſten Satel⸗ 
liten des Gupiter . 

Zeichnungen des dritten Jupitermondes 

Zeichnungen des Saturn mit ſeinem Ringe 
aus ber erſten Beit teleffopifher Beob⸗ 
adtung . . 

Der Anblid des Satum in feinen exiremen 
Lagen.... 

Bezeichnung der Gaturmringe amb der Trene 
nungen . 

Satum . . 

Satum mit der Bleiftifilinie . 

Feinſte Teilungen im Ringibitem des Saturn 

Vermutlibe Form des Querſchnittes der 
Gatumnringe . . 

Saturnſchatten auf dem Syſtem der Saturn⸗ 
ringe 

Theoretiſch ermittelte Lage der Abſorptions 
linien im Speltrum des Saturn und ſeiner 
Ringe . 

Anblid des Satumringes Dott eimem ni Puntte 
ber Planetenoberfläche unter etwa 50 Grad 
ſaturnozentriſcher Breite i 

I* 


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X 


Perſpektiviſche Konſtrultion des Anblicks der 
Saturnringe für zwei verſchiedene Punkte 
der Saturnoberfläche. 

Vorübergang des Titan vor dem Satum 

Die Bahnen der fieben inneren GSatelliten 
Saturn . . . 

Scheinbare Größe des uranus in n feimen ee 
tremen Ctellungen 

Spektrum bes Uranu3 . 

Uranus , 

Das Syſtem der Uranusmonde sn e 

Zeichnungen bon Kometen aus Sa “one 
tographia“ é . 

Erfte Photographie eines Fometen.. 

Scheinbarer Lauf und A des 
grofen Kometen bon 1881. : 

Donatifher Komet 

Fünfſchweifiger Komet bon 1744 A 

Repſoldſcher Kometenſucher der Gtrafiburge 
Stermmarte . . . . : 

Bahn eine unfitbaren ometen i 

Kometenartiges Objelt . 

Komet Holmes. 

Komet Gale — 

Scheinbarer Lauf des großen September⸗ 
kometen von 1882 in der Nähe ſeines Perihels 

a Ellipſe, b Parabel, c Oyperbel . 

Die Stometenfamilie des Jupiter . 

Bahnlagen der Erde, des paia und des 
Enckeſchen Kometen 

Meteor . . ur 

Merkwürdig verſchlungene Sternſchnuppen⸗ 
bahn . . ; 

Cin Meteorit des Gicinftle von 1 Butta s 

Meteor ; 

Sternſchnuppe. 

Der „eiſerne Berg! . . 

Der Meteorit bon Butſura, Oſtindien 

Der Eiſenmeteorit von Hraſchina 

Gin Meteorit bon Stannern . 

Widmannſtättenſche Figuren im Meteoreifen 

Tas Eiſen von Oregon . ; 

Das Cifen b. Muferob Deuiſch Suͤdweſiafrita) 

Die Bewegung der Erde in einem Sterne 
ſchnuppenſchwarm. 

Meteorſtraßen. 

Die Sonne . . . 

Großer Connenfled bom Februar 1 1894 . 

Fledengruppe . ; 

. Sonnenjlede : 

Sonnenfled vom Auguſi 1894 ; 

Sonnenfledengruppe vom Februar 1892) 

Gonnenfled bom 10. Oitober 1903. 

Eruptive Protuberanz 

Sonnenprotuberangz . i 

R. Wolf Kurven der Gonnenfiedenbiufgtei 

Verteilung der Sonnenflede s 


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eee e e e e eee e) — — — — — — — — — — — — — — — — — — — — — — — — —— — — — — — — — — — — — — — — — — — —— — — — 


Verzeichnis der Abbildungen. 


Rud. Wolfs Kurven der Sonnentätigkeit und 
der Abweichungen der Magnetnadel 

Kurve des magnetiſchen Sturmes vom Februar 
1892 . 

Sonnentotona wahrend der Finſternis vom 
28. Mai 1900. . . . 

Sonnnenforona während der Finſternis am 
30. Auguſt 1905 .. 

Der Teil des Thollonſchen Sonnenſpeitrums 
bei ber doppelten Natriumlinie . . 
Gruppe atmoſphäriſcher Abforptionslinien bei 

der Fraunhoferſchen Linie A_. 

D- £inien im Spektrum eines Sonnenfleckes 

Kraftlinien um einen ———— Mag⸗ 
neten . 

Kärtchen, die Lage don È und e Ursae majoris 
beranfaulimend . . 

Die 120 Sterne de3 Katalogs der Aſtronomiſchen 
Geſellſchaft, zwiſchen è und e Ursae majoris 

Beugung3er{Meinungen . tear e 

Die Plejadben . . ; 

Nebelzeichnungen verſchiedener Beobachter 

Drei Meine planetariſche Nebel im Limen . 

Der Jakobsſtab und der Orionnebel . ; 

Photographifhe Aufnahme des Orionnebel8 
von Draper . . 

Zeichnung des Drionnebels von Le Gentil . 

Spektrum des Orionnebel8 und der Trapez= 
fterne . . 

Sternbild des Drion mit der goin Nebel» 
{pirale . ; . 

Innennebel der Plejaden 

Nebelgebilde, welche die Ricjabengruppe ume 
gebent . i 

Der Andromedanebel 

Verſchiedene Projektionen einer Drabiipicale 

Der Ringnebel in der Leier . doh 

Stembaufen im W’affermann 

Gternbaufen in ber Wage . 

Gternbaufen im Gertuled . 

Gternbaufen im Gerlules . 

Sternbaufen in den Bmillingen . 

Cllipfe mit Strablen . . 

1) Linien gleicher Libiftàrfe der Milchſtraße 
im Schwan, 2) Plaßmanns Relativzahlen 
der Sternhäufigkeit in derſelben — 
des Schwans 

Mizar als Doppelſtern mit Alcor 

Der dreifache Stern y Andromedae 

Der Doppelftern 61 im Sdhmwan . 

Der dreifache Stern e im FJiillen . 

Das dreifache Syftem è im Krebs 

Der ſechsfache Stern d' Orionig 

e in ber Leier al3 vierfacher Stern . 

Speltrum des ————— siae 7 
Orion8 . . . 

Das Algoljoitem . 


Seite 


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381 
381 
383 


389 


Verzeichnis der Abbilbungen. 


Libtfurven veranderliMer Sterne . . . 

Lichtkurve des Veranderlihen o Ceti (Mira) 

Erklärung ber Veränderlichen vom Mira- 
Typus durch Meteorſchwärme 

Lage des Tychoniſchen Sterns von 1572 

Andromedanebel mit dem neuen Stern 
bon 1885. . . A 

Umgebung der Nova Aurigae von 1892 . ° 

Lichtkurve des neuen Sterns im Fubrmann 
von 1891/92. A 

Epeltrum des neuen Sterns im — 

Lichtkurve der Nova Perſei vom 21. Februar 
bis 24. Juli 1901 . : 

Der Nebel um Nova Perfei am 20. Septem. 
ber 1901 . . 

Der Nebel um Nova Perjei (7. I 8, Nob. 1901) 

Der Nebel um Nova Perfei — — und 
2. Februar 1902)... A 

Indiſche Sternwarte 

Tycho Brahe, mit ſeinen Gebilfen am Mauer⸗ 
quadranten beobachtend. . . 

Das Altazimut der Genfer Siernwarte 

Die Koordinatenſyſteme am Qimmel . . . 

Das Ofularendbe des 403zölligen Se ·Re⸗ 
fraktors — 

Zehnzölliger Refraltor in Genj . 

Neue aquatoriale Fernrobrmontierung 3 

Das Cilbogen-Xquatorial des ali dr 
vatorium3 . 3 i 

Geliometer bon Repſold 

Die Pendeluhr 

Grundriß der Wiener Sternwarte 

Hauptanſicht der Wiener Sternwarte. 

Tie Kuppel der Perle3- Stemivarte . . 

Die Sternwarte auf bem Mont Gros bei 
Nizza . . 

Beftimmung der Polbahe eines Beobagjtung® 
orte3 . 

Lage de Tagbogens der Geſtirne am Erd⸗ 
iquator . . 

Lage des Tagbogens der Geftime an ‘einem 
ber CErdbpole . . . . 

Lage des Tagbogen3 der Gieftirne i in einer geo 
graphiſchen Breite zwiſchen Pol und Hquator 

Die Kimmtiefe i 

Karte des deutſchen trigonometrifdien Dreieds⸗ 
netzes . . 

Einrichtung einer Meßſtange in chemanſchet 
Darftellung . ; 

Baſismeſſung unter einer Galerie . 

Friedrich Vilbelm Veffel . wu 

Foucault3 Pendelverſuch im Pantheon. gu 
Paris . . 

Abweichung der Fallrichtung von der Lotrich⸗ 
tung 

Sternecks Renbelappara pu veſimmung der 
Erdſchwere 


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Linien gleimer Schwereintenſität nad den 
Pendelmefiungen . . 

Abweichung des wweroddichen Lotes vom 
Kugellot... 

Lotablenkung durch einen Berg . . 

Verlauf des Geoib3 bom Meer zum Feſtland 

Erddurchſchnitt im 30. Parallelkreis 

Wirkung der Refraktion oder SIRIO EA 
Etrablenbredgung . 3 

Kurven der Poihohenſchwankungen i in Berlin, 
Prag, Strafburg und Honolulu . ; 

Polhöhenſchwankungen von 1895 bi 1900 . 

Polhöhenſchwankungen von 1900 biz 1904 . 

Die Sternwarte zu Greenmido . 

Bewegung ded Himmelspoles um den Pol 
ber Ekliptik infolge der Prizeffion . 

Die ſcheinbaren Anderungen des nur mit Prà 
zeffion bebafteten Sternorte3 bon a Orionis 
infolge ber Nutation während der Beit bom 
1. Samuar 1884 bis 1. Januar 1904 

Die ſcheinbare Bewegung des Ortes bon o 
Virginis während des Jahres 1897. 

Spiegelſextant. 

Tropenlandſchaft mit wagerect ſtehender 
Mondſichel 

Bild des sunefmenden Mondes im umfebrene 
den Fernrohr . . 

Bild des abnehmenden Mondes im numlehren- 
den Fernrohr — 

Wirkung der Parallaxe beim Mond 

Dreieck: Sonne — Erde — Mond . . 

Phafen einer Mondfinfterni8 und des Monde 
wechſels 

Die Sonne während se Finſternis boni 
19. Auguft 1887, in der Nähe des Kyff- 
baufer8 . . 

Die Gonne während der Finſternis vom 19. 
Auguft 1887, fiber Berlin aufgebend 

Die Sonne während der Finſternis vom 19. 
Auguſt 1887, über Koln aufgehend . 

Die Gonne mabrend der Finfternid bom 19. 
Auguft 1887, größte Phafe in Kiel . 

Die Sonne mabrend der Finfternia vom 19. 
Auguſt 1887, grifite Phafe in Wien 

Verlauf des Mondſchattens während der 
Sonnenfinſternis vom 19. Auguſt 1887 

Fliegende Schatten 

Station in Aſſuan zur Beobachtung der to⸗ 
talen Sonnenfinſternis am 30. Auguſt 1905 

Beſtimmung des Durchmeſſers des Erdſchat⸗- 
tens in der Mondentfernung. 

Mondörter und Erdſchatten bei zwei Monde 
finfterniffen . : 

Grengzen der Sonnenfinfternis bom 30. Au⸗ 
guſt 1905. . . 

Weg des MonbfttenTegele fiber ‘die Erd⸗ 
oberfläche 


I» 


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XII 


Lage der Zentralitätskurven ber Sonnenfinſter⸗ 
niffe zwiſchen dem 15. Marg 1877 und dem 
22. Sfanuar 1898 —— 

Korrigierte Zentralzonen alter Sonnenfinſter⸗ 
niſſe . . 2 E 

Merturdburdigang bom 7. Mai 1878 

Beobachtung eines Venusdburdganges . 

Venus vor ber Sonnenibeibe i 

Scheinbare Bewegungen des Merfur 1889 . 

Scheinbare Vemegungen der Venus 1889 

Sdeinbare Bemegungen des Mars 1888. 

Scheinbare Bemwegungen des Gupiter 1889 . 

Scheinbare Bewegungen des Saturn 1889 . 

Erklärung ber ungleichförmigen Bewegung 
der Sonne nad Hipparch .. 

Epizykliſcher Bewegungsmechanismus nad 
Ptolemdu3 . ; 

Bewegung ded Mars nach Piolemãus 

Wirkliche Bewegung des Mars in si 
die rufend gedachte Erde . . 

Nifolau8 Ropemnifud . . . 

Bewegung bed Marz und der Erde nach Ko⸗ 
pernikus. 

Bewegung der Erdachſe nach Kopernikus und 
ihre wirklliche Lage . . 

Winkel⸗ und Abſtandmeſſung wiſhene Sonne, 
Erde und Planeten 

Keplerſche Cilipfe . 

Iſaac Nemton . 

Bewegung Borizontal gemorfenet Korper 


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Verzeichnis der Abbilbungen. 


Erhebung Borizontal gemorfener Körper über 
die Erdoberfläche.... 

Entſtehung von Ebbe und Flut durò) die 
Mondanziehung 

Beweis der Ailgemeingültigkeit des zweiten 
Keplerſchen Geſetzes der — 

Kegelſchnitte. 

Karl Friedrich Gauf . 

Pierre Simon Laplace . 

Bewegung einer Stablfugel unter dem Cine 
fluf zweier Magnete . 

Die Bahn des Doppeliterne3 È Una majoris 

Periodiſche SETTA der ——— 
des Sirius 

Galileo Galilei. 

Das Sternbild des Großen Baren . A 

Beobachtete hundertjibrige Eigenbemegungen 
der 10 am ſchnellſten fi bemegenden Tir 
fterne . ; 

Relative hunbertidbrige Cigenbelvegungen der 
10 hellſten Sterne des Himmels. 

F. Wilhelm Herſchel. 

Zielpunkte der Sonnenbewegung 

Form der Bahnen der beiden innerſten Jupiter 
ſatelliten in Beziehung zur ruhend gedach⸗ 
ten Sonne 

Bahn des Erdmondes in be cui die rent 
gedachte Sonne 

Künſtlicher Monbdfrater . 


Seite . 


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Einleitung. 


ee — — 


1. Inhalt und Bedeutung der Aſtronomie. 


Vor Kopernikus hatten innerhalb des europäiſchen Kulturgebietes wohl nur wenige 
hervorragendere Geiſter über die Beziehungen unſerer irdiſchen Welt zu den Sternen 
über uns nachgedacht, wenigſtens nicht mehr, ſeit nach dem Verblühen der ägyptiſchen 
und griechiſchen Kultur die Verehrung der Geſtirne oder doch ihre Verwendung zur Vor⸗ 
ausbeſtimmung religiöſer Feſte nicht mehr zum landesüblichen Kultus gehörte. 

In den früheren Entwickelungsſtadien des Menſchengeiſtes zwar und dementſprechend 
auch heute bei den geiſtig zurückgebliebenen Stämmen der Naturvölker ſpielten und ſpielen 
die Geſtirne eine ganz hervorragende Rolle. Es iſt Tatſache, daß ein Buſchmann, ein 
gar armſeliges Geſchöpf, das nicht imſtande iſt, ſich eine Hütte zu bauen, ſich unter den 
Sternen beſſer auskennt als Hunderttauſende unſerer gebildetſten Großſtädter. Die Buſch— 
männer haben beſondere Namen für gewiſſe Sternbilder, ſie unterſcheiden die Planeten 
von ben Fixrſternen u. ſ. w. Vielleicht iſt der fortwährende Aufenthalt im Freien, die 
Notwendigkeit, ſich durch die Himmelserſcheinungen nach Zeit und Richtung zu orientieren, 
die erſte Urſache dieſes Intereſſes der Naturvölker an der Sternenwelt geweſen, während 
Die Bewohner großer Städte über ben hohen Mauerzeilen der Straßen nur ein Farg- 
liches Stückchen des ewigen Firmamentes ſich ausſpannen ſehen, deſſen Sterne kaum 
die dunſtige Atmoſphäre durchdringen und in dem Lichtermeere der Straßen faſt gänzlich 
verſchwinden. Die Welt der Welten kennt man heutzutage bei uns faſt nur noch vom 
Hörenſagen, dieſelbe Welt, die ehedem die Menſchen ſo tief im Innerſten der Seele 
bewegte, wie es nur immer die Gedanken an das Allerhöchſte vermögen. 

Und mie man es damals ahnte, als man die Sterne noch mit den Gottheiten iden⸗ 
tifizierte, ſo haben auch heute noch jene Gewalten, die, von den Sternen ausſtrahlend, 
die Welten des Univerſums regieren, den allertiefſten Einfluß auf unſere Geſchicke. Aber 
wie der Gedankenloſe den Einfluß der oberſten Verwaltungsorgane des Staates nicht 
erkennt, weil er ſie nicht unmittelbar fühlt, im Gegenſatze mit den unbedeutenden, aber 
augenfälligen Wirkungen ber ausführenden Gewalten, fo überſieht die blinde Menſch- 
heit die über alle Beſchreibung majeſtätiſchen Einwirkungen jener himmliſchen Geſetzgebung, 
die uns alle umfängt, beſchirmt, mit Wohltaten überhäuft. 

Selbſt die Sonne, deren lebenſpendende Kraft noch am unmittelbarſten in die 


Augen ſpringt, vergißt der Städter, obgleich er, ihm zwar längſt unbewußt, DA ganzes 
Meyer, Das Weltgebäude. 2. Aufl. 


9 1. Inhalt und Bedeutung der Afironomie. 


Tum nach dem ſchönen Rhythmus regelt, den fie allein burd) Tag und Nacht und Sommer 
und Winter erzeugt. Nur der Landmann fiebt wohl nod) bisweilen bantbaren Sinnes 
hinauf zu der ftrablenden Spenderin aller Freuden, deren wir gedbanfentofe Erdenbewohner 
dauernd teilaftig werden. | 

Wie aber mag es wohl gefommen fein, daß diefe3 Intereſſe für die himmliſchen Dinge 
im Laufe der Jahrhunderte fo weſentliche Schwankungen durchgemacht hat? ‘Die Ent- 
ſcheidung dieſer Frage ift von Wichtigkeit, wenn wir uns Far bariiber werden mollen, ob 
heute nod) das Studium der Gternfunde fo hohen allgemeinen Wert habe wie damals, 
als Religion und praktiſches Leben die Geftirne uns näher geriidt batten. Verfolgen mir 
zu dieſem Zweck in furzem Uberblid die Ideen, mele die Menſchheit in ibren verſchie— 
denen Cntmidelung3phafen mit ben Geftirnen verbanbden. 

Wie die Menſchen dazu famen, die Geftime göttlich zu verehren, ift leicht zu be— 
greifen. Es mar gu offenbar, daß unſichtbare Gemalten, deren Quelle über der irdiſchen 
Welt liegt, in das Geſchehen der Dinge Bier unten eingreifen; die Gonne aber und die 
iibrigen Geftirne mußten zugleich als außerirdiſche, ungreifbare, vielleicht weſenloſe Dinge 
erkannt werden. Sie wurden alſo zu etwas über dem Menſchen Stehendem, zu ſeiner 
Gottheit. Die tauſendfältige Abhängigkeit von den Geſchehniſſen dort oben am Himmel, 
die keine menſchliche Macht zu lenken, abzuwenden oder herbeizuführen vermochte, lehrte 
den Menſchen Furcht und Dankbarkeit empfinden gegenüber ſeiner Gottheit. 

Und die Sonne mußte Pier notwendig die erſte Rolle ſpielen. Alles, mas der kultur— 
loſe Menſch in feiner Gilflofigfeit empfand und unternafm, wurde von ihr beherrſcht: 
fie weckte ihn am NMorgen und lockte ibn aus feiner dumpfen Höhle ing Freie hinaus; 
fobalb fie abend3 von ihrem Tagewerk ausrubte, erſchlafften feine Glieder, und Furcht 
vor ben unheimlichen Mächten der Dunfelbeit trieb ibn zurück in die Höhle. Und menn er 
nun, im Kreiſe der Familie um das Feuer gelagert, jenen fo unenbdlid) ſchwachen Abglanz 
der Strablenfiille des Tage3, erleuchtet bon den erften Funfen der aufbimmernden Yn= 
telligenz, nachzudenken begann, mie alle diefe Dinge wohl zugehen mögen, und ob jene 
himmliſchen Wefen menſchenähnlich, ſterblich feien, da ſchoſſen die erften Keime von Pro- 
blemen auf, an deren Löſung die Menſchheit ewig zu tun haben wird. Was in jenen erften 
Anfingen der Menſchheit, von denen mir feine Spur von hiſtoriſcher Uberlieferung mehr 
befigen, und die bielleit um fiinfzigtaufend Sabre hinter unferer Beit zurückliegen, über 
die Geftirne gedacht worden iſt, lift fil) mit einiger Wahrſcheinlichkeit wiederherſtellen, 
wenn man die Meinungen und Sagen betraditet, welche die Naturvölker unferer 
gegenwärtigen Beit befigen. 

So Deift es in Ragel8 ,,Volferfunde” bon ben Buſchmännern, die man mit 
als die armfeligiten menſchlichen Geſchöpfe Des gegenmartigen Erdkreiſes anzufeben Bat: 
"Cine gute Beobachtung der Vorginge am Himmelszelte bezeugen nicht nur einige von 
ibren Märchen und Mythen, fondern audi) ibre eigene Kenntnis der Sterne und die Namen, 
die fie ifnen geben. Von jenen beben mir die Geſchichte von der Sonne Pervor, die als 
Mann auf der Erde lebte und aus der Achſelhöhle Licht ausftrabite, Da aber nur einem 
Heinen Raum um die Hütte zugute fam, meshalb bon den erften Buſchmännern einige 
Finder ausgefandt wurden, um fie in ben Simmel zu werfen, woher fie feitbem allen 
ſcheint. Der Mond, der auch dei den Buſchmännern mänmlichen Geſchlechtes ift, erſcheint 
als ein Mann, bon bem die Sonne in ihrem Born mit dem Meſſer (ibren Strablen) Stück 


Aſtronomiſche Sagen ber Naturbdlfer. 3 


für Stück abſchneidet, bid er bittet, fie mige doch nod ein bißchen für feine Rinder ilbrig- 
laſſen; diefe3 bißchen wächſt bann mieder, bia es Vollmond wird, um neuerding3 bon 
der Sonne beſchnitten zu merben. Mit bem Monde wird auch der Urfprung des Todes 
in Verbindbung gebradt.” 

Letzteres tritt noch deutlicher in der ähnlichen Sage der Fidſchianer Pervor, 
die folgendermaßen wiedergegeben wird: „Sie laſſen zwei Götter, Mond und Ratte, ſich 
ſtreiten, ob die Menſchen ſterblich ſein ſollten, wie der Mond, das heißt ſterbend und 
wiederkehrend, oder wie die Ratten, das heißt einfach ſterbend, nicht wiederkehrend. 
Da die Ratte ſiegte, find nun die Menſchen ſterblich“ „Bei den Hottentotten 
läßt der Mond durch ſeinen Boten, den Haſen, den Menſchen ſagen, daß ſie gleich ihm 
vergehen und wiederkehren ſollten. Der Haſe richtet die Botſchaft in dem entgegen— 
geſetzten Sinn aus, wofür der Mond ihn mit einem Stabe wirft, der ihm die Oberlippe 
ſchlitzt.“ „Von allen Sternen iſt der Kanopus den Buſchmännern am bekannteſten; ſie 
haben fünf verſchiedene Namen für ihn und haben auch Bildernamen für Sterngruppen. 
So nennen ſie Orions Gürtel: drei Schildkrötenweibchen, an einem Stab aufgehangen; 
Kaſtor und Pollux: die Elenkühe; Prochon: das Elenmännchen; a, f und y des Südlichen 
Kreuze3: die Lbminnen; die anderen Sterne bdesfelben Bildes: Löwen; Magelhaen3 
Wolfe nennen fie Steinbod. Vom Urfprung der Sterne haben fie die Sage, daß ein Mäd— 
chen von dem früheren, ben Buſchmännern borangebenden Volfe Licht zu machen wünſchte, 
damit Die Leute ibren Weg nad) Gaufe finden; fie marf daher glühende Aſche in den 
Simmel, und diefe wurde zu Sternen.” 

Von den Völkern in der Nähe der Nilquellfeen wird folgende intereffante Gage ere 
zählt: „In uralter Beit”, fagen die WBanyoro, „waren der Menſchen viel auf der 
Erde. Gie ftarben nie, fondern febten emig. Da fie aber fibermiitig wurden und Ffeine 
Gaben darbrachten, ergrimmte der große Bauberer, der die Geſchicke der Menſchen Ientt, 
marf das ganze Himmelsgewölbe auf Die Erde niedber und totete fie alle. Um aber die 
Erde nicht verödet zu laffen, fandte der grofe Bauberer einen Mann und eine Frau , bon 
oben‘ Bernieder. Beide waren geſchwänzt. Sie zeugten einen Sohn und zwei Töchter, 
die miteinander Umgang pflogen. Cine gebar ein efelfafte3 Tier, das Chamdaleon, die 
andere einen Riefen, ben Mond. Beide Kinder wuchſen auf; bald aber entftanden 
zwiſchen ihnen Streitigfeiten, benn das Chamäleon mar böſe und heimtückiſch, und zulett 
nahm der grofe Hauberer den Mond binauf, bon mo er nod) immer zur Erde herabſchaut. 
Um jedoch an feine irdiſche Herfunft gu erinnern, mird er grof und leuchtend und nimmt 
barn ab, wie um gu fterben, ftirbt aber nicht, fondern gebt in givei Tagen um den Hori— 
zont bon Diten nad Weſten und erſcheint, müde bon der Reife, Mein am VWefthimmel 
wieder. Die Gonne aber ergrimmte fo Deftig über ibren neuen Nebenbuhler und brannte 
ibn {o ſtark, daß noch heute die Flede in feinem Geſichte zu fehen find. Das Chamäleon 
und ſeine Nachkommenſchaft bebblferte die Erde, die Schwänze gingen verloren, und 
die urſprünglich bleiche Hautfarbe ward unter der glühenden Sonne balb zur dunfeln. 
Aud heute nod) find die Himmelsfpharen von Leuten bewohnt, die geſchwänzt find und 
viele Herden haben. Die Sterne find Wächter, mele der grofe Bauberer bei Nat aus 
ftellt. ‘Die Gonne enblich ift bon riefenbaften Leuten bewohnt. AB eines Abends Emin 
Bei nad bem Namen der gerade ſehr bell am Simmel ftehenden Venus fragte, antvor: 


teten ijm die Wanyoro: Geliebte des Mondes.“ 
1* 


4 1. Inhalt und Bedeutung der Aftronomie. 


Wo mir uns aud fonft noch auf der Erde umſehen, begegnen mir bei ben Nature 
völkern bem Sonnen= und Sternenkultus, mit bem Fragen und Sagen über die Welt- 
ſchöpfung, über ben Tod und das Schickſal des Menſchen nad) feinem Hinſcheiden eng vers 
knüpft find. Es fann faum etwas Gntereffantere3 geben, al3 Bier zu berfolgen, wie ſich in 
diefen naiben Gemiltern bas grofe Weltbild fpiegelt, deffen wundervollen Bau mir im 
borliegenden Werke zu entivideln haben merden, fo, vie ibn fi) Das vorgeſchrittenſte 
Wiſſen der Menſchheit vorftellt. Es migen deshalb hier nod) die Sagen zweier Völker⸗ 
gebiete Plag finden. Bon den nordbamerifanijbgen Sn dbianern erzählt Rapel: 

"Die drei Schöpfungselemente Erbe, Waffer und Feuer treten al3 die ftarfen Grund— 
linien hervor. Das Wajfer ift das Îbermiegende, die Erbe ift nur eine Inſel in demfelben, 
der Himmel und die Sonne find vor beiben vorhanden, und die Sonne bringt vom Hime 
mel oder mit Erlaubnis des Himmels das Teuer auf die Inſel Erde herab. Deutlicher 
noch ſpricht dies die Schöpfungsſage der Hafenindianer aus: Der Vater wohnt 
im Benith, die Mutter im Nadir, ber Sohn eilt am Himmel zwiſchen beiden bin und Per. 
Als er fo eines Tages umberivanderte, bemerfte er die Erde. Zu feinem Vater zurück— 
gefebrt, fang er ibn folgendermafen an: ,© mein Vater in der Höhe, zünde Dod dein 
himmliſches Teuer an, denn auf Diefer kleinen Inſel (Erde) find feit langem meine 
Brüder ſchon unglücklich. Siehe fie an, mein Vater, habe Mitleid mit den Menſchen!‘ Pinart 
bezeichnet als ,Grunddbogma‘* des alẽutiſchen Glaubens die Unbetung der Sonne 
und Des Mondes, welcher als Bruder der Sonne, jene ala Schweſter dargeftellt wird. 
Sie entbrannten in Liebe zueinander, wurden getrennt und ſuchen fi) feitbem. Malina 
(die Sonne) wurde von ihrem Bruder Ynninga berfolgi und madte ibn ſchwarz im Ge- 
ſicht, um am Tag ign wieder gu entbeden. Dies ift der Grund der Flede im Monde, der 
bi3 auf den Beutigen Tag um die Sonne ſich dreht, vergebens bemiibt, ihr nabe zu 
fommen. Nach dem legten Viertel fährt er mit einem Schlitten, bem vier grofe Hunde 
vorgefpannt find, auf die Seehundsjagd und fommt moblgenabrt mieder. Viele Sterne 
haben mythologiſche Bedeutung. Der Morgenitern und der Abendſtern leuchten bem 
zauberfundigen No aiden, wenn feine Seele zur Unterwelt fährt. Die Kenai fehen 
(nad) Schiefner) in einem Sterne des Grofen Bären ibren Vater. Die Grönländer 
nennen ben Grofen Bären Renntier; das Siebengeſtirn ift ibnen ein Bar, ben Hunde 
hetzen, die Bivillinge find des Simmel Vruftbeine, und im Orionsgiirtel find Seehunds— 
jager, die an ben Simmel verſetzt wurden, als fie fil) bon der Jagd nicht mebr beimfanden. 
Die Eskimo teilen den Himmel in fünf Regionen ein. Fünfmal ftirbt jeder Menſch 
und wird fiinfmal geboren, und nur wenn er das Leben zum fiinften Male verlaſſen Bat, 
verläßt er, fterbend, die Erbe filr immer, um gu einer anderen Criftenz zu gelangen, jei 
es in ber Sonne oder im Monde oder im Nordlichte ꝛc.“ 

Aus fo kindlichen Anſichten Peraus, tvie mir fie bei diefen Naturvölkern Peute finden, 
entmidelten ſich gmeifello3 zu Urzeiten die Keime Der aftronomifdbgen Wiffen= 
ſchaft, die gu jener Zeit und noch bis in das hiſtoriſche Altertum hinein mit der Religion, 
mit Kultus und Kirche auf Das engſte verſchwiſtert mar. Ga, heute noch fann unſere chriſt⸗ 
lie Kirche nicht ohne die Veibilfe Des Aftronomen befteben, da die hauptſächlichen kirch— 
lichen Feſte ſich befanntlid), einem uralten heidniſchen Brauche folgend, nad den Stel— 
fungen bon Sonne und Mond richten. Alle in diefer Richtung neuerding3 aus praktiſchen 
Gründen angeftrebten Reformverſuche ſcheiterten. 


sc: 


Tr. 


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Digitized by Google 


LANDSCHAFTLICHER EINDRUCK DER TOTALEN SONNENFINSTERNIS 
VOM 30. AUGUST 1905 IN ASSUAN COBERAGYPTEN). 


Nach einem Aquarell von Peter Schnorr. 












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Anfänge aftronomifcher 2:01 


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Neumond in Raragme, Zentralafrika. Nach a: 


jtöglichſt großen Lärm, den alle Völker bis in die zwihſſterte Zeit hinem bei 
barbeiten für nötig bielten, verſcheucht werden (ſ. die obenſtehende Abbiidunq,. 
Batten es durch jahrhundertelange Beobachtung gelernt, dieſe gefürchteten 
naeBgufagen; ba ſie dadurch ihr Anſehen beim Volke ganz weſenthich erhöhten, 
ronomiſche Wiſſenſchaft von dieſer klugen Kaſte trimer eifriger gepflegt. 
ehrere Jahrtauſende bor unſerer Zeitrechnung war man in China in der 
Finſterniſſe jo weit vorgeſchtitten, daß die beſonders dafür angeftellten 
1Me Todesſtrafe erlitten, wenn ein ſolches Ereignis unvorhergeſagt eintrat. 
tt etn wurden Die Pyramiden genau nad) Den Himmelsrichtungen orien= 
Mb SOffrung, die von außen ſchräg nad) innen verlief, wurde fo eingerichtet, 
blig Polaritern, der aljo feinen Crt während der tiglichen Bewegung der 
merklich verinderte, bejtindig auf das Grabmal im alferbeiligften Innern 


HAFTLICHER EINDRUCK DER TOTALEN SONNENFINSTERNIS 


— — — — 


D 80. AUGUST 1905 IN ASSUAN COBERAGYPTENO, 


Nach einem Aquarell von Peter Noize 





Anfänge aſtronomiſcher Wiſſenſchaft. 5 


Als ſich die Gottesidee allmählich vervollkommnete und ein unſichtbarer Gott über 
die Geſtirne geſtellt wurde, waren die letzteren doch zum mindeſten ſeine ausübenden 
Gehilfen, ſeine Miniſter. Da ſchien es begreiflicherweiſe nicht minder wichtig, die Taten 
und Bewegungen dieſer Großmächte des Himmels zu verfolgen, namentlich ſeit man mit 
Schrecken bemerkt hatte, daß ſelbſt dieſe von feindlichen Elementen verfolgt wurden, welche 
die Wohltäter des Menſchengeſchlechtes zu verſchlingen drohten: bei Sonnen- und Mond— 
finſterniſſen nagte ein unſichtbares Ungetüm an den heiligen Geſtirnen; es konnte nur durch 





Gebete und möglichſt großen Lärm, den alle Völker bis in die ziviliſierte Zeit hinein bei 
ſolchen Gelegenheiten für nötig hielten, verſcheucht werden (ſ. die obenſtehende Abbildung). 
Kundige Prieſter hatten es durch jahrhundertelange Beobachtung gelernt, dieſe gefürchteten 
Ereigniſſe vorauszuſagen; da ſie dadurch ihr Anſehen beim Volke ganz weſentlich erhöhten, 
wurde die aſtronomiſche Wiſſenſchaft von dieſer klugen Kaſte immer eifriger gepflegt. 
Bereits mehrere Jahrtauſende bor unſerer Zeitrechnung war man in China in der 
Vorausſage der Finſterniſſe ſo weit vorgeſchritten, daß die beſonders dafür angeſtellten 
Hofaſtronomen die Todesſtrafe erlitten, wenn ein ſolches Ereignis unvorhergeſagt eintrat. 
Bei den Agy ptern wurden die Pyramiden genau nad den Himmelsrichtungen oriene 
tiert, und eine Offnung, die von außen ſchräg nach innen verlief, wurde ſo eingerichtet, 
daß der damalige Polarſtern, der alſo ſeinen Ort während der täglichen Bewegung der 
Geſtirne nicht merklich veränderte, beſtändig auf das Grabmal im allerheiligſten Innern 


6 “1. Snbalt und VBedeutung der Aftronomie. 


des Soloffalbaues ſchien. Aud die Tempel des griechiſchen Altertum3 wurden fo 
prientiert, daß an einem bejtimmten Felttage die erften Strahfen der aufgehenden Sonne 
das Aierbeiligite beſchienen. Die Verinderung dieſer Ribtung zur aufgehenden Sonne 
im Laufe der Sabrtaufende infolge gemiffer langſamer Bewegungen der Erdbadfe, der 
fogenannten Prazeffion, bon der ir {pater ausfiibriimer zu reben haben werden, können 
wir qua Der Lage Diefer Tempel wieder ableiten; damit wird aud) die Ardéaologie, mie 
fo biele andere Wiſſenſchaften, eine Gehilfin der Sternkunde. 

Im aderbauenden Agypten, too der Ni alljährlich zu beftimmter Jahreszeit 
befrucbtend über die Ebenen trat, benutte jedber Landmann den Simmel ganz direft als 
feinen Ralender. Von dem Wiederſichtbarwerden gewiſſer Sterne und Sterngruppen 
ſchloß er auf die jeweilige Stellung der Sonne in ihrem ſcheinbaren jährlichen Umſchwung 
um das Qimmelsgemblbe. (Er beobacbtete, mann ein gemiffer Firftern, Der monatelang, 
Da er am Tagesbimmel ftand, unſichtbar geweſen var, zuerſt wieder aus den Sonnen⸗ 
ftrablen bervortrat, den fogenannten heliakiſchen Aufgang. Die Sternbilder des Tierfreifes 
verbanfen ihre Benennungen ſolchen Beobachtungen. Der Landmann richtete hiernach 
feime Arbeit ein: wenn die Sonne beifpielmeife in das Sternbild des Waſſermannes trat, 
fo mar es Beit, ſich auf die nabe bevorftehenden UÜUberſchwemmungen vorzubereiten; trat 
die Gonne in das Bild des Krebſes, fo wußte man, Daf fie nun mie der Krebs zurück— 
weichen würde, alfo ifren höchſten Stand erreicht hatte; mar die Sonne big ins Stern— 
bild der Wage borgedrungen, fo mogen Tag und Nacht gleichviel: der Herbſt begann, die 
Arbeiten im Felde gingen gu Ende, ber Landmann maf, tvog den Ertrag feiner Ernte, 
um fie gu berfaufen. Es ift befannt, daß jene zwölf Zeichen des Tierfreije3, die urfpriing= 
li zum Teil mit den verſchiedenen Arbeiten des Landmannes in Verbindung gebracht 
wurden, mit der Lage ibrer zugehörigen Sternbildber nicht mehr iibereinitimmen. Aud 
Bier hat die Prozeffion, das Vorriiden der Nachtgleichen, die Sternbilber um ein Be— 
trächtliches im Laufe der Jahrtauſende verſchoben, und das Studium alter ägyptiſcher 
Tierkreisbilder, die in den Stein unvergänglicher Denkmäler gemeißelt ſind, dient heute 
dazu, die Geſetze ermitteln zu helfen, nach denen die Weltkörper regiert werden. 

Von den Agyptern übernahmen die Griechen und Rimer ihre aſtronomi— 
{cen Kenntniſſe, aber die Geiſtesanlagen dieſer Völker waren nicht geeignet, der Stern= 
kunde große Popularität zu verſchaffen. Der Geiſt der Griechen war hauptſächlich dem 
inneren Menſchen zugekehrt. Solange man noch glücklich genug war, aus voller Seele 
heraus den Idealen Geſtalt zu geben, die man aus dem eigenen Inneren ſchöpfen konnte, 
fühlte man noch nicht das Bedürfnis der Beobachtung der äußeren Welt. Einzelne kühne 
Denker dieſer glücklichen Beit, die ſchon erſtaunlich klare Anſichten über die Einrichtung. 
des Weltgebäudes ausgeſprochen hatten, wie namentlich Ariſtarch (ſiehe auch das Kapitel 
über die Weltanſichten bor Newton, im zweiten Teile dieſes Werkes), konnten ihnen keine 
allgemeine Anerkennung verſchaffen. Die Römer aber hatten die irdiſche Welt zu erobern; 
ite Batten keine Beit, fil) um die himmliſche zu kümmern. Der Geiſt dieſes Volkes mar 
zu ſehr mit politiſchen Dingen beſchäftigt. Die immer bollfommener merbenden ftaat= 
lichen Organifationen, der Aufſchwung der religiöſen Anſchauungen zur abftraften Gotte- 
ibee madten die direte Beobachtung Des Himmels für den Pribatmann entbehrlicher, 
namentlich auch feitbem die Beſtimmung der Tagesftunde durch die eingefiibrten Sand= 
und Waſſeruhren ermöglicht morden tvar. 


Ausartung ber Sternfunde zur Sternbdeuterei. 7 


Nun Batten inzwiſchen die Byzantiner Alerandrien erobert und trugen mit den 
anderen zugleich die dort hoch aufgeftapelten Wiſſensſchätze nach Urabien hinüber. Hier 
begannen die Mugen Könige dieſes Landes ſich der aſtronomiſchen Wiſſenſchaft zu bemadh= 
tigen. Wohleingerichtete Staatsfternivarten entitanden, auf dbenen man die Bewegungen 
der Himmelskörper auf Das genauefte berfolgte und ihre Gefebe zu ergriinden ſuchte. Hier 
erjt wurde Die eigentliche Wiſſenſchaft der Sternfunde begriindet. Bugleid wurde fie die 
vornehmſte ber VWiffen{daften, vert, daß fie bon Königen perſönlich betrieben wurde. 

Die Araber brachten die Stern» 
funde ins Abendland, und Bier 
bemächtigte ſich ibrer wieder haupt⸗ 
ſächlich die Geiſtlichkeit. War sa, * 
nun zwar der Glaube an die Heilig⸗ ARI RE i BICE i 
feit ber Geftirne geſchwunden, fo 
blieb doch die uralte Uberzeugung 
von ihrem Einfluſſe auf die Geſchicke 
der Menſchen beſtehen. Das immer 
noch undurchdringliche Myſterium 
der himmliſchen Ereigniſſe war nach 
wie vor eines der ſtärkſten Mittel für 
die Prieſterſchaft, um auf die Ge— 
müter der Menſchen einzuwirken. 
Aus dieſem Einfluß entwickelte ſich 
der häßliche Auswuchs der Stern⸗ 
deuterei, der das ganze Mittelalter 
beherrſchenden ftrologie. Wie 
der Unſinn, die Lüge, die Unmiffen= 
heit ftet3 eine wahrhaft diabolijche 
Macht auf die groge Menge aus 
übten, fo berhalf nun der Stern— 
aberglaube der Beobachtung der Johannes Kepler (geb. gu Veil der Stadt in Schwaben 1571, geſt. in 
Geftirne wieder zu einer ungeafine eseneburg 1680 IO e Portdimerto non Seni. ooo et 
ten Volkstümlichkeit. Im Mittel⸗ 
alter ließ faſt jeber Vater feinem Kinde das Horoſkop ſtellen, und kein Feldherr unternahm 
eine Schlacht, ehe er ſich nicht durch die Beobachtungen und Rechnungen ſeines Aſtrologen 
davon überzeugt hatte, daß die Stellungen der Geſtirne ſeinem Unternehmen günſtig 
ſeien. Die letzten Reſte dieſer Sterndeuterei begegnen uns noch heute auf unſeren Fabre 
märkten, wo uns aus unſerem „Planeten“ unſer Charakter und unſere Zukunft gezeigt 
werden. Aus dieſer Zähigkeit ihres Lebens erſehen wir, welche ungeheure Popularität 
die Sterndeuterei einſtmals beſeſſen haben muß. 

Aber ſo bedenklich dieſer Irrweg an ſich auch war, ſo notwendig war er, wie ſich 
ſpäter herausſtellte, als ein Entwickelungsſtadium, gewiſſermaßen als eine unvermeid— 
liche, reinigende Krankheit. Es iſt bekannt, bag Kepler ſein kärgliches Brot als Stern⸗ 
deuter verdiente. Jedoch ſein Streben, die Aſtrologie philoſophiſch zu vertiefen, führte ihn 
ſchließlich zu der Erkenntnis jener großen Geſetze, auf denen das ſtolze Gebäude unſerer 





8 1. Inhalt und Vebeutung der Aftronomie. 


heutigen aſtronomiſchen Wiſſenſchaft rubt. Stepler felbît fagt über dieſe Beziehung der 
Sterndeuterei zur Aftronomie in charakteriſtiſcher Weiſe: „Es ift wohl Diefe Aftrologia 
ein närriſches Töchterlin; aber du lieber Gott, mo molt jhr Mutter, die hochvernünfftige 
Aftronomia, bleiben, wenn fie jhre närriſche Tochter nit Dette, ift doch die Welt nod) viel 
närriſcher und fo närriſch, Daf derofelben zu jbrem Frommen Diefe alte verjtindige Mut= 
ter burd) ber Tochter Narrentandbung eyngeſchwatzt und enngelogen werden muß. Und 
feind ber Mathematicorum salaria {o gering, Daf Die Mutter gewißlich Hunger leyden 
miipte, mann die Tochter nichts ermiirbe.” 

Wie fonnte es aber fommen, daß gerade von diefer Beit der Reformation der Stern: 
funde an, feitbem alfo unfere Senntniffe von den Cinribtungen des Weltgebäudes auf 
mathematiſch geſicherten Boden geftellt wurden, Das allgemeine Sintereffe an ihr im ent- 
ſchiedenen Abnehmen begriffen war? Mit Beſchämung ſehen ir bei diefer Gelegenbeit 
die uralte Wahrheit beſtätigt, Daf die Menſchheit aufhört, fi fiir ein Ding gu inter= 
effieren, fobald es feine3 Nimbus des Wunderbaren beraubt ijt. Es fam Bier noch binzu, 
baf nun der Geiftlichfeit die Pflege der Wiffenfhaft des Himmels nicht meiter am Herzen 
lTiegen fonnte. Es entmidelte fil) bekanntlich fogar bald ein ſcharfer Gegenſatz zwiſchen 
der Kirche und bem neuen Aufſchwung der aſtronomiſchen Lebren beraus, feitdbem È o » 
pernifu3 Die Erde aus bem WMittelpunfte des Weltganzen verſetzt hatte, um ihr eine 
fo ungemein beſcheidene Stellung im VWeltgetriebe anzumeifen. Un ſich zivar hätte die 
Erkenntnis diefer Tatſache die Kirche zweifellos nod) nicht gum vollſtändigen Verlaſſen ihrer 
bis dahin ausſchließlichen Domäne vermocht, wenn nicht durch den allzu mächtigen Geiſt 
Galileis der Streit angefacht und öffentlich gemacht worden mare; die kluge Priefter= 
ſchaft hätte ſonſt wohl einen weniger peinlichen Ausweg aus dem Dilemma gefunden. 

Doch da nun die damals noch allmächtige Geiſtlichkeit ſich ſo entſchieden gegen die neue 
Lehre ausgeſprochen hatte, war es begreiflich, daß ſich die tiefe Ehrfurcht, die man früher 
den Sternkundigen bezeugt hatte, geradezu in Spott und Hohn verwandelte, der ſich in 
Pamphleten, Faſtnachtsſpielen auf Jahrmärkten, kurz in jeder Weiſe kundgab. Mit der 
Popularität der Aſtronomie war es damit zu Ende. 

Dazu kam noch, daß das Schulweſen, das ſich gerade um dieſe Zeit allgemeiner 
entwickelte, ausſchließlich in den Händen der Geiſtlichkeit lag. Dieſe aber hütete ſich wohl, 
einen Wiſſenszweig in das Lehrprogramm aufzunehmen, der, wenigſtens in ihren Augen, 
aus einem mächtigen Gehilfen zum erbitterten Feind der Kirche geworden war. Wenn, 
wie es jetzt gelehrt wurde, die himmliſchen Bewegungen ſich auf einfache Geſetze zurück⸗ 
führen und ihre Erſcheinungen jederzeit, ohne die Zuhilfenahme überirdiſcher Gervalten, 
vorausbeſtimmen ließen, fo hörten fie eben auf, göttliche Fingerzeige gu fein. Die Prieftere 
ſchaft batte keinerlei Grund mebr, ſich mit ihnen zu befajfen. 

Mit diefer Vernachläſſigung ging zunächſt im Bereiche der volkstümlichen Anſichten 
über die Himmelserſcheinungen ein verhältnismäßig ſchnelles Verblühen des vorher ſo 
wuchernd auftretenden aſtrologiſchen Aberglaubens parallel. Blieb auch ein Auswuchs 
davon, die Kometenfurcht, bis in die neueſte Zeit im Volke beſtehen, ſo kleidete ſich doch 
dieſer Aberglaube in ein ganz anderes Gewand; er nahm gewiſſermaßen einen mijfen= 
ſchaftlichen Charakter an. Alle ſolche Ideen klammern ſich gegenwärtig, wenn auch oft 
mit kraſſeſter Kenntnisloſigkeit, an naturwiſſenſchaftliche Anſchauungen, beruhen nicht mehr 
auf dem Glauben an die Einwirkung eines direkten göttlichen Eingriffes, wie ehemals, 


PReformation der Sternfunde. Die Aſtrophyſik. 9 


als das Erſcheinen eine3 Rometen nod politiſche VWirren, Aufftand, Srieg, ben Tod 
berühmter Menſchen anzeigen ſollte. 

Zwar leidet die hohe Wiſſenſchaft der Sternkunde auch heute noch, nachdem die Schule 
ſich mehr und mehr von der Kirche losgeſagt hat, unter den Nachwirkungen Des Bann— 
ſtrahls, den die Kirche zu Zeiten Galileis auf ſie ſchleuderte, doch konnte ſich die Aſtronomie 
in ihrem Aſyl, hinter den ſtillen Mauern der Sternwarte, völlig reinigen von dem Wuſte 
uralter Vorteile, um nun, in unſerem Beitalter der Naturwiſſenſchaften, geläutert, er—⸗ 
babener al3 je tviedber bor die Menſchheit hinzutreten. 

Heute ift ein unzmeifelbafter Aufſchwung aud des allgemeinen Intereſſes an der 
Sternenwelt feftzuftellen. Namentlich in jenen Lindern, die nicht allzuſehr von politiſchen 
und fozialen Sorgen gedriidt werden, ftebt die aſtronomiſche Wiſſenſchaft mieder in voller 
Blüte. Die Neue Welt zeichnet ſich in diefer Hinficht vorteilhaft bor allen anderen Nationen 
aus. SPrivatleute ftellen dort zur Förderung der Sternfunde Millionen zur Verfügung; die 
grofiten Fernrohre der Welt, aus Privatmitteln hergeſtellt, durchmuſtern dort raſtlos die 
Simmelsriume, und al3 im Gahre 1892 der Planet Mars una wieder befonders nabe: 
fam, maren alle amerikaniſchen Tagesblatter erfüllt bon Nachrichten iber die bei diefer 
Gelegenbeit ausgeführten Beobachtungen, ganz ebenfo, al8 handle es fid um irgend ein 
epochemachendes politiſches Creignis. Wie naib fil) nun auch oft in den Augen der Fach— 
fenner ſolche Bemühungen, die Himmelsereigniffe zu GSenfationen zu Îtempeln, dar 
ftellen, fo zeigen fie doch, vie Das Gemiit der Menfden aufs neue bon den gemaltigen 
Schauſpielen am Himmel ergriffen mird. 

Welchen neu auftretenden Geſichtspunkten ift diefe glückliche Wendung zuzuſchreiben? 
In erſter Linie unzweifelhaft den großen Fortſchritten, die in den letzten Jahrzehnten 
die Aſtrophyſik, die Lehre von der Beſchaffenheit anderer Welten, erfahren hat. 
Seit den erſten Anfängen aſtronomiſcher Beobachtungen bis in das Zeitalter ihrer Re— 
formation zu Anfang des 17. Jahrhunderts konnte man weiter nichts tun als die Be— 
wegungen der Himmelskörper verfolgen; über ihre Beſchaffenheit war jede Unterſuchung 
unmöglich. Wiſſenſchaftlich konnte man ſich erſt mit ſolchen Fragen beſchäftigen, ſeitdem 
im Jahre 1610 Galilei das erſte Fernrohr gegen den Himmel gerichtet hatte. Noch lange 
nachher aber, ſelbſt bis in die Mitte des 19. Jahrhunderts hinein, definierte man die 
Sternkunde einſeitig als die Wiſſenſchaft, welche die Bewegungen der Geſtirne zu 
ergründen, ihre Geſetze aufzufinden trachtet, und noch Beſſel, der größte beobachtende 
Aſtronom der erſten Hälfte des vorigen Jahrhunderts, hielt die Beſchäftigung mit der 
Frage, was die Schattierungen auf der Oberfläche des Mondes bedeuten, für eine inter— 
eſſante Spielerei, mit der ſich wohl Laien, aber keine Fachleute befaſſen dürften. Dieſe 
Einſeitigkeit, die allerdings der Vertiefung in den ſpeziellen Gegenſtand zuſtatten kam, 
mußte jedoch der Volkstümlichkeit unſerer erhabenen Wiſſenſchaft erheblich ſchaden, da 
der Laie ſich in die ſchwierigen Gedankengänge, die zur Ermittelung der himmliſchen 
Bewegungsgeſetze führten, nur ſehr mühſam hineinfinden konnte. Die Aſtronomie wurde 
alſo immer mehr eine eſoteriſche Wiſſenſchaft, die jede Berührung mit der Außenwelt 
mied. Ihre Finger haben durch dieſes ſtrenge Abſchließen der Menſchenwelt gegenüber 
ein großes, nur ſchwer wieder gut zu machendes Unrecht begangen. Alle jene erziehe— 
riſchen und ethiſchen Wirkungen, die fo mächtig bon keiner anderen Wiſſenſchaft aus— 
ſtrömen wie von dieſer Erkenntnis der ewigen, unerſchütterlichen Harmonie des großen 


10 1. Inhalt und Vedeutung der Aftronomie. 


Weltgeſchehens, blieben, ängſtlich gebiitet bon egoiſtiſcher, einfeitiger Liebe, abermals 
hinter Sternwartenmauern eingeſchloſſen wie vorbem in dumpfen Klöſtern. 

Seitdem aber die Aſtrophyſik uns fo hochintereſſante Auskünfte über die Oberflächen— 
beſchaffenheit der Himmelskörper gegeben hat, ſeitdem wir wiſſen, daß es nachbarliche 


Welten gibt, deren Geſtaltung und deren Lebensbedingungen denen unſerer Erde zweifellos 


ähnlich ſind, ſo daß wir verwandte Weſen auf ihnen vermuten dürfen, ſeitdem werden 
wir in unſerem tiefſten Inneren auch wieder menſchlich bewegt, wenn wir, bewaffnet 
mit den wunderbaren Hilfsmitteln unſerer Intelligenz, hinausſchauen, dieſen leuchtenden 
Schweſterwelten entgegen. 

„Es gibt”, ſagt Camille Flammarion in ſeinem großen Werke über den 
Planeten Mars, „im Leben reizvolle Stunden, köſtliche Freuden, himmliſche Glüchſelig— 
feiten, unfagbare Wonnen. Nun, unter dieſen wundervollen Stunden gibt es wenige, 
die eine vollſtändigere Befriedigung in unſere Seele gießen, die uns in edlerer und höherer 
Weiſe bewegen könnten, als die Beobachtung der Geſtaltungen auf dem Planeten Mars 
in einer reinen Sommernacht. Es iſt wahrhaft beklagenswert, daß ſo wenig Menſchen 
dieſen Eindruck empfunden haben: vor ſich eine Welt zu ſehen, eine andere Welt mit 
ihren Kontinenten, ihren Meeren, ihren Ufern, ihren Meerbuſen, ihren Vorgebirgen, 
ihren Inſeln, ihren Flußmündungen, ihren blendenden Schneegebieten, ihren fonnen= 
vergoldeten Landſchaften, ihren dunkeln Gewäſſern, ſo wie ſie vor uns ſteht, durch unſer 
Fernrohr geſehen, und mie fie langſam ſich um ſich ſelbſt dreht, Tag und Nacht ihren ver= 
ſchiedenen Gebieten gebend, den Frühling auf den Winter, den Sommer auf den Früh— 
ling folgen laſſend, ein Miniaturbild unferer Erde im weiten Himmelsraume. Dieſe Be— 
trachtung trägt uns bia zu den höchſten Myſterien der Natur, zur Frage nach dem uni: 
verſellen, dem ewigen Leben, ſie ſtellt uns vor die Fragen nach der letzten Wahrheit, vor 
den Schöpfungsgedanken. Die Erde wird zu einer Provinz des Univerſums, und unſere 
Empfindung bevölkert andere Vaterländer in der Unendlichkeit mit unbekannten Brüdern.“ 

Wir werden zwar bald erkennen, daß der ethiſche Wert des aſtronomiſchen 
Studiums, das auf alle menſchlichen Regungen und Tätigkeiten läuternd wirken muß, 
nicht von dieſer bloßen Betrachtung der Himmelskörper und den ſich daran knüpfenden 
reizvollen Träumereien ausſtrahlt, ſondern erſt bei tieferem Eindringen in die unerſchüt⸗ 
terliche Geſetzlichkeit des himmliſchen Geſchehens erreicht wird. Aber dieſe menſchlichen 
Empfindungen öffnen das geiſtige Auge, ſpornen zu tieferem Eindringen an. 

Die erzieheriſche Seite des aſtronomiſchen Studiums und ganz allgemein der ein— 
dringenderen Beſchäftigung mit der Natur hat niemand treffender, überzeugender dar 
zutun verſtanden als der große Pädagog Adolf Dieſterweg. Wir können nichts 
Beſſeres tun, als dieſe goldenen Worte wiederzugeben: 

„Des Menſchen Antlitz iſt nicht zur Erde, ſondern aufwärts gerichtet. Sein Blick 
fällt ſchon in früher Jugend auf den Himmel, und die älteſten Naturvölker kannten die 
allgemeinen Erſcheinungen desſelben. Sie zeigen ewigen Wechſel in ewigem Beſtand 
unter unabänderlichen allgemeinen Geſetzen. Alles iſt dort Regel und Geſetz. Sie zu er— 
kennen, fordert die Würde des Menſchen. Die Wiſſenſchaft, die fi) mit bem Himmel 
befchaftigt, ift die ,erhabenite im Raume‘. Echtes Naturwiſſen oder mit einem Worte 
Natur erfenntni3 ift Kenntnis der Erſcheinungen, ifrer Urſachen und ihres gefeb= 
mäßigen Verlaufs. 


Erzieheriſcher Wert der Sternkunde. 11 


nie alle3 getviffe objeftive Wiffen, an bem kein ſubjektives Meinen oder Vermuten 
Bajtet, ben Geiſt feft und ſicher madt und denfelben mit bleibendem Inhalt erfüllt: fo 
aud) bas VWiffen der allgemeinen Erſcheinungen und ihrer Gefebe. Es erhebt den Menſchen 
liber Die irdiſchen Wechſelfälle des Lebens, über das Vergängliche und Gitle, das vorüber⸗ 
rauſcht wie die Wellen des Meeres, und deſſen Geſetze wir zum größten Teile nicht kennen. 

„Zu allen Zeiten haben daher ruhige und ſtille Gemüter eine beſondere Anziehung 
zur Kenntnis des geſtirnten Himmels verſpürt. Tiefer angelegten Kindern iſt ſie in be— 
ſonderem Grade eigen. Ganz allgemein iſt das Intereſſe für dieſes Viffen. ... Nur 
ber von ben Sorgen des Leben3 ganz erfiilite, unter den irdiſchen Laften erliegende, 
oder auch der bon den Leidenſchaften ganz unterjochte Menſch ift für ein fo reines, an und 
für fi) fcgon verebdelndes Wiſſen unempfänglich. Aber, mie die Erfahrung lebrt, felbît 
die Unglidiicften ber Wefen, abgearbeitete Fabriffinder, freuen fich, wenn bem müden 
Leib nur einige Rube und Stärkung gemorden, nod in fpiten Abendſtunden etwas von 
Gonne, Mond und Sternen zu hören. . .. 

n Die Aftronomie erveitert des Menſchen Blick und erbebt ihn über engherzige, lofale 
NAuffaffungen und Anfibten. Daf jeder feine Weltanſicht bon feinem Standpunkt aus 
beginnt, bedarf feiner Entſchuldigung, das verftebt ſich von felbft, e3 fann und darf nicht 
anders fein. Wer aber dabei ſtehen bleibt, ver nie erfabrt, nie die Welt auf anderen 
Standpunkten ausfiebt, fil) nicht auf andere Standpunkte zu ftellen, ſich nicht zu alle 
gemeinen, uniberjalen, bem ganzen Menſchengeſchlechte gemeinſchaftlichen Anſichten zu 
erbeben bvermag: Der ift recht eigentlich ein an die Scholle gefeffelter (glebae adscrip- 
tus), bornierter Menſch. Die Aftronomie ift das vorzüglichſte Mittel, fi) zu grofartiger 
Weltanſchauung zu erbeben. Das Handeln des Mannes wird freier, wenn ‚das Haus ſich 
dehnt', und die Winzigkeit ber Anſichten verſchwindet, wenn die Räume wachſen. Um 
bei ſich recht daheim zu ſein, muß man ein Weltbürger werden, und um das Erden— 
leben zu faſſen, muß man in die Himmelsräume hineinſchreiten und ſie umfaſſen. Ich 
wüßte auch kein anderes Wiſſen zu nennen, das den Menſchen in gleichem Grad erhebt 
und beruhigt. Wahrlich, in der Unruhe und dem Streite der Gegenwart fühlt der aus 
dieſen Konflikten heraus zu ihr hintretende Menſch recht innig und tief ihre beſänftigende, 
veredelnde Kraft. In ihr herrſcht keine Feindſchaft und kein Haß. Sie entwurzelt dieſe 
herzanfreſſenden Dämone. Sn voller Wahrheit, ſie iſt eine herrliche, erhabene, weil 
erhebende Wiſſenſchaft. Wie kann es auch anders ſein, da ihre Geſetze und Regeln nicht 
auf Menſchenmachwerk, ſondern auf den Baumeiſter der Welt zurückweiſen! Darum 
ſollte ſie keinem, auch nicht einem Menſchen vorenthalten werden. ... 

„Die Aſtronomie als Naturwiſſenſchaft ſtellt den, der ſich mit ihr beſchäftigt, in die 
Natur. Nur auf dieſem Standpunkt iſt eine natürliche, geſunde und wahre Betrach— 
tungsweiſe der Dinge möglich; durch ibn wird man unmittelbar in die Gegenwart ein: 
geführt und dadurch befähigt, die Vergangenheit in der Beziehung, was ſie Wahres zutage 
gefördert und inwiefern fie die richtige Bahn zur Kultur eingeſchlagen Pat, richtig zu wür⸗ 
digen. Der geſunde, zum Schaffen bereite Menſch beurteilt die Gegenwart nicht nach 
der Vergangenheit, ſondern die Vergangenheit nach der Gegenwart. Die Gegenwart 
ſteht auf ben Schultern der Vergangenheit, iſt über fie hinausgeſchritten. Das Unboll: 
kommene bat ſein Maß an dem Vollkommeneren. Unmmatürliche, verſchrobene, wider— 
wärtige Syſteme und Richtungen werden in ihrer Verkehrtheit an der Natur und durch 


12 1. Inhalt und Bedeutung der Aftronomie. 


Die Itatur (die äußere und innere) erfannt und befeitigt; die Sarifatur wird als ſolche 
an der Natur erfannt. Für die Ridfehr zu natürlichen Verbaltniffen, Zuftinden, An— 
und Einſichten ift barum das Studium der Natur bon der höchſten Bedeutung. 

„Dieſen natürlichen Erfolg des Studiums der Natur ſchlage id) höher an als die une 
mittelbare Kenntnis derfelben; diefe Folgen erftredfen fi) bei eimem fonfequenten Men= 
ſchen über fein ganze3 Denfen und Tun, über feine ganze WCeltauffaffung und Weltjtel= 
lung. Die Wahrheit der Natur fann nicht verftiimmelt werden. Alle itbrige ,Wabrbeit‘ findet 
deshalb an der einmal erfannten Naturmabrbeit ihre Sontrolle. Nur im unmittelbaren 
Verkehre mit der Natur genefet der Menſch, Tegt er alle überſpannten, alle ilber= und wider— 
natürlichen Vorftellungen und Ginbifbungen ab. Ohne Bildung und Erfahrung durch 
Natur find alle Menſchen bem Aberglauben untertan; feine Macht rubt auf der Unmiffen= 
heit und Dummbeit der Menſchen. 

„Was der Naturwahrheit widerſpricht, ift falſch, mie alles, r0a3 mit der Natur nicht 
farmoniert, widerwärtig und verkehrt iît. Alles in ber Natur ſteht miteinander in boll= 
fommener Ginbeit und Harmonie. Wer daher aud in menſchlichen Verhältniſſen zur Cr- 
reichung Dieje3 Biele3 mitwirken mill, vende fi) zur Natur! Wie wichtig dieſes ift, fann 
man ſowohl an ber Naturbeſchaffenheit derjenigen Menſchen erfennen, welche vorzugs— 
weiſe unter Natureinflüſſen fteben, als aud an denjenigen, welche ſich ibnen entziehen 
und den Einfluß Des Naturſtudiums auf ihre Syſteme, Crfindbungen und Richtungen 
fürchten. Diefe legtere Erſcheinung enthalt einen negativen, jene einen pofitiven Impuls 
zur Beſchäftigung mit der Natur.” Vor ihrem Antlibe beftebt fein künſtliches Gemächte, 
und abergläubiſche Meinungen verſchwinden vor ihr wie Nachteulen bor der Sonne. Sn 
ben Naturwiſſenſchaften liegt eine natürliche Gegenmirfung gegen Reaftionsverjude, 
Verfinfterungsfoiteme und «Plane. Alle mahre Aufflirung iſt eine Frucht wahrer Natur: 
erfenntnis und friſcher Entwidelung der eigenen Natur. Verſchrobene Menſchen haffen 
Die Natur — ein lehrreicher Fingerzeig für jeben, der der duferen und inneren Natur zu 
vertrauen nicht verlernt hat. Sn der Natur feben, meben und find Mix, fie ift Das den Men= 
ſchen Umfaffende, Durd ihre Hinwegnahme wird feine eigene Criftenz aufgehoben, durch 
fie befteMt er. Den Menſchen von der Natur losreißen, ift ebenfoviel, al3 menn man das 
Auge bom Lichte, die Lunge bon der Luft abfondern und zu einem fiir fi) felbît beftehen= 
den Wefen machen mollte. Den Menſchen von der Kenntnis und Erforſchung der Natur 
abbalten, Beit ibm die Quelle ber unmittelbaren Wahrheit verſtopfen und ihm das Geil: 
mittel gegen jedwede Art bon Verſchrobenheit und Unnatur entziehen. Bu diefer Ver— 
ſchrobenheit gehören aud die religiöſen Sfrupel bei diefer oder jener Entdeckung, d. h. 
Wabrbeit in ber Natur. Die Aftronomen befiimmerm ſich dbarum nicht. Ga, fie erblicfen 
in Der durchgämgigen Geſetzlichkeit der Naturerſcheinungen einen Beweis für bas Wirken 
Des Weltſchöpfers. ... 

„Aſtronomiſche Einſichten wirken durch ſich ſelbſt. Aber ich geſtehe, daß ich wünſche, 
daß der denkende Leſer nicht bei ihnen im ſtrengſten Sinne des Wortes ſtehen bleibe, ſon— 
dern ſie in ſich wirken laſſe, d. h. namentlich ſein übriges Denken und Fürwahrhalten, 
von anderen Seiten ibm zugekommen, mit jenen Erkenntniſſen und Einſichten zuſammen⸗ 
ſtelle und vergleiche und unterſuche, ob fie mit ihnen harmonieren oder nicht. Iſolierte 
Kenntniſſe fruchten wenig. Alles im Geiſte muß miteinander in Übereinſtimmung ſtehen. In 
dieſer Beziehung kann das Studium der Natur, die Erkenntnis der großen unabänderlichen 


Aftronomie und Phyſik. 13 


Gejebe fiir die Bildung Des Geifte3 die tiefften, weitgehendſten Folgen haben. Die 
Aitronomie läutert und reinigt.” 

Das aſtronomiſche Studium erziebt ferner zur Genauigfeit in allem menſchlichen 
Tun und Denfen. Der bertiefende Cinfluf ſolcher Crziehung zur Genauigleit, 
ja geradezu die Notwendigkeit bei unferen immer bermidelter ſich geftaltenden Lebens- 
verbdaltniffen, methodiſchere Unterſuchungen al3 bisher anzujtellen, mele die 
Möglichkeit perſönlicher Irrtümer eines einzelnen Menſchen auf ein Minimum beſchrän— 
ken, und zwar ſie anzuſtellen, ehe man einen Beſchluß faßt, der in ein Menſchenſchickſal 
verhängnisvoll eingreifen kann, läßt ſich leicht nachweiſen. 

Wir müſſen nun zwar, um auch unſerſeits genau und gerecht zu ſein, nicht uner— 
wähnt laſſen, daß heutzutage die Aſtronomie nicht mehr die einzige Wiſſenſchaft iſt, die 
den Genauigkeitsſinn erweckt und fördert. Ganz mit Recht ſagt Volkmann: „Die 
Sonderſtellung, welche die Aſtronomie lange Beit eingenommen, und welche ihr vorüber⸗ 
gehend bisweilen den Namen einer Königin der Wiſſenſchaften verſchafft hat, liegt in 
der Vergangenheit. An aſtronomiſchen Methoden und Meſſungen hat ſich unter weſent— 
licher Beihilfe von Aſtronomen als jüngere Schweſter die Phyſik kräftig entwickelt, und 
infolge der greifbareren und zugänglicheren Objekte konnte es ihr nicht fehlen, in ihren 
Meſſungen weit größere Genauigkeit zu erreichen, als ſie überhaupt in irgend einer ane 
deren Wiſſenſchaft möglich ſind. ...“ 

Es iſt bekannt, daß noch bis vor verhältnismäßig kurzer Zeit die Aſtronomie nur als 
ein Teil der Phyſik betrachtet wurde. Erſt als ſie nach ihrer Reformation mächtig heran— 
wuchs, mußte ihr allmählich der Rang einer beſonderen Wiſſenſchaft zuerkannt werden. 
Hieraus geht die innige Verwandtſchaft beider Wiſſenszweige ſchon zur Genüge hervor, 
und wir werden in der Folge oft genug Gelegenheit haben, von dieſen innigen Beziehungen 
Gebrauch machen zu müſſen. Bei tieferem Eindringen wird deshalb wohl die Phyſik ge— 
wiß denſelben erzieheriſchen Wert entwickeln mie die Himmelswiſſenſchaft, aber die letz— 
tere wird vor allen anderen ſtets den großen Vorzug der Erhabenheit ihrer Objekte, des 
Geheimnisvollen haben, das alles Außerirdiſche umgibt. Es iſt wahr, dieſer Vorzug iſt 
nur für den Eintretenden in dieſe Gebiete vorhanden; der Eingeweihte wird in allen 
Naturgebieten des Erhabenen, des Großen, des Geheimnisvollen genug entdecken. Hier 
aber, beim Eintritt in die Sternenwelt, bringen wir die weihevolle Stimmung, den 
Drang nach beſſerer Erkenntnis als ein Erbteil der Jahrtauſende mit uns. 

Dieſe einleitenden Betrachtungen zeigen, daß die Beſchäftigung mit den Erſchei— 
nungen des ewigen Firmamentes gu allen Zeiten die höchſten und tiefſten Saiten unſeres 
Weſens in volltönendes Schwingen zu verſetzen wußte, und daß fie es war, Die unaus= 
geſetzt weſentlichen Anteil an der geiſtigen Entwickelung des Menſchengeſchlechtes ge— 
nommen bat. Zwar wechſelte vielfach die Rolle dieſes Einfluſſes, und in wirren Zeiten 
raſtloſen Ringens der Menſchheit nach neuen Lebensbedingungen, wenn materielle Sorgen 
der Völker, wenn politiſche Unſicherheiten die edleren Regungen der Seele einengten, 
den Geiſt allzuſehr an die nährende Erde knechteten, konnte wohl für kurze Zeit das heilige 
Feuer gedämpft, doch niemals erſtickt werden. Und heute, da die Kunde von der ewigen 
Harmonie des Weltgeſchehens aus dem myſtiſchen Dunkel mittelalterlichen Aberglaubens 
ſchöner und menſchlich vollkommener als je erſtand, heute ſchwingt ſie ſich auf zu einer 
Erzieherin der Menſchheit in ihren allgemeinſten und innerſten Regungen. 


14 1. Inhalt und Bedeutung der Aftronomie. 


Soll die Beſchäftigung mit den Welten jenfeit3 Des engen Erdkreiſes nicht nur eine 
leicht angefachte und deshalb oft wieder ebenjo ſchnell erlöſchende Neugier befriedigen, 
ſoll ſie ſelbſt mehr tun, als einen edlen Wiſſensdrang ſtillen, dem die Erde zu klein zu 
werden beginnt, verlangen wir von ihr vielmehr jenen allgemein veredelnden Einfluß, 
von dem wir in den vorangegangenen Betrachtungen ſprachen, ſo dürfen wir nicht nur 
beſchreiben und darſtellen, was andere Aſtronomen von den Geſtirnen geſehen und gedacht 
haben, ſondern mir müſſen ſelbſt ſehen, ſelbſt benfen lernen; mir wollen und 
ſollen nicht anderen glauben und nachſprechen, ſondern überzeugt werden. Nicht der 
myſtiſche Reiz des Unfaßbaren, der bon der materiellen Größe der Himmelsobjekte aus— 
geht, ſoll unſeren Geiſt umdämmern, wenn wir uns in das Getriebe jener ſchwebenden 
Welten vertiefen; wir wollen vielmehr, mit immer wachſender Begeiſterung aufſtrebend 
zu bem ſtrahlenden Lichte der Erkenntnis bon der allgemeinen Geſetzlichkeit des Welt— 
geſchehens, die erhabene Ordnung des Ganzen bewundern. Dann wird, von dieſer Erfennte 
nis zurückſtrahlend, auch Ordnung und Harmonie unſer Tun und Handeln mehr und mehr 
durchdringen. Nicht die Refultate der Forſchung, ſondern ihre Methoden müſſen 
im Vordergrunde unſerer Betrachtungen ſtehen. Ganz beſonders gegenüber den himmel— 
weiten Objekten unſerer Wiſſenſchaft iſt dies notwendig, da der naive Menſchenverſtand 
ſich nur ſchwer von der Meinung trennt, daß die materiell unüberbrückbare Entfernung 
der Geſtirne auch jedem abſoluten Wiſſen ein unüberſteigbares Hindernis ſein müſſe, und 
daß die intereſſanten Dinge, die wir von den Sternen berichten, doch mehr oder weniger 
nur Meinungen dieſer oder jener beſonders gelehrten oder geiſtreichen Menſchen ſeien. 
Wir müſſen deshalb ſtreng auseinander halten, was von unſeren Forſchungsreſultaten 
dieſer Art von Erkenntnis angehört, und was wir mit der Sicherheit rein logiſcher Schlüſſe 
wirklich ein für allemal unantaſtbar wiſſen. Wir werden dabei bald erkennen, daß gerade 
die Wiſſenſchaft von den unerreichbaren Sternen mehr abſolutes Wiſſen birgt als jedes 
andere Wiſſensgebiet, das ſich mit allernächſtliegenden Gegenſtänden befaßt. Nur die 
der Himmelswiſſenſchaft ſo nahe verwandte Phyſik kann ſich heute an Schätzen abſolut 
erkannter Wahrheit mit der Aſtronomie meſſen. 

Gewiß halten es die meiſten Nichtaſtronomen für viel zu ſchwierig, Gedankengängen 
zu folgen, die ſo kühn den wohlbekannten ſicheren Boden der Erde verlaſſen. Vielen 
ſchwindelt es ſchon bei der Anſchauung jener Reſultate; wieviel mehr wird das der Fall 
ſein, wenn man nun gar den Beweiſen dazu nachgehen ſoll! Es iſt von großer Wichtig⸗ 
keit, dieſes Vorurteil ſogleich zu zerſtreuen. Nichts iſt in der Tat leichter, als der Kette 
logiſcher Schlüſſe zu folgen, die zu den Sternen hinaufführt, wenn man zu denken ge- 
lernt hat. Aus einigen ſehr wenigen Regeln, Geſetzen, läßt ſich das ganze Getriebe der 
Himmelskörper verſtehen und erklären, während man in den meiſten anderen Wiſſen— 
ſchaften eine Unſumme von Material in ſich aufnehmen muß, das ſich nicht ohne weiteres 
logiſch aneinander knüpft. Es iſt aber ſtets nur dieſes zunächſt noch nicht in ein Syſtem 
untergebrachte Einzelwiſſen, das dem Laien die meiſten Schwierigkeiten bereitet. Da 
er ſich dem Studium des betreffenden Gegenſtandes nicht völlig hingeben kann und will, 
das heißt, da er die vielen einzelnen Wiſſensdaten nicht auswendig zu lernen vermag, ſo 
werden ihm die ſpäter an dieſe Daten geknüpften Beweisführungen und Schlüſſe um 
ſo mehr Schwierigkeiten verurſachen, als ſein Schatz an Einzelwiſſen lückenhaft geblieben 
iſt. Unſer aſtronomiſches Wiſſen aber läßt ſich ſo darſtellen, daß es ſich in unſerem Geiſt 


Weſen des Lichtes. 15 


entwickelt, Wurzel ſchlägt und Stamm und Zweige treibt, daß es, mit einem Worte, orga» 
niſch mit uns verwächſt. 

Die Größe aber und unfaßbare Entſernung der himmliſchen Objekte werden auf— 
hören uns Schwierigkeiten zu machen, da wir bald lernen werden, die Dinge relativ zu 
nehmen. Dann gibt es nichts Großes und nichts Kleines mehr für uns, wenigſtens nicht 
mehr in dem Sinne, daß das über menſchliches Maß Hinausgehende ſchon deshalb unſerer 
Bewunderung würdig wäre. Aud die unfaßbar kleinen Gegenſtände und Weſen bewun— 
dern mir ja nur, ſobald wir einen ebenfo ſchönen Organismus, eine ebenſo harmoniſche 
Geſetzmäßigkeit an ihnen entdecken wie innerhalb der uns unmittelbarer zugänglichen 
Natur. In dieſem Sinne iſt dann auch die Bewunderung der Größe des Univerſums 
am rechten Orte. 


2. Das Lidt und das Fernrohr. 


Der erfte Schritt bon der Erde hinweg wird offenbar der ſchwierigſte ſein. Denn mir 
bilrfen un3 unferer Gedankenwelt allein nicht anbertrauen, die ſich gar leicht dort hinauf 
zu ſchwingen bermag. Wollen mir eine fiere Bride bauen, die unferem Fuß auf diefem 
weiten Wege eine materielle Unterlage bdarbietet, fo muf der Stützpunkt diefer Bride 
auf ber uns moblbefannten Erde zunächſt möglichſt feft fumbiert fein. Dieſen irdiſchen 
Stützpunkt bilben die aſtronomiſchen SYnftrumente und Beobachtungsmethoden, und mit 
ibnen müſſen mir un3 zunächſt befannt maden. 

Die einzige direkte Verbindung, die uns mit den Sternen verknüpft, ift die durch 
das Licht gegebene. So ungreifbar und unſicher das mit unfafbarer Geſchwindigkeit 
dahinſchwirrende Nichts, das man die Erſcheinung des Libtes nennt, uns aud im erften 
Momente ſich darftellen mag, fo ift man doch heute nicht mehr dariiber im Zweifel, daß 
burd das Lit eine wirkliche, materielle Verbindbung mit ben leuchtenden Körpern, aljo 
in unferem Falle mit ben Sternen, Bergeftellt wird. Zwar nicht fo ift diefe zu denken, 
wie man es nod bid auf Nemton glaubte, daß materielle Teilhen fi wirklich von 
bem Ieudtenden Körper loslöſten und nun als unendlich Meine, unfafbar ſchnell bemegte 
Projeftile auf bem Direlteften Wege der geraden Linie in unfer Yuge gelangten, fondern 
ber leuchtende Körper febt die bas Weltall erfüllenden Mtheratome in Schwingungen, 
die ſich durch mirflime materielle Ubertragung bem nächſten Atome mitteilen, während 
das erftere in feine Rubelage zurückkehrt oder fofort einen gziveiten Impuls gleicher Art 
empfängt, wenn der betreffende Körper in derfelben VWeife mie borbem weiterleuchtet. 
Die Utheratome, unter benen man ſich irgendwelche, nur genügend Heine materielle 
Körper vorſtellen fann, pendeln alfo in ſolchem Falle um einen Ruhepunkt. Das Tette 
ſchwingende Atom, das die Sebzapfen unferer Netzhaut trifft und dadurch den Nervenreiz 
auslöſt, ben mir Libtempfindbung nennen, hat eine Bewegungseigenſchaft, die auch, 
in entſprechend berindertem Mafftabe, bemjenigen leuchtenden Körper eigen war, bon 
dem Die ganze Sette bon Bewegungen ausging. Unfer Auge analbfiert die Art diefer Be— 
wegung: es erfennt, ob das Licbt intenfib ift, das heißt, ob ſehr viele Atome gleichzeitig 
von derfelben Ribtung her auf die Neghaut ſchlagen; es beſtimmt ferner die Farbe des 
Gegenjtande3, das Beift, mie {nell die Atome aufſchlagen. Der Phyſiker bat gezeigt, 


16 2. Das Lit und das Fernrobr. 


daß violette3 Licht die Atome am ſchnellſten vibrieren läßt, während fil) rotes Lit unferem 
Auge durd die trigften Atombemegungen anzeigt. Das Auge ift alfo Das vorzüglichſte 
und wichtigſte Ynftrument des Aftronomen, durch deſſen Pforte erft all unfer Wijfen vom 
Weltgebäude in unfere Sinne einzutreten Pat. 

Zur Unterftiibung der litanalbfierenden Arbeit des Auges ift bas Fernrobr 
erfunden worden. Dieſes bat in feimer Hauptmwirfung den Zweck, möglichſt viele jener 
Senbboten aus dem VWeltall, jener ſchwingenden und in unferem Sehorgan dadurd die 
Libtempfindung hervorrufenden Utome aufzufangen und in unfer Uuge gelangen zu laſſen. 
Das Fernrohr hat deshalb nicht nur zufallig die Form eines Trichters; es ift in Wirklich— 
feit ein Lichttrichter der an ſeiner engen Mündung alle Libtbemegungen, die das Ob— 
jektivglas oben trafen, in die enge Offnung unſerer Pupille einführt. Dieſe Vermehrung 
der Lichteindrücke iſt von größter Wichtigkeit für unſere Zwecke. Der Nervenreiz des 
Lichtes wird erſt ausgelöſt, wenn eine beſtimmte Zahl jener Atomſtöße, deren untere 
Grenze nicht überſchritten werden darf, auf ein und denſelben Sehzapfen unſerer Netz— 
haut erfolgen. Se mehr ſchwingende Atome wir mit bem Fernrohr aufzufangen ver 
mögen, deſto ſtärker werden die Eindrücke, deſto ſicherer die Mitteilungen, deſto leichter 
die Entzifferung der Lichtdepeſchen. Wie geſchieht nun jene Vermehrung der Atomſtöße 
durch das Fernrohr? Wir brauchen, um dieſe wichtige Vorfrage zu entſcheiden, zunächſt 
den Himmel gar nicht zu betrachten, ſondern können eine irdiſche Lichtquelle, die unſerer 
Kontrolle leicht zugänglich iſt, wählen, um die Eigenſchaften des Fernrohrs zu ergründen 
und zu prüfen. Wir begeben uns damit in die Domäne des Phyſikers, wozu der Aſtronom 
häufig gezwungen iſt. 

Die Phyſik lehrt uns, daß die Schwingungen des Lichtes ſich in ganz ähnlicher Weiſe 
fortpflanzen wie die Wellenkreiſe, die auf der Oberfläche des Waſſers entſtehen, wenn 
man einen Stein in dieſes geworfen hat. Letzterer reißt eine Anzahl von Waſſerpartikeln 
mit ſich hinab, die aber bald darauf wieder emporſchnellen müſſen. Es entſteht ein Auf— 
und Niederpendeln, das ſich den umliegenden Teilchen mitteilt. Wellental und Wellen— 
berg bilden ſich dadurch, daß bei der Fortpflanzung der Pendelbewegung vom Zentrum. 
hinweg die Schwingungsphaſen zur gleichen Zeit verſchieden ſein müſſen. Es bilden ſich 
auf dieſe Weiſe ſcheinbar fortſchreitende Ringe, die immer niedriger und niedriger werden, 
je weiter ſie ſich vom Zentrum entfernen. Es iſt leicht zu beſtimmen, in welchem Ver= 
hältnis zur Entfernung die Höhenabnahme dieſer Wellenberge ſteht. Da nämlich jene 
einmalige Wirkung im Mittelpunkte bei dem Hineinſtürzen des Steines ſich gleichmäßig 
nach allen Seiten verteilen muß, ſo wird die Summe der Waſſerteilchen, welche die 
Wellenberge bilden, in jeder Entfernung die gleiche ſein müſſen. Die Fläche aber, auf 
die ſich dieſe gleiche Summe zu verteilen hat, nimmt mit dem Quadrate der Entfernung 
vom Mittelpunkte gu, und in demſelben Verhältnis muß deshalb auch die Höhe des Wellen— 
berges abnehmen, wenn die Anzahl der Waſſerteilchen im ganzen Ringe die gleiche ſein 
ſoll wie in allen kleineren, die er umgibt. Ganz allgemein kann man deshalb den Satz 
ausſprechen, daß jede von einem Zentrum gleichmäßig nad allen Richtungen ausſtrah— 
lende Wirkung mit dem Quadrate dieſer Entfernung vom Zentrum abnehmen muß, wenn 
ſich dieſer Wirkung kein Hindernis entgegenſtellt. Dies iſt ein höchſt wichtiger Satz, der 
uns am Schluß unſerer Betrachtungen über die Weltordnung noch beſonders intereſſieren 
wird, wenn wir uns mit den Geſetzen der Schwerkraft zu beſchäftigen haben. 


Reflektion des Lichtes an ſpiegelnden Flächen. 17 


Wenn alſo irgendwo 16 Kerzen aufgeſtellt find und dieſe in einer beſtimmten Ent: 
fernung, fagen wir 1 m, eine gewiſſe Lichtfülle verbreiten, fo werden fie in 2 m Diſtanz 
ſchon biermal ſchwächer leuchten, d. h. nur ebenfoviel Licht verbreiten mie 4 Kerzen aus 
1 m Gntfernung. Bei 4m Paben mir die Libtmenge bereits durdh) 4x4= 16 gu dividieren; 
Die Leuchtkraft ift hier alfo nur nod die von einer Kerze aus 1 m Entfernung gefeben. 

Wir miffen, baf die Schwingungen des Lichtes nach allen Richtungen von dem feud: 
tendben Körper hinausgeſandt werden in die Welt, alfo nicht etwa nur dort eintreffen, 
mo fie Direft in3 Auge gelangen können. Es fommt für unfere Aufgabe alles darauf an, 
aud einen Teil ber unfer Auge nicht mebr treffenden Atome bdabinein gelangen zu 
lajfen. Dies fann offenbar nur dadurch geſchehen, daß wir fie von ihrem urſprünglichen 
Wege ablenfen. Die untenftehende Zeichnung mag dies veranſchaulichen. Von der Kerze 
geben Strahlen nad allen Richtungen aus und treffen die Fläche a g in ben Punften a, 


SEL 


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# —* 





4 


Die Au8breitung bed Lichtes im Raume. 


b, c, d, e, f, go Uber nur die Strablen, die bei d die Fläche treffen, können unmittelbar 
in unjer Auge gelangen. Unſere bisher gefammelten Renntniffe über die Natur des 
Lichtes feben un3 in ben Stand, aud die anderen Strablen dabin zu lenken, fo vie es die 
geftribelten Linien andeuten. Wenn das Lit nämlich wirklich nur eine Stofmirfung von 
Atomen ijt, fo müſſen ſich diefe legteren genau fo berbalten mie Billardfugeln, die von einer 
Fläche, auf die fie ſtoßen, zurückprallen, und zwar, mie fedber Billardſpieler meif, in genau 
demſelben Winkel, in bem fie aufſchlagen, nur nach der entgegengefetten Seite Bin. Dasfelbe 
findet in bezug auf das Licht an der glatten Fläche von Spiegeln ftatt. Während die Atome 
von einer weifen Fläche, die bei geniigender Vergroferung immer ganz raub erfjbeint, 
begreiflicherweiſe mad allen möglichen Ridbtungen bin zurückgeworfen werden, mie es 
aud bei Billardkugeln geſchehen würde, wenn die Banden des Billards in bemfelben 
Verhältnis uneben wären, fo werfen dagegen die Spiegel beinabe alle auffallenden Atome 
derart zurück, daß fie fiir unfer Auge aus einer Ribtung fommen, die genau ebenfoviel 
von der Spiegelfläche Bin abweicht, mie es die auffallenden Strablen taten, nur nad 
der entgegengefetten Ribtung. | 

Wir fonnen das an jedem Spiegel leicht beobacdhten. Die Abbilbung auf S. 19 {oll 
dies verdeutlichen. Das Lit der Lampe trifft zwar alle Punfte des Spiegel3; aber mir 
erfennen doch ohne iveiteres, daß, unter der Vorausfegung, daf alle Strablen vom Spiegel 

Meyer, Das Weltgebäude. 2. Aufl. 92 


18 2. Das Libt und das Fernrobr. 


in bemfelben Winfel zuriidigemorfen werden, in bem fie auffielen, Dod nur ein ge- 
wiſſes Bündel bon Strahlen unfer Auge treffen Tann, Das den Winkel a mit der Spiegel: 
flache bilbet. Da a gleich b fein foll, fo feben mir das Licbt im Spiegel in der auf der 
Zeichnung angegebenen Ribtung und ſcheinbar gerade fo meit binter bem Spiegel, als 
e3 fi) in der Tat bor ibm befindet. Diefe Cigenfobaft der Spiegel ift bereità einer ſehr 
fruchtbaren Anwendung fähig. In allen Fallen, wo e3 darauf anfommt, Licht von einem 
Punkte au3 nad) einer beliebigen Stelle zu Dirigieren, ohne daß die auf geradbem Wege 
möglich mare, ftellt man fo biele ebene Spiegel unter ben geborigen Winfeln zueinander 
und gegen das ankommende Licht geneigt auf, biz der lebte refleftierte Strahl tatſächlich 
Die gewünſchte Ribtung angenommen hat. Derartige Anorbnungen finden fil) wohl an 
jebem größeren Fernrohr, insbefondere bei feinen QilfBapparaten. 

Aber aucd nach einer anderen Ricbtung befähigen uns die gemonnenen Vorjtellungen 
zu einer Verwertung der Eigenſchaft ebener Spiegel. Sat man nämlich gekrümmte Spiegel 
flächen, fo wird man fi) ſehr Heine Teile derfelben ,,©piegelelemente” al8 unendlich 
wenig bon einer Ebene abweichend voritellen diirfen; an diefen Spiegelelementen wird 
die Refleftion nad demjelben Geſetz erfolgen mie an einer glatten ebenen Fläche, 
gleichviel ob die Lichtquelle ſich in mäßigem Abftande von dem Spiegel befindet oder, 
was fiir uns der wichtigere und intereffantere Fall ift, in nahezu unendlicher Entfernung. 
Diefen febteren Fall, der bei aſtronomiſchen Beobadtungen allein in Betracht kommt, 
da die lichtausſtrahlenden Objefte ſämtlich in einer Entfernung fi befinden, die ir 
praktiſch als unendlich grof anſehen finnen, bevorzugen ir aud nod aus dem Srunde, 
meil die zu erläuternden VWirfungen der das Lit fammelnben und fonzentrierenden 
Apparate bei ihm am einfacbften find und am leichteſten verftanden merden fonnen. 

Denfen mir una zunächſt eine Reihe recht kleiner Spiegel, 3. B. bon quadratiſcher 
Form, auf einen Etreifen Papier dicht nebeneinander fo aufgeffebt, daß ihre Ranten 
parallel gericbtet find, fo haben mir gemifjermafen einen aus Clementarfpiegeln zuſam— 
mengefebten Streifen eines Glasfpiegel3. Biegen mir nun den Papierſtreifen fo, daß 
— er ein Stück eines Kreisbogens darjtellt, fo haben wir ben Querjonitt eine zwar nodi) 
unbollftommenen, in feimen Wirfungen aber bem eines vollfommenen vergleichbaren Hohl⸗ 
{piegel8. Betrachten ir jebt Die bon einer unendlich weit entfernten Licbtquelle, 3. B. 
einem Fixſtern, ausgehenden, alfo parallel laufenden, Lichtſtrahlen, fo werden diefe an den 
einzelnen ebenen Spiegelelementen ftet3 unter bem gleichen VWinfel refleftiert, unter bem 
fie auftreffen, und es ift unſchwer einzufeben, daß bei geeigneter Stellung der Spiegel, 
mit anderen Worten bei einer beftimmten Krümmung des Papierftreifen3 (nabezu der= 
jenigen eine3 Areisbogen3) ſämtliche auf den Spiegel fallenden Strablen nad ein und 
bemfelben Punfte Pingeleitet merben. Man nennt dieſen Punit den Fokus oder 
Brennpunft Au der Abbilbung auf ©. 20 werden Die angedeuteten Verhält— 
niſſe ohne meiteres flar merden. 

Es ift nun nur noch ein kleiner Schritt, um einen vollfommenen Hohlſpiegel 
in feiner Wirfung zu verſtehen; man Pat lediglid die Clementarjpiegel fo ſchmal zu 
wählen, daf fie fil) ftetig aneinanderfilgen und genau der Krümmung des Papierjtreifens 
folgen, d. h. eine erafte Kurve bilben. Verſuche und theoretiſche Unterſuchungen haben 
gezeigt, daß ein ſolcher Hohlſpiegel, der parallele, alfo von einem fernen Objelte her— 
riibrende Strahlen genau in ein und demſelben Punkte vereinigen ſoll, die geometriſch 


Lichtſammelnde und vergrößernde Wirkung der Hohlſpiegel. 19 


leicht zu konſtruierende Form eines ſogenannten Paraboloids haben muß, die für unſeren 
Zweck meiſt kaum merklich von der genauen Kugelform abweicht. Es intereſſiert uns 
hier noch nicht, die geometriſchen Eigenſchaften dieſes Körpers näher kennen zu lernen; 
genug ſei es, zu wiſſen, daß es keine beſonderen Schwierigkeiten bietet, aus ſpiegelndem 
Material Hohlſpiegel von dieſer Form herzuſtellen, die in der Tat der Himmelsforſchung 
eine ſtarke Stütze geboten haben. 

Wir verſtehen jetzt ohne Mühe die lichtkonzentrierende Wirkung eines ſolchen Hohl— 
ſpiegels, der durch wirkliche Vereinigung aller von einem Punkte eines Objektes ausgehen— 
den Strahlen ein reelles Bild dieſes Objektes erzeugt, und es iſt klar, daß wir ein um ſo 
helleres Bild im Brennpunkt 
eines Hohlſpiegels erhalten 
müſſen, je größer wir dieſen ide 
machen; dbenn um fo viel 
mehr der ſchwirrenden Licht⸗ 
atome, die von dem Objekt 
ausgehen, kann er auffangen 
und in jenem Punkte ver— 
einigen, von wo ſie nun, 
zuſammengedrängt, leicht in 
unſere Pupillenöffnung ein— 
dringen. Die letztere läßt 
alſo ſo viel Licht bis zu un— 
ſerer Netzhaut gelangen und 
auf ſie wirken, als hätten 
wir ein Auge von der Größe 
dieſes Spiegels ſelbſt. Wir 
können mithin auf das leich⸗ 
teſte die ſogenannte Licht— 
ſtärke eines Hohlſpiegels ({. 
die Abbildung, S. 20) be— 
rechnen, indem wir ſeinen 
Durchmeſſer mit dem unſerer Pupille vergleichen. Die letztere iſt zwar veränderlich; aber 
mir können annehmen, daß ſie in der Nacht einen Durchmeſſer von mindeſtens 5 mm 
beſitzt. Wenden tir einen Hohlſpiegel von 5 cm Durchmeſſer an, der alſo zehnmal in 
diefer einen Dimenfion und 10x10=100mal in der Fläche grofier ift als die Offnung 
unfere3 Auges, fo gelangt bon diefem Spiegel aud) hundertmal mebr Lit in Das letztere 
al3 ohne den Epiegel. 

Die gegebene Auseinanderfebung bezieht fi) inde3 nur auf ben Fall, in bem die 
räumliche Ausdehnung eines Objefte3 fo Mein ijt im Verhältnis zu feiner Entfernung, daß 
tatſächlich alle Strahlen in einem Punfte zujammenflaufen, aljo ſtreng genommen ein 
durchmeſſerloſes Bild erzeugen. Hier fann alfo unter diefer Vorausſetzung, die für alle 
girfterne ausnahmslos erfilit ift, bon einer vergrößernden Wirfung des Hohlſpiegels 
nicht geſprochen werden. Anders aber liegt es bei den Gliedern unfere3 Sonnenſyſtems 
und bei einer Reihe anderer himmliſcher Objefte, die flächenhafte Bilder ergeben. Um rein 

2* 


B 





Die Reflektion des Lichtes an ebenen Spiegeln. Vgl. Text, S. 17. 


20 2. Das Licht und das Fernrobr. 


geometriſche Darftellungen zu bermeiden, mollen wir einen leicht anzuftellenden Verſuch 
zu Hilfe nebmen, durch den mir auf direftem Wege aud einen Vegriff bon der ver— 
größernden VWirfung eines Hohlſpiegels erlangen merben. Crzeugen mir von der 
Sonne, deren Durchmeſſer unferem unbemaffneten Auge unter einem VWinfel bon einem 
halben Grad erſcheint, ein reelles Bild bermittelit eines Hoblfpiegels, deſſen Vrennmeite 
25 cm beträgt, fo ergibt eine Ausmeſſung diefes Bildes, daß fein Durchmeſſer 2,2 mm 
groß ift. Selbſtverſtändlich kann man dieſes durch den Hohlſpiegel erzeugte reelle Bild 
aus jeder beliebigen Entfernung betrachten. Deutlich werden wir es aber nur ſehen, 
wenn wir unſer Auge gerade ſo weit von dem Brennpunkte des Hohlſpiegels, in dem ſich 
dieſes Bild befindet, halten, als nötig wäre, um einen wirklichen Gegenſtand hier deutlich zu 
ſehen. Dieſe Entfernung deutlicher 

Sehweite iſt aber für jedes Auge ver- 

A {chieben. Für ein normale8 Auge 


fonnen mir die Entfernung deutlicher 


Fai Sehweite etma gu 25 cm annefmen. 


Betradbten mir nun unfer Sons 

f\ |/ nenbild von 2,2 mm Durdmejfer aus 
A diefer Entfernung, fo erſcheint e3 die= 
fem mieber unter einem Winkel von 

IZ einem halben Grade. In der norma» 
— — — — len Sehweite iſt mithin Das Bild der 


Sonne, das durch einen Hohlſpiegel 

von der bezeichneten Brennweite her= 

geftellt wird, ſcheinbar gerade fo groß 

— — wie die direkt betracbtete Sonnen= 

a {Deibe; es findet demnach feine Ver- 

größerung ftatt. Wenn der Verfudh 

Strablengang in cinem Hohlſpiegel. NVgl Text, S. 18 u. 19. mit einem Spiegel Don ſonſt gleicher 

Größe, aber von 1 m Brennweite 

wiederholt wird, fo ift der Durchmeſſer des entſtehenden Sonnenbildchens viermal ſo groß 

als vorher, erſcheint folglich auch unter einem viermal größeren Winkel als die Sonnen— 

ſcheibe bei direkter Betrachtung. Wir können deshalb von einer vierfachen Vergröße— 

rung ſprechen. Der Effekt, ben mir durch die Zuhilfenahme des zweiten Hohlſpiegels 

erzielen, iſt aſſo, wenn mir ſeine Wirkung in etwas anderem Sinne ausdrücken, genau 

der gleiche, als wenn auf irgend eine Weiſe es ermöglicht worden wäre, die Sonne ſelbſt 
bis auf den vierten Teil ihres Abſtandes uns zu nähern. 

In derſelben Art können wir uns den Verſuch mit Spiegeln von gleicher Größe, aber 
verſchiedener Krümmung, d. h. verſchiedener Brennweite, fortgeſetzt denken; immer werden 
wir finden, daß die Vergrößerung des Sehwinkels nur von letzterer abhängt, während die 
Lichtmenge, die ein Spiegel ſammelt, lediglich durch die Größe des Spiegels bedingt 
wird, wie ir früher ſahen. Die Vergrößerungszahl ſelbſt erhalten mir, wenn mir die 
Brennweite, in Zentimetern ausgedrückt, durch 25 (die Entfernung deutlicher Sehweite) 
dividieren: z. B. ein Spiegel von 5 m Brennweite ergibt eine 500 : 25 = 20fache Eigenver⸗ 
groòferung (im Gegenfag zu Der {pater Pinzutommenden Ofularvergrogerung); die 


Libtfammelnde und vergrößernde Wirkung ber Goblfpiegel. 91 


ſcheinbare Vergrößerung in ber Fläche betrigt natürlich 20 20= 400. Sft der Spiegel 
eta {o gefriimmt, daf er ſcheinbar das Objeft im Durchmeſſer zebnmal vergrofert, wäh— 
rend ber Durchmeſſer des Spiegel3 denjenigen der Pupille um das Zehnfache iibertrifft, {o 
muf fi Das Lit desfelben auf eine 10x10 = 100mal größere Fläche ausbreiten; da 
aber im ganzen aud nur hundertmal foviel Lit dburd ben Spiegel in unfer Auge 
befördert wird, {o ift die Flächenhelligkeit des Bildes vom Objekt gerade ebenjo grof vie 
bei ber Betrachtung bdesfelben mit dem blofien Auge, nur haben wir durch den Spiegel 
den Vorteil erreicht, daß e3 zehnmal größer erſcheint. 

Dieſe Beziehungen zwiſchen der Lichtſtärke und der Vergrößerung richtig aufzufaſſen, 
iſt von der größten Wichtigkeit für das Verſtändnis der Fernrohrwirkungen. Der Laie 
iſt meiſtens in der falſchen Meinung befangen, daß die großen Fernrohre hauptſächlich 
möglichſt ſtarke Vergrößerungen der Himmelsobjekte herbeiführen ſollen, während es der 
Aſtronom in ſehr vielen Fällen beklagt, daß ſie nicht anders als vergrößernd hergeſtellt 
werden können. Denn ſehr häufig wünſcht er, ausſchließlich die Lichtfülle des unerreich— 
baren Objektes, das er nicht künſtlich beleuchten kann mie der Mikroſkopiker das feinige, 
möglichſt zu verſtärken, während ihm an deſſen Vergrößerung wenig oder gar nichts liegt. 

Das Maximum der Vergrößerung, die ein himmliſches Objekt verträgt, hängt häufig 
von der Lichtſtärke des angewendeten Fernrohres ab. Wir können Krümmung und Größe 
des Spiegels ſo wählen, daß die Lichtſtärke jedes Teiles des Objektes im Fernrohre ge— 
ringer wird als ohne Anwendung des letzteren. Wenn z. B. der Spiegel die Lichtfülle 
nur verzehnfacht, während die Vergrößerung zugleich eine zehnfache iſt, das Licht ſich 
alſo auf eine hundertfach größere Fläche zu verbreiten hat, ſo dringen auf jeden Punkt 
unſerer Netzhaut im Auge zehnmal weniger lichtſchwingende Atome ein. In einem ſolchen 
Spiegel, der nach den vorangegangenen Erörterungen etwa einen Durchmeſſer von 15 mm 
haben müßte, würden daher Objekte gänzlich verſchwinden, die mit dem bloßen Auge 
noch ganz gut ſichtbar ſind, wenn eben ihre Lichtfülle nicht ausreicht, um dieſe zehnfache 
Abſchwächung ertragen zu können. Cin fo kleines Spiegelteleffop miirden wir alſo immer⸗ 
hin noch mit einigem Vorteil auf den Mond und die Planeten anwenden können, die 
man dadurch zehnmal größer, alſo genauer, mit mehr Details ausgeſtattet, ſehen könnte, 
denn dieſe Objekte ſtrahlen Licht genug zu uns her. Wenden wir es aber irgend einer Stelle 
des Fixſternhimmels zu, fo würden mir darin manchen Stern vermiſſen, ben da unbe⸗ 
waffnete Auge ſehr deutlich erkennt. Man würde in einem ſolchen Fernrohre ſogar nur 
die Sterne bis zur ſogenannten zweiten Größenklaſſe ſehen, einige 70 ſtatt 6000, die das 
bloße Auge ſieht, wenn dieſe einen meßbaren, alſo vergrößerungsfähigen Durchmeſſer 
hätten. Daß dies nicht der Fall iſt und deshalb die geſchilderten Verhältniſſe ſich doch gün— 
ſtiger geſtalten, iſt für die obigen theoretiſchen Betrachtungen gar nicht von Belang. 

Wir können aber dieſes Verhältnis zwiſchen Lichtſtärke und Vergrößerung innere 
halb der durch die techniſche Ausführbarkeit geſteckten Grenzen beliebig wählen. Nehmen 
wir z. B. einen Hohlſpiegel von 1 m Durchmeſſer (und es find deren in ber Tat gu aſtro⸗ 
nomiſchen Bweden bia zu 1,80 m Durchmeſſer ausgefiibrt worden, morauf Mir {pater 
nod) zurückkommen), der fo wenig gekrümmt ift, daß er zehnmal vergrofert, fo gewinnen 
vir fofort in bezug auf die Lictfille einen ungemein grofien Vorjprung. Cin {older 
Spiegel hat einen um das Zweihundertfache größeren Durchmeſſer als die Pupille in 
der Nadt; es gelangt alfo im ganzen dadurch 200x200= 40,000mal mehr Licht ins 


29 2. Da Ligt und das Fernrobr. 


2) 


Auge al3 unter gewöhnlichen Umſtänden. Da nun der Spiegel nur zebnmal vergrößern 
ſoll, muf ſich alfo diefes Lit auf eine hundertmal größere Fläche ausbreiten; mir haben 
folglib auf jebem Punkte des bergroferten Bildes immer nod 40,000 : 100 = 400mal 
mehr Licht, als das blofe Auge empfingt. Man fann in einem ſolchen Fernrobr alfo nodi 
Sterne fehen, melche 400mal meniger Lit ausftrablen als diejenigen, Die man eben noch 
mit blofem Auge erfennt. Das würden etma Sterne der zwanzigſten Größenklaſſe fein, 
Deren man Hunderte bon Villionen am Himmel mit Hilfe eines ſolchen Sehwerkzeuges 
würde zählen können. Sn Wirklichkeit hat man freilich diefe Lichtfülle nod) nicht ganz er- 
reichen können, dba bei fo ſchwachen Vergroferungen andere Ubelitinde, mie nament- 
lid) die badurd notwendig werdende bedeutende Lange des Fernrohres, vorläufig noch 
Schranken fegen. Denn mie au3 dem Vorangegangenen erbellt, muf, je gròfer der Spiegel 
das Objekt zeigen foll, aud um fo weiter der Punkt bon ibm entfernt fein, in bem Die ge= 
fammelten Strablen alle wieder zufammentreffen, in deffen Nähe fi) mit anderen Worten 
Das Auge befinden foll. Wenn man nun aud) bereità Hohlſpiegel gebaut Pat, bei deren Un= 
wendung man das Auge nicht weniger al8 16 m von ibm entfernt halten mu, fo ftellen fi 
dem Bau von Fernrohren mit fo turm⸗ 
artigen Dimenfionen ſchließlich doch 
allzu viele Schwierigkeiten entgegen. 
Die unmittelbare Betrachtung 
Des mit Hilfe eines Hohlſpiegels er- 
Lù zeugiten YBrennpunftbilbes würde 
Etrablengang im Spiegelteleftop. einigermafien unbequem ſein. Um 
daher allen Anſprüchen möglichſt ge⸗ 
recht zu werden, die man zur Beſichtigung der verſchiedenen Himmelsobjekte an ein 
Fernrohr zu ſtellen hat, iſt man auf einen recht einfachen Ausweg gekommen. Man 
vergrößert nämlich das durch den Hohlſpiegel in feinem Brennpunkt entworfene Bild nad» 
träglich, indem man es durch ein gewöhnliches Vergrößerungsglas, durch eine Lupe, 
anſieht. Dies wird dadurch bewerkſtelligt, daß man zunächſt nahe dem Brennpunkt 
des großen Spiegels einen viel kleineren ebenen Spiegel fo aufſtellt, daß die vom anzu— 
ſchauenden Gegenſtande herkommenden Strahlen durch den kleinen nur in ſehr geringem 
Maß abgehalten werden. Letzterer ift in der Weiſe ſchräg zu den vom großen Spiegel 
auf ihn fallenden Strahlen geſtellt, daß ein Auge, das ganz außerhalb des Strablen= 
bereiches des großen Spiegels ſeitlich auf den ebenen Spiegel blickt, das dort entſtandene 
Brennpunktbild ſehen kann. Hier nun werden in den Gang der Strahlen beliebig ſtark 
vergrößernde Lupen eingeſchaltet, je nach der Beſchaffenheit des Objektes. Die obenſtehende 
Abbildung wird die Sache unmittelbar verſtändlich machen. Jene Lupe nennt man be— 
kanntlich das Okular des Fernrohres. Durch dieſe Kombination kann man mit ein und 
demſelben Fernrohre den verſchiedenſten Anſprüchen genügen; man muß nur darauf ſehen, 
daß ſeine urſprüngliche Vergrößerung eine möglichſt geringe, die Lichtſtärke alſo eine mög- 
lichſt große iſt. Man ſteigert dann die Vergrößerung nach Belieben durch die Okulare, 
wobei die Helligkeit der betrachteten Objekte eine entſprechende Verminderung erfährt. 
Das unumgängliche Erfordernis bleiben alſo immer noch möglichſt große Spiegel. 
Es erübrigt noch, die vergrößernde Wirkung einer ſolchen Verbindung bon Objektiv— 
ſpiegel und Okular zu betrachten und ihren Betrag zu ermitteln. Eine Lupe läßt einen 





Objeftiv und Ofular. Große Spiegelteleffope. 93 


Gegenjtand fo biel mal größer erſcheinen, al3 ihre Brennmeite, nad Hentimetern ge- 
meſſen, in ber Zahl 25 (deutliche Sehweite) entbalten iſt. Nehmen mir ihre Brennmeite 
gleid) £, an, fo ergibt fid) eine 25: “fache Vergroferung. Vorher fanden mir aber, daß 
die Eigenvergrößerung des Hohlſpiegels von der Brennmeite f naberungsmeife dargeftellt 
ift burd die Zahl f :25. Die Gefamtbergroferung der bezeichneten Kombination ijt 
mithin x2=%, fie wird alfo gefunben, wenn man mit der VBrennmeite des Oku— 
lars in die des Spiegels dividiert; 3. B. gibt ein Spiegel von 5 m und ein Ofular von 5 cm 
Brennmeite eine 500 : 5 gleich 100fache Vergroferung. Durch Verfleinerung der Brenn— 
weite ber Cfularlupe fann dieſe Vergroferung theoretiſch beliebig meit, praktiſch aller 


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Teleftop Leviatban des Lord Roffe in Birr Caftle bei Parfonstomn, Irland. 


dings nur bis gu einer gemiffen Grenze geîteigert werden. Soll über diefe Grenze hinaus— 
gegangen werden, fo bleibt nicht3 itbrig, als die Spiegelbrennmeite größer, feine Krüm— 
mung geringer zu mablen. 

Das bisher Gefagte enthalt alle, mas zum Verſtändnis der optiſchen Wirfung der 
S piegelteleffope nötig ift, die als Gilfsmittel der Himmelsforſchung berühmt 
geworden find. Bis in den Anfang des 19. Jahrhunderts Dinein hat man von der 
Erbauung ſolcher Spiegelteleffope in immer gròferen Dimenfionen den Fortſchritt unferer 
Kenntnis des geftitrnten Himmel3 hauptſächlich abbingig erachtet. Die beiden berühm— 
teften dieſer Sehwerkzeuge find Das 12 m Iange Riefenteleffop Herſchels, mit bem der 
große Beobadhter Taufende bon intereffanten Entdbedungen machte, und das noch größere 
(f. die obenftebende Abbildung) des Lord Roffe, Das heute nod mit vielem Crfolge 
von Birr Caſtle bei Parſonstown (Irland) aus die Tiefen des Univerſums durchmuſtert. 
Diefes Fernrohr mift 16 m, und fein Spiegel Bat einen Durchmeſſer von 183 cm, alfo 
nabezu 2 m. Dabei iſt der Spiegel {o wenig gekrümmt, daß zwiſchen einer flachen Scheibe, 


924 2. Da8 Licht und das Fernrobr. 


Die man darüber legen würde, und dem tiefften Punfte des Hohfpiegel8 nur ein Raum bon 
13 mm Höhe Dleiben würde. Da nun der Spiegel einen 366mal groferen Durchmeſſer 
befigt al3 unfere Pupille in der Nacht, fo muf die gefamte Libtmenge, die er in unfer Auge 
befördert, 366mal 366 oder rund 134,000mal größer fein al8 die, mele ohne Anwendung de 
Rieſenſehwerkzeuges auf unfere Netzhaut gelangt. Wenn mir alfo durch die Rombination bon 
Spiegel und Ofular eine 100fade lineare, alfo 10,000fadhe Flächenvergrößerung anwenden, 
jo feben mir dabei das Objeft noch immer etwa 13mal heller ala mit bem blofen Auge. 

Wir haben vorhin Vergrößerungsgläſer eingeführt, ohne zu erflaren, wie das Ver 
größern ſolcher Gläſer nad) unferen oben entidelten Anſichten über das Weſen des Lichtes 
überhaupt zuſtande kommen kann. Glas gehört zu den ſogenannten durchſichtigen 
Körpern, durch die das Licht an ſich unvermindert durchgehen kann, allerdings nicht ohne 
eine Veränderung ſeiner Richtung zu erfahren. Wir wollen den Vorgang, der ſich dabei 
abſpielt, wegen der Schwierigkeit, ihn ebenſo anſchaulich wie bei der Wirkung eine Spie- 
gels darzuſtellen, nicht im einzelnen verfolgen. Wer in dieſe theoretiſchen Dinge tiefer 
einzudringen wünſcht, dem ſei des Verfaſſers Werk „Die Naturkräfte, ein Weltbild der 
phyſikaliſchen und chemiſchen Erſcheinungen“, im gleichen Verlage erſchienen wie Das 
vorliegende, empfohlen. Hier muß genügen, ſich gu denken, daß die ſchwingenden Lidbt- 
ätheratome beim Anprall auf die Atome oder Moleküle, aus denen alle Stoffe zuſammen— 
geſetzt ſind, eine Ablenkung von ihrem Wege erfahren (übrigens je nad der Richtung, 
in der ſie ankommen, in verſchiedenem Betrage), dann aber im Glaſe ſelbſt geradlinig 
weitergehen. Beim Austritt aus dem durchſichtigen Medium findet eine erneute Ablenkung, 
aber in dem entgegengeſetzten Sinne, ſtatt. Abhängig iſt zudem die Größe der Ablenkung 
von der beſonderen Beſchaffenheit des durchſichtigen Mediums, ſo daß bei ſonſt gleicher 
Geſtaltung, beziehentlich Begrenzung verſchiedene Subſtanzen parallel ankommende 
Strahlen zwar in einem Punkte zur Vereinigung bringen, daß dieſe Vereinigungs⸗ oder 
Brennpunkte aber in den verſchiedenſten Abſtänden von dem lichtbrechenden Körper liegen 
können. Ein Glas, das die genannte Eigenſchaft hat, wird man füglich ein Brennglas 
nennen können; es wird bekanntlich durch Teile bon Kugeloberflächen gleicher oder ver— 
ſchiedener Krümmung begrenzt und gehört zu den „Linſen“, die in mannigfachen 
Formen für optiſche Zwecke Verwendung finden. 

Aber es kommt hier noch eine merkwürdige Wahrnehmung hinzu, die für unſere 
himmliſchen Forſchungszwecke von der größten Wichtigkeit geworden iſt. Es zeigt ſich 
nämlich, daß die verſchiedenen Lichtſorten in verſchiedener Weiſe von den durchſichtigen 
Stoffen durchgelaſſen werden. Während vor einem Hohlſpiegel alle Farben des Objektes 
in ein und demſelben Brennpunkte wieder zuſammenkamen, ſchießen bei einem Brenn— 
glaſe die roten Strahlen ein Stück übers Ziel hinaus, die violetten bleiben dagegen ein 
wenig gegen den Durchſchnitt zurück. Beim Anprall der Lichtätheratome erleiden offen— 
bar die kleinſten Lichtſchwingungen, die violetten, den größten Kraftverluſt, die größten 
aber, welche die meiſte lebendige Kraft beſitzen, die roten, den kleinſten, alſo auch eine 
geringere Ablenkung von der urſprünglichen Richtung als die erſteren. Die Folge davon 
iſt, daß das Bild, das von einem violetten Gegenſtande hinter einer Glaslinſe entſteht, 
ſich dieſer näher befindet als das von einem roten, wenn der Gegenſtand in beiden Fällen 
in Wirklichkeit gleichweit von ihr abſteht. Da nun das weiße Licht aus einem Gemiſch 
ſämtlicher Farben beſteht, fo wird ein Brennglas hinter fi) nicht ein Bild von einem 





Die Farbenzerftreuung einfacher Linfen. 95 


vor ibm befinbliben meifen Gegenftand entmerfen, fondern eine unendliche Menge von 
Bildern, von denen jedes nur eine einzige Farbe befigt; und diefe Bilder werden fo ge- 
orbnet fein, daf das violette zuerft fommt, zulebt das rote. Die untenjtebende Abbilbung 
veranfcaulicht dies. Wir haben ein plankonvexes VBrenngla3 bor uns, das feinen Soheitel= 
punît in S und den Ariimmungamittelpunit feiner gemblbten Seite in C hat. Von linfs 
fallen die Strablen zuerſt parallel ein. Die am Rande das Glas durchdringenden Strablen 
werden ſtärker gebrochen ala die in der Nähe des Scheitelpunfte3, die Bentralitrahlen, 
weil erftere eine gròfere Neigung gegen die Austrittsfläche haben, wo die Brechung ftatt- 
findbet. Im Austritt3punfte trennen fil) die verſchiedenfarbigen Strahlen; die violetten 
bereinigen fi da, wo der Zentralſtrahl CSF von der Linie ab geſchnitten wird, die 
roten aber erjt beicd. Es wird ſich auf ab ein violetter Punft abbilben, ber bon farbigen 
Kreiſen umgeben iſt; der größte derfelben ift der rote. Bei cd dagegen entſteht ein roter 








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CTS violet — — 
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Rugelgeftaltfebler unb Farbenabweichung ciner Linfe. 


Punft, bon farbigen Kreiſen umgeben, die in umgefebrter Reibenfolge georbnet find: 
ber violette Kreis ift Dier der grofite. Die bon der Linfe erzeugien verſchiedenfarbigen 
Bilber werden aljo iibereimander greifen miiffen und farbige Ranbder befommen, 
die bem deutlichen Seen äußerſt hinderlid) find. Das Brennglas ift nicht „achromatifch“. 

Diefer Ubelitand ber Farbenzerftreuung der Vrennalafer war lange Beit 
ein unüberwindliches Hindernis fiir die Verbefferung der Fernrohre, mabrend der näm— 
lime Ùbelftand dann, al8 Bier das Hindernis endlich überwunden var, auf einem ganz 
anderen Gebiete bon unſchätzbarer Nützlichkeit für den Fortſchritt unferer Erkenntnis de 
Weltgebäudes werden follte, auf bem der Speftralanalbie. Während fi) einſtmals man 
cer Himmelsforſcher diefe läſtige Farbenzerſtreuung aus der Welt gewünſcht hätte, mar 
fie es Dod), Die in ungeabnter Weiſe unjferen geiftigen Blick bis tief in die innerſte Struftur 
unermeßlich ferner Weltkörper eindringen lief. 

Wegen dieſer Farbenzerſtreuung der Brenngläſer ſind die Hohlſpiegelfernrohre lange 
denen mit Objektivgläſern vorgezogen worden. Man nannte die Fernrohre mit Hohl⸗ 
ſpiegeln Reflektoren, d. h. Strahlen zurückwerfende, dagegen die eine direkte 
Durchſicht geſtattenden Fernrohre Refraftoren, Strahlen brechende Inſtrumente. 

Es ließ ſich jedoch nicht verkennen, daß dieſe Refraktoren, abgeſehen von dem ge— 
nannten Nachteile, vor den Reflektoren große Vorzüge beſitzen würden. Jeder Spiegel, 
von Menſchenhand unvollkommen Bergeftellt, verſchluckt verhältnismäßig viel Licht, viel 


26 2. Das Lit und das Fernrobr. 


mehr jedbenfalls al ein Brennglas bon mittlerer Größe. Wir haben aber vorhin gefeben, 
daß e3 bem Uftronomen in den meitau3 meiften Fallen hauptſächlich auf größtmögliche 
Lichtfülle feine3 Sehwerkzeuges anfommt. Man fat deshalb, feit e3 Fernrobre gibt (das 
erfte urbe 1610 von Galilei gegen den Simmel gerichtet), biefen Ubelitand der 
Farbenzerſtreuung zu bejfeitigen ober zu umgeben getracbtet. Unglücklicherweiſe hatte 
Newton, von einer falſchen Vorausfegung ausgehend, feinerzeit bemiefen, daß die 




















Grofie8 Fernrobr Gevel3 in Dangzig. Nus Sevel8 ,,Machina coelestis“. Vgl. Text, S. 27. 


Ronftrultion eines achromatiſchen Fernrohres eine theoretiſche Unmöglichkeit ſei. Man 
gab es deshalb unter bem Schwergewicht einer ſolchen Autorität gänzlich auf, bem Pro= 
blem bdireft zu Leibe zu geben, fondern verſuchte nur, die einmal unvermeidliche Farben= 
zerftreuung fiir die Beobachtung möglichſt mwenig ftirend zu machen. Dies fonnte nur 
burd Gläſer geſchehen, durch welche die Lichtſtrahlen möglichſt menig fonvergierend 
gemacht werden, um die Größe des roten von dem violetten Bilde möglichſt wenig ver— 
ſchieden, die Bilder möglichſt wenig übereinander greifend zu erhalten: um ſo weniger 
unſcharf erſchien das Geſamtbild. Hierdurch aber vergrößert ſich ſeine Brennweite. Man 
war alſo wieder genötigt, ſehr lange Fernrohre zu bauen. 

Schließlich war es gar nicht mehr möglich, zwiſchen dem vorderen, das Bild erzeu— 
genden Brennglas, in dieſem Fall Objektiv genannt, und der Lupe, mit der man 


Luftfernrohre. Prinzip ber Achromaſie. 97 


aud) bei ben Pefraftoren da3 Bild betracbtet und vergrößert, bem Ofular, eine metal= 
liſche oder überhaupt eine feſte Verbindung herzuſtellen. Man Bing das Objeftib irgendwo 
auf, ließ ſeine Strahlen frei durch die Luft oder höchſtens durch einige an Latten befeſtigte 
Blenden fallen und ſuchte unterhalb des Objektivs mit dem Okular das Bild. So entſtanden 
Die fogenannten Luftfernrobre, die man im 17. Jahrhundert bis zu einer Brenn⸗ 
weite bon 200 Fuß ausgeführt hat. Die Abbildung S. 26 ſtellt das große in dieſer Weiſe 
konſtruierte Fernrohr des Danziger Ratsherrn Hevel dar, wie er es ſelbſt gezeichnet 
hat. Das Objektiv wurde oft auch nur an einem hohen Maſtbaum aufgehängt und durch 
Schnüre einigermaßen gerichtet; unten aber mußte man trotzdem oft recht lange mit dem 
Okulare herumſuchen, bis man ſeinen Gegenſtand fand. 

Alle dieſe Schwierigkeiten wurden mit einem Schlage gehoben, als im Jahre 1758 
Dollond, trotz der theoretiſchen Negation Newtons, das erſte „achromatiſche“ 





Achromatiſche Linfentombination (Fernrobrobjeltiv). 


Fernrohr baute. Deffen Pringip ift ungefähr folgendes. Es mar ſchon längſt be- 
fannt, daß die verſchiedenen durchſichtigen Stoffe je nach ihrer optiſchen Dite die Licht⸗ 
ſtrahlen verſchieden brechen, d. h., daß beiſpielsweiſe zwei Brenngläſer, die genau die— 
ſelbe Form, dieſelbe Krümmung ihrer Flächen beſitzen, doch verſchiedene Brennpunkte 
haben, wenn ſie aus verſchieden dichten, alſo auch verſchieden ſchweren Glasarten her— 
geſtellt ſind. Die ſchwereren Gläſer vereinigen die Strahlen näher bei der Linſe als die 
leichteren. Obwohl nun beide Arten die Farben zerſtreuen, tun dies doch die dichteren 
Medien in der Regel in ſehr viel ſtärkerem Maße als die leichteren, die verſchiedenen farbigen 
Bilder liegen alſo bei jenen weiter auseinander. 

Wählt man mithin zwei Gläſer von verſchiedenem Brechungsvermögen, ſo kann man 
es einrichten, daß wenigſtens einige der verſchiedenfarbigen Bilder derart übereinander 
fallen, daß immer ein von der einen Linſe erzeugtes mit einem anderen, von der zweiten 
Linſe erzeugten, ſogenannte komplementäre Farben beſitzt, die ſich gegenſeitig beinahe 
zu Weiß ergänzen. Dies konnte, wie nach dem Vorhergegangenen leicht zu verſtehen 
iſt, nur durch das verſchiedene Brechungsvermögen der Glasarten erreicht werden. 

Die obenſtehende Abbildung erläutert dies. C ift eine Linſe aus ſogenanntem Cron: 
glas, „bikonvex“ geſchliffen. An dieſe legt fi) unmittelbar eine andere aus bem ſchweren. 


28 2. Das Lift und das Fernrobr. 


bleibaltigen Hlintgla3, deren ziveite Fläche gewöhnlich nabezu eben gewählt wird; diefe 
Linfe ift alfo ,,planfonfav”. Die Crotonglaslinfe allein würde die Farben fo zerftreuen, mie 
es die ben Gläſern nächſten geftrimelten Strablenbiindel veranſchaulichen; dburd) die Flint: 
glaslinfje dagegen wird der Strablengang fo beeinfluft, daß in bem entfernteren Schnitt⸗ 
punkte die meiften farbigen Strablen fi) vereinigen. Für gemiffe Gebiete ring8 um den 
Zentralſtrahl herum ift die Vereinigung aller Strablen mogli; für die Randftrablen 
aber muf auch Bier ein Febler übriggelaſſen merdben. Die Verbaltniffe der Zeichnung find fo 
gemabit, mie fie für aſtronomiſche Fernrohre ibli find, nur mußten alle Laingen, der 
Raumverhältniſſe megen, zehnfach verkürzt werden, mit Ausnahme der Linfendimenfionen. 

Die Abweichung der Randitrablen von den Bentralftrahlen, die immer verſchiedene 
Brennmeiten haben miiffen ({. Die Abbilbung auf ©. 25), nennt man die ſphäriſche Aber— 
ration, eil fie burd die als Kugelabſchnitte geſchliffenen Glafer entitebt. Die Optifer 
der Gegenwart bemiben fil nun, durch die ſinnreichſten Rombinationen der Flächen und 
ber Glasarten Objeftibe herzuſtellen, die, fomeit e3 gebt, beiben Anfordberungen gerecht 
werden, alfo einerfeit3 möglichſt die Tarben bereinigen, aber anderſeits auch die Bilder 
bia an ben Rand des Geſichtsfeldes möglichſt ſcharf zeichnen. Da died, wie ermabnt, nicht 
ganz zu vereinigen ift, läßt man etwas bon beidben Fehlern, der ſphäriſchen und 
der achtomatiſchen Abweichung, übrig, wodurch beide auf ein im allge 
meinen unſchädliches Minimum reduziert werden. Hierdurch ift man in ben Stand ge: 
ſetzt, Terrore von viel firzerer Brenniveite zu bauen al ehemals, die doch an optiſcher 
Kraft und Schärfe der Definition, dD. h. ber Zeichnung, die dilteren unbequemen Werk— 
zeuge meit iibertreffen. | 

Die beiben größten Gläſer, die in der gefchilberten VWeife bisher fertiggeftellt worden 
find, haben Durchmeſſer von 36 und 40 engliſchen Zoll oder 914 und 1020 mm. Das erſtere 
ift im Refraktor der Lid-Stermnmarte auf bem Mount fQamilton, einem 1286 m 
hohen Vorberge der Sierra Nevada in Kalifornien, bermendet. Dieſes mächtige Inſtru— 
ment bat gleichwohl nur eine Brennweite von 15 m, bd. h. reichlich viermal meniger 
al8 das früher ermabnte Luftfernrohr, während es doch erftaunlid) viel mebr leiftet. 
Der „Vierzigzöller“, mie man ſich auszudrücken pflegt, befindet {ih auf bem Yerkes— 
Obfervatorium bei Chicago (f. die Abbilbung, S. 29). Es Bat eine Vrennmeite 
von 18 m. 

Ate diefe Sehwerkzeuge bringen un3 ben Sternen um ebenfoviel naber, als fie ver= 
größern. Dies ift leicht an irdiſchen Objeften mit volliger Sicherheit feftzuftellen. Wir 
fomnen es ausmejffen, menn mir e nicht ohne meitere3 glauben, daß irgend ein Gegen= 
ftand genau ebenjoviel größer erſcheint, als wir uns ibm nähern. Wenn 3. B. eine Sohiigene 
ſcheibe aus 10 m Entfernung gerade fo grof ift, daß fie bon einem Zehnpfennigſtück ver— 
dedt wird, das mir in deutlicher Sehweite vom Auge Balten, fo werden ir ein genau 
halb fo grofe3 Gelbitiid nehmen miiffen, um bdiefelbe Scheibe gerade zu bededen, menn 
vir fie in 20 m CEntfernung bringen, ein breimal Meinere3 bei Vergrößerung der Entfer— 
nung um das Dreifache, und fo weiter. Sind mir alfo imftande, einen Himmelskörper 
um das Fünfhundertfache zu vergrößern, fo iſt dies gleihbebdeutend mit unferer Annäherung 
an ihn um das Fünfhundertfache feiner mafren Entfernung bon un3. So werden mir 
3. DB. {pater finden, dbaf der Mond von uns rund 350 000 km abſteht; mit einem finf= 
hundertmal vergrößernden Terrore nähern mir uns ihm alfo bia auf 700 km. 


Schon bei den größe⸗ 
ren Fernrohren der Ge- 
genmart tritt uns der 
ſtörende Cinfluf une 
fererLufthillein der 
empfindlichſten Weiſe 
entgegen. Die Luft- 
ſchicht bilbet ein meite= 
res Vergrößerungsglas, 
das die Natur uns noch 
über unfere Fernrohre 
breitet, denn alle durd= 
ſichtigen Stoffe lenken 
die Lichtſtrahlen von 
ihrem geraden Weg ab. 
Die Strahlen der Ster⸗ 
ne, die aus dem leeren 
Weltraum in unſere 
Atmoſphäre eindringen, 
werden dabei ebenſo ge⸗ 
brochen, wie bei ihrem 
Eindringen in das Ob— 
jektivglas, nur, ent⸗ 
ſprechend der geringe— 
ren Dichtigkeit der Luft, 
in geringerem Maße. 
Dieſe ſogenannte at— 
moſphäriſche Re— 
fraftion wird bei al— 
len aſtronomiſchen Un⸗ 
terſuchungen genau be—⸗ 
rückſichtigt; wir werden 
ſpäter davon noch ein⸗ 
gehender zu ſprechen 
haben. Wäre nun die 
Atmoſphäre mit einem 
optiſchen Glaſe wirklich 
ſtets zu vergleichen, ſo 
böte dies dem Sehen 
weiter keine Schwierig⸗ 
keiten dar, es würde nur 
etwas Licht mehr als 


ſonſt verſchluckt werden. 





Große Refraktoren. 29 


Der 40351lige Refraktor des PertessObfervatorium8 bei Chicago. 
Nach Photographie. Vgl. Tert, S. 28. 


Leiber aber fehen Mir, daß vir e3 gemvifjermafien mit einem 


febr ſchlecht geſchmolzenen, ſehr ſchlecht gekühlten Glafe zu tun haben. In einem ſolchen 


30 2. Das Licht und das Fernrobr. 


bemerft man oft fogenannte Schlieren: Stellen, die zwar nabezu ebenſo durchſichtig 
find mie der iibrige Teil, aber das Lit offenbar in anderer Weife durchlaſſen, indem 
fie die Gegenftinde verzerren. Wir miffen, daß Dies von der ungleimen Dichtigkeit des 
Glafes an diefen Stellen herrührt, wodurch die Strablen Pier anders gebrochen merbden. 
Sn der Luft find diefe Schlieren nod dazu beweglich. Da nun, wenn eine ſolche Luft- 
ſchliere vorüberzieht, der Lichtſtrahl bon feiner urſprünglichen Ribtung abweicht, dann 
aber ſogleich wieder zurückkehrt, weil jene Luftzuftinde gänzlich unbeftindig find, {o er- 
{cheint dba3 Bild eines ausgedebnteren Himmelsobjektes im ſtark vergrößernden Fernrohre 
beftindig mallend, al3 ob es fliffig mire. Namentlich die Sonne zeigt diefe Erſcheinung 
meiften3; fie ift ja die Quelle der Crwarmung der Luft und auch, mit der unebenen Ge- 
ftalt ber Erdoberfläche, die Urfache der beftindig wechſelnden Zuſtände unferer Atmo= 
ſphäre. Ihr Rand fieht oft im Fernrohr aus wie eine zerfebte Fahne, die im Winde flattert. 
Auch die Firfterne, die für uns abfolute, ——— e Punkte ſind, ſchießen dann Strahlen 
nach allen Richtungen von ſich aus. 

Dieſer Übelſtand tritt natürlich um ſo 
ſtörender auf, je ſtärkere Vergrößerungen 
wir anwenden, denn in demſelben Maße 
werden die Verzerrungen mit vergrößert. 
Auch durch die größere Lichtſtärke der großen 
Fernrohre wird jene ſtörende Wirkung er— 
höht, indem dadurch die Helligkeitsdiffe— 
renzen, welche die Luftſchlieren erzeugen, 
gleichzeitig mit verſchärft werden. Wir ver= 
—— uni n 1877. fteben daher auch die auffallende Tatfade, 

daß in bezug auf das deutliche Sehen von 
Cinzelbeiten bei gentigend hellen Objeften Fernrohre mittlerer Dimenfionen oft biel vor— 
ziiglibere Leiftungen zu verzeichnen haben als unfere modernen Rieſenſehwerkzeuge. 
Werfen mir deswegen einen Blick auf die oben und Seite 31 ſtehenden Abbildungen des 
Planeten Mars. Die eine ift mit Gilfe eine3 beute faum noch gu den mittelgrofien Fern= 
rohren zu zählenden achtzölligen Objektivs bon Schiaparelli in Mailand entmorfen, die 
andere um Diefelbe Beit mit bem damals griften Refraftor der Welt, einem „Vierund⸗ 
zwanzigzöller“ in Wafhington. Der legtere Refraftor bat alſo ein dreimal größeres Glas, 
folgli) eine neunmal grofere theoretijhe Lichtſtärke als der erftere. Aber mie ungemein 
viel mehr Detail3 ſah der Mailänder Forſcher al3 der amerifanifche. 

Zwar ift dbie Größe des Glafe3 nur al der eine Teil der Bier zufammenfommenden 
nacbteiligen Cinmirfungen zu bezeichnen; der wirklich beſſere Luftzuftand in Mailand, 
endlich nicht zum minbdeften das geübte Auge Schiaparellis find weitere wichtige Faf- 
toren für jene vorzüglichere Leiftung. 

Cin guter Luftzuftand ift die allervefentiichfte BVorbedingung filr erfolgreime aftro- 
nomiſche Unterſuchungen, und hierzu gehört nicht etwa nur ein wolkenloſer Himmel. Dit 
ſcheint für das bloße Auge der Himmel von der ſchönſten Klarheit zu ſein, während ein 
Blick durch das Fernrohr uns ſofort belehrt, daß die Luft in den höheren Regionen über 
uns in heftigſter Bewegung iſt, bag Luftſchlieren zwiſchen uns und dem betrachteten Him— 
melskörper vorübergetrieben werden, die ihn im Fernrohre wild umhertanzen laſſen. 





Cinfluf der Luftunrube auf die Beobachtung. 31 


VBefonder3 wenn die Sterne redt ſchön flimmern und dadurch mie zur Betrachtung ein= 
guladen fcheinen, ift e3 mit der Fernrohrbeobachtung ſchlecht beftellt: dieſes Flimmern 
ift eben eine Folge fo ftarfen Hin- und Herwerfens der Lichtſtrahlen, daf ſchon das blofie 
Auge dabon etwas bemertt. Oft aber find die Sterne fiir das Auge ganz rubig, und felbit 
der priifende Blid des Aftronomen mird getäuſcht, bis er {ein Fernrohr gen Himmel richtet. 
Der bann gelegentlich Dod gefundbene Unrubezuftand der höheren Luftſchichten ift ein 
faum trügendes Anzeichen des hereinbrechenden ſchlechten Wetters. Sat fi) dagegen 
bas Wetter ausgetobt, ift nad einem tüchtigen Gelvitterregen das Gleichgewicht der Luft 
und namentlich durd den Regen eine gleichmäßige Erwärmung wiederhergeſtellt, ift end- 
lib) die Luft von Staubteilchen möglichſt gereinigt, fo gewährt die entfchleierte Lufthülle 
zuweilen einige Stunden lang einen fo tiefen Cinblid in die Geheimniffe des Himmels, 
daß bem Auge des Aftronomen Entdeckung auf Entbedung leicht gelingt. 














Mardfarte von Schiaparelli vom Fabre 1877. Nas Flammarion, ,,Der Planet Mars”. Vgl. Text, S. 80. 


Der gelegentliche Beſucher eimer Sternmarte dagegen wird meiften3 enttäuſcht fein, 
menn es ihm vergönnt wird, durch ein grofes Fernrohr gu fehen. Denn in ben Abend= 
ftunden, an benen ihm der Butritt zur Sternwarte gemabrt wurde, ift die Luft infolge 
der rafchen Abkühlung während der Tageswende nur ſehr felten rubig genug, um nament= 
li dem ungeübten Auge einen ungeftorten Blick zu geftatten; jebenfall8 fieht er bon 
jenen wunderbaren Cingelbeiten, die er vorher irgendivo abgebildet fand, keine Spur. 
Diefe Teinbeiten find ausſchließlich das Pefultat eines langen, geduldigen Abwartens 
und befonders giinitiger Umſtände. William Herſchel, der fein berühmtes Riefenteleffop 
in ber Nähe von London aufgeftellt hatte, Magie, daß es im ganzen Jahre nur ſehr 
menige Stunden gäbe, in dbenen er dad gemaltige Sehwerkzeug mit wirklich großem Vor 
teile bor feimen mittleren Snftrumenten bermenden fonne. 

Es var allerding3 faum ein ungiinftigerer Plak für ein fo großes Inſtrument zu finden 
als die Nähe von London, der Riefenftadt mit ibren berüchtigten Nebeln. Eben megen 
diefer Sivierigleiten, mele die Luft dem guien Sehen in den Weg legt, berivendet 
man in neuerer Beit die größte Sorgfalt auf die ribtige Wahl des Aufftellungsortes eines 
grofen Fernrohres. Es ift natürlich in diefer Ginficht fofort ein grofer Vorteil erreicht, 
wenn man ſich auf einen hohen Berg begeben fann. Dott ift der grofite Teil des ftorenden 


32 2. Das Licht und das Fernrobr. 


Cinfluffe3 der Atmoſphäre überwunden,; die dichteſten, unrubigften, dunftigiten Schichten 
liegen unter bem Beobachter, über ibm die gleichförmiger bewegten und erwärmten Re— 
gionen des luftigen Mantels unfere3 Planeten. n diefer Hinſicht ift das grofe Fernrohr 
der Lid-Gternmarte auf dem Mount familton (ſ. die untenftebende Ab— 
bilbung) fehr beborzugt unter den ibrigen grofen Fernrohren der Gegentvart. Es befindet 
fig zwar nicht gerade auf einem fehr hohen Berge (er ift nur etwa 200 m höher als 





Die Lick⸗Sternwarte auf Mount Gamilton, Ralifornien, im Winter. Nach Photographie. 


ber VBroden, und nur der fiinfte Teil der Atmofphare liegt unter ibm), aber Bier ift die 
Nähe Des Meere3 mit feiner wärmeausgleichenden Wirfung befonder3 vorteilbaft; aufer= 
bem unterſtützt die Oberflächengeſtalt des Landes dort eine gleichmäßige Luftbemegung. 
Dicht an der pazifiſchen Küſte erbebt ſich zunächſt ein Höhenzug, dem eine Talmulbe folgt, 
und erft Dann fteigt die Bergfette an, melMer der Mount Hamilton angehört. Die Riijten= 
berge lenken ben Seewind nad) oben ab; fie ſchützen jenes Tal von Gan Sojfé, das infolge= 
deffen ein ſehr biel wärmeres und trodneres Klima beſitzt al die naben Küſtenſtriche 
von San Francisco. Diefe3 Tal ift beshalb mit einem Ofen gu vergleichen, bon bem be: 
itindig arme, trodene Luftitrime die Gehänge des Mount Hamilton emporjteigen, 
mele die vom Meere herübertreibenden Nebel auflbfen. 


Bergfternmarten. 33 


Das Obfervatorium auf bem Ît na (f. die untenftehende Abbilbung) liegt nur 350 m 
unter bem Gipfel des gemaltigen Teuerberges, in einer Höhe bon 2942 m. Die nadbjte 
Stadt ift Catania, von mo aus man 18 km im Wagen bis Nicolofi und dann nocd einen 
ſechsſtündigen Ritt, vielfad) iiber raube Lavafelder hinweg, zu diefer weltverlaffenen Heim— 
itàtte ber Wiſſenſchaft zuriidzulegen bat. Hier mar es unmöglich, während des ganzen Jahres 
gu baufen. Nur in der giinftigiten Jahreszeit begibt fi) von dem Objervatorium in Catania 





Das Obfervatorium auf bem Ytna. Nad Photograpbie. 


ein Teil ber Ddortigen Aſtronomen hinauf, indem man gzugleid) das wertvolle Objektiv 
Des bortigen grogen Fernrohres, bon 35 cm Durchmeſſer, mitnimmt. 

Noch höher, biz zur höchſten Stelle unſeres Kontinentes, der 4810 m hohen M o nt 
blancfpige, wagten fich die Parifer Aftronomen, die dort unter der Leitung Janſſens 
ein Objervatorium bauten, das allerdbing3 hauptſächlich fpeftroffopifhen und meteoro: 
logifchen Zwecken dient (f. die Abbilbung, S. 35). 

Die höchſtgelegene und gleichzgeitig das ganze Jahr hindurch arbeitende Sternwarte 
ber Welt aber ijt gegenmartig die fogenannte Boydben=Station bei Arequipa 
auf der peruaniſchen Hochebene, in 2457 m Höhe. Sie liegt innerhalb der tropiſchen Zone, 
wo befanntlid) die Sterne beider Himmelshälften nabezu gleid) gut geſehen a fonnen. 

Meyer, Das Weltgebäude. 2. Aufl. 


34 2. Das Lit und da8 Fernrobr. 


Die dortigen Aftronomen wiſſen nicht genug die Reinbeit und Ruhe der Luft über ibnen 
zu rühmen. Sie erzählen, daß man dort nod Sterne ſechſter und fiebenter Größe leicht 
mit dem blofen Auge ſehen fann, mabrend bei un3 ein geübtes Auge Sterne ſechſter 
Größe nur mit Mühe erfennt. Dies befagt, daß dort mebrere taufend Sterne mebr zu 
ſehen find als bei una, ungefähr noch einmal foviel, als hier iiberhaupt auf bem gleichen 
Felde gezählt werden. Sn der Gruppe der Plejaden fieht dort das blofe Auge elf Sterne, 
bei uns faum fiinf. Der berühmte Undromebda:Nebel, der hier nur in ganz klaren Nächten 
al3 eine matt aus bem Dunfel des Gimmels hervorſchimmernde Majje erfennbar ift, er- 
ſcheint dort größer al3 der Mond, und der fiir uns nur ſehr felten aufdämmernde Schein 
des Zodiakallichtes ift dort allnächtlich fo intenfiv, daf die peruaniſchen Affiftenten der Stern: 
marte es für die Milchſtraße Pielten. Natürlich fommt dieſe ungemeine Durchſichtigkeit 
der Luft aud) bem Fernrohrbilde zu ftatten, weil man entſprechend mehr Objefte zu feben 
vermag als mit blogem Auge. Man fiebt darin die Ränder der hellen Gimmelstorper felbit 
bei 400facher Vergrößerung nur felten mallen. 

Während alſo dburd die Crhebung über die tieferen Dunſtſchichten der Atmofphare 
die angeführten Nachteile grofer Gläſer beſeitigt werden, bleiben doch einige Einwirkungen 
zurück, die mittleren Gläſern nicht anhaften. Zunächſt ift in dieſer Hinſicht die Uber— 
ſtrahlung oder JIrradiation gu erwähnen. Es iſt bekannt, daß weiße Gegen- 
ſtände immer größer erſcheinen als gleichgroße ſchwarze; die genau gleichgroßen Scheiben 
(ſ. Abbildung, S. 37) zeigen dies deutlich. Das Licht greift auf unſerer Netzhaut über die 
Schatten hinaus. Sehr feine ſchwarze Linien auf aſtronomiſchen Objekten, vie beiſpiels— 
weiſe die Kanäle des Mars, können von dieſem übergreifenden Lichte ganz überdeckt 
werden, wenn die umliegenden Partien durch das allzu lichtſtarke Glas überſtrahlen. Es 
hilft dann nichts weiter, als das Objektiv abzublenden, wodurch es auf die Stufe des ent— 
ſprechend kleineren Fernrohres herabgedrückt wird und überhaupt nicht weſentlich mehr 
leiſtet als dieſes. 

Faſſen wir alle dieſe Erfahrungen zuſammen, ſo kommen wir zu dem Reſultate, daß 
für Detailbeobachtungen an hellen Himmelskörpern die ganz großen Fernrohre nicht 
ſo weſentlich, wie man wohl erwartet hatte, den mittelſtarken überlegen ſind. Dagegen 
übertreffen ſie ſelbſtverſtändlich für lichtſchwache Objekte ſtets, auch was die Details an— 
betrifft, die kleineren Inſtrumente. Sobald eben ein Gegenſtand wegen Lichtmangels 
zu verſchwinden droht, iſt es vor allem notwendig, ihn heller werden zu laſſen, um über— 
haupt etwas auf ihm zu ſehen. Während hiernach die mittleren Fernrohre mit gewiſſen 
Vorzügen una zu den Welten unſeres heimatlichen Sonnenſyſtems hinüberleiten und uns 
behilflich ſind, dort den ähnlichen Zügen der großen Welteneinheit nachzuſpüren, greifen 
Die gewaltigſten Himmelsſchlüſſel ber Gegenwart weit hinaus in die entfernteſten Himmels⸗ 
tiefen und ergründen, wie bis an die letzten Grenzen unſerer Erkenntnis ſich immer 
noch Welten an Welten drängen, bis ſie ſich als matte Nebelſchleier im Dunkel des Un— 
erforſchlichen verlieren. Und nicht nur über den Raum führt dieſe gigantiſche Brücke unſerer 
modernen Sehwerkzeuge; ſie überbrückt auch die Zeit. Was wir in dieſen Fernrohren 
ſehen, die Lichtdepeſchen, die mir nur mit Hilfe dieſer Licht zuſammendrängenden Inſtru— 
mente zu entziffern vermögen, ſind in vielen Fällen Hunderte von Jahren früher von 
jenen fernen Welten ausgegangen, als wir ſie hier in unſerem kleinen Erdenwinkel endlich 
empfangen. Das Fernrohr gibt uns deshalb nicht nur ein getreues Bild der Geſamtheit 


Fehlerquellen bei Beobachtungen. 35 


aller Welten, fondern erzählt uns zugleich aud die Weltgeſchichte des Univerfuma. Wir 
ſehen dort die Welten entitehen und vergehen, fo wie e3 hier bei uns blüht und reift und 
Winter und wieder Friibling wird. 

Dieje letzten Tiefen aber können nur unjere allergròften Inſtrumente erreichen. Um 
weiter borzubringen in Raum und Zeit, müſſen deshalb immer mächtigere Werfzeuge 
gefchaffen merben. Aber um die intimeren Züge unferer engeren Welt des Sonnenreiches 
immer beſſer kennen zu fernen, dazu braucht man glücklicherweiſe feine fo ungeheuerlichen 





Das Dbfervatorinm auf bem Montblanc. Nad Photographie. Vgl. Tert, S. 38 


Werkzeuge, die Millionen foften; bia zu diefen brüderlichen Nachbarwelten fann aud) der 
Privatmann ſich die optiſche Briide bauen, die ibm dort nicht nur Spagierginge zu feinem 
eigenen Ergötzen, fondern Forſchungsreiſen anzuftellen geftattet, die ber Himmelswiſſen— 
ſchaft neue, wichtige Daten zuführen. In der Tat verdankt die legtere der zielbemuften 
oder gut geleiteten Arbeit bon Liebbabern vielfach die mertvolliten Fortſchritte, obgleich 
bieje nur mit recht kleinen Fernrohren bemaffnet maren. 

Die Feblerquellen der Fernrohre find mit bem bisher Gefagten noch nicht erſchöpft. 
Selbſt bei völlig ruhiger Luft und der größten Vollfommendeit der optiſchen Einrichtungen 
erſcheint beiſpielsweiſe das Bild eines Tirfternes nicht mit der Wahrheit ibereinftimmend, 
fondern fo, Daf e3 zu einer recht bedenklichen Täuſchung Anlaß geben finnte. Wir werden 
{pater geniigende Beweiſe dafür finden, daf felbjt die allernächſten unter diefen Fixſternen 


immer noch einige hunderttaufendmal meiter bon uns entfernt find al3 unfere Sonne. 
3* 


36 2. Das Licht und das Fernrobr. 


Trotzdem ftellen fie fi) im Fernrohr al runde Scheiben mit einem deutlichen Durchmeſſer 
bar. Wenn Diefer nun wirklich jenen Sternen zukäme, fo finnte man leicht berednen, 
daß fie fehr biel gròfer al3 unfere Sonne fein miiften. Da fie zweifellos auch Sonnen 
find vie Die unfrige, fo würde man hieraus ben Schluß zieben, daß mir eines der ftiefmiitter= 
lichſt bedachten, Meinften aller Sonnenfbiteme bemobnen. An fi) mire die wohl möglich; 
tatfichlid aber berbalt es fid) ganz anders: die TFirfterne werden fogar deutlich deſto 
einer, mit je ftarferen Vergrößerungen man fie betrachtet. Man erfennt alfo dann, 
daß man e3 nur mit einem Scheineffefte zu tun Bat, deffen Urſache zu erforſchen natürlich 
von Der größten Wichtigkeit ift, ba er uns ja direkt falſche Tatſachen vorfpiegelt. Cine 
der Urſachen werden vir aus bem Vorangegangenen fofort ableiten finnen: die Uber— 
firafIung. Se Beller ein Punkt ift, der fi) auf unferer Neghaut abbildet, deſto mebr 
mird er feine Umgebung mitbeleudten, alfo eine Scheibe bilden. Da aber auch die licht— 
ſchwachen Sterne, bei denen diefe Überſtrahlung ſicher nicht in bem erforderlichen Maße 
mirfen fann, Durchmeſſer zeigen, müſſen noch andere Urſachen eingreifen. Cine ſolche 
liegt in jener Eigenſchaft der optiſchen Flächen der Objeftivglàfer begriindet, die vir unter 
bem Namen der ſphäriſchen Abweichung bereità fennen. Der Brennpunft der Rander 
des Glaſes ift ein anderer al3 der der Mitte. Es werden dbadurd Bilder des Sternes nicht 
nur an einer einzigen Stelle, fondbern ring3 um eine mittlere Lage herum entfteben, 
deren Geſamtheit die {Meinbare Sternſcheibe erzeugt. 

Bei genauerem Ginbliden ſieht man aber unter febr giinftigen atmoſphäriſchen und 
optiſchen Bedingungen nod eine andere merkwürdige Erſcheinung das Bild eines Fix— 
fternes umgeben, die dburd die angegebenen beiben Urſachen keineswegs erklärt werden 
fann: die fogenannten Snterferenzringe. Die Figur auf Seite 37 zeigt die Er— 
ſcheinung, natürlich bedbeutend iibertrieben, benn es bandelt fi) ſowohl hierbei al3 bei 
den ſcheinbaren Durchmeſſern ber Sterne um ganz minimale Größen. Diefe Ynterferenz= 
ringe nun find Wirfungen bon Ablenfungen oder, wie man fagt, Beugungen des 
Lichtſtrahles, die nicht mehr in den Gläſern felbft, ſondern an ihren metalliſchen 
Umrabmungen und an den Randern der Blenden ftattfinden, die im Rohr angebracht find, 
um Riidftrablungen zwiſchen bem Objeftiv und bem Ofulare borzubeugen und zugleich die 
von den Randpartien des Objeftib3, als feinen erfahrungsgemaf weniger eraft gefchliffenen 
Teilen, gebrochenen Strablen von der Bilderzeugung auszuſchließen. Die Folgen der 
Beugung der Libiftrablen faffen fi) deutlich al8 eine Reibe konzentriſch zum eigentlichen 
Sternbild gelegener Ringe von ſchnell abnebmender Helligleit erfennen, die durch dunfie, 
aber feine3mweg3 {char begrenzte Ringe boneinander getrennt find. Der erjte und zugleich 
bellfte dieſer Ringe fegt fi) unmittelbar um den Stern herum und verwandelt ibn dadurch 
in eine Scheibe. Natürlich macht diefe Erſcheinung der Snterferenz feinen Unterſchied mit 
den verſchiedenen Objelten. Es folgt daraus, daß auch die übrigen Himmelskörper Snter= 
ferengringe erzeugen miiffen, und menn man fie bei ihnen meiſtens nicht fiebt, fo rührt 
Das nur daber, daß ihr Licht zu Dell ift, alfo die Ùberftrablung vorherrſcht: die feinen 
Ringe berlieren ſich in ber Uberftrablung. In Wirklichkeit aber miiffen beibe Wirfungen, 
die Uberftrablung und die Ynterferenz, die Durchmeſſer aller Himmelskörper im Fern— 
rohre ſcheinbar vergrößern. 

Es iſt deshalb ungemein wichtig, den Einfluß dieſer Fehlerquelle auch quantitativ zu 
beſtimmen, was durchaus noch nicht in befriedigender Weiſe gelungen iſt. Wir wiſſen nur, 


Uberftrablung und Beugung. Subjektive Auffaffung. 3% 


daß mir alle Geſtirnsdurchmeſſer im allgemeinen etwas zu groß ermitteln, daß aber das 
Refultat ber Wabrheit fi) um fo mebr nähern wird, je grofer die Objektivöſfnung des 
angetvendeten Ternrobres ift, benn um fo geringer ift offenbar der Prozentſatz der Rand- 
ftrablen zur Gejamtmenge des fongentrierten Lites. Glücklicherweiſe ift der Betrag 
Diefer irreführenden Vergroferung fo ungemein gering, daß er in jene Kategorie gehört, die 
an ber letzten Grenze des den menſchlichen Sinnen nod) Erforſchlichen liegt. Dennoch 
wendet ber Uftronom feinen ganzen Scharfſinn für die Ausmerzung gerade diefer mini: 
malen Fehlerquellen auf, und die Erfolge, die er bei diefer haarſpalteriſchen Arbeit erzielt, 
bilben bie höchſten Triumphe feiner Wiſſenſchaft. Manche zur Erfenntnis ſolcher minimal: 
ften Werte führenden Wege werden mir in der Folge noch näher 
fennen fernen. 

Zu den Bier angefitbrten Teblerquellen des Fernrohres 
treten nod) die bea Auges und der fubjeftiben Auf- 
faffung überhaupt. Wir mollen jedod darauf Bier nidt 
näher eingehen, fondern jede3mal bei betreffender Gelegenbeit pieni ii 
darauf zurückkommen. Im allgemeinen foll nur nod) berbor=: 
geboben werden, daß das aſtronomiſche Sehen eine Kunſt ijt, Die nicht leicht erlernt wird. 
Selbit Das gewöhnliche Sehen mill befanntlid gelernt fein. So erfennen beiſpielsweiſe 
ſelbſt Die intelligenteften und ſcharfſichtigſten Tiere auf Gemälden nichts; die Erzählung 
von den gemalten Weintrauben, nach denen die Spatzen pickten, iſt eine Mythe. Sogar ihr 
Ebenbild im Spiegel bemerken Haustiere nur ſehr ſelten. Dies beruht ausſchließlich auf 
Flüchtigkeit der Beobachtung der ſie nicht intereſſierenden Gegenſtände, 
keineswegs etwa auf mangelndem Unterſcheidungsvermögen. Ebenſo 
geht es kleinen Kindern. Die herrlichſten Gemälde ſind für ſie zunächſt 
nur ohne Sinn farbig beklexte Flächen. Erſt ganz allmählich werden 
nicht etwa die auffälligſten, ſondern die bem Kinde bekannten Gegen— 
ſtände darauf unterſchieden. Und ebenſo mie ein Kind ſteht ber Un⸗ 
geübte den tieferen Feinheiten von Gemälden gegenüber, die dem 
Künſtler ſofort auffallen. Letzterer kann zwar bem Verſtändnis nach- IR tao 
helfen, indem er uns auf ſolche Details beſonders aufmerkſam macht. 
Dies iſt aber dem Aſtronomen meiſt ganz unmöglich. Abgeſehen davon, daß er auf die 
himmelweiten Objekte nicht mit dem Finger weiſen kann, treten wegen der Unruhe des 
Luftmantels jene Einzelheiten meiſtens nur für Augenblicke hervor, fo daß die Orientierung 
nicht gelingt. Selbſt geübte Aſtronomen haben oft große Schwierigkeiten, Dinge zu 
ſehen, die ein anderer Aſtronom verhältnismäßig leicht ſieht, der ſich mit dem betreffen— 
den Gegenſtande ſchon längere Zeit beſchäftigt hat. 

Die Abbildungen dieſes Buches zeigen die Welten des Himmels, wie ſie ſich dem ge— 
duldigen Blicke des Aſtronomen in ganz beſonders günſtigen Augenblicken dargeſtellt haben, 
oder wie ſie durch die Kunſt der Photographie feſtgehalten worden ſind. 


t 








38 3. Die Gimmel3photographie. 


5. Die gjimmelsphotographie. 


Man hat die photographiſche Camera mit bem Auge verglichen und gefagi, daß fie 
bas Auge erfeben könne. Der Vergleid) binft aber mie jeder andere. Tie Photographie 
fann nur die unter allen Umſtänden unumganglime Arbeit unfere3 Auge3 in eine andere 
Beit berlegen, berlinger oder verkürzen und dadurch in einem gewiſſen Sinne verſchärfen, 
mie e3 das Fernrohr in einem anderen Sinne vermochte. Aber durd die Pforten unferer 
Augen muf ja doc ſchließlich direft oder indireft alle Erfenntni3 bon der Himmelswelt in 
unferen Geift eintreten. Die photographifche Platte, die ſchneller auffaßt al3 unfer Auge, 
wird gerviffermafien zu einem Mifroffop, nicht für den Raum, fondern für die Zeit, und 
zugleich zu einem Gedächtniſſe, das diefe Eindrücke beliebig lange Beit treu und unber= 
wiſcht aufbewahrt. 

Jene ſchwingenden Atome, die in unferem Auge die Empfindung des Lichtes hervor⸗ 
rufen, laſſen auf der empfindlichen Platte einen dauernderen Eindruck zurück als in unſerem 
Auge; die Platte regiſtriert, wie viele ſolcher Eindrücke und in welchen Abſtänden ſie zu 
uns gelangten. Daf uns die Platte nur Zahl und Lage, nicht auch die Art der Schwin— 
gungen verrät, daß fie uns mit anderen Worten nur die auf eine Fläche projizierte Geſtalt 
und die Litintenfitàt der Himmelskörper, nicht aber ihre Farbe aufzeichnet, ift für unfere 
Zwecke kein weſentlicher Nachteil, namentlich da mir in ber Speftralanalbfe ein Mittel 
haben, mit früher ungeafnter Schärfe alle Farbennuancen jenes Sternenticbte3 auf das 
ſicherſte zu erforſchen. 

Vielfach iſt allerdings der Vergleich des Auges mit einem photographiſchen Apparate 
recht beſtrickend. Man kann ſogar noch weiter gehen und das Auge nicht nur mit der Camera 
obscura, ſondern auch mit der dunkeln Präparierkammer des Photographen vergleichen. 
Es geſchehen im Auge in der Tat außer den optiſchen auch chemiſche Vorgänge, die allem 
Anſcheine nach zum Teil im Prinzip mit denen übereinſtimmen, die wir vornehmen, um 
die Lichteindrücke auf den exponierten Platten feſtzuhalten. Die Netzhaut wird da, wo der 
Glaskörper das Bild entwirft, in beſtimmten Intervallen von einer eigentümlichen purpurnen 
Flüſſigkeit, dem Sehpurpur, uüberrieſelt, die zweifellos lichtempfindlich iſt, obgleich 
wir ihre chemiſche Zuſammenſetzung noch nicht ermitteln konnten. Daher kommt es, daß unſer 
Auge weit kräftiger zu ſehen vermag, wenn wir es vorher einige Zeit ganz ruhen ließen. Am 
Tage zwar kommt hier noch eine andere Urſache mit ins Spiel, nämlich die Erweiterung 
unſerer Pupille, die ſelbſttätig eintritt, je weniger Licht ins Auge fällt. Wir blenden eben 
durch die Pupille ganz ſo ab, wie es der Photograph tut. Aber auch in der Nacht, wenn 
die Pupille ihre Offnung nicht mehr ändert, ſehen wir bedeutend beſſer und nehmen ſehr 
ſchwache Lichteindrücke wahr, wenn mir vorher das Ache einige Zeit geſchloſſen Batten. 
Der Aſtronom wendet dies ſehr häufig an, indem er oft 10—20 Minuten lang dem Auge 
völlige Ruhe gibt; während dieſer Zeit erneuert ſich in reichem Maße jener Sehpurpur: 
die photographiſche Platte im Auge wird mit einer beſonders dicken empfindlichen Schicht 
überzogen und kann nun wieder beſſer arbeiten. 

Die Natur iſt bei dem in der photographiſchen Praxis veralteten Syſteme der feuchten 
Platten ſtehen geblieben, wie überhaupt im lebenden Organismus jeder trockene Prozeß 
undenkbar iſt. Welch gewaltigen Vorſprung aber bedeutet die trockene Platte gegenüber der 


VWefen der NPhotographie. 39 


feuchten. Faſt alle Hilfe, melMe die Photographie heute der Wiſſenſchaft leiftet, mire mit 
naffen Platten unmöglich. 

Die Trodenplatte, bon Maddox 1871 erfunden, fummiert die Libteindriide 
innerhalb ſehr tveiter Zeitgrenzen, für die feuchte Platte dbagegen find dieſe Grenzen nur 
ſehr eng gezogen, und im Auge ift das Maximum der Wirfung fiir un3 faît momentan 
erreicht. Hierin liegt der weſentliche Unterſchied zwiſchen Auge und photographiſchem 
Apparat begriindet. Was da3 Auge nicht fofort ſehen fann, das fiebt e3 auch nicht nach einer 
Sefunde oder nad) einer Minute; im Gegenteil, das längere Hinſehen auf denſelben Punft 
ermüdet das Auge und macht e3 immer undeutlicher ſehend. Die Trodenplatte aber notiert, 
wenigſtens innerhalb weiter Grenzen, alle auf fie fallendben Lichtwellen und fagt un3 in 
ibrer Bilderſprache, vie biele jener himmliſchen Sendboten auf jeben Punt ibrer emp— 
findlichen Fläche innerhalb einer beftimmten Beit gelangten. Aus früheren Betrachtungen 
wiſſen mir aber, daß eben diefe Zählung der Menge lichtſchwingender Atome, die uns bon 
ben Sternen gzugefandt werden, Das wichtigſte, ja bor der Entdbedung der Speftralanalbie 
Das einzige Fundament ift, auf bem mir unfere Erkenntnis bom Uniberfum aufbauen. 

Cin Nacdteil gegeniiber dem Auge entftebt für die Platte dadurch, daß das photo= 
graphiſche Form etwa zehnmal grofer ift als das unferer Neghaut, beren Clemente etwa 
zwei Taufenbdjtel eine3 Millimeter3 voneinander abftehen. Dafür ift aber aud) die ganze 
photographifhe Camera des Auges ungemein biel kleiner al die bon uns verwendeten 
Apparate. Ihr Durchmeſſer, die Brennweite des Auges, betrigt faum 25 mm, die Dffnung 
im giinftigften Falle 5 mm. Das Bild, welches das Auge bom Mond entwirft, hält nur 
etroa 1, mm im Durbmeffer. Von den lichtſchwingenden Atomen, die noch ungemein 
viel fleiner find als jene Zwiſchenräume der Netzhautelemente, fann fid) zwiſchen bem Rome 
ber Platte eine viel grofiere Anzahl unwirkſam, unbemertt verlieren als in unferem Uuge; 
legtere3 ift alfo empfindlicher. Dies aber gilt doch nur für den Moment. Sobald ein 
Neghautelement von einem Lichtelemente getroffen wird, löſt es aud) den Licbtreiz aus; 
der leuchtende Gegenftand muf alfo mindeſtens fo grof fein, daß fein Bilb im Auge nicht 
zwiſchen bem Korn hindurchfallen fann. Dasfelbe gilt auch für die Platte, nur muß Bier 
der Gegenſtand eben zehnmal größer fein, um nicht zwiſchen den lichtempfindlichen Maſchen 
des photographiſchen Netzes, in dem wir ihn zu fangen wünſchen, hindurchſchlüpfen zu 
können. Im Momente des erſten Lichteindruckes wird alſo das Auge viel ſchärfer ſehen, 
viel feinere Struktur wahrnehmen. 

Dieſe Verhältniſſe ändern ſich indeſſen ſehr zugunſten der Photographie, ſobald es ſich 
um Zeitaufnahmen handelt. Das Auge ſummiert die Lichteindrücke nicht, wie es die Platte 
vermag. Sobald der Eindruck des Momentes vorübergegangen iſt, wird auch ſchon das 
Bild in unſerem Auge wieder zerſtört, bis auf geringe Reſte vielleicht, die in irgend einer 
Weiſe aufbewahrt werden, um unſere Erinnerung zu ermöglichen. Wie ſchnell aber auch 
dieſe Erinnerungsbilder verblaſſen, erfahren mir zu unſerem Schmerze täglich. Im photo- 
graphiſchen Laboratorium des Auges befindet ſich keine Fixiervorrichtung. Es wäre übrigens 
ſehr ſchlimm für uns beſtellt, wenn ſich die Bilder in ungeſchwächter Kraft hintereinander 
lagerten; dann würde dasſelbe geſchehen, was der Photograph erſchreckt bemerkt, wenn er 
zwei oder gar noch mehr Aufnahmen auf der nämlichen Platte vorfindet: in dem Durch— 
einander iſt nichts mehr deutlich zu erkennen. Die Trockenplatte aber hält die einmal 
empfangenen Lichteindrücke feſt und ſammelt alle weiter folgenden Eindrücke zu den alten. 


40 3. Die Gimmel3photographie. 


Freilich muf Pier noch ein Umitand begiinitigend für die Platte hinzufommen, der für 
das Auge ſtörend mirft: die fortwährende Unruhe des Bildes, die bon den wechſelnden 
Libtbredungsverbaltniffen in unferer Atmofphire oder aud bon der nicht abfolut feften 
Aufftellung des Inſtrumentes herrührt. Bliebe nämlich die Lage der Lichtwellen zur Platte 
immer genau die gleiche, fo müßten natürlich jene Strahlen, die einmal durd das Netzwerk 
zu ſchlüpfen vermochten, auch ein für allemal fiir unfere Erfenntnis berloren gehen. Da aber 
die Lichtftrablen beftindig hin und Der zittern, fo fonnen fie, aud) wenn fie nur ſehr ſpär— 
lich find, doch gelegentlich eines jener empfindlichen Körner treffen und dadurch ihre Exiſtenz 
verraten. Dies wird natürlich um ſo ſeltener geſchehen, je dünner der Lichtſtrahl iſt, weil 
er mehr Spielraum zwiſchen den Maſchen hat als der ſtärkere, d. h. kräftigere. Je länger 
wir alſo die Platte dem Spiele der Lichtſchwingungen ausſetzen, deſto feinere Eindrücke 
wird fie verzeichnen, und dies muß, ſofern unfere obigen Betrachtungen richtig find, theo= 
retiſch bis ins Unbegrenzte fortgehen; wenn irgendwo fi nur ein einziges lichtſchwingen⸗ 
des Atom befindet, deſſen Stöße der Weltäther bis zu unſerer photographiſchen Platte 
trägt, fo kommt es allein auf die Beit an, während der wir die nacheinander heranſchwirren— 
den Lichtatome mirfen laſſen, damit eine davon minbdeften3 einmal auf eines jener Gilber= 
ſalzmoleküle ſchlage, die es durch die Energie feiner Bewegung auseinanderreift und 
dadurch ein Dokument von ſeiner Criftenz zurückläßt. 

Bis zu einem gewiſſen Grade beſtätigt dies auch die praktiſche Erfahrung. Freilich, 
bis an die Grenzen deſſen, was wir ausdenken können, wird e3 dem Menſchen niemals ver= 
gönnt ſein, in Wirklichkeit vorzudringen. Die Grenzen ſowohl des unendlich Großen, zu 
denen wir hier die Wege ſuchen, als die des unendlich Kleinen, der Atomwelt, werden uns 
ewig verſchloſſen bleiben. Immerhin haben mir es erreicht, daß ſich auf der photographi= 
ſchen Platte trotz ihres groben Kornes Himmelskörper von ſo ungemeiner Lichtſchwäche 
abbilden, daß das für den Moment ſo ſehr viel empfindlichere und feiner konſtruierte Auge 
keine Spur davon entdecken kann. Auf Platten, die ſtundenlang exponiert wurden, ſieht 
man oft ganz feine ſchwarze Pünktchen, die bei wiederholter Aufnahme immer wieder an 
denſelben Stellen, verglichen mit wohlbekannten Sternen, auftreten, alſo nur von Sternen 
herrühren können, die dennoch das weittragendſte Fernrohr dort nicht aufzufinden vermag. 
Ohne Zweifel beſitzen dieſe Himmelskörper einen viel kleineren ſcheinbaren Durchmeſſer 
für uns, als das Korn der Platte oder ſelbſt der Netzhaut ausmacht; dennoch haben die in 
jener für uns unausmeßbaren Unendlichkeit angeregten Atherſchwingungen nach vielleicht 
jahrtauſendelangem Wege, und nachdem ſie ſtundenlang zwiſchen den Maſchen des licht- 
empfindlichen Gewebes unſerer Platte umherſchwirrten, ſchließlich ein Silberkörnchen ge— 
funden, auf das ſie hier unten auf unſerer Erde einen Eindruck niederlegten als materielle 
Spur ihrer Exiſtenz. Solche Aufnahmen glücken ſchon mit viel kleineren optiſchen Hilfs— 
mitteln als denjenigen, mit denen nachher die vergebliche Nachforſchung mit dem Auge 
geſchah; es handelt ſich hier alſo um einen zu weſentlichen Vorſprung der photographiſchen 
Forſchung, als daß er von den optiſchen Werkzeugen zum direkten Sehen jemals wird 
überbrückt werden können. Was wir durch die Vergrößerung der Durchmeſſer unſerer 
Objektivgläſer zu erreichen trachteten, Vermehrung der Lichtſtärke, das haben wir 
durch die Photographie, wenigſtens teilweiſe, wirklich erreicht; während uns unſer tech— 
niſches Unvermögen dort ein weiteres Vordringen, eine weitere Vervollkommnung er= 
ſchwerte, hat die Photographie uns einen anderen leichteren Weg zum gleichen Ziele gezeigt. 


Anwendung der Photographie auf die Himmelsforſchung. 41 


Häufig können fogar ſchon gewöhnliche photographiſche Apparate mit febr fraftigen 
Fernrohren vorteilbaft wetteifern. Man muf nur dafiir forgen, daf ein folder Apparat 
ganz genau der Bewegung der aufzunebmenden Himmelsregion folgt, dbenn jener Vorteil 
wird eben nur durch entſprechend verlingerte Crpofitionszeit erzielt. Oft genügt gu ſolchen 
Aufnabmen nicht einmal der Beitraum einer ganzen Nadt; man muf, noch bevor die 
erite Dimmerung anbricht, ben Apparat ſchließen, um ibn dbann in der nächſten Nadt 
wieder genau auf diefelbe Stelle zu richten, was mit dem „Sucher“ ohne Schwierigkeit 
möglich ift, und nun die Crpofition vollenden. 

Die Anmwendung gemogn: 
lider photographiſcher Apparate 
an Stelle der Fernrohre hat nod) 
einen anderen grofien Vorteil, 
wenn es fil) mehr um Durchfor⸗ 
ſchung al um möglichſt genaue 
Aufzeichnung bandelt. Man fann 
einem photographiſchen Objektive 
viel leichter eine kürzere Brenn— 
weite bei großer Offnung geben 
als einem aſtronomiſchen. Das 
Brennpunktbild wird dadurch 
viel kleiner, die Lichtſtärke alſo 
bleibt eine größere. Handelt es 
ſich demnach um ausgedehnte 
ſehr lichtſchwache Objekte, z. B. 
um jene Nebelflecke, die weite 
Himmelsgründe mit einem mat⸗ 
ten Lichtſchimmer überziehen und 
meiſt erſt durch die Photographie 
entdeckt worden ſind, oder um 
Aufnahmen von Kometen, ſo * — hei agipambiore ERO. Bal det ea — 
haben Apparate mit möglichſt 
großem Objektiv und zugleich möglichſt furzer Brennweite einen erheblichen Vorzug bor 
den größten Fernrohren. Daß das Bild auf der Platte dadurch viel kleiner wird als mit 
Hilfe eines Fernrohres mit größerer Brennweite, iſt für jene Zwecke nur vorteilhaft, weil 
man ſo mit derſelben Platte ein viel größeres Gebiet des Himmels beherrſcht. 

Welch ungemein großen Vorſprung die Himmelsphotographie für die Aufzeichnung 
der Fixſterne gewonnen hat gegenüber der ſchwerfälligen Feſtlegung mit den meſſenden 
Inſtrumenten des Aſtronomen, und wieviel tiefer die Platte eindringt als dieſe Sehwerk— 
zeuge, davon wird noch ſpäter oft die Rede ſein. Es hat ſich ſeit einigen Jahren eine Ver— 
einigung von Aſtronomen gebildet, die mit Hilfe von mittelgroßen Inſtrumenten eine 
gleichmäßige Aufnahme des geſamten geſtirnten Himmels ſich zur Aufgabe geſtellt hat. Die 
Arbeit wird noch Jahrzehnte in Anſpruch nehmen, dann aber ein monumentales Werk 
bilben, Das den nächſten Jahrhunderten eine große Anzahl wichtigſter Aufſchlüſſe über 
die Verwaltung dieſes größten Weltgebäudes der vereinigten Sonnenſyſteme geben wird, 





492 3. Die fimmel3photographie. 


in bem unfer Planetenreich nur ein winziger Kleinſtaat ift. Wir fommen ſpäter nod) auf 
diefe grofe Arbeit zurück. 

Dod nur mo ausſchließlich Vermefrung der Lichtſtärke, nicht auch zugleich Ver— 
größerung des Objektes gefordert wird, zeigt ſich die Photographie dem direkten Sehen mit 
dem Fernrohr überlegen. Wir ſahen, als wir von den Wirkungen des Fernrohres ſprachen, 
daß man an ſeinem unteren Ende die Okulare anbringt, um das vom Objektiv erzeugte 
Bild je nach dem Weſen des zu erforſchenden Objektes verſchieden vergrößern zu können. 
Das photographiſche Bild, das im Fernrohr an der nämlichen Stelle entſteht, kann aber 
wegen ſeines groben Kornes nicht nachträglich in derſelben Weiſe vergrößert werden wie 
beim direkten Sehen durch die Okularlupe. Da das Licht zwiſchen dem Korn der Platte 
nichts aufzuzeichnen vermochte, ſind alle Details, die das Fernrohr auf dieſen Zwiſchen— 
räumen entwarf, und die das Auge wegen ſeines zehnmal feineren Kornes noch unterſcheiden 
konnte, wenn ſie lichtſtark genug waren, völlig verloren gegangen. Die photographiſche 
Platte zeigt ſich alſo auch in ihren Nachteilen den großen Objektivgläſern ähnlich, die, wie 
wir früher ſahen, zu Detailforſchungen auf hellen Himmelskörpern ſich verhältnismäßig 
weniger geeignet erwieſen als kleinere Gläſer. Hierzu tritt noch, ebenſo wie bei den Riefen= 
fernrohren, aber in viel höherem Maße für die photographiſche Platte, der Übelſtand der 
Uberſtrahlung. Die ſchwingenden Atome, die zwiſchen den Maſchen der empfindlichen 
Schicht durchglitten, werden zum Teil bon der ſpiegelnden Rückſeite ber Glasplatte zurück- 
geworfen und gelangen nach dem ablenkenden Rückſtoße zu einem Korn, das ſie zerſetzen, 
während das Bild des Fernrohres hier gar keine lichte Stelle aufwies. Auf dieſe Weiſe 
umgibt ſich das Bild der helleren Sterne mit einem Ringe oder Hof. Anderſeits frißt ſich 
das Licht in die Schatten: die Platte verzeichnet, verunſtaltet die Einzelheiten und vergrößert 
die Bilder der Sterne. 

Die gleiche Erſcheinung tritt auch bei den Sternaufnahmen auf, nur wirkt ſie hier 
nicht ſtörend. Alle helleren Sterne, die doch, wie öfters angeführt, durchmeſſerlos für uns 
find, zeichnen ſich auf der Platte als Scheiben von ganz beträchtlicher Ausdehnung, die nament= 
lich jene bedeutend übertrifft, die durch die optiſchen Mängel des Fernrohres erzeugt 
werden. Die Abbildung auf Seite 41 iſt die Kopie einer photographiſchen Sternaufnahme 
in der Originalgröße. Wir ſehen darauf, daß einzelne Sterne als millimetergroße Scheiben 
erſcheinen, gerade ſo, wie man ſie auf den neueren Sternkarten zu verzeichnen pflegt, 
um durch die verſchiedene Größe der Scheiben den verſchiedenen Grad ihrer Helligkeit, ihre 
ſogenannte Größenklaſſe anzugeben. Eine Scheibe aber iſt unverhältnismäßig groß. Für 
ben entſprechenden Stern mar die Expoſitionszeit viel zu lang gewählt. Dieſe photo = 
graphiſchen Sternſcheiben entſprechen, mit einer Einſchränkung, auf die wir 
{pater eingehen werden, den gleichen Größenklaſſen. Die Belleren Sterne Baben größere 
Scheiben als die ſchwächeren, und erft die allerfleinften — zu Pünktchen von der 
Größe des photographiſchen Kornes zuſammen. 

Un der Erzeugung der Sternſcheiben wirkt auch die Bewegung der himmliſchen 
Objekte mit. Infolge der Drehung der Erde um ihre Achſe beſchreiben alle Sterne ſchein— 
bar Kreiſe um die Himmelspole. Die Abbildung auf Seite 43 ftellt eine photographiſche 
Aufnahme des himmliſchen Nordpols dar, während das Ternrobr ftillitand. Die Sterne 
find dbeshalb zu Teilen von KAreifen ausgezogen. Der Mond und die Planeten haben aufer= 
Dem nod) eigene Bewegungen. An jedbem größeren Ternrobr ift zwar ein Uhrwerk 


Photographifhe Sternſcheiben. Aſtrophotographiſche Fernrobre. 43 


angebracht, welches das Inſtrument jener ſcheinbaren Bewegung nachführt; aber feine menſch— 
liche Kunſt kann jemals mit dem himmliſchen Uhrwerk ſo konkurrieren, daß Abweichungen 
von ſo kleinen Bruchteilen des Millimeters, wie ſie dem Korne der Platte entſprechen, nicht 
jeden Augenblick vorkämen. Man kann die auf ſolche Art entſtehenden Fehler nur dadurch 
einigermaßen bekämpfen, daß man das Uhrwerk beſtändig auf das ſchärſſte bewacht und 
ihm nachhilft. Dies geſchieht mit Gilfe des fogenannten Sucherfernrohres, das 
ſich an jedem größeren Snftrumente befindet. Beide Fernrohre find feft miteinander ver 
bunden und geigen zugleich diefelbe Gimmelsgegend. Gn dem Sucher ift ein feines Faden— 
freuz ausgefpannt. Man 
itellt einen deutlich ſicht— 
baren ©tern auf bdiefes 
Fadenkreuz ein und forgt 
durch die feinen Schrauben, 
Die bas Fernrohr um mini: 
male Größen verſchieben 
können, dafür, daß der 
Stern während der ganzen 
Dauer der Expoſition genau 
an der Kreuzungsſtelle der 
Fäden bleibt. Man hat zu 
dieſem Ende oft ftunden= 
lang unausgeſetzt durch das 
Sucher⸗ oder Pointier—⸗ 
Fernrohr mit ſchärfſter 
Aufmerkſamkeit zu ſehen, 
eine nicht geringe Gedulds⸗ 
probe. Aber ſelbſt dieſes 
Mittel hilft nicht über alle 
Schwierigkeiten hinweg. 
Der Sucher iſt gewöhnlich Photographiſche — a (RIE Von BV. Prinz 
viel kleiner als das eigent= 

lime Fernrohr. Er wird deshalb in anderer Weife den durchbiegenden Wirkungen der 
Schwere untermorfen fein ala das grofe. Da nun während der ftundenlangen Erpofition 
beide Fernrohre nacheinander in ſehr verſchiedene Lagen zur Schwererichtung gelangen, 
ſo wird der Parallelismus nicht völlig gewahrt werden können; die Sterne wandern in 
dem großen Fernrohre ein wenig weiter, obgleich man ſie mit Hilfe des kleinen auf der 
nämlichen Stelle feſtzuhalten bemüht iſt. 

Bei ſpeziell zu photographiſchen Zwecken gebauten Fernrohren blieb deshalb nichts 
anderes übrig, als den Sucher genau ſo groß zu machen wie das aufnehmende Fernrohr, 
alſo ein Doppelfernrohr herzuſtellen, mie man etwa Operngläſer konſtruiert. Die Abbil- 
dung auf Seite 44 zeigt ein ſolches Inſtrument, das ſich auf dem aſtrophyſikaliſchen Obfer- 
vatorium in Potsdam befindet. Cine andere Form ſolches photographiſchen Fernrohrs ijt 
in bem auf Seite 46 ſtehenden Bruce-Refraktor abgebildet, mit dem eine Reibe der {pater 
zu gebenden Himmelsaufnahmen Bergejtellt murdbe. Dod felbft bei ſolchen Fernrohren wird 





44 3. Die Qimmelaphotographie. 


es nicht ausbleiben, daß durch mangelbafte Fortbewegung des Gnftrumente8 der Lichtſtrahl 
von feiner normalen Richtung während furzer Beit abweicht. Bei den hellen Sternen 
zeichnet fi) dies fofort auf die Platte und Bilft dadurch die Scheibe bilben, während bei 


— et 


Photographiſcher Refraftor der Potébamer Sternmarte. Nach ciner 
Photograpbie. Vgl. Tert, S. 43. 





ben fleineren in Diefer 
furzgen Beit nicht fo 
ſchnell ein empfindliche3 
Korn aufgefunden mird. 

Da, mie mir faben, 
für uns abfolut durd= 
mejjerloje Punfte durch 
Den photographiſchen 
Prozeß Scheiben erzeu— 
gen, die auf der Platte 
millimetergroß werden, 
ſo müſſen leuchtende 
Flächen, wie die des 
Mondes und der Pla—⸗ 
neten, notwendig ver⸗ 
ſchwommene Bilder er⸗ 
zeugen, etwa ſo, als 
wenn wir nicht ſcharf 
auf das Objekt eingeſtellt 
hätten. Die von jedem 
leuchtenden Punkte je- 
ner Flächen erzeugten 
Scheiben greifen über— 
einander und verwiſchen 
die umliegenden De— 
tails. Namentlich auf 
älteren Photographien 
des Mondes zeigte ſich 
dies in ſehr auffälliger 
Weiſe, da ſie, obgleich 
mit den beſten Fern— 
rohren aufgenommen, 
kaum ſo viel Feinheiten 
aufwieſen, als man etwa 
mit einem Fernrohre 


mit guten modernen Objektiven von drei bis vier Zoll Offnung ſehen und zeichnen konnte. 

Nachdem die erſte Mondphotographie bereits im Jahre 1851 bem amerikaniſchen 
Aſtronomen Bond geglückt war, mußte man ſich zwei Jahrzehnte mit dieſen mangelhaften 
Reſultaten begnügen, ehe durch die 1871 eingeführten Trockenplatten ein weſentlicher Fort- 
ſchritt erzielt wurde. Dieſe ſind bis zu dreißigmal empfindlicher als die naſſen photographi— 
ſchen Platten; man konnte alſo mit ihrer Hilfe die Expoſitionszeit bis auf ein Dreißigſtel 





Per Myond. 




















Photographifche Aufnahme des Mondes im Alter von 8 Tagen. 


Bergerellt pon Coewy und Puifeur, Paris am 13. Februar 1894. 


























Photographifche Aufnahme des Mondes im Alter von 10 Tagen, Strahlenfyfteme zeigend. 


Bergeitellt von £oemy und Puifeur, Paris am 23. Sebruar 1896. 





Mondaufnahmen. 45 


der früheren verkürzen, ſo daß ſie für den Mond heute auf wenige Zehntel einer Sekunde 
herabgeſunken iſt. Durch dieſe Verkürzung der Expoſitionszeit werden natürlich die vom 
Luftzuftand und ben Fehlern des Uhrwerkes herrührenden Mängel der Aufnahme auf ein 
Minimum reduziert. Der Lichtſtrahl hat nicht Zeit, nach allen Seiten hin und her zu 
zittern, er kann alſo nicht jene übergreifenden Scheiben erzeugen. Immer feinere Details 
erſcheinen deshalb auf der photographiſchen Platte. Die vollkommenſten Aufnahmen des 
Mondes find wohl den Pariſer Aſtronomen Loewy und Puifeur gelungen, die an ihr photo— 
graphiſches Fernrohr noch eine Präziſionsvorrichtung angebracht haben, um es jedesmal 
der beſonderen Bewegung des Mondes unter den Sternen nachzuführen, was ja bei ſo 
kurzen Aufnahmen nicht durch die korrigierende Hand des im Sucherfernrohr fontrollieren= 
ben Beobachters möglich geweſen mare und dennoch bei der Größe des Fofusbilbes nötig 
wurde, um vollfommene Schärfe zu erreichen. Zwei diefer berühmten Parifer Aufnabmen 
find Bierneben in der Originalgrofe des Fofusbildbe3 miedergegeben. Tie munbderbar viele 
Cinzelbeiten die Aufnafmen aber auch enthalfen, fo hat fil) doch der Verfaffer überzeugen 
können, daß man unter bem reinen Himmel Capria mit einem Zeißſchen Fernrohr von 
4 Zoll (110 mm) Offnung und 200fadjer Vergroferung mebr ſehen fann, ala diefe beften 
Mondphotos 3eigen. 

Vergroferungen von Ytondphotographien finnen heute bis etma auf das 
Vierzigfame ihres urſprünglichen Durchmeſſers getrieben merden. Natürlich wird gleich— 
zeitig auch das Korn mit vergrößert und das Bild in der Detailzeichnung immer gröber. 
Um dieſem Übelſtande wenigſtens teilweiſe auszuweichen, bat Weinek in Prag ein eigen— 
tümliches Verfahren angewandt. Er überdeckt das fertige Negativbild mit einer Glas— 
platte, in die ein Syſtem von ſenkrecht ſich kreuzenden Strichen mit dem Diamanten ſehr 
zart eingeritzt iſt, betrachtet es durch eine zwanzig-⸗, refp. vierzigmal vergrößernde Lupe 
und zeichnet nun mit minutiöſeſter Sorgfalt Quadrat für Quadrat ab. Es gehört hierzu 
eine ganz ungemeine Fertigkeit, die unter den heutigen Aſtronomen wohl nur der Genannte 
beſitzt. Durch dieſe Methode können die Unebenheiten des Kornes überbrückt werden; 
das Bild wird einheitlicher, klarer als durch die rein mechaniſche Vergrößerung. Betrachtet 
man 3. B. die auf ſolche Weiſe erzeugten Darſtellungen des Arzachel auf Seite 71 aus der 
Entfernung deutlicher Sehweite, die mir hier gu 25 cm annehmen, fo ift das in unſerem 
Auge erzeugte Bild fo groß, vie es ein 600fach vergrößerndes Fernrohr zeigen würde. 
Die Weinekſche Vergrößerung hat aber vor dem Fernrohrbilde den großen Vorzug der 
Ruhe, während das direkte Sehen nur ſelten mehr als eine dreihundertfache Vergrößerung 
anzuwenden geſtattet, damit die Bewegungen der Luft nicht alles verwiſchen. Infolge 
dieſer verſchiedenen Umſtände ſind auf den Weinekſchen Zeichnungen ſchon manche kleinen 
Gebilde der Mondoberfläche entdeckt worden, die das Auge ſpäter nur mit großen Schwierig— 
keiten zu erkennen vermochte. 

Freilich darf nicht unerwähnt bleiben, daß der unendliche Votzug, ben Die Photo⸗ 
grapBie, auch wenn fie ein noch fo unvollkommenes Bild fiefert, durch ihre Objeltivitàt 
ftet3 vor der Handzeichnung befigt, dburd die Weinekſche Bearbeitung zum Teil wieder 
aufgeboben wird. Mag man aud nod) fo ftreng ſich an das Original zu halten ſuchen, 
immer wird ber Nadbifbner etwas Subjeftives bineintragen, ganz beſonders menn es ſich 
. um feine Einzelheiten handelt, die an der Grenze unferes Unterſcheidungsvermögens liegen. 
Tir werden {pater noch haufig nachweiſen können, vie grundverſchieden oft Zeichnungen 


46 3. Die Himmelsphotographie. 


besfelben Objeftes bei den einzelnen Beobachtern ausfallen. Tiir die allerfeinften Details, 
die eben zwiſchen dem Rorne der Platte hindurchſchlüpfen mollen, bleibt Weinef eine 
Deutung frei, die er fubjeftiv bineintragt. Cine ziveite Platte, bei Der das Rom anders 
liegt, wird Bier wieder febr viel verbeffern fonnen; aber immer bleibt Perſönliches zurück. 
Die Photographie der gro= 
fenPlanetenftebt dagegen 
noch mweit zurück, ungefähr auf 
dem Standpunkte, den die Mond—⸗ 
photographie zur Zeit der naſſen 
Platten einnahm. Man muß 
immer noch 10—20 Sekunden 
lang exponieren, um beiſpiels— 
weiſe ein Bild von Jupiter oder 
Saturn zu erhalten. Die Abbil= 
dung auf ©. 47 gibt einTaffimile 
einer ſolchen Photographie des 
Jupiter; ein flüchtiger Vergleich 
mit den in dieſem Werk enthal= 
tenen Zeichnungen dieſes Him— 
melskörpers (ſ. S. 155 u. 157) ere 
gibt unmittelbar, daß die Photo: 
graphie heute zum Studium der 
Planetenoberflidhen nod fo gut 
vie gar nichts beizuſteuern ber= 
mag. Man iſt hocherfreut, menn 
man 3. B. auf einer Photogra= 
phie des Mars die bellen Polar= 
{lede eben noch erfennt, die ſchon 
in den erften nicht achromatiſchen 
Fernrohren des 17. Jahrhun— 
dert3 gefeben morden find. Sn 
Diefer Richtung ift Befferung nur 
von der zukünftigen Herſtellung 
noch weit empfindlicherer Plat- 
Bepnabiiiger pistorersifge BrucecMefrattez ner dertet. ten gu ermarten. Fn neuerer 
Beit freili) teilte Lomell, ein 
amerikaniſcher Privataftronom, der eine mit bedeutenden Ynjtrumenten ausgeftattete Stern= 
marte in Arizona eingerichtet hat, mit, daß er auf mebr al 20 im Sabre 1905 gemadten 
Aufnahmen des Mars deutlich eine ganze Reihe von Kanälen gu erfennen vermag, während 
es allerdings andere Aftronomen gibt, die die Erijtenz von Marsfanalen überhaupt in Zweifel 
ftellen, mobon in dem betreffenden Kapitel weiter die Rede fein wird. 
Einen recht eigenartigen Erfolg hat jedenfall8 die Photographie im Bereich unferer 
Planetenwelt zu verzeichnen. Sie entdedt, gemiffermafen automatiſch, fleine Pla— 
neten, von denen bekanntlich Qunderte zwiſchen Mars und Supiter ihre Strafe ziehen. 





Photographiſche Aufnahmen der grofen und kleinen Planeten. 47 


Diefe winzigen Himmelskörper unterſcheiden fi im Fernrohr in feiner Weife von kleinen 
Siriternen. Um fie zu entdeden, muf man nad mebrftiindiger oder aud mehrtägiger 
Beobachtung feftitellen, daß ſich das leuchtende Planetenpünktchen unter den übrigen 
Sternen bewegt hat, wodurch es ſeine Bahnbewegung um die Gonne verrät. Seit es 
Platten von genügend hochempfindlicher Qualität gibt, braucht man nur in der Gegend, 
in der man ſolche Planeten vermutet, eine mehrſtündige Fixſternaufnahme zu machen. 
Befand ſich ein Planet in bem bon der Platte beherrſchten Gebiete, jo mußte er fi) offen— 
bar al3 Linie, nicht al3 Punft vie die Firiterne, verzeichnen, eben eil der Planet ſich 
während der Aufnahmegeit bewegt bat. Man betracbte deswegen die bei rubendem Term 
rohr gemadite photographiſche Aufnahme der Umgebung des Poles auf Seite 43, die 
Iauter Kreisabſchnitte ftatt ber Sterne geigt. In unferem Kapitel über die fleinen Pla— 
neten (S. 147) ift die Aufnahme eines ſolchen abgebildet. 

Früher war e3 eine Guferft mühſame Arbeit, diefe winzigen 
Himmelsweſen zu entdbeden. Gewöhnlich mußte eine Iangjabrige 
Arbeit borangeben, in der man all diefe fleinften Sterne am Fern—⸗ 
rohr aufgezeidinet hatte, um gelegentlich bei wiederholten Re- 
vifionen ber Gegend feblende oder binzugefommene Sterne zu 
finden, die man dann auf ihre etvaige Bewegung berfolgte. 
Denn bon bornberein all jene Sterne auf ihre Bewegung zu 
priifen, wäre eine gar zu Iangivierige Arbeit: es gibt deren 
Millionen am Himmel und oft Hunderte in bem Umfreife, den 
das Fernrohr zugleich iiberblidt. Fertige Gimmelsfarten, die 
noch dieſe feinſten Sterne verzeichnet enthalten, gab es nicht; da⸗ 
her konnten nur jene Aſtronomen ſyſtematiſch kleine Planeten 
entdecken, die ſelbſt ſolche Karten teilweiſe ausgearbeitet hatten. PETRA 
Der inzwiſchen berftorbene Peters in Clinton (Norbamerifa) Und graphiert auf ber parvarb:Stern: 
Palifa in Wien waren in diefer Lage; diefe beiden haben ſeiner- 99" 1% Somortige (Rsa ol 
zeit Heine Planeten dutzendweiſe gefunden. Heute aber entdeden 
Wolf in Heidelberg, der diefe photographiſche Methode zuerit angab und ausfiibrte, und 
Charloi3 in Marfeille die kleinen Planeten ganz ohne Karte, indem fie nur zwei bis drei 
Stunden lang dafiir forgen, daß ihr Apparat ftet3 auf diefelbe Stelle bea Himmels gerichtet 
bleibt. Sind nachher nur Punkte, fein Strich auf der Platte zu feben, mas wohl meiftens 
Der Fall fein wird, fo ift immerbin ein wertvolles Dofument bon bem Zuſtande des Himmels- 
raumes in der betreffenden Ribtung gefchaffen und die Arbeit nicht vergeben3 getvefen. 
Sft aber ein Strich verzeichnet, fo gebt es an3 Ausmeffen der Platte. Da auf diefer ſich 
immer ein oder mehrere größere Sterne befinden werden, deren Orter am Simmel genau 
befannt find, fo fann man mit deren Gilfe nun auch die Lage des Planeten am Himmels— 
gemblbe leicht finden und mit ben bvorliegenden Berechnungen der jemeiligen Orter die 
bereit3 befannten Planeten vergleichen. Cventuell hat man einen neuen Himmelskörper 
gefunden. Der Strich geigt die Ribtung und Sohnelligfeit feiner Bewegung an, jo daß 
man nad) bem Zeugnis der Platte anzugeben bermag, ivo man etiva anderen Tages den 
Neuling im Fernrohre gu fuden Phat, um ibn weiter zu berfolgen. 

So liefert die photographijhe Entbedung der kleinen Planeten abermals ein Bei: 
{piel bafiir, wie Umjtinde, die für einen gemiffen Zweig der Forſchung ein ſchwer zu 





48 3. Die fGimmelaphotographie. 


überwindendes Gindernis bilden, auf einem anderen Gebiete einen mertvollen Fortſchritt 
zeitigen fonnen, ähnlich mie wir e3 bei Gelegenbeit der Farbengeritreuung ſahen, ohne 
welche die Spektralanalyſe nicht beftehen fonnte. Der Himmelsphotographie febte nament= 
lich die Bewegung der Himmelskörper ein höchſt unbequemes Hindernis entgegen; fiir 
die kleinen Planeten aber iſt gerade ihre Bewegung das Verräteriſche. Ohne ſie würde 
die Photographie Bier keinen weſentlichen Vorſprung bor ben älteren Methoden zu vere 

zeichnen gehabt haben. 
Die Photographie kommt uns auch bei ber Sonnenbeobachtung außerordentlich zu⸗ 
ſtatten. Es hat ſich gezeigt, daß auf der Oberfläche der Sonne äußerſt heftige und ſchnelle 
Veränderungen vor 


sue 3 
Are VSS (LE e = langiom auffaſſende 
E Sta I) Auge nicht mehr feft- 

Cee NI «@ halten fonnte, und 
tS “SH ANSE. NON die ſich außerdem mit 


— DA; 


ben Einflüſſen Der 
Luftmallungen ſo 
febr vermiſchen, daß 
man beim direkten 
Sehen die wahren 
von den ſcheinbaren 
Veränderungen häu— 
fig nicht mehr zutren— 
nen vermag. Auch. 
bei ben etwas lang= 
famer vor fid) gehen= 
ben Verinderungen 
x der Sonnenflede hat 
Photographie eines ana oa Nag einer Aufnabme von der Zeichner am 

Fernrohr oft Mühe, 
mit den Ereigniſſen Schritt zu halten, und niemals wird natürlich eine Handzeichnung ſo 
treu wie die in einem unfaßbar kurzen Momente hergeſtellte Photographie der Sonne. Bei 
ſo ungemein kurzen Expoſitionszeiten fallen alle die Übelſtände meg, welche die Aufnahme 
des Mondes und der Planeten erſchwerten, denn während dieſes Momentes hat ſich der 
Zuſtand der Luft nicht verändert, verſchiedene Bilder desſelben Details konnten ſich nicht 
übereinander lagern und gegenſeitig verwiſchen. Das Fernrohr kann natürlich während 
dieſer Zeit ganz feſtſtehen; die Mängel des Uhrwerkes kommen alſo gleichfalls für die photo— 
graphiſche Aufnahme der Sonne nicht in Betracht. Freilich darf man nicht außer acht 
laſſen, daß die lichtbrechende Wirkung der „Luftſchlieren“ nun ſo auftreten, als wäre eine 
ganz feſte, ſchlecht geſchliffene oder ſchlecht abgekühlte Glaslinſe noch vor das Objektiv geſetzt. 
Oft erſcheinen deshalb große Partien des Sonnenbildes gänzlich unſcharf, als ob man 
ſchlecht eingeſtellt hätte (ſ, die obenſtehende Abbildung). Sn der Tat Bat ſich dann eine 
Luftpartie gerade im Momente der Expoſition vorgeſchoben, deren Brechungsvermögen 
den Brennpunkt des Objektivs verlegte. Oft auch zeigen zwei ſehr ſchnell nacheinander 





Aufnabmen der Sonne, ber Sonnenfiniterniffe und Venusdburdginge. 49 


aufgenommene Bilder der Sonne ein ganze3 Gebiet von Cinzelbeiten weſentlich gegene 
eimander verſchoben, während innerhalb diefe3 Gebietes die Detail8 diefelbe relative Lage 
beibehalten haben. Dies fann gieichfalla nur durd) Verinderungen des Brechungsvermögens 
der Luft erflirt werden. Durd oftmalige Wieberholung der Aufnahmen läßt fil) indes 
immer der Ginfluf der Luft feftitellen und der Schein bon der mabren Verinderung trennen. 
Nuf vielen Sternwarten, unter anderen namentlich aud in Potsdam, werden auf diefe 
Art täglich mehrere Sonnenaufnafhmen gemacht und dadurcd ein Archiv hergeftellt, in dem 
die Sonne felbft ihre Geſchichte treu verzeichnet. 

Sehr mefentlihe Dienjte leiftet die Photographie ferner in ben feltenen Augenbliden 
einer totalen Sonnenfinfternis, miederum wegen der Snelligfeit und der Treue 
ibrer Arbeit. Bei Sonnenfiniterniffen zeigt fi ring3 um den Bentralfirper herum das 
nod immer nicht völlig aufgeklärte Phänomen der Korona, d. i. ein matter Libt- 





Altere Zeichnungen der Sonnentorona. Bon Uftronomen de Harvard⸗College⸗Obſervatoriums (Nordamerika) ausgefilbrt. 


ſchimmer, der die Sonne dann wie ein Heiligenſchein umgibt und nur mabrend der veni: 
gen Minuten der Totalitàt auftritt. Wenn nun aud die Photographie zu deren Auf- 
zeichnung eine erheblich längere Beit braucht, als wenn fie ein Bild von der Gonnen- 
oberfläche mit ibrer iibermaltigenden Lichtfülle entmirft, fo fann man doch während einer 
Finſternis eine ganze Anzahl von Aufnahmen der Korona maden, die der Zeichner bor 
bem mit Mühe in ifren roheften Umriffen fefthalten fonnte. Daf bei diefer Haſt und 
in ber Aufregung des ſeltenen Augenblickes mande Fehler unterliefen, und daß nament= 
fi die ſubjektive Auffaffung Das Bild trüben mufte, ift begreiflio. Wir brauchen bloß 
eine Der dilteren Zeichnungen der Korona, mie mir fie in obenftehenden Abbilbungen 
bringen, mit einer Photographie derjelben zufammenzubalten (S. 294 u. 295), um fofort 
die Unzulänglichkeit ber Handzeichnung in die Augen fpringend zu maden. 

Aud bei Gelegenbeit der beidben Venusdburdginge des vergangenen Jahr 
Bunbert3 Bat die Photographie wegen ihrer Schnelligkeit und Objeftivitàt bei ben wich— 
tigften Unterſuchungen mertvolle Gilfe geleiftet. Es handelte ſich bei diefen Erſcheinungen 
vormiegend darum, durd die geftitellung der Lage der Venus auf ber Sonnenſcheibe an 
verſchiedenen Orten der Erde die Entfernung des Bentralgeftitn3 von un3 zu ermitteln. 
Da es bierbei auf die Ermittelung fehr kleiner Winkelgrößen anfam, die innerhalb der Febler 


Meger, Weltgebdube. 2. Aufl. 4 


50 3. Die Gimmel3photographie. 


des Auges und des Snftrumentes fiegen, fo muften möglichſt viele Meffungen gemacht 
werden, bamit zufällige Fehler um fo leichter erkannt merden fonnten. Die bdireften Meſ— 
fungen aber am Fernrohre nehmen Beit in Anſpruch; es fonnte deren alfo nur eine be— 
ſchränkte Anzahl mabrend der Dauer des Phänomens ausgefiibrt werden, dagegen ge: 
langen leicht Hunderte von Sonnenphotographien in derſelben Zeit. Auf ihnen fand ſich 
das Bild der Venus verzeichnet, und man konnte ſeine Lage zum Sonnenrande beliebige 
Zeit nachher am Arbeitstiſch in aller Ruhe ausmeſſen. Dabei hat ſich erwieſen, daß die 
photographiſchen Reſultate der Beobachtung des letzten Venusdurchganges mindeſtens 
ebenſo wertvoll ſind wie die der direkten Meſſung. 

Eine weſentliche Verſchiedenheit des photographiſchen Bildes von dem in unſerem 
Auge erzeugten, die in gewiſſem Sinne dem Fehler der Farbenzerſtreuung des Fernrohres 
entſpricht, liegt in der verſchiedenen Farbenempfindlichkeit der Platte. Das 
Auge ſieht Farben, die photographiſche Platte nur Helligkeitsunterſchiede. Selbſt dieſe 
aber entſprechen nicht den Abſtufungen, wie ſie unſer Auge empfindet. Blaue Gegenſtände, 
die uns ziemlich dunkel erſcheinen, ſtellen ſich auf der Platte beinahe wie weiße dar, während 
gelbe dunkel auftreten, und Gelb gerade iſt die Farbe, durch die wir das Leuchtende, das 
Helle, wiederzugeben pflegen. 

Bringt auf der einen Seite dieſe Verſchiedenheit der Auffaſſung des Auges und der 
Platte eine unliebſame Verwickelung in unſere photographiſchen Unterſuchungsmethoden, 
ſo iſt ſie auf der anderen Seite wiederum die Urſache höchſt intereſſanter Entdeckungen ge— 
worden, die wir der Platte ganz allein verdanken, während ſie in allen übrigen Fällen das 
direkte Sehen nur unterſtützen konnte. Die photographiſche Platte hat nämlich erwieſen, 
daß es im Himmelsraume Welten von ungeheurer Ausdehnung gibt, welche die Send— 
boten des Athers in ſehr heftige Schwingungen verſetzen und dennoch vom menſchlichen 
Auge niemals geſehen werden können. Dieſe Welten ſtrahlen ſogenanntes ultravio— 
lettes Licht aus, für das unſere Augennerven unempfindlich ſind. Die letzteren 
ſind nur für Geſchwindigkeiten von Atomſtößen abgeſtimmt, die zwiſchen gewiſſen Grenzen 
liegen. Was darüber oder darunter liegt, wird nicht mehr als Licht erkannt. 

Zu wiederholten Malen hat man auf photographiſchen Aufnahmen ausgedehnte 
Stellen entdeckt, die auf den Negativen kräftig geſchwärzt erſchienen und bei Wiederholung 
derſelben Aufnahme immer wieder in dergleichen Lage zu den umſtehenden Sternen auf— 
traten (ſ. Die Abbildung S. 51 des ſogenannten Nordamerikanebels im Sternbilde des 
Schwanes), während am Himmel hier durch das Fernrohr nur ein ſchwacher Schimmer 
zu entdecken war. Es iſt vorgekommen, daß eine ſolche Stelle auf einer Platte bemerkt 
wurde, auf der ſich auch noch eine andere ähnliche befand, die aber von einem bekannten 
Nebelfleck herrührte. Beide Flecke hatten die Platte nahezu gleichſtark geſchwärzt, und doch 
war der eine mit den beſten Fernrohren nicht direkt ſichtbar zu machen, während der andere 
ſo hell leuchtet, daß man ihn unter beſonders guten Luftverhältniſſen ſchon mit dem unbe— 
waffneten Auge wahrnimmt. Der eine ſtrahlt alſo nur unſichtbares Licht aus. Hier leiſtet 
die Photographie einen ſehr intereſſanten Beitrag zu der Aftronomie des Un— 
ſicht baren, von der wir in den folgenden Abſchnitten noch manche merkwürdige Dinge 
zu berichten haben werden. Dort, in jenen unermeßlich fernen Himmelsweiten, in die wir 
dieſe Nebelflecke verſetzen müſſen, ſchwirren Gasatome, die ſich zu einer neuen Welt zu— 
ſammenzuſchließen trachten, noch derartig wild durcheinander, daß ſie den umliegenden 


Photographie unſichtbarer Welten. 51 


Ather in fo heftige Schwingungen verfeben, mie fie unfere nur für die rubigeren Verhalt- 
niſſe eimer fertigen Welt eingericbteten Sinne nicht mehr aufzufaffen vermigen. 

Durch die Pforten unferer fiinf Sinne muß die ganze Welt eingehen, die wir begreifen 
können; aber nur zwei derfelben können außerirdiſche Cindriitde empfangen und unferem 
Geijte melben: das Geficht und allenfalls noch dad Gefiibl, bas un3 die Wärme der Sonne 
empfinden läßt. Dod nur die Sonne mit ibrer allgemaltigen Strablenfitlle verrät fil 
Diefem verhältnismäßig rohen Sinne. Wollen mir feinere 
Unterſuchungen über die Wirme der un3 umgebenden 
Körper anftellen, fo miiffen mir ihre Wirfung fibtbar 
machen durch das Thermometer oder andere vollfomme: 
nere Einrichtungen, die mir {pater noch fennen lernen 
werden, und ebenjo geht es mit allen anderen Ginnen: 
Das lebte Mittel ift immer der Geſichtsſinn. Aber im 
salle jener ultravioletten Nebel verjagt auch diefer, ift 
auch dieſer noch zu grob. Da ftellt ſich noch etwas Emp= 
findlicheres als unſer Auge zwiſchen uns und jene un: 
ſichtbare Welt und verrät uns ihre Exiſtenz dennoch: die 
Platte hält die Wirkung der allzu heftigen Schwingungen 
feſt und ſtimmt ſie herab auf die tiefere Oktave der 
menſchlichen Empfänglichkeit. 

All unſere wiſſenſchaftlichen Beobachtungsmethoden 
ſtreben immer mehr der automatiſchen Regiſtrierung zu, 
wie ſie die photographiſche Platte ausführt. Es iſt dies 
eine Folge der Einſicht, daß bei der andauernd überhand— 
nehmenden Fülle der Arbeit eine möglichſt zweckmäßige 
Zeiteinteilung eintreten muß. Die Erforſchung des Him— 
mels kann, nachdem die Platte ſeinen Zuſtand regiſtriert 
hat, zu jeder beliebigen Beit in Angriff genommen wer— 
den, und es können Kräfte dabei verwendet werden, die 
ſich nun nicht mehr durch die immerhin mehr oder weniger 32 
mechaniſche Arbeit des Beobachtens abnutzen. In dieſem nitravioletter Nebel im Sternbitò 
Sinne, als das unbedingt treue, unvergängliche Gedächt Sar moti tn gelocibeni. GLI ext ©.50. 
nis des Aftronomen, wird die Qimmelsphotographie ſtets 
ibre eigentliche Aufgabe finden und einftmala ſicher alle3 direte Beobachten überflüſſig 
machen. Heute freilid), während des unvermeidlichen Ubergangsftadium3, miiffen nodo 
immer, um Die Refultate der alten auf die neue Methode iiberleiten zu können, die Augen 
Des Menſchen fil direft mit ben Sternen in Verbinbdung feben. 

Auf ber photographiſchen Platte ſchreiben die ſchnellfüßigen Sendboten aus dem Uni: 
verjum ihre Depeſchen ſelbſt auf, damit mir fie nachträglich zu beliebiger Beit leſen können, 
und mir haben vorhin gefeben, daß mir uns in ben meiften Fallen auf die Treue bdiefer 
Aufzeichnungen verlaffen diirfen, ja daß beinabe überall, mo eine Differenz zwiſchen der 
Lesart des Auge3 und der Platte vorliegi, Tegtere ben Vorzug berbdient. ‘Die Himmels— 

photographie hat die Bride zwiſchen uns und ben Gternen ermeitert und befeftigt. 





4* 


59 4. Die Speltralanalbfe. 


4. Die Spektralanalyie. 


Die Phyſik lebrt (ſiehe auch deswegen die betreffenden Rapitel des ſchon ermabnten 
Werkes Die Naturkräfte“), bag das weiße Licht aus einem Gemiſch aller iiberbaupt denk⸗ 
baren Farben beſteht. Es ift für die aſtronomiſche Forſchung von der größten Bedeutung 
geworden, dieſes weiße, oder ſonſt zu uns von den Sternen herkommende Licht in ſeine 
einzelnen Farbenbeſtandteile zu zerlegen. 

Jede dieſer Farben entſpricht einer beſtimm⸗ 
ten Wellenlänge der Atherſchwingungen, die 
unſer Auge als Licht wahrnimmt. Wir haben 
ſchon früher ein Mittel für dieſe Zerlegung des 
Lichtes gefunden, als wir uns mit der Konſtruk⸗ 
tion des Fernrohres befaßten. Wir ſahen dabei, 
daß jede Glaslinſe das weiße Licht in feine ein— 
zelnen Farben trennt, und es bedurfte befannt= 
lich all unſerer Kunſt, um dieſe höchſt ſtörende 
Farbenzerſtreuung durch eine Kombination von 
zwei Linſen nahezu aufzuheben. Dieſer UÜbel— 
Farbenzerſtreuung des weißen Lichtes im Prisma. ſtand auf der einen Seite kommt uns aber hier 

trefflich zuſtatten. Der hauptſächliche Teil des 
jenigen Inſtrumentes, das zur Trennung der Farben verwendet wird, Des Spektro— 
ſtkops, beſteht aus einem Glaskörper, den man als ein vergrößertes Clement einer 
ſolchen Linſe bezeichnen kann. Es iſt ein Glaskeil, ein Prisma. Daß man durch ein 
Prisma alle Gegenſtände mit farbigen Rändern ſieht, iſt allbekannt. Die Urſache dieſer 
Erſcheinung iſt uns ſchon geläufig: wir entdeckten ſie in dem verſchiedenen Widerſtande, 





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Gerabfiobtiger Prismenfag (Prisma à vision directe): C, C Cromn: 


glasprismen, F g[intglasprisma. Bgl. Text, S. 54. 


den die lichtſchwingenden Atheratome in den verſchiedenen von ihnen durchdrungenen 
Subſtanzen finden. Wir miffen auch bereit3, daß die Ablenfung in der Weiſe erfolgen muß, 
wie es die obenftehende Abbilbung angibt, in der S ein von der Sonne kommendes Lit: 
bündel bezeichnet, Das mittel3 eines Spiegel3 durch den Spalt auf das Prisma geleitet 
wird; ber rote Strahl laft fi) nicht fo weit ablenfen mie die übrigen, aus benen der 
urfpriingliche, weiße Strahl beftand, der biolette dagegen am ſtärkſten. Da uns ſchon der 
Spiegel zeigt, daß wir immer die Gegenjtinde in der Richtung feben, aus der der legte 
Zeil des in unfer Auge gelangenden Strahles kommt, fo werden mir durd ein Pridma einen 
roten Gegenjtand an eimer anderen Stelle erbliden al3 einen violetten, wenngleich beide 

















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Spektren verschiedener Himmelskòrper. 


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Berlegung des Lichtes im Prisma. Das Speltroffop. 53 


fil) in derjelben Richtung befindben. Leuchtet alfo ein Koͤrper zugleich in verſchiedenen 
Farben, {o wird das Prisma für jede Farbe ein beſonderes Bild von ihm entwerfen, ein 
jedes wird ſich an das andere reihen, ſo daß wir nun den Gegenſtand mit den wohlbekannten 
farbigen Rändern ſehen, weil hier die verſchiedenen Bilder übereinander greifen, während 
in der Mitte ſich die Farben wieder zu weiß zuſammenfinden. Derſelbe Umſtand bewirkte, 
daß wir in einem nicht achromatiſchen Fernrohr keine ſcharf umgrenzten Bilder erhielten. 

Zu dem uns vorſchwebenden Zwecke brauchen wir die zu unterſuchenden Objekte gar 
nicht ſcharf zu ſehen, ja wir wollen überhaupt nicht ſie ſelbſt ſehen, ſondern nur ihre einzelnen 
Farben ſo nebeneinander geordnet, wie wir ſie am Rande des Bildes, z. B. von einem 
Hauſe, im Prisma erblicken. Es liegt alſo nahe, in ein zu dieſem Zwecke zu konſtruierendes 
Inſtrument überhaupt nur das Licht von dieſem Rande gelangen zu laſſen. Dies geſchieht 
einfach dadurch, daß man vor 
das Prisma eine ganz feine, 
linienförmige Offnung, einen 
Spalt, ſetzt, durch den allein das 
zu analyſierende Licht eingelaſ⸗ 
ſen wird. Dieſer Spalt, der ohne 
das Prisma nur eine Lichtlinie 
auf einem dahinter gehaltenen 
Schirm entwerfen würde, wenn 
das Sonnenlicht hindurchſcheint, 
zeichnet mit Hilfe des Prismas 
ein ſchönes farbiges Band, weil 
jede Farbe, aus der das Sonnen⸗ 
licht beſteht, ihre Linien eben der =? = 
anderen auf ben Sdirm wirft. = E 
Diefes farbige Band hat man das 
Speftrum des betreffenden 
leuchtenden Objeftes genannt. Da Speftroffop, durd das es beobachtet wird, befteht im 
weſentlichen eigentlich nur aus jenem Spalt und bem Prisma; alle anderen Dinge, die fich 
Darum gruppieren, dienen nur dazu, das Bilb des Spaltes oder den forſchenden Blick zu ver= 
ſchärfen und genaue Meffungen des Gefebenen zu ermöglichen. Die obenftehende Abbilbung 
veranſchaulicht ben ungemein einfachen Apparat, deffen Wirfungen, recht gedeutet, doch im— 
ftande maren, un3 in der Beit bon wenigen Gahrzebnten, feit benen er der Durchforſchung des 
Himmels dient, ganz ungeahnte Aufſchlüſſe über die Beſchaffenheit der fernſten Welten zu geben. 

Auf dieſer Abbildung ſieht man rechts die Flamme F, in der ein Stoff verbrannt wird, 
deſſen Farbenausſtrahlung durch das Spektroſkop unterſucht werden ſoll. Der Schieber L 
enthält ben Spalt, deſſen Weite regulierbar iſt. Das kleine Fernrohr A dient gum Zuſam— 
menhalten der Strahlen des Spaltes, die ſonſt wegen der großen Nähe der Flamme diver— 
gierend ſich zerſtreuen müßten. Man nennt dieſen Teil das Kollimatorfernrohr. Bei P 
ſteht das Prisma, das die Spaltlinie zum Spektralband auseinanderzieht, und durch das 
Fernrohr B wird dieſes Band vergrößert beobachtet. 

Selbſtverſtändlich treten in der Praxis die Spektroſkope für die verſchiedenen Verwen— 
dungen in mannigfach veränderter Form und Zuſammenſetzung auf. Für ihre Anwendung 








Das Spektroſkop. GBuchſtabenerklärung im Text.) 


54 4. Die Speftralanalyfe. 


auf die Fiziterne, die ja für unta nur leuchtende Punfte find, fann aufer bem Kollimatore 
fernrohr aud die ganze Spaltvorridtung wegbleiben, ba ber Strahl Bier ſchon an ſich 
ſchmal genug ift. Tir werden fogar im Speltroffop von einem Stern überhaupt ohne 
weiteres nur eine farbig auseinandergezogene Linie erhalten, fein Speftralband. Um 
dies zu ſchaffen, muß man bor bem Prisma nod eine fogenannte Zylinderlinſe einſchalten, 
die einen Stern an fi ſchon als Linie erſcheinen läßt; diefe Linie wird alsdann durch 
das Prisma zum Band ausgebreitet. Ferner hat man eine Zuſammenſtellung von Pris- 
men erdacht, durch die man die läſtige Ablenkung der Strablen bermeidet, die mit der 
Brechung im Prisma berbunden ift. Es wird dadurch begreiflicherweiſe das Auffinden 
eines himmliſchen Objektes ſehr erſchwert, weil man das letztere im gewöhnlichen Speltro- 
ffop in einer ganz anderen Richtung ſieht, al die Strahlen urſprünglich haben. Wie die 
Lichtſtrahlen durch diefe ,,Speftroffope mit direfter Durchſicht“ geben, ift aus der ſchema— 
tiſchen Abbilbung auf S. 52 zu erfeBen. 

Endlich hat man das Okular⸗- und das Objektivſpektroſkop zu unterſcheiden, bon denen 
bas erftere faft ausſchließlich angewendet wird. Es wird, vie fein Name andeutet, im Fern= 
rohre da angebracdt, mo fi) ſonſt das Okular befindet, fann alfo verhältnismäßig Mein 
fein. Allerdings fann dabei das Inſtrument immer nur auf einen einzigen Stem gerichtet 
werden. Beim Objeftifpeltroffop dagegen liegt ein grofes Prisma dicht bor dem Ob- 
jektiv. Die Vilber aller Sterne, die man unter gewöhnlichen Verhaltniffen mit bem Fern⸗ 
rohr überſehen könnte, werden durch dieſes Prisma zu ſchmalen Farbenbändern ausge» 
zogen, die dann durch das Okular auf einmal zu betrachten ſind. Auf der Sternwarte des 
Harvard-College in Cambridge (Nordamerika) und der bereits oben erwähnten mit diefer 
verbundenen Höhenſtation in Arequipa filbrt man mit Gilfe eines ſolchen Objektivſpektro— 
ffop3 feit einigen Jahren eine ſpektroſkopiſche Durchmuſterung des Himmels aus, zu der man 
in einer ſpäter naber zu erörternden VWeife die Photographie zu Hilfe nimmt. Es murben 
bort ſchon Behntaufende von Sternfpeftren aufgenommen und unterfudt. Für ſolche 
Maſſenaufnahmen ift das Objeftivfpeftroffop bem am Ofularende angebradten Speltro- 
ffope vorzuziehen, aber man fann mit ihm nicht fo feine Detailunterſuchungen anjftellen. Auf 
nebenſtehender Tafel ift eine ſolche ſpektroſkopiſche Aufnahme miedergegeben, die mit einem 
achtzölligen Refraftor mit Objeftibpriama in einer Stunde Crpofition3;eit in Arequipa er- 
halten wurde. Gie enthält die Speftren von mebreren hundert Sternen in der Umgebung 
Des Sterne3 7 Carinae, im Zuge der Milchſtraße auf der ſüdlichen Himmelshalfte. In den 
bellen Bändern der Speftren erfennt man dunkle Linien, deren Bedeutung ir ſogleich 
fennen fernen iverden. 

Mit ben Speltroffopen bermigen mir die verſchiedenen uns von einem leuchtenden 
Körper zugeſandten Lichtſorten voneinander gu trennen, um fie gefondert zu unterfuden. 
Wenden mir unfer Prisma zunächſt einer irdiſchen Licbtquelle zu, die unferer Kontrolle 
zugänglich ift, 3. B. einer Rerzenflamme, fo erbliden mir im Speftroffop ein ſchönes, ununter= 
brochene3 Farbenband, mie es unfere Tafel (bei S. 52) an erfter Stelle zeigt, wenn man 
fil) die menigen dunkeln Linien wegdenkt. Ale erdenklichen Tarbennuancen, deren es 
unendlich viele gibt, find in bem Spektrum des Kerzenlichtes vertreten. Auf der einen Seite, 
am menigiten bon der geradben Richtung zwiſchen Kerze und Auge abgelentt, hebt das Rot 
ani, das ganz allmählich in leuchtendes Gelb und bon diefem in Grin übergeht; ibm folgt 
ein großes blaues Gebiet, und dann endigt das Spektrum mit einem immer matter merbenden 


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Die verſchiedenen Spektraltypen. 55 


Violett. In der angegebenen Reihenfolge muß alſo nach unſerer Vermutung die Häufigkeit 
der Wellenſchläge des Lichtes abnehmen. Das Leuchten der Kerzenflamme wird durch 
das helle Erglühen ganz fein verteilter Kohlenſtäubchen hervorgebracht. 

Es ſcheint alſo, als ob ein weißglühender Körper Lichtwellen von jeder Art und Kraft 
ausſtrahlt, was wir in der Tat durch weitere Experimente beſtätigt finden. Gleichviel 
welchen Körper wir auch weißglühend machen mögen, er wird immer, wenn wir ihn durch 
das Prisma betrachten, ein ununterbrochenes Farbenband, ein ſogenanntes konti— 
nuierliches Spektrum, erzeugen. Wir müſſen nur bei dieſem Experimente 
darauf achten, daß ſich der unterſuchte Stoff infolge der angewandten Hitze nicht zugleich 
verflüchtigt. Alsdann tritt nämlich eine weſentliche Veränderung des Spektrums ein. Wir 
können dies beobachten, wenn wir in die Kerzenflamme ein Körnchen Kochſalz ſtreuen. 
Sofort glänzt eine beſtimmte, ſchmale Partie im Gelb hell auf, bis das Salz verdampft iſt. 
Machen wir das Experiment mit einer Flamme, die ſehr wenig leuchtet und deshalb ein 
kaum bemerkbares Spektrum entwirft, z. B. mit einer Spiritusflamme, ſo erſcheint ſofort 
eine helle gelbe Linie an einer beſtimmten unveränderlichen Stelle, ſobald auch nur die 
geringſten Spuren von Kochſalz dort verbrennen. 

Da nun jeder Stoff ſeine ihm eigentümlichen Spektrallinien hat, ſo können wir ihn 
an dieſen erkennen, und zwar iſt dies ſelbſt bei den kleinſten Mengen möglich; ja, man hat 
allein durch ihre Spektrallinien eine ganze Anzahl von chemiſchen Elementen entdeckt, 
die in anderen Stoffgemiſchen nur in ſo geringen Mengen vorkommen, daß man ſie durch 
die gewöhnlichen Methoden der analytiſchen Chemie niemals gefunden haben würde. 
Dazu gehören 3. B. das Indium, das Thallium u. f.to. Die Entfernung, in der fi) der 
zu analyſierende Körper dabei befindet, ſpielt gar keine Rolle; es iſt gleichgültig, ob der 
glühend leuchtende Dampf ſich unmittelbar vor dem Spalte des Spektroſkops befindet oder 
auf einem Berge am fernen Horizont oder auf jenen unendlich weiten Sternen. Wenn nur 
das Licht überhaupt noch ſeine Wellenſchwingungen zu uns gelangen läßt, ſo wiſſen wir 
mit aller Beſtimmtheit, von welcher Art von Stoffen es ausging. 

So Bat uns alſo dieſes einfachſte aller Forſchungswerkzeuge, das Glasprisma, in den 
Stand geſetzt, die Stoffe zu ergründen, aus denen die Welt bis in ihre letzten Tiefen 
aufgebaut iſt. Und noch mehr. Nicht nur über ihre chemiſche Zuſammenſetzung und 
demgemäß über ihre molekulare Beſchaffenheit gibt uns das Spektroſkop Auskunft, ſondern 
es ſagt uns ſogar etwas über ihren Aggregatzuſtand aus, über ihre Wärmeverhältniſſe und, 
was zu den erſtaunlichſten Reſultaten dieſes Forſchungszweiges gehört, über die Be— 
wegungen der Himmelskörper. Wie würde man wohl noch vor etwa fünfzig Jahren einen 
Schwärmer verlacht haben, der behauptet hätte, daß es möglich ſei, aus dem bloßen An= 
blick eines Feuers, das auf einem ſehr entfernten Berge brennt, mit Sicherheit zu ſchließen, 
erſtens, was dort verbrennt, ſeien es auch zwanzig und mehr zuſammengemiſchte Grund— 
ſtoffe, zweitens, ob das Feuer ſich uns nähert oder von uns entfernt und um wieviel 
Kilometer in der Sekunde. Vir leiſten dies heute, auch wenn das Feuer auf der fern= 
ſten Sonne des Firmamentes brennt. 

Nicht unter allen Umſtänden aber gibt una das Spektroſkop Auskunft über die chemiſche 
Beſchaffenheit der leuchtenden Körper, mie mir ſchon oben erfubren, al8 mir das Licht einer 
Kerze durch Das Prisma betracbteten. Das ,fontinuierlime” Speftrum, das ſich dabei 
geigte, Dbleibt bei allen den Stoffen das gleiche (berrat alfo nichts über die chemiſche 


56 4. Die Speltralanalygje. 


Beſchaffenheit des leuchtenden Körpers), die im feften oder flüſſigen Buftand nur 
glühen, nicdt auch gleichzeitig verdbampfen. Aud) alle feften Körper, die nicht ſelbſt 
leuchten, ſondern wie der Mond uns nur durch erborgtes Licht in die Erſcheinung treten, 
ſagen uns in der farbigen Sprache des Spektroſkops nichts über ihre innere chemiſche Be— 
ſchaffenheit, bezw. über die ihrer Oberflächen aus; ihr Licht zeigt eben nur die Eigenſchaften 
der urſprünglichen Quelle, der Sonne. Bei den weißglühenden feſten Körpern aber wird 
der umgebende Ather in alle denkbaren Schwingungen verſetzt, vom äußerſten Violett bis 
in die Wärmeſtrahlen hinein, die von ſolchen Körpern ſtets mit ausgehen. Durch immer 
weiter fortſchreitende Abkühlung hören zunächſt die ſchnellſten, die violetten Schwingungen 
auf, dann die blauen, und ſo fort, bis endlich nur noch die roten übrigbleiben, der Körper 
in die Rotglut übergegangen iſt; ſchließlich verlöſchen auch dieſe, und nur Wärme wird 
noch ausgeſtrahlt. Bei dieſem Abkühlungsvorgange zeigt ſich im Speltroffop ſtets einzig 
und allein das kontinuierliche Farbenband, das aber, bom Violett angefangen, ganz all⸗ 
mählich nach dem roten Ende hin verſchwindet. Kein Unterſchied macht ſich bei verſchiedenen 
Stoffen bemerkbar. Das Spekltroſkop kann alſo in allen dieſen Fallen keine anderen 
Dienſte leiſten, als daß es uns ausſagt, in welchem Stadium zwiſchen Weiß⸗ und Rotglut 
ſich der betreffende Körper befindet. Man hat in der Tat auf dieſem Wege die Tempera= 
tur der Fixſterne zu beſtimmen vermocht. 

Der Fall aber, daß ein feſter Körper nur glüht, ohne auch teilweiſe zu verdampfen, 
tritt im Gebiete der Himmelsforſchung nicht ein. Uberhaupt werden in der Natur ſo reine 
Prozeſſe, wie wir ſie meiſt unter den ſorgfältigſten Vorſichtsmaßregeln im phyſikaliſchen 
Laboratorium ausführen, immer nur ſehr ſelten vorkommen. Jeder glühende Körper wird 
ſtets einen Teil ſeiner Materie verdampfen, d. h. aus dem Gewirr ſeiner ſchwingenden 
Maſſenteilchen eine Anzahl von Molekülen ausſtoßen, deren Atome nun ihre freie Beweg— 
lichkeit wieder erlangen und folglich den Ather in die ihnen eigentümlichen Schwingungen 
verſetzen, ſolange ſie noch kräftig genug bewegt ſind, um überhaupt leuchten zu können. 
Wenn wir bei einer glühenden Eiſenkugel ſolche Moleküle nicht bemerken, ſo liegt dies daran, 
Daf deren zu wenige find, und daß ſelbſt diefe wenigen ſofort nach allen Richtungen ent: 
weichen. Anders aber verhält es ſich mit den ungeheuern glühenden Kugeln, die wir durch 
die Weltenräume ſchweben ſehen: ſie halten die ausgeſtoßenen Moleküle feſt und bilden 
mit ihnen eine heiße ſie umhüllende Atmoſphäre. Dieſe aber können wir, wie aus dem 
Vorangegangenen erhellt, ſehr genau auf ihre chemiſche Zuſammenſetzung durch das Spek⸗ 
troffop prüfen. 

Wo wir die Gaſe allein ſehen, treten dann jene hellen Linien auf, deren Entſtehung 
und Bedeutung wir bereits kennen gelernt haben. Sie zeigen ſich z. B. hart am Sonnen⸗ 
rande, wo wir ausſchließlich die Atmoſphäre der Sonne ſehen, die ihr glühender Ball um 
ſich feſthält (vgl. Fig. 10 der Tafel bei S. 52). Ganz anders geſtaltet ſich aber der Anblick, 
wenn man das Speftroffop auf ben Körper der Sonne ſelbſt ribtet. Wir feben dann zu— 
nächſt Das kontinuierliche Speftrum einer glühenden Maffe. Dariiber lagern fil) an dene 
ſelben Stellen, mo die betreffenden Gafe im für fi) allein gliihenden Buftande helle Linien 
bervorbringen riirben, nunmehr bunfle Linien. Das Spektrum wird „umgekehrt“. 
Es entiteben die fogenannten Fraunhoferſchen Linien im Sonnenfpeftrum und 
in dem der iibrigen Tizfterne. Wie diefe Umkehrung phyſikaliſch zuftandbe fommt, fann 
bier nicht weiter erbrtert werden. Gie ift zu vergleichen mit bem Vorgange, der die Saite 


Fraunhoferſche Linien. 57 


eines Mufifinftrumente3 mitſchwingen lift, wenn fie bon Luftwellen getroffen wird, die 
fie, angeſchlagen, felbît erzeugen miirde. 

Die Umkehrung des Spektrums hat man ſelbſtverſtändlich nicht nur an außerirdiſchen 
Körpern nachgewieſen; ſie bildet eins der intereſſanteſten Experimente jedes populären 
Vortrages über Spektralanalyſe. Die Verſuche lehren, daß jede ſo entſtehende dunkle 
Linie ſtets genau an derjenigen Stelle erſcheint, an der ſonſt die entſprechende helle auf— 
tritt. Die „Emiſſionsſpektren“ (d. h. die mit hellen Linien) der glühenden Gaſe fallen genau 
mit den „Abſorptionsſpektren“ zuſammen. Da wir nun die Emiſſionsſpektren in unſeren 
Laboratorien mit Leichtigkeit jederzeit erzeugen können und folglich auch die Lage ihrer 
Linien zueinander mit aller Genauigkeit zu beſtimmen vermögen, fo können mir ander- 
ſeits die gleichfalls ihrer Lage nach beſtimmten dunkeln Linien in dem Spektrum von Ge— 
ſtirnen mit den von bekannten Stoffen erzeugten identifizieren, und wir wiſſen dann, daß 


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Das Spektrometer des Aſtrophyſikaliſchen Obſervatoriums in Potsdam. Nach Photographie. 


den betreffenden Himmelskörper eine Gashülle umgibt, die relativ kälter iſt als der glühende 
Kern und die Elementarſtoffe enthält, deren Linien aufgefunden wurden. Für feinere 
Meſſungen hat man entſprechend feine mikrometriſche Inſtrumente mit dem Spektroſkop 
in Verbindung gebracht, mit denen man die Lage der Linien zueinander beſtimmen kann. 
Es entſteht dadurch das Spektrometer. Das betreffende Inſtrument der Pots- 
damer Warte iſt oben abgebildet. 

Um ſich in dem Gewirr von Linien, die einzelne Elemente und nun gar ſo komplizierte 
Gasgemenge wie das der Sonnenatmoſphäre aufweiſen, zurechtzufinden, hat man die 
Fraunhoferſchen Linien mit den großen Buchſtaben des Alphabets belegt, und zwar ſo, 
daß man mit A die erſte auffällige Linie des Sonnenſpektrums bezeichnet, die ſich auf der 
roten Seite befindet. Die äußerſte Linie im ſichtbaren Violett des Sonnenſpektrums trägt 
die Bezeichnung H, das ultraviolette Spektrum aber geht bis zu den Buchſtaben R, S und 
darüber hinaus; anderſeits wurden bon Langleh und anderen Forſchern im infraroten 
Teile noch Abforptionslinien entbedt, in denen die Bier beobadtete Warmejtrahlung 
ebenfo abforbiert wird vie in dem ſichtbaren Teile des Speftrum3 das Lit bei den 
dunfeln Linien. Man tfime in Verlegenbeit, auch diefen Linien entſprechende Bezeich— 
nungen gu geben, wenn man es für exakte Angaben nicht längſt vorgezogen Batte, die Linien 
ftatt durch Buchſtaben mit den Wellenlängen der Bier feblenden Lichtſchwingungen des 


58 4. Die Spektralanalyſe. 


kontinuierlichen Spektrums zu bezeichnen. Man fann dann aud in dem Falle nicht mehr 
über die Lage einer Linie im Zweifel fein, wo eine urſprünglich für einfad) gehaltene Linie, 
wie die D-Linie des Natrium8, ſich bei genauerer Prüfung als dboppelt berausftellt. Die 
nachftebende Tabelle enthält die Wellenlängen und Schwingungszahlen der hauptſäch— 
lichſten Fraunhoferſchen Linien. Lebtere find unter der Vorausjegung einer Lichtgeſchwin⸗ 
digfeit bon 297,900 km berednet, die Foucault und Fizeau fanden. Später fand Cornu 
faft genau 300,000 km. 


Tabelle Fraunhoferſcher Linien. 












































































Be: | Wellen⸗Schwin⸗ Wellen⸗Schwin⸗ 
zeich⸗ range in dungszahl Farbe Zugehöriges "| tinge in dungszahl Sarde Znugehöriges 
seno millionjtel nilo: der CElentent millionitel in Billio⸗ der Clement 

: ui»! Dtilimeter —— Linte Millimeter —— Cinte 
Linie Sefunde Gefunde 

A 759,360 392,3” | Rot Sauerftoff | Ea | 526,972 i 565,3 Grun | Gifen 

B 686,746 433,8 |Rot Sauerftoff | F 486,148 612,8 Blaugrün Waſſerſtoff 
C (556,304 453,0 Orange |Wafferftoff{ G 430,803 693,9. Indigo Waſſerſtoff 
Di | 589,616 505,2 Gelb Natrium H | 396,862 750,6 Violett Calcium 
D, I 589010 | 5058 Gelb Nairium |K | 393850 | 7578 |Wltraviolett| Calcium 
E. | 527,050 565,2 | Grin Eiſen U 294,789 , 10105 | Ultraviolett Cifen 


Wenn mir borbin fahen, daß derfelbe Stoff ftet3 auch dasſelbe Speftrum erzeugt, fo 
trifft dies Dod) nicht ganz bedingung3l03 zu. Man beobacdtet, daf die fonft immer ganz 
ſcharfen Linien eine3 Gasfpeftrum3 defto verſchwommener und breiter werden, einem je 
ſtärkeren Drude man das Gas ausfebt, oder eine je dickere Schicht der Strabl zu durch— 
bringen hat. Endlich verſchwinden die Linien ganz und bilden vereinigt ein kontinuierliches 
©peltrum. Die Urſache diefer Erſcheinung liegt nabe. Durd den erhöhten Drud merden 
die einzelmen Molekularſyſteme einander mehr und mebr genabert und dadurch in ihrer 
freien Bewegung gebemmt, und Ahnliches muf durd die zunehmende Dide der gu durch— 
dringenden Schicht geſchehen; die entitehenden Störungen bringen Lichtſchwingungen 
hervor, die ſich um die normalen gruppieren. Schließlich zeigt das Gas im Spektroſkop die 
Eigenſchaften einer Flüſſigkeit, noch ehe es die anderen phyſikaliſchen Eigenſchaften einer 
ſolchen ganz angenommen hat; es tritt ein kritiſcher Zuſtand ein, in dem ſich zweifellos das 
Innere der meiſten Fixſterne befindet. 

Nicht genug mit den vielartigen intereſſanten Botſchaften, die uns das prismatiſch 
zerlegte Licht aus den Tiefen des Univerſums bis zu unſerem verſteckten Erdenwinkel trägt, 
gibt es uns noch auf einem Gebiete, das weit abſeits von dem bisher betretenen chemiſchen 
und phyſikaliſchen liegt, höchſt wichtige Aufſchlüſſe, die auf gar keine andere Weiſe zu er⸗ 
forſchen ſein würden und bis um die Mitte des 19. Jahrhunderts gewiß noch für weniger 
erforſchlich gelten mußten als ſelbſt die chemiſche Beſchaffenheit der Himmelskörper: ihre 
Bewegungen in der Geſichtslinie. 

Wenn wir auf einer ganz geradlinigen Eiſenbahnſtrecke nachts die Lichter einer Loko— 
motive in weiter Ferne bemerken, ſo werden wir nicht eher darüber entſcheiden können, 
ob der Zug ſtillſteht, auf uns zueilt oder ſich entfernt, bis das Heller- oder Dunklerwerden 
der Lichter die Entſcheidung gibt. Wie hätten wir es aber früher für möglich halten können, 
die zweifellos ſtattfindenden Bewegungen von Sternen zu ermitteln, die gerade auf uns 
zueilen oder ſich ebenſo von uns entfernen, da eine Veränderung ihrer Helligkeit infolge 


Einfluß der Bemegung der Lichtquelle in ber Gefibtslinie auf ba3 Speltrum. 59 


diefer Bewegung tvegen ibrer unermefglid) grofen Entfernung von uns nicht in Fabrtau= 
ſenden zu ermarten mar? Es fchien, al3 ob tvir iiber die wahren Bewegungen der Firfterne, 
b. B. fiber die Gefebe, die ben grofiten Organismus der Weltſyſteme regieren, niemal8 
Aufſchluß erhalten könnten, dba wir immer nur den Teil dbavon durd Ortaverinderungen 
ber Geftirne erfannten, der ſich al3 ſeitliche Verſchiebung am Himmelsgewölbe fundgab; 
Dies fonnte aber unter Umſtänden der kleinſte Teil der eigentlichen Bewegung fein. 

Das Speftroffop gibt uns nicht nur an, vb ſich ein Stern direft auf un3 zu oder in 
entgegengefebter Richtung bemegt, fondern lift auch die Schnelligkeit dieſer Bewegung in 
Kilometern berednen, auch menn mir fiber die Entfernung, in der diefe Bewegung bor 
fi) geht, gar nichts wiſſen, vie es meiften3 bei den Firfternen der Fall iſt. Unfere Cr 
fahrungen über die unficbtbare Welt der ſchwingenden Atome werden un3 eine Erklärung 
dafiir geben, auf welche Weife dies möglich murbde. 

Es Bat ſich gezeigt, daß tvir die Erſcheinungen des Lichtes durch Wellenbemegungen 
erklären finnen, die in jeder Hinſicht den VWellenbemegungen des Waſſers vergleichbar 
find. Wir wollen zu berechnen verſuchen, wiebiel Wellen mir durchkreuzen, indem mir fie 
burchjegeln. Daf wir deren mehr begegnen, wenn mir der Wellenbemegung entgegen= 
fteuern, al wenn wir ruben oder gar mit ben VWellen treiben, ift far. Es fommt un3 aber 
Bier darauf an, genauer zu beftimmen, in welchem Verbaltnis die Zahl der Wellenſchläge, 
die unfer Fahrzeug gu ertragen bat, bei einem gegebenen Verhältnis unferer Fortbemegung 
gu jener der Wellen felbît zunimmt, dbenn von der Anzabl der Lichtwellenſchläge, mele 
die Neghaut unſeres Auges treffen, hängt die Farbe ab, die vir dabei empfindben. Nur 
ganz im allgemeinen könnten mir aus dem Vergleiche ſchon jegt ableiten, daß uns ein Körper, 
der eine beftimmte Licbtart ausitrabit, in anderer Farbe erſcheinen muß, wenn mir uns 
gegen ibn in Bewegung befinden, ala menn beide, der leuchtende Körper und mir, ruben, 
und zwar wird die Farbe mehr nad) dem violetten Ende des Speftrum3 verſchoben werden, 
wenn die Körper ſich nähern, nad dem roten Ende dagegen, tvenn fie ſich boneinander 
entfernen. In dem einen Falle begegnen wir eben mehr, im anderen weniger Wellen als 
im Ruberzuftand; eine höhere Schwingungszahl aber entfpribt nad unferer auf S. 58 
gegebenen Tabelle einer höheren Stelle in der Farbenffala im Sinne der Verrückung nad 
der violetten Seite Bin. 

Um zablenmafig genauer in diefe Verbaltniffe einzubdringen, nehmen mir, zum Bei- 
fpiel bon den Waſſerwellen zurückkehrend, zunächſt den einfachſten Fall an, indem mir bor: 
ausfegen, mir bemegten uns ebenfo fchnell dburd die Wellen, vie diefe fi) in bezug auf 
einen feîten Punkt meiter fortpflanzen. Da mir ihnen dann auf halbem Weg entgegen= 
fommen, müſſen mir offenbar gerade nod) einmal foviel Wellenfimmen begegnen, wenn 
mir direkt gegen den Wind auf fie zufteuern, al deren in derfelben Beit etwa an die Ufer— 
mauern ſchlagen würden. Geben tvir doppelt fchneller al8 die Wellen, fo treffen wir drei: 
mal mebr an, bei dreifacher Geſchwindigkeit viermal, und fo fort. 

Allgemein gefaft gilt alfo ber Sag, dbaf man um fovielmal mehr VWellen begegnet, 
als das Verbali der betreffenden Geſchwindigkeiten betragt, menn man es nod) um 
ein3 bermebrt. Verhalten fi) 3. B. die beiben Geſchwindigkeiten mie 2:3, fo begegnet 
man 1/, mal mebr Vellen, al3 in derfelben Beit ans Ufer gelangen. Sn die mathematiſche 
Ausdrucksweiſe iiberjegt, erhalten mir für diefe Beziehungen die folgende einfache Formel: 
Ss, = 8} (1+), wo 8, die Anzahl der Wellen bedeutet, benen mir begegnen, 8, diejenige, 


60 4. Die Speltralanalbyfe. 


die in derſelben Beiteinheit (Sefunde) ans Ufer ſchlagen, g die Geſchwindigkeit unfere3 
Sdiffes und endlich v die der Wellen in bezug auf einen rubenden Punkt. Nehmen mir 
an, es fchliigen in ber Sekunde zwei Wellen ans Ufer, und fie bemegten fi) dabei jedesmal 
um 5 m bormarts, mir aber ſchifften ben VWellen in der Sefunde um 3 m entgegen, {o 
würden wir dabei 13/,x2 = 31/, Wellen begegnen, oder 16 Wellen in 5 Sekunden, wäh— 
rend in derfelben Beit bo) nur 10 an das Ufer gelangen. 

Wir fonnen nun aud leicht die Aufgabe umkehren und beobachten, miebiel Wellen 
mir in ber Sefunbde durchſchneiden, um dbaraus dann entiveder die Geſchwindigkeit unferes 
Schiffes oder die ber Wellen zu berednen, je nachdem das eine oder das andere vorber 
befannt gemorden ift. Nehmen mir an, die Fortpflanzungsgeſchwindigkeit ber Wellen fei 
befannt, tvie es 3. B. bei dbenen des Lichtes der Fall ift, fo finden mir die Geſchwindigkeit 
unferes Schiffes dburd) die Formel: g=v(#— 1), die nad) den Regeln der Algebra aus 
der vorbin angefithrten folgt. Segen mir alfo den Fall, die abfolute Geſchwindigkeit der 
Wellen fei die gleidje mie oben, 2 m, während 6 Wellen in ber Sefunde an das Ufer 
fchlagen, und mir hätten während unferer Fahrt beobadtet, daß mir in der Sefunde 21 
Wellen begegneten, fo haben mir 21 durch 6 zu dividieren, 1 abzuzieben und endlich mit 2, 
der Geſchwindigkeit ber Wellen, zu multiplizieren, um dann als Reſultat zu erhalten, 
daß unſer Schiff 5 m in der Sekunde zurücklegt. 

Nicht ſchwieriger als dieſe Erkenntnis iſt es, unſere Bewegung gegen einen Stern hin 
oder, was im Prinzip dasfelbe iſt, die des Sternes gegen uns zu ermitteln. Wir kennen gue 
nächſt die Geſchwindigkeit der Lichtwellen, die für alle Farben dieſelbe ift (ca. 300,000 km 
in ber Sefunde); mir finnen ferner die Anzahl von Wellen beftimmen, die in einer Sefunde 
bon einer beftimmt gefarbten rubenden Licbtquelle zu uns gelangt. Es bleibt aljo nur 
noch ibrig, für ben Fall, daf die Entfernung zwiſchen Litquelle und Beobadter fil) ver= 
ändert, die dadurch berinderte Schwingungszahl zu beftimmen. 

Die eintretende Verſchiebung der Farbenffala können mir aber durch die Firpunfte 
auffinden, die uns in ben Fraunhoferſchen Linien gegeben find. Das kontinuierliche Farben= 
band wird durch jene Verſchiebung an ſich nicht geändert: verſchiebt fi) fein urſprünglich 
roter Teil nach dem Violett hin, fo wird doch das Rot ſofort durch vorher unſichtbare, infra= 
rote Strahlen erſetzt, die durch die Bewegung der Lichtquelle oder des Beobachters nun ge- 
nügende Wellenlänge erhalten haben, um auf unſerer Netzhaut den Eindruck des Rot her— 
vorzubringen. Dafür werden dann auf der anderen Seite des Spektrums die letzten noch 
ſichtbaren violetten Strahlen in unſichtbare ultraviolette verwandelt; das Ausſehen, die 
Ausdehnung des Spektrums an ſich wird alſo durch die Bewegung nicht verändert. Da= 
gegen werden die im Spektrum vorkommenden dunkeln oder hellen Linien gegen ihre 
urſprüngliche Lage verſchoben, da die erhöhte oder verminderte Schwingungszahl für dieſe 
Lage allein maßgebend iſt. Cine bewegte Natriumflamme erzeugt alſo ihre D-Linie an 
einer anderen Stelle als eine ruhende; ebenſo wird auch die entſprechende Abſorptions- 
linie an einer anderen Stelle auftreten müſſen. Erzeugen wir demnach in einem Speftral= 
apparate, ber im Spektrum eines Sternes etwa die D-Linie zeigt, noch ein anderes Natriume 
ſpektrum durch eine Flamme bei unferem GYnftrumente, die fi) gegen dasfelbe nicht bewegt, 
und finden mir, daß die beiben Natriumlinien nicht zufammenfallen, fo wiſſen vir, daß 
ber Stern fil) bemwegt. Und meffen mir nun den Unterſchied der Wellenlängen der beiden 
Linien, fo finnen mir aus der gulegt gegebenen Formel fofort berecgnen, um mie viele 


Meffung der Bemegungen in ber Gefichtslinie nach dem Dopplerſchen Prinzip. 61 


Riflometer in der Sefunde die Entfernung jenes Sterne3 bon un3 zu- oder abnimmt, ob: 
gleich mir iiber feine Entfernung felbit ganz und gar nichts miffen. 

Man ift gegenmartig imftande, das Speftralband in früher ungeabnter Weife auszu= 
breiten, das Licht auf da3 kräftigſte zu ,,zerftreuen”. Es gefchiebt dies mittels fogenannter 
Rowlandſcher Gitter: Hohlſpiegel, deren Oberfläche in mifroffopifher Feinbeit mit dicht 
aneinander gedrangten Linien überdeckt ift. Die zwiſchen den eingeritzten Linien entftehenden 
mikroſkopiſchen Facetten bringen Ynterferenzerjbeinungen hervor, die in erhöhtem Maße 
vie jene vorhin befchriebenen Glaspriamen mirfen. Mit einem folmen Gitter hat 3. B. 
Thollon auf der Sternwarte zu Nizza ein Sonnenfpeftrum photographiſch mit allen feinen 
Taufenden bon Linien aufgezeicnet, das allein bis in das Griin hinein ſchon eine Aus: 
behnung bon 10% m Bat. In diefem Speftrum entſpricht in der Umgebung der D-Linie 
einem Unterſchiede bon einem Mikron (Millionftelmeter) in der VWellenlinge eine lineare 
Verſchiebung auf dem verdffentiibten Speftrum von nicht weniger als rund 50 mm. Da 
man nun Zehntel des Millimeters nach fehr gut mit bem Auge zu ſchätzen bermag, fo lieft 
man auf jenem ungeheuern Spelftrum noch einen Unterſchied von einem 500ftel eines 
Mikrons der VWellenlinge ab. Wir Tonnen aus unferer legten Formel leicht berechnen, 
daf einer ſolchen Differenz der Wellenlänge faft genau 1 km Bewegung entſpricht. Übrigens 
brauchen mir gu diefem Zwecke nicht erit auf die bisher immer nur in Betracht gezogenen 
Schwingungszahlen zuriidzugreifen, denn da fich letztere umgekehrt verhalten vie die Yellen= 
längen, fo können mir diefe dafiir in unfere Formel einführen, indem mir nur den Vrudh 2 
umfebren, alfo dafür 7 fegen, mobei w, und w, die betreffenden Wellenlängen bedeuten. 

Affo 1 km oder bei entfpreender Vervielfaltigung der Beobadgtungen im Mittel: 
verte fogar 14 km Bewegung in der Sefunde können mir no) durd die ſpektroſkopiſche 
Methode (man nennt fie nad) dem Vorgange bon Comu das Doppler:TFizeaufdbe 
Prinzip) nachweiſen. Das ift nad) irdiſchem Maß allerding3 immer nod) eine enorme 
Geſchwindigkeit, dbie von menſchlichen Hilfskräften keiner Lichtquelle bisher erteilt werden 
kann. Auf der Erde ſelbſt können mir alſo die Richtigkeit unferer bezüglichen Schlußfol— 
gerungen noch nicht praktiſch prüfen, obgleich auch in dieſer Hinſicht durch die nie raſtende 
Forſchertätigkeit vielleicht noch ein poſitives Ergebnis erhofft werden darf. Dahin zielende 
Verſuche find bereits vorbereitet. Dagegen iſt für die Weltkörper 1 km in der Sekunde eine 
relativ ſehr langſame Bewegung. Wenn wir nun derartige Bewegungen innerhalb unſeres 
Sonnenſyſtems mit Gewißheit nachweiſen, dann bietet ſich hier eine willkommene Ge— 
legenheit zur Kontrolle. So bewegt ſich unſere Erde in ihrem Lauf um die Sonne nicht 
weniger als rund 30 km in der Sekunde vorwärts. Alle Lichtwellen alſo, die aus dem 
Weltraume von daher kommen, wohin gerade unſere Erde ſteuert, werden um die betreffende 
Größe verkürzt. Da aber die Bahn der Erde nahezu eine Kreisbahn iſt, fo wird die Be— 
mwegung nad) einem halben Jahr offenbar in der umgekehrten Richtung ftattfinden. Naber- 
ten mir uns vorbin gemiffen ©ternen um 30 km, fo entfernen mir uns nun um denjelben 
Betrag von ibnen. Die Linien miiffen ſich alfo nach unferen oben angeftellten Berechnungen 
im Lauf eines halben Sabres ſämtlich um den febr beträchtlichen Weg bon ca. 6 mm auf 
der Thollonſchen Sfala verſchieben, mag in der Tat beobadtet wird. 

Gin noch ftirfere3 Bemeismittel liefert die Gonne. Aus der Beobachtung ibrer Flede 
var abzuleiten, daß fi) unfer Bentralgeftim mie unfere Erbe um feine Achſe dreht, und 
zwar fo, daß ein Teil des Sonnenäquators fil) in der Sefunde um etwa 2 km im Kreiſe 


62 4. Die Speltralanalbfe. 


meiterbemegt. Nun findet aber für uns diefe Bewegung am einen Sonnenrande bon un3 
meg, am anderen zu uns Ber Îtatt. Richtet man alfo ein Speltroffop auf jeden diefer beiden 
Ränder und lift beide fo entſtehenden Spektren dit nebeneinander fallen, fo miiffen 
Die Fraunhoferſchen Linien beider offenbar gegeneinander um 0,4 mm der Thollonſchen 
Sfala verſchoben erſcheinen, wenn die bisher angenommene zerftreuende Kraft angewandt 
wurde. Solche Verſchiebung ift in der ermabnten Anorbnung febr deutlich; fie verſchwindet 
aber {ofort, menn man das Snjtrument um 90 Grad drebt, fo daß man beide Pole der Sonne 
beobachtet, mo feine Achſenbewegung ftattfindet. Diefe3 {Mine Erperiment ift zuerit Don 
Vogel in Potsdam praktiſch ausgeführt worden. 

Daf entipredend diefer eigenartigen NAufgabe des Speftroffop3, die Bewegungen 
der Himmelskörper in der Gefihtslinie zu ermitteln, befondere Mobdififationen ded Inſtru— 
mente gefunden worden find, bedarf nur der Erwähnung. So fonftruierte Zöllner fein 
berühmtes ,,Meverjionsfpeltroffop” aus zwei Prismenſyſtemen, von denen das eine die 
Farben in der umgekehrten Richtung bricht al3 das andere. Es entſtehen mithin zwei Spek— 
tren untereinander derart, daß das eine ſein rotes Ende gerade über dem violetten Ende 
des anderen hat. Die Linienverſchiebung geht alſo in beiden in umgekehrter Richtung vor 
ſich, und der Effekt verdoppelt fi. Tir dieſe Art Forſchung haben natürlich die Farben 
des Spektrums an ſich gar keinen Wert mehr, ſondern nur die im Spektrum erſcheinenden 
Linien. Man kann deshalb auch die Photographie direkt in den Dienſt der Spektroſkopie 
ſtellen und erhält dann zugleich ein gutes Stück des unſichtbaren Spektrums hinzu, das 
allein auf der photographiſchen Platte erſcheint. Auf dem Gebiete der Spektrographie 
hat ſich namentlich das Potsdamer Obſervatorium hervorgetan, von deſſen ſchönen 
Unterſuchungen wir im Laufe der ſpezielleren Darſtellung der Himmelserſcheinungen 
noch häufig zu ſprechen haben werden. n neuerer Beit freilich haben die großen ameri= 
kaniſchen Obſervatorien mit ihren Rieſeninſtrumenten und faſt unbeſchränkten Mitteln alle 
anderen überflügelt. Wir geben auf Seite 63 die Abbildung des Potsdamer Spektrographen. 

Wie ungemein fruchtbar ſich die Anwendung des Dopplerſchen Prinzips für die Er— 
forſchung der Fixſternwelt nach den verſchiedenartigſten Richtungen hin erwieſen hat, wie 
ſie die intereſſanteſten Beiträge zur Aſtronomie des Unſichtbaren zu liefern vermochte, 
davon werden wir gleichfalls im folgenden häufiger zu berichten haben. Ebenſo wollen 
wir Bier verſchiedene Verbindungen der Spektroſkopie mit anderen Forſchungsmethoden 
übergehen und nur noch einmal ſchnell wiederholen, was die Farbenanalbfe dea Lichtes 
uns fiber die Körper, von denen es ausgebht, zu berraten Dermag. 

Sft bas Farbenband ununterbrocden, ein kontinuierliches Speftrum, fo 
geigt Dies an, daß der Körper weißglühend ift, entweder im feften oder fliffigen Buftande. 
Unter Umitinden könnte aud eine ungewöhnlich dit zufammengeprefite Gasmajffe vor 
liegen. Uber die chemiſche Zufammenfegung des Körpers ift in diefem Falle nichts zu er- 
fabren. Liegt ein aus einzelnen hellen Linien beftehendes Speftrum, cin Emiffionae 
fpeftrum, vor, fo haben mir ed mit einer glühenden Gasmaffe zu tun, deren chemiſcher 
Charafter au3 der Lage der Linien hervorgeht. Die Unſchärfe, alfo die allmähliche Vere 
breiterung dieſer Linien, dbeutet auf einen ſehr hohen Drud Pin, dem die Gasmaſſen aus 
gefett find. Haben mir e3 mit einem im allgemeinen kontinuierlichen Farbenbande zu tun, 
Das nur an verſchiedenen Stellen durch dunkle Linien oder breitere bunfle Stellen, Banden, 
unterbrochen ift, alfo mit einem Abforption3fpeftrum, fo ift damit ermiefen, daß 


Îiberblid ber Bedeutung der verſchiedenen Speltraltypen. 63 


Das Lit, das bon einem in allen Licbtforten ausjtrablenden Körper ausgebt, ehe es zu 
uns gelangt, Gasmaſſen durchdringt, die meniger heiß find als jener ftrablende Körper, 
unter Umſtänden fogar ganz falt fein können mie unfere Atmofphire. Die chemiſche Zu— 
fammenfegung diefer Gafe wird durch die dbunfelnFraunbofer{denLinienangegebden. 


=, i VA — n 
\ITTTFETETTETI ITTITIILITILI ni 


DE. — 





Der —— des — — in ia VgLl Text, ©. 62 


Zeigt ein Körper zwar befannte Linienfyfteme, die aber gegen ihre normale Lage 
verſchoben auftreten, {o ift bamit ermiefen, daß ſich die Entfernung des ftrablenden Kör— 
pers von uns verändert. Die Kilometerzahl, um welche diefe Entfernung in einer gewählten 
Zeiteinheit zu= oder abnimmt, iſt au3 der Größe der Linienverſchiebung direft abzulefen. 

Nachdem tir alle diefe verſchiedenen Crfenntniffe iiber die Eigenſchaften des Lichtes 
ermorben haben, das der einzige Vermittler zwiſchen una und ben Welten außerhalb unſeres 
engen Dunitfreifes ift, ſuchen mir, bemaffnet mit dem Ternrohre, bem photographiſchen 
Apparat, dem Speltroffop und manden anderen Ynftrumenten die Mitteilungen zu ent: 
ziffern, Die uns Die gitternden Utomivellen aus bem Univerjum entgegenbringen. 


I Hefhreibung der Himmelskörper. 


Alberblick. 


Die Fülle des Lichtes, die uns am Tage umwogt, entſpringt allein jener einen 
übermächtigen Lichtquelle, der Sonne, die den Luftkreis der Erde ſo mit Strahlen durch— 
tränkt, daß die der anderen Himmelslichter darin völlig untergehen. Wohin man auch am 
Tage das Spektroſkop richten mag, gegen den heiteren oder den wolkenbedeckten Himmel 
oder gegen irgend eine weiße Fläche, die vom Sonnenlichte direkt oder auch nur vom diffuſen 
Tageslichte getroffen wird, immer erſcheinen wieder dieſelben Fraunhoferſchen Linien, 
dasſelbe Spektrum, bas die Sonne ſelbſt beſitzt. Alle Lichtwellen, die uns bei Tage ume 
ſchwirren, verraten ihren Urſprung aus der großen Quelle aller Bewegungen, aller Bus 
ſtände unſeres Daſeins. 

Erſt wenn das Tagesgeſtirn ſich zum Horizont herabneigt und in der tiefer und tiefer 
dunkelnden Dämmerung ſeine Strahlen die ganze Tarbenffala des prismatiſch zerlegten 
Lichtes vom heiteren Blau des Tageshimmels bis zum prangenden Rot des ſcheidenden 
Tages entfaltet haben, dann taucht ein Himmelslicht nach dem anderen flimmernd auf und 
erzählt von jenen anderen fernen Welten, die uns rings umgeben. Zuerſt leuchtet wohl 
der Mond auf in ſeiner wechſelnden Geſtalt. Sein Anblick zeigt uns unmittelbar wie 
die Sonne, daß wir es hier mit Geſtirnen zu tun haben, die wenigſtens für uns eine Sonder⸗ 
ſtellung unter den übrigen einnehmen. Dann kräftigen ſich mit der zunehmenden Dunkelheit 
die Strahlen einiger leuchtenden Punkte, von denen ein beſonders ruhiges Licht ausgeht. 
Es ſind ſelten mehr als zwei dieſer Geſtirne zugleich am Firmamente ſichtbar. Man hat ſie 
Planeten, Wandelſterne, genannt, weil ſie ſich durch eigentümliche Bewegun— 
gen von den übrigen Sternen unterſcheiden, die ihre gegenſeitige Lage unveränderlich bei— 
behalten, ſoweit im Laufe der Jahre ein aufmerkſamer Beobachter des Himmels dies feſt— 
zuſtellen vermag. Von dieſen Fixſternen treten bei hereinbrechender Nacht immer 
größere Scharen aus dem dunkeln Grunde des Firmamentes hervor. So überwältigend 
iſt für uns der Anblick des ſternüberſäten Himmels, daß es von alters her als ein unerfiill= 
bares Verlangen galt, die Sterne zu zählen, während in Wirklichkeit doch nur wenige Tau— 
ſend mit dem bloßen Auge erkennbar ſind. Endlich, wenn der Mond, dem Tagesgeſtirne 
folgend, gleichfalls unter den Horizont getaucht iſt, und wenn dann die allerletzten Tiefen 
des Himmelsdomes uns ihr Licht durch die ſtille Nacht herüberſenden, ſchimmert der ge— 
heimnisvolle Gürtel der Milchſtraße auf, der das Univerſum für uns umſchließt. 





Aufzählung ber Himmelserſcheinungen. 65 


Damit iſt der alltägliche Anblick des Himmels bereits erſchöpft: aus ſo wenigen Elementen 
iſt die ergreifendſte der Empfindungsſymphonien zuſammengeſetzt, welche die große Natur 
je komponiert hat. 

Nur ſelten wird dies allnächtliche Schauſpiel unterbrochen bon außergewöhnlichen Er—⸗ 
ſcheinungen. Die ſchießenden Sterne, die gelegentlich durch die unerſchütterlichen 
Konſtellationen raſen, wurden von jeher als nicht in jene Sphären der unerreichbaren Sterne 
gehörend erachtet, und wenn auch die moderne Anſchauung ihren Urſprung dorthin verlegt, 
{o iſt doch der Vorgang ſelbſt, der ſo jäh unſere Gedanken an Ewigkeit und Unvergänglichkeit 
unterbricht, in unſeren engen Dunſtkreis zu verlegen, unter dem die Sekunde Millionen 
Weſen ſchafft und begräbt. Ebenſo vorübergehend nur können unſere Empfindungen die 
Meteore ſtören, die zuweilen mit Donnergeräuſch durch die Lüfte fahren und glühende 
Steine, Felsſtücke auf die Erde niederſenden. Einen nachhaltigeren Mißklang bringt das 
Auftreten eines grofen Schweifſternes hervor, der manchmal in wenigen Tagen 
bis zu einer Größe anzuſchwellen vermag, welche die aller anderen Himmelskörper bei 
weitem übertrifft, und den durchſichtigen Schleier ſeines Schweifes über das halbe Himmels⸗ 
gewölbe ausbreiten kann. Sein plötzliches Auftreten, ſein unſtetes, ſcheinbar regelloſes 
Umherirren unter den ewigen Markſteinen des Himmels, ſein ebenſo geheimnisvolles Vere 
ſchwinden nach fo prunkvollem Erſcheinen, alles das konnte wohl bei Unkenntnis über die 
Natur ſolcher ephemerer Himmelsweſen die Menſchheit aufſchrecken. 

Noch beängſtigender wirkte es, wenn eines der beiden großen Geſtirne ſich plötzlich 
verfinſterte, obgleich dieſe Erſcheinungen immer nur von kürzerer Dauer waren. 
Bei ſolchen Gelegenheiten erfuhr die Uberzeugung von der Ewigkeit und Unantaſtbarkeit 
der Geſtirne die tiefgehendſte Erſchütterung. Nehmen wir zu dieſen vorübergehenden 
Ereigniſſen am Himmel noch das plötzliche Aufleuchten eines neuen Sternes, der 
das uralte Bild einer Konſtellation durchbricht, eine der ſeltenſten Erſcheinungen am Hime 
melsgemblbe, fo haben mir alle Arten von Erſcheinungen zufammengefafit, die Das meite 
Univerjum unferen unverſchärften Yliden in den Sabrtaufenden zu bieten bermocbte, 
feitbem das Menſchengeſchlecht feine forſchenden Blide zum Himmel richtet. 

Auch die mächtigen Hilfswerkzeuge des Aſtronomen, die zwar eine unerſchöpfliche 
Fülle von intereſſanten Einzelheiten an den Himmelskörpern unterſcheiden ließen, konnten 
doch neue Erſcheinungsarten kaum hinzufügen. Das Fernrohr und das Spektroſkop be— 
ſtätigten zunächſt, daß der Mond und die Planeten eine Sonderſtellung unter den übrigen 
Geſtirnen einnehmen, da ſie als an ſich dunkle Körper erkannt wurden, die das von der Sonne 
erborgte Licht nur ſehr unvollkommen zurückſtrahlen. Außerdem laſſen fie fi) im Fern— 
rohr vergrößern, was bei den Firfternen nicht der Fall iſt. Wir dürfen hieraus ſchließen, 
daß die Planeten uns bedeutend näher ſtehen als jene gleich der Sonne ſelbſtleuchtenden 
Geſtirne, die rings den Weltraum bis in ſo große Tiefen erfüllen, daß auch die mächtigſten 
Vergrößerungen ihre ſcheinbare Ausdehnung nicht über die eines einzigen Sehzapfens 
unſerer Netzhaut zu fteigern bermigen. Der Mond und die Planeten zeigen deshalb im 
Fernrohr mehr oder meniger Detail, die bem naberen Studium unterliegen. Einige 
diejer Planeten feben mir von Monden umgeben; Saturn zeigt feinen geheimnisvollen Ring. 

Obwohl nun die Sonne un3 offenbar viel näher fteht ala die Firfterne und aud 
ihre Oberfläche eine große Anzabl von Cinzelbeiten aufmeiît, fo laſſen doch die übrigen 
Eigenſchaften ibres Lichtes fo viel Verwandtſchaft mit ben Firfternen erfennen, daß mir 

Meyer, Das Weltgebäude. 2. Aufl. 65 


66 I. 1. Der Monb. 


genbtigt find, das für uns allmächtige Tagesgeftim in diefelbe Rategorie mit jenen Millionen 
von Himmelslichtern zu orbnen, die das verſchärfte Auge überall erblidt, wohin es fi 
auch am firmamente wenden mag. Diefe gemeinfamen Eigenſchaften find bas eigene 
Licht der Sonne und der Firfterne, ihr gliihender Buftand und die Atmoſphären glühender 
Gafe, die nad bem Beugnis des Speftroffop3 alle dieſe Körper umgeben. Innerhalb 
diefer Fixſternwelt begegnen mir aber der grofiten Marmigfaltigfeit. Gatte ſich der nebel— 
Bafte Schleier der Milchſtraße im Fernrohr in Millionen einzelner Sterne aufgelöſt, fo zeigen 
ſich dafür Taufende anderer Nebel bon verſchiedenartigſtem Ausfehen, von denen einige 
im Spektroſkop berraten, daß auch fie in einzelne Sterne zerfallen würden, wenn mir noch 
mächtigere Fernrobre auf fie richten fonnten, als uns heute zur Verfiigung fteben, denn 
fie zeigen dasſelbe Abforptions{peftrum wie die einzeln ftehenden Sterne; man nennt 
fie bann Sternbaufen, während andere Nebelflede durch ihr nur aus einigen 
hellen Linien beftehendes Emiffionsfpeftrum ibren grundverſchiedenen Charafter al Une 
ſammlungen glühender Gafe ohne feften oder fliffigen Stern fundtun. Sehen mir uns 
in der Fixſternwelt mit bem Fernrohr nod weiter um, fo bemerfen tir, daß ſich hier die 
Erſcheinung der Vegleiter, vie fie bei ben Planeten ala Monde auftraten, wiederholt; 
nur find die Vegleiter der Firfterne wieder Firfterne, felbît feucbtend: mir haben D o p = 
pelfternevoruns. Endlich treffen vir dort fogenannte veranbderlidhe Sterne 
an, die infofern feine neue Kategorie bilben, al3 fie je nach der verfchiedbenartigen Urſache 
ihres Lichtwechſels entweder mit den neuen Sternen bermandt find oder dasjelbe Phä— 
nomen wiederholen, das wir im Planetenreich al3 eine Sonnenfinſternis fennen. 
Damit haben mir alle Klaſſen der uns befannten Himmelskörper aufgezählt. Um 
nun nod zu entſcheiden, in welcher Reibenfolge mir fie aufſuchen und näher ftudieren 
mollen, werden Mir guttun, bei ben uns nächſten Himmelskörpern, alfo bem Monde und 
ben Planeten, zu beginnen, bei dbenen der erfte ſchwierige Schritt von der feften Erde hinaus 
in ben freien Raum verbaltnismafig am feichteften fein mufg. Diefen permanenten Gim= 
melamefen mögen dann die ephemeren folgen, die Sternſchnuppen, Meteore und Kometen, 
und legtere uns ſchließlich in die weite Fixſternwelt hinüberführen, nachdem mir vorber 
ihre für uns vornehmſte Repräſentantin, die Sonne, eingehender betrachtet haben. 
Wir müſſen es, für dieſe Ordnung des Stoffes, bei den bloßen Wahrſcheinlichkeiten 
bewenden laſſen, die wir für die relativen Entfernungen der Geſtirne angeführt haben. 
Erſt im zweiten Hauptteile dieſes Werkes, der ſich mit den Bewegungen der Geſtirne und 
den übrigen Aufgaben der meſſenden Aſtronomie beſchäftigen ſoll, können die exakten 
Methoden behandelt werden, die zur Erkenntnis dieſer Entfernungen führten. 





A. Die Welt der Sonne. 
1. Der Mond. 


Den Mond betrachten mir nod) ganz als den unfrigen. Gein ftiller Glanz verklärt 
die irdifchen Gefilbe mit fanftem Dämmerſcheine, ber nad) dem allzu grellen Lite des 
Tages Auge und Seele empfänglicher fiir die zarteren, innigeren Empfindungen madt, 
Die das nüchterne Sonnenlicht abftumpft. Und bem Monde können mir ina Angeſicht ſehen; 


Phaſenwechſel bed Mondes. 67 


er lächelt freundlich milde zu uns herab wie ein ſtiller Vertrauter. Der Mond gehört in unſer 
Erdenleben wie ein Teil von uns ſelbſt. 

Trotzdem iſt die Uberzeugung, daß der Mond ziemlich weit von uns entfernt fei und 
ſich jedenfalls außerhalb unſeres Luftkreiſes, außerhalb aller menſchlichen Machtſphäre 
befinde, ſchon ſehr früh allgemein verbreitet geweſen. In der Tat war dies unmittelbar 
pom Himmel abzuleſen, indem man bemerkte, daß er immer nur hinter den Wolken, nie: 
mals vor ihnen ſteht. Es muß uns hier genügen, für wahr anzunehmen, daß dieſes Geſtirn 
durchſchnittlich 385,000 km von uns entfernt iſt; Das iſt der 9 —10fache Längenbetrag 
des Erdumfanges. Es wird manchen Seemann geben, der in ſeinem Leben einen längeren 
Weg zurückgelegt hat; die großen Poſtdampfer legen zuſammen auf unſerer Erdoberfläche 
die Entfernung zwiſchen Erde und Mond vielemal in einem Jahre zurück. Der Menſch 
hätte ſicher längſt den Weg dort hinauf gefunden, wenn ihm nicht die mangelnde Luft in 
den höheren Regionen unſerer Atmoſphäre ein unüberwindliches Hindernis entgegenſtellte. 

Die erſte, augenfälligſte Wahrnehmung, die uns zu Schlüſſen über die Natur des 
Mondes veranlaſſen kann, iſt ſein regelmäßiger Lichtwechſel. Nur verhältnismäßig kurze 
Beit ſehen wir ihn als bolle Scheibe oder als VolImond. Erſteht dann immer der Sonne 
genau gegenüber, ſo daß er niemals mit ihr zugleich geſehen werden kann — mit einer ge— 
wiſſen Einfſchränkung, die durch die Strahlenbrechung in unſerer Atmoſphäre bedingt wird, 
und die es möglich macht, daß beide Geſtirne gelegentlich zugleich ganz nahe am Horizonte 
ſichtbar ſind. Einige Tage nach Vollmond bemerken wir, daß eine Seite der Scheibe ſich 
abgeflacht hat, daß hier die Begrenzung einem größeren Kreiſe entſpricht als die der an— 
deren; letztere iſt ſtets der Sonne zugewandt. Wir bemerken gleichzeitig, daß der Mond 
inzwiſchen am Himmelsgewölbe weiter gewandert und dabei der Sonne näher gerückt iſt. 
Er kann alſo nun mit der Sonne zugleich geſehen werden, und zwar in den Morgenſtunden. 
Je näher er der Sonne kommt, deſto mehr ſtreckt ſich die von ihr abgewandte Grenzlinie 
der Mondgeſtalt, bis ſie eine gerade Linie wird zu derſelben Zeit, wo der Mond genau um 
900 im Kreisbogen von der Sonne entfernt iſt, alſo etwa bei Sonnenaufgang im Süden 
ſteht. Dann iftIebte3 Viertel. Von nun an biegt ſich die Lichtgrenze, der Ter mi— 
nator, mehr und mehr nach innen, bia nur noch eine ſchmale Sichel übrigbleibt, die 
endlich in den Strahlen der Sonne gänzlich verſchwindet, da ſich inzwiſchen der Mond 
ihr immer weiter genähert hat: es iſ Neumonbd geworden. Nach einigen Tagen er 
ſcheint aber die Sichel wieder kurz nach Sonnenuntergang, diesmal auf der anderen Seite 
des Tagesgeſtirnes und umgekehrt gekrümmt, als zunehmender Mond. Der Terminator 
ſtreckt ſich von neuem, bis das erſte Viertel eintritt; der Mond ſteht jetzt am höchſten bei 
Sonnenuntergang, und ſchließlich wächſt er ſich wieder bis zum Vollmond aus. 

So wiederholt fi) das Spiel der Mondphaſen jedesmal im Laufe eines ſynodi— 
ſchen Monats, der von einer Wiederkehr des Mondes zur Sonne bis zur anderen 
29 Tage 12 Stunden 44 Minuten 2,9 Sekunden lang iſt: eine Zahl, die man wegen der 
religiöſen, feit uralten Beiten an den Mondwechſel fi knüpfenden Gebriude ſchon bor 
Sabrtaufenden mit mbglichfter Genauigkeit zu ermitteln verſucht und in der Tat feit fanger 
Zeit verhältnismäßig gut gefannt bat. Die Lage der Sichel gum Horizonte findet, fo mie 
mir fie feben, indes nur für die nördliche Erdhalbkugel ftatt. Unter bem Aquator erſcheint 
Das erfte Viertel wie ein auf dem Horizonte ſchwimmendes Boot (ſ. Abbildung im ziveiten 
Hauptteile), auf der ſüdlichen Halbfugel fiegt der Doll beleuchtete Rand des erften Viertel8 

5* 


68 I. 1. Der Mond. 


rechts vom Terminator, der Mond erſcheint alfo dann fo vie bei un3 das lebte Viertel, 
und entſprechend verändert fi) auch die Lage fiir die andere Phafe. Wir fommen auf die 
Erklärung diefer wechſelnden Lagenverbaliniffe im zweiten Hauptteile unſeres Werkes zurück. 

Sehr ſeltſam iſt es, daß 
trotz der lebhaften Beachtung, 
die der Mond ſtets gefunden 
hat, erſt ſehr ſpät, vermutlich 
zuerſt von Leonardo da Vinci, 
bemerkt wurde, daß der Kör⸗ 
per dieſes Geſtirnes bei ſei— 
nem Lichtwechſel nicht ganz: 
lich verſchwindet, alſo nicht 
etwa, wie es in den Sagen 
Der halbziviliſierten und Na⸗ 
turvölker faſt allgemein ange⸗ 
nommen wird, durch irgend 
etwas verzehrt wird, ſondern 
daß namentlich um den Neu⸗ 
mond herum die ganze übrige 
Scheibe in ſehr mattem, aſch— 
grauem Lichte neben der 
hell beleuchtenden ſchmalen 
Sichel ſichtbar bleibt. (Es 
wird von dieſem Phänomen 
ſpäter noch ausführlicher die 
Rede fein.) Hierdurch wird 
der ganze Vorgang des 
Phaſenwechſels als Beleuch⸗ 
tungswechſel eines an ſich 
dunkeln Körpers charakteri— 
ſiert. Wir können alle be— 
treffenden Erſcheinungen in 
der natürlichen Reihenfolge 
hervorrufen, wenn wir eine 
weiße Kugel rings um uns 
herumführen, die von einer 
etwas entfernten Lichtquelle beleuchtet wird, ie es die obenſtehende Abbildung veran— 
ſchaulicht. Auch hier bleibt der nicht direkt beleuchtete Teil der Kugel wegen des im Zimmer 
verbreiteten diffuſen Lichtes ſichtbar. Beim Mond iſt es ber Widerſchein der im Sonnen-= 
lichte glänzenden Erde, der bis zum Monde dringt und ſeinen verdunkelten Teil noch fahl 
beleuchtet. Wir müſſen alſo den Mond, entgegen dem Augenſcheine, der gerade ihn deutlicher 
als alle anderen Himmelskörper als flache, an das Firmament geheftete Scheibe darſtellt, 
für eine freiſchwebende Kugel erklären, die, an ſich dunkel, ihre Beleuchtung ebenſo wie 
unſere Erde von der Sonne erhält. 


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Entitebung des Phafenwedfel8 bed Mondes. 


Nachweis des Feblend einer Mondatmoſphäre. 69 


Dies wird audi, vie ſchon erwähnt, dburd das Speftroffop erbartet, das gegen den 
Mond gerichtet genau diefelben Linienfbfteme zeigt wie das von einem Stücke weißen 
Papieres zuriiditrablende Tageslicht. Scheiner in Potsdam photographierte das Mond⸗ 
ſpektrum und fand die etwa 300 darin auftretenden Linien in völliger UÜbereinſtimmung 
mit den betreffenden Linien des Sonnenfpektrums. Bei keinem anderen Himmelskörper 
iſt dieſe Ubereinſtimmung fo vollkommen; ſelbſt bei ben Planeten treten, mie mir ſpäter 
ſehen werden, einige neue Linien auf, oder andere verbreitern ſich, woraus man ſchließen 
muß, daß das Sonnenlicht, nachdem es von den Oberflächen jener Körper reflektiert wurde, 
noch abſorbierende Gasſchichten, nämlich ihre Atmofphären, durchläuft. 

Das Spektroſkop verrät uns alſo die bedeutungsvolle Tatſache, daß der Mond nicht 
wie die Erde von einer Dunſthülle umgeben iſt. Der Einfluß unſerer irdiſchen Atmoſphäre 
muß ſelbſtwerſtändlich gebührend in Abzug gebracht werden. Dieſer Luftmangel de Mondes 
war ſchon früher durch anderweitige Beobachtungen wahrſcheinlich gemacht worden. Als 
einen ins Auge fpringenden Beweis dafür kann man ſein auffällig ſcheibenförmiges Aus 
ſehen anführen, denn vom Rande des Mondes kommen gerade ſo viel Strahlen zu uns 
wie von ſeiner Mitte, mas offenbar nicht geſchehen könnte, wenn die Sonnenſtrahlen erſt 
wie auf der Erde Luftſchichten zu durchdringen hätten. Durch den längeren Weg, den die 
Strahlen durchlaufen, wenn ſie bei uns vom Horizonte kommen, gegenüber dem Wege 
vom Zenit zum Auge, wird das Licht weſentlich abgeſchwächt. Die Helligkeit des Voll⸗ 
mondes müßte alſo gegen ſeinen Rand hin, für den die Sonne im Horizonte ſteht, merk⸗ 
lich abnehmen und er deutlicher den Anblick einer Kugel gewähren, wenn irgend etwas 
vorhanden wäre, was ſeinen Körper lichtverſchluckend umhüllt. Wir können das beweiſende 
Experiment leicht an jeder Kugel machen, die wir mit einer abſorbierenden Schicht, etwa 
mit einer Hülle aus dunkler Gaze, umgeben: die Kugel wird dadurch an den Rändern 
ſofort viel dunkler abgeſchattet erſcheinen als vorher. 

Einen anderen Beweis lieferte die uns ſchon bekannte Eigenſchaft des Lichtes, von 
ſeinem geraden Weg abgelenkt zu werden, wenn es verſchieden dichte Subſtanzen zu durch— 
laufen bat. Wir wiſſen, daß hierauf die Wirkungen des Fernrohres und des Spektroſkopes 
beruhen. Das Licht muß bei Eintritt in die Atmoſphären der Himmelskörper gebrochen 
werden, mas wir auf der Erde ſehr deutlich feſtzuſtellen vermögen: alle aus dem Himmels⸗ 
raume zu uns gelangenden Lichtſtrahlen machen in unſerer Atmoſphäre einen merklichen 
Bogen, ſo daß wir infolge dieſer „atmoſphäriſchen Refraktion“ die Himmelslichter an einer 
ganz anderen Stelle des Firmamentes ſehen, als es geſchehen würde, wenn wir uns über 
dieſe Dunſthülle erheben könnten. Die Sonne geht deshalb für unfer Auge etwa 2 Mi—⸗ 

nuten früher auf und ebenſoviel ſpäter unter, weil durch die Luft ihre Strahlen ein gutes 
Stück um die Erde herum gebogen werden, ſo daß die Sonne in Wirklichkeit ſchon unter⸗ 
gegangen iſt, wenn für uns ihr unterer Rand eben erſt den Horizont berührt, alſo ihre ganze 
Scheibe noch ſichtbar iſt. Ahnliches müßten wir auch am Monde wahrnehmen. Dieſer geht 
ſehr häufig an Sternen vorüber, deren Licht, bevor es durch ſeinen Körper für uns verdeckt 
wird, am Rande des Mondes einen ſehr langen Weg durch deſfen Atmoſphäre zu durchdringen 
batte. Es müßte dadurch zunächſt abgeſchwächt werden; dann aber müßte auch ſein Ver⸗ 
ſchwinden hinter dem Monde verzögert, ſein Wiedererſcheinen beſchleunigt werden, ganz ſo, 
wie es für unſeren irdiſchen Horizont an der Sonne und allen Sternen beobachtet wird. Dies 
findet indeſſen, wie die ſorgfältigſten und feinſten diesbezüglichen Meſſungen zeigen, nicht ſtatt. 


70 I. 1. Der Monb. 


Durch alle diefe Wahrnehmungen ift zwar keineswegs die gänzliche Abmefenbeit von 
Luft oder einer anderen Gashülle auf bem Mond eriviefen, aber vir fonnen bebaupten, 
daf die vorhandenen Mengen fo gering fein miiffen, daf fie fi unferer Erkenntnis ente 
zieben. Nach dem engliſchen Mondforſcher Neifon mare eine Atmoſphäre des Mondes, 
die den dreihundertſten Teil des bei uns herrſchenden Luftdruckes ausiibt, wohl miglio; 
eine dichtere Atmoſphäre würde ſich verraten. Cine dirette Beobachtung, die auf eine 
CStrablenbrebgung am Mondrande ſchließen ließ, ift W. Pidering in der jon wiederholt 
ermabnten, auf bem peruaniſchen Hochplateau gelegenen Sternwarte bon Arequipa ge» 
Iungen, al8 ber Mond am 12. Auguft 1892 den Jupiter bededte. Die Scheibe des legteren 
Planeten erſchien dbabei um eta eine Bogenſekunde eingedriidi, was nad) dem genannten 
Aftronomen einer Atmofphare bon 1/,000 bis 1/scco DEr unfrigen entſprechen würde. 

Wie erwähnt, wird das Lit vom Monde refleftiert vie bon einem meifen Stück Papier. 
Dies ift jedoch nur in bezug auf die ſpektroſkopiſche Wirfung der Fall. Die zurückkommende 
Lichtmenge ift bebeutend geringer, als wenn der Pond au einer ganz weißen Maſſe be- 
ftiinde. Vom Monde ftrabit nad) Zöllners forgfaltigen Meſſungen 619,000mal weniger Licht 
gu un3 al3 von der Sonne, d. h. alfo fo viel weniger lichtſchwingende Athermoleküle ge- 
langen bon ibm zu uns, als die Sonne auf eine gleiche Fläche der Erde herabfendet. Zöllner 
beftimmte ferner, bag eine diefer Licbtintenfitàt (Abe do des Mondes genannt) ente 
{prechende riiditrablende Wirfung dann ausgeiibt werden müſſe, wenn die ben Mond an 
feimer Oberfläche zufammenfebende Materie etwa die Farbe unſeres Tonmergels beſitzt. 

Das Fernrohr, da3 die von uns bisher betrachteten Geſamtlichteindrücke in bezug auf 
Die einzelmen Teile ber Mondoberfläche zergliedert, zeigt uns nun auf den erften Blick, 
mie eigentlich ſchon das bloße Auge, daß der Mond nicht aus gleichmäßig berteilter Materie 
beftebt, fondern daß auf ibm in bunter Verteilung dbunflere und hellere Partien abmedbfeln. 
Wir erfennen deutlich große, rundliche, bunflere Gebiete, die von helleren umrabmt werden. 
Sene Bat man die Meere des Mondes genannt und wohl auch in der erften Zeit nach 
ibrer Entbedung, die durch Galilei im Sabre 1610 geſchah, al3 er das Fernrobr iiberbaupt 
gum erjten Pale zum Himmel ricbtete, für wirkliche wogende Meere gehalten, die von Pellerem 
Gejteine des Küſtengeſtades umgeben find. Wenn man aud) {pater diefe Meinung auf- 
geben mugte, fo hat man doch jene Bezeichnung beibehalten. Auf unferer beigebefteten 
Lohrmannſchen Mondkarte find diefe Mare-Ebenen mit ibren Namen bezeichnet. 
Sie nehmen hauptſächlich die auf der Karte unten befindlichen Teile der Mondſcheibe 
ein, das iſt in Wirklichkeit die nach oben gekehrte, da wir alle Abbildungen in unſerem Werke 
ſo wiedergeben, wie es dem Anblick im umkehrenden, aſtronomiſchen Fernrohr entſpricht. 
Sinngemäß werden wir im folgenden die obere Partie aller Himmelskörper immer die 
ſüdliche, die untere die nördliche nennen. Die nördliche Hälfte des Mondes iſt alſo reicher 
an Meeren als die ſüdliche, die in hellerem Glanze ſtrahlt als jene. Das größte dieſer dunkeln 
Gebiete iſt das Mare Imbrium. Es beſitzt eine Flächenausdehnung auf der Mondober⸗ 
fläche, welche die von Oſterreich-Ungarn übertrifft. Angeſichts ſolcher Dimenſionen wird 
man den Vergleich mit unſeren Meeren wohl begreiflich finden, namentlich wenn man 
noch weiter in Betracht zieht, daß die Geſamtoberfläche des Mondes etwa 1332mal kleiner 
iſt als die der Erde, ſo daß ſür jenen Weltkörper die genannte Mare-Ebene im Verhältnis 
gu ſeiner ganzen Ausdehnung ebenſoviel Raum einnimmt mie bei una etwa das Mittel» 
ländiſche Meer. 


Verzeichnis der Formationen (nach Lobrmann) 


139 Albategniue 154 Rheita 


125 Aliacenie (22 Riccius 
127 Apianus 128 Sacrobosco 
109 Baco 129 Santbech 


116 Barocius 120 Stòfler 
104 Boguslawsky 136 Theophilus 
103 Boussingault 132 Vendelinus 
138 Catharina 126 Werner 
118 Clatraut 106 Zach 

105 Curtis 123 Zagut 

119 Curier 

137 Cyrillus 
143 Delambre 
112 Fadricius 
130 Fracastor 
121 Furnerius 
134 Goclenius 
195 Guttembayg 
141 Nppaerchue 
If! Hommel 
107 Jacobi 

133 Langrenus 
108 Lilius 

124 Lindenau 
f01 Mansinus 
117 Maxrolycus 
113 Metius 

102 Mutus 

115 Nicolai 
140 Parrot 

131 Petarius 
110 Piliscus 
142 Réaumio 


165 Acherusia Cup 
157 Agrippa 

154 Arago 

155 Antadasus 
180 Aristillus 

188 Aristoteles 
193 Atlas 

181 Autolycus 

161 Azout 

174 Bessel 

186 Biirg 

179 Calippus 

182 Cassini 

169 Cleomedes 
160 Condorcet 
168 Einmart 

189 Endymion 
187 Eudoxus 

185 Franklin 

175 Gaub 

ITT Geminus 

156 Godin 

184 /fercules 

158 Hyginus 164 Phnius 
172 Le Monnier 178 Postidonzius 
173 Linné 153 Ritter 

70 Macrobus 171 Romer 
107 Marulius 152 Sabine 
166 Menelaus 1571 Taruntius 
176 Messala 159 Triesnecker 
163 Picard 163 Vitrurizs 





KARTE DER GEBIÎ 


Nach L 


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(GE DES MONDES. 


Verzeichn1s 


der Formationen .nach Lohrmann) 


88 Alpetragius 

87 Alphons 

86 Arzachel 

93 Billy 

53 Blancanus 
Bullialdus 
Camparus 


Capuarnaius 


10 Archimedes 
13 Aristarchus 
17 Bianchimi 

21 Condarmune 

4 Copernicus 
8 Fratosthenes 
2 Fuler 


72 Ciahue 
55 Clariue 
52 Cysatue 
100 Damoiseau 
89 Dary 

82 Doppelmaye 
83 fburier 
92? Gassendi 
68 Gauricus 
90 GuariA 

65 Hainsel 
HM Hansteen 
64 Feinstus 
67 Hell 

97 Herschel 
71 Hesiodus 
99 Lalande 


57 Longomontanus 





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RT 


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Mare⸗-Ebenen auf bem Monde. Die Libration. 71. 


Dag man gur Ermittelung Diefer Zahlen, die Bier zur allgemeinen Veranſchaulichung 
dienen follen, nur die oben angegebene Entfernung des Mondes zu fennen braucht, ergibt 
ſich aus der geometriſchen Notwendigkeit, daß alle Gegenftinde genau im felben Verhält— 
niffe filtr unfer Auge Meiner erſcheinen müſſen, wie wir un3 von ibnen entfernen. Wir können 
alfo zunächſt die ſcheinbare Größe des Mondes dadurch beftimmen, daß vir eine Scheibe von 
befanntem Durchmeſſer gerade fo meit bon unferem Auge entfernen, daf fie den Mond 
genau bebedt. Sovielmal größer, al dann die Entfernung Des Mondes bon uns ift als 
die ber Scheibe, um ebenfovielmal muf aud der Mond diefe Soheibe an wirklicher 
Größe iibertreffen. Prinzipiell auf feine andere Weiſe, menn aud in der Ausfibrung 





ber Originalnegative ber Lid=Sternmwarte, von 2. Weinek in Prag. Vgl. Tert, S. 72. 


verfeinert, bat man ermitteln fonnen, bag der Mond im Durchmeſſer eta 3500 km höält, 
alfo etwas mer als ein Viertel bon dem der Erde. 

Die Belleren und bunfleren Gebiete der Mondoberfläche find unveränderlich in ihrer 
gegenjeitigen Lage; es find fonftante Oberflächengebilde. Aber aud ihre Geſamtheit 
verändert ihre Lage gum Rande der ſcheinbaren Mondſcheibe nur febr menig: der Mond 
kehrt un3 ja beſtändig diefelbe Seite zu, {0 Daf vir nur ungefähr die Halfte ſeiner ganzen 
Kugeloberfläche zu fehen befommen und bon der anderen Seite, die er beftindig bon un3 
ab⸗ und dem VWeltraume zufebrt, niemal3 etwas gefeben haben. Ganz genau behält aller 
dings Der Mond feine Lage zur Verbindungslinie mit der Erde nicht inne, fondern er 
ſchwankt ein wenig um die Mittellage Bin und ber. Man nennt dieſes Schwanken die 
Libration. Durch fie werden nad und nach etiva 4/, der gefamten Mondoberfläche 
für uns ſichtbar. 

Neben jenen unveränderlichen Schattierungen der Mare-Ebenen treten aber auf dem 
Monde noch andere auf, die ſich mit ſeinen Phaſen verändern und bei Vollmond gänzlich 
verſchwinden. Schon der erſte Anblick dieſer Gebilde läßt vermuten, daß es ſich hier um 


. 72 L 1. Der Mond. 


Schatten bandelt, die bon Unebenbeiten der Mondoberflidhe gemorfen werden. Zur Gewiß— 
heit wird dieſe Vermutung, wenn man die Veränderungen dieſer Schatten durch alle 
verſchiedenen Mondalter, womit man den Zeitabſtand einer Phaſe bom Neumond 
bezeichnet, verfolgt. Zur Veranſchaulichung haben wir auf Seite 71 dieſelbe Mondgegend 
in verſchiedenen Altern wiedergegeben. Wir ſehen daraus, wie weſentlich ſich der Anblick 
durch die verſchiedene Beleuchtung verändert, und erkennen aus kleinen Geſtaltsänderungen 
den Einfluß der Libration. Die eine Regel aber bleibt beſtehen, daß die Schatten immer 
gegen denjenigen Rand hinfallen, der durch die Phaſe verändert wird, gegen die Termi— 
natorlinie, niemals gegen den anderen Rand, der, weil der Sonne zugekehrt, während des 
Phaſenwechſels kreisrund bleibt. Die Richtung der Schatten iſt ſelbſtwerſtändlich unter 
der Vorausſetzung, daß die Sonne dieſe Schatten hervorbringt. Sind ſie wirklich durch 
feſtſtehende Erhöhungen der Mondober— 
fläche hervorgebracht, ſo müſſen ſie ſich, 
wie die Bergſchatten auf der Erde, vom 
Morgen biz zum Mittag beſtändig ver—⸗ 
kürzen und dann bis zum Abend wieder 
verlängern, was mir in Der Tat wahrneh— 
men. Wenn wir nun aus der beobachteten 
Schattenlänge die Höhe des Berges be— 
rechnen, ſo muß dieſe natürlich trotz der 
ſehr verſchiedenen Längen zu den ver— 
ſchiedenen Tageszeiten immer denſelben 
Wert ergeben, was gleichfalls zutrifft. 
Solche Höhenmeſſungen auf dem 
Monde können von unſerem irdiſchen 
Standpunkt aus mit großer Sicherheit aus 
geführt werden, und zwar in vielen Fällen 
ohne alle Vorausſetzungen über die Be— 
ziehungen und Entfernungen zwiſchen Sonne, Erde und Mond, wenigſtens ſolange man 
die Höhe der Mondberge nur in Teilen des Monddurchmeſſers zu wiſſen wünſcht. In 
einem Fall iſt dies ohne weiteres möglich, wenn nämlich die Erhöhung ſich am vollbeleuch— 
teten Rande des Mondes befindet, wo wir ſolche Höhen im Fernrohre ſehr häufig ſehen. 
Dann brauchen mir nur mit irgend einem Maßſtabe, 3. B. in Millimetern, auf einer Photo= 
graphie dieſe Erhöhung und gleichfalls den ganzen Durchmeſſer des Mondbildes aus- 
gumeffen und beide Zahlen durcheinander gu dividieren. Aber auch noch in einem anderen 
salle, ben ſchon Galilei zur Höhenmeſſung der Mondberge anmanbdte, ift diefe Ermittelung 
ſehr leicht, imenn nämlich um die Beit de erften oder letzten Viertel3 jenfeit3 des Termi= 
nator3 Belle Punfte auftreten, mie folMe 3. B. in der Mondgegend bemertbar find, die 
auf der bei Seite 78 ftebenden Tafel abgebilbet ift. Diefe Lichtpunkte find offenbar Berg= 
gipfel, Die eben nod) bon den Sonnenjtrablen berührt werden, fei e3 nun, daß Bier gerade 
Sonnenaufgang oder =Untergang ftattfinbet. Mißt man nun den Abftand dieſes Licbt- 
punktes von Der Lichtgrenze, mie fie in den umliegenden Ebenen auftritt, fo hat man da- 
Durch, nie aus der obenftehenden Abbilbung unmittelbar zu erſehen ift, die eine Seite eines 
rechtwinkeligen Dreieda beftimmt, deffen zweite Seite der wieder aus bem Mondbild in 





Die Beftimmung ber GUbe ber Monbberge. 


Höhenmeſſungen auf bem Monde. 73 


bemjelben Maße direft zu entnehmende Mondhalbmeſſer ift, während die dritte gleich diefem 
{elben Halbmeſſer plus der gefucbten Höhe des Berges fein muß. Nad dem pythagoreiſchen 
Lebrjage Baben mir dann (r+h)? = r2-+a?, mo r den Halbmefjer des Mondes (AB unferer 
Zeichnung), h die geſuchte Höhe des Berges und a den Abftand AG bedeutet. Seben mir 
aljo ben Fall, mir hatten auf einer Mondphotographie, die einen Halbmeſſer bon 100 mm 
befibt, gefunben, daß das Belle Pünktchen einer Bergſpitze 10 mm von der Lichtgrenze ent- 
fernt ift, alfo um eine fehr deutlich wahrnehmbare und mefbare Größe, fo finden mir 
au3 unferer Formel, bag der Berg 1 mm groß erſcheinen würde, wenn er fil) am Rande 
ber Photographie befände. Das macht gerade den vierbunbdertiten Teil des ganzen Mond— 
durchmeſſers aus. Unter Anwendung der oben angegebenen Kilometerzabi für ben Durd= 
meſſer ergibt fich dann, daf der beobachtete Berg etwa 8750 m hoch ift. Durch aſtronomiſche 
Meſſungen iſt man auf diefe Weife imftande, die Höhe 
eines Mondberges oft bis auf etwa 10 m genau zu 
beftimmen, aljo nabezu ebenfo ſicher, wie mir die 
Berghöhen auf unferer Erde ermittelt haben, während 
viele ber Erbgebirge, die ſchwer zugänglich find oder 
in wenig erforſchten Lindern liegen, bei weitem nicht 
fo genau gemejffen merdben fonnten. 

Natürlich ift die beſchriebene Meſſungsmethode 
nicht die einzige; wir können auf dem Mond ebenſo, 
wie wir es gelegentlich bei uns tun, aus der Länge 
eines Bergſchattens zu jeder Zeit, alſo nicht nur wenn 
die Sonne gerade für die betreffende Gegend auf— 
oder untergeht, die Höhe beſtimmen, wenn wir zur 
Zeit der Meſſung die Erhebung der Sonne über den dist 1630, Mus na. do di 
Horizont fennen. Die Beftimmung diefes Winkels für "Tee RL TE, Ste Reapel 
einen beliebigen Ort auf bem Monde oder irgend einem 
anderen Mitglied unfere3 Planetenfbiteme3 bereitet aber nicht mehr Schwierigkeiten als 
die gleiche Rechnung für unfere Erde. 

Ein großer Übelſtand bleibt dagegen für die Bergmeſſungen auf dem Monde ſtets 
beſtehen, ber auf der Erde nicht auftritt, nämlich der Mangel einer allgemeinen Niveau— 
ebene, auf die man die Meſſungen beziehen kann. Auf ber Erde geben wir die Berghöhen 
über dem Meeresfpiegel an; für den Mond müſſen wir uns damit begnügen, die Erhebung 
über einen Punkt der Umgebung zu beſtimmen, und zwar immer von da aus, wohin das 
Ende des zur Meſſung verwendeten Schattens um Die gegebene Beit gerade fällt. Für 
die Vergleichung der Mondberge mit den irdiſchen iſt dieſer Umſtand wohl zu berüchſich— 
tigen, denn wir würden natürlich ganz andere Berghöhen erhalten, wenn wir etwa den 
Montblanc von der Ebene bon Chamonir aus oder den Pic von Tenerife bom Grunde 
des Meeres aus meffen miirdben, auf bem fein Fuß ftebt. 

E hat ſich gezeigt, daß merkwürdigerweiſe ber höchſte Mondberg faît genau fo hoch 
iſt wie die größte irdiſche Erhebung, etwa 8850 m. Für die Erde bedeutet dieſe Größe den 
720. Teil ihres Halbmeſſers, für ben Mond dagegen den 200. Teil. In bezug auf die Aus⸗ 
dehnung des Weltkörpers, auf dem ſie liegen, ſind alſo die Mondberge viel höher als die 
der Erde. 





74 I. 1. Der Monbd. 


Sehr balb nad der Entbedung des Fernrohres bat man mit der Zeichnung einer 
topographiſchen Rarte des Mondes begonnen, um weitere Vergleichungen jener Welt mit 
Der unfrigen anftellen zu fonnen. Die erfte volljtindige Monbfarte ift von dem Danziger 
Ratshermn Heveliu3 im Gare 1647 berausgegeben morden, wenn man von der auf Seite 73 
miedbergegebenen Zeichnung Fontana3 abfiebt, die 1630 entftanben ijt, aber wohl von 


* 


Mic 


Dipihi se ap loca sl creare 2 paranza 





Gevel8 Monbfarte au bem Jahre 1645. Aus Hevels nSelenographia“, Danzig 1647. 


vornherein nicht den Anſpruch einer topographiſchen Karte des Mondes erheben wollte. 
Die Hevelſche „Selenographie“ war für ihre Zeit eine epochemachende Erſcheinung und 
im vollſten Sinn ein wiſſenſchaftliches Kunſtwerk. “Die darin enthaltenen Kupfertafeln 
ſind von dem außerordentlich geſchickten Autor ſelbſt geſtochen und geben den Anblick des 
Mondes an jedem Tage ſeines Alters wieder, woraus dann ein ideales Bild des Vollmondes 
zuſammengeſetzt iſt. Die Zeichnungen oben und auf Seite 75 find Kopien dieſer Dare 
itellungen. Wir finden darauf Benennungen von Meerebenen und Gebirgen, die zum Teil 
auch heute noch fiir diefelben Objefte giiltig find, obgleid) mir heute mijfen, Daf jene 
„Mare“ genannten Gebilde in Wirklichkeit keine Meere find. 


Topographijbe Darftellung der Mondoberfläche. 75 


Mit ber Vervollfommnung des Fernrohres mufte natürlich auch die der Mondkarten 
parallel geben. Im 17. und 18. Jahrhundert fertigten Caffini und Lahire in Paris, Tobia3 
Mayer in Gittingen und Schröter in Lilienthal immer vollitindigere Monbfarten an, 
im neunzebnten Beer und Mädler in Berlin, Lohrmann in Dresden (eine verfleinerte 
Nachbildung der Lohrmannſchen Karte ſiehe bei S. 70), die Englinder Naſmyth und Neifon 
und ganz befonder3 Julius Schmidt in Uthen. Legterer ftellte in nahezu vierzigjähriger 
unermüdlicher Arbeit die größte aller biz jebt eriftierenden, durch Zeichnung am Fernrohr 
bergeftellten Mondkarten ber, die nicht weniger al3 2 mim Durchmeſſer halt und fo viel Ober- 
flächendetail aufweiſt, 
wie kaum Die beſten Nt: 
Ianten bon unferer Erde 
verzeichnen. Diefe mo= 
numentale ,,Charte der 
Gebirge des Mondes” 
ift 1878 auf Roften des 
preußiſchen Unterrichts⸗ 
miniſteriums heraus⸗ 
gegeben worden. 

Inzwiſchen begann 
die Photographie, die 
gerade beim Monde 
ganz beſondere Schwie— 
rigkeiten zu überwinden 
hatte, dennoch mit den 
Zeichnern zu wetteifern. 
Nachdem ſchon im Jahre 
1840 Draper das erſte 
photographiſche Bild des 
Mondes firiert Batte, 
folgten ibm bald viele 
andere nad, unter Denen anblic des Vollmondes nad) gevel Aud Gevel8 ,Selenographia“, 1647. Vgl. Text, 3.74. 
namentlich zu nennen 
finb: die Amerifaner Bond und Rutherford, bann in neuerer Beit Prinz in Brüſſel, Pidering 
in Cambridge (Nordbamerifa) und ganz befonder8 die Aftronomen der Lick⸗Sternwarte, 
die Gebriiber Henry in Paris, ſowie Loewy und Puifeur ebenda. Die nad) den Driginal- 
aufnahmen der legteren, von denen die Tafel bei ©. 45 zwei miebergibt, Dergeftellten 
Vergroferungen ent{preden einem Monddurchmeſſer von 2,5 m. Pidering Bat in neuefter 
Beit einen Monbdatla3 mit 80 Blättern herausgegeben, die mit einem eigens dazu Bere 
geftellten Fernrobr bon 41,25 m Brennweite, aber nur 12 Boll (30 cm) Offnung auf- 
genommen wurden. Sn Diefes bei weitem größte aller eziftierenden Fernrobre, das auch 
ein entſprechend grofes Bilb des Mondes entmirft, wird das Mondlicht durch einen beweg⸗ 
lichen Spiegel geleitet, fo daß e3 ſelbſt horizontal unbeweglich liegen bleibt. 

Es bilbete fi) nunmebr ein eigentümlicher Kompromiß zwiſchen bem Zeichner und 
dem Photographen herau3. Der Prager Mondforſcher Weinef, der fi) ſchon vorbem 





76 I. 1. Der Mond. 


durch außerordentlich forgfaltige und künſtleriſch ſchöne Darftellungen einzelmer Mond— 
gegenden hervorgetan Batte, begann die auf der Lick-Sternwarte hergeſtellten Mondphoto— 
graphien vergrößert zu zeichnen, wodurch er überraſchend ſchöne und wertvolle Reſultate 
erhielt. Man konnte hierbei jedoch trotz der größten Vorſicht nicht über die Schwierigkeit 
hinwegkommen, die durch die individuelle Auffaſſung des Zeichners für die Deutung der 
feinſten Einzelheiten übrigbleibt. 

Bei genauerer Prüfung hat ſich allerdings gezeigt, daß jene Photographien, wie ſehr 
ſie auch bei oberflächlichem Vergleich das Auge beſtechen, doch immer noch bei weitem 
nicht fo viel Details aufweiſen, wie die direkte Beobachtung ſelbſt in mittelgroßen Fern⸗ 
rohren uns verrät. Im allgemeinen kann man annehmen, daß die beſten Photographien 
höchſtens ſo viel zeigen, wie das Auge in einem Fernrohr von 4 Zoll Offnung erkennt. 
Eine von Prinz vorgenommene Vergleichung ergab ferner, daß die Fortſchritte der Mond⸗ 
photographie, was die Definition der feinſten Details anbetrifft, gar nicht ſo groß ſind, 
wie man bisher zu glauben geneigt mar. Die kleinſten Gegenſtände auf der Rutherford— 
ſchen Photographie haben auf dem Monde etwa 3000 m Ausbehnung auf der Fläche, die 
ber neuejten Parifer Photographien, mele die der Lick⸗Sternwarte nod um einiges 
ilbertreffen, 2250 m. Die feinften Gegenftinde aber, dbie man mit eta 50facher Ver 
größerung (die allerding3 nur felten angetvendet werden fann) auf bem Monde noch diret 
im Fernrohr gelegentlich wahrnehmen fann, haben feinen gròferen Durchmeſſer al8 100 m, 
und wenn man fie Durd) ihre Iangen Schatten bei auf= oder untergebender Sonne iiber 
ber betreffenden Mondgegend unterſcheidet, fonnen fie fogar auf 20 m herabgehen. 

Der Grund, meshalb man in diefer Ribtung nicht erheblich meiter gekommen ift, liegt 
in bem groben Korn unferer febr empfindlichen photographiſchen Platten. Dieſes Korn 
mißt etwa 0,1mm und würde auf den Beutigen Mondphotographien einer Ausdehnung 
des betreffenden topographiſchen Detail8 bon 200 m entfpreden, mas allerding38 noch 
erheblich meniger ift, al3 die virili) auf ben Photogrammen erzielte Definition, die faum 
zehnmal größere Gegenftinde zeigt. Diefe erhebliche Verſchlechterung rührt von der Unrube 
des Bildes infolge der bemegten Luft, der Unſicherheit der Nachführung des Fernrohres 
und ben anderen Feblerquellen Ber, die in dem allgemeinen Kapitel fiber Photographie 
beſprochen morbden find. Wegen des ſtörenden Kornes erreicht man auch durch Vergrößerung 
auf photographiſchem VWege für die Definition in diefer Hinficht nicht viel, abgefeben von 
ber ungebeuren Beiterjparnis. Es fiegt alfo fehr viel dbaran, das Originalbild im Fokus 
des Fernrohres bon vornberein möglichſt grof zu erhalten, fo dbaf das Pideringihe Fern- 
rohr in Diefer Beziehung einen Fortfdhritt bedeutet. : Das Fofusbilb des Mondes darin bat 
einen Durchmeſſer von etwa 35 cm, gegen 13,5 cm, die der Lid-Refraltor, und 18 cm, die 
das „Ellbogenfernrohr“ in Paris erzielt. 

In einer anderen VWeife als Weinef hat fil) nun in den legten Jahren der eifrige Utond= 
forſcher Arieger in Trieft ber unbebdingt getreuen Photographie bebient, um eine Mond- 
farte bon beinahe noch einmal fo grofem Durchmeſſer al3 die Schmidtſche herzuſtellen, 
indem er die entſprechend vergrofierten Aufnahmen nur al Grunblage benukt, um in fie 
am Fermcohr alle diejenigen Cinzelbeiten einzuzeichnen, welche die photographiſche Platte 
nicht mebr erreidjen fonnte. Solche Riefenarbeit, ben Mond im Mafiftabe von 1 zu 
1,000,000 Berzuftellen, würde ohne diefe Gilfeleiftung der Photographie die Kräfte eines 
Menſchenalters meit iberfteigen. 


Ausdehnung nod nachweisbarer Cinzelbeiten auf bem Monde. 77 


An der Hand des reichen Material3 an Aufzeichnungen, die teil8 von Menſchenhand, teils 
birelt mit Hilfe ber Photographie gemacht wurden, ſuchen mir nun die Welt des Mondes 





Die Ballebene Ptolemiu3. Nad einer Aufnabme der Lids Sternmwarte vom 10. November 1892, 16fach vergrifert von | 
L. Weinek in Prag. Bgl. Text, S. 78. 


fermen gu lernen. Aud) dem oberflächlichſten Plide fallt fofort die weſentliche Verſchieden— 
beit des Gebirgscharakters unſeres Trabanten gegenüber bem un3 von der Erde Ber ge» 
wohnten auf. Die ganze ficbtbare Galfte des Mondes ift überſät bon eigentümlichen runden 


78 I. 1 Der Mond. 


Gebilben, die nur infolge der Kugelgeftalt des Mondes ſich defto mebr elliptiſch projizieren, 
je näher fie an bem ande der ſcheinbaren Scheibe ftehen. Man findet fie dort in allen 
erdenklichen Dimenfionen, von ganzen Meerebenen an, tie die des Mare Crisium (j. die 
beigebeftete Tafel), bia zu den allerwinzigſten Löchern in ber Oberfläche, die nur mit den 
feinften Hilfsmitteln entdeckt werden finnen und höchſtens 200 mim Durchmeſſer balten 
mögen. Man hat alle diefe runden Gebilde zuerft mit bem Namen von Monbdbiratern 
belegt, aber man mufte ſpäter einfeben, daß die gròferen, Ballebenen, bezw. Ring: 
gebirge genannt, fo weſentlich verſchieden von allen auf der Erde auftretenden Ge- 
birgsformen find, bag man eine ganz neue KRategorie fiir fie zu ſchaffen Batte. 

Diefe Rategorien, in die mir bas am Simmel Wabrgenommene zu bringen Baben, 
werden mir naturgemdafi, ſoweit e3 mbglich ift, nad irdiſchen Unalogien aufftellen. Dabei 
muf jedoch gleich hier gu Anfang des beſchreibenden Teile3 nachdrücklich betont merbden, 
daß damit über die Natur oder den Urjprung der betreffenden Gebilbe nichts im voraus 
angenommen fein foll. Wir verhalten un3 zunächſt rein beſchreibend, um über die Natur, 
den Urfprung und den Bufammenbang der gefebenen Dinge und erſt dann ein Utteil gu 
bifben, menn un3 genitgende Daten au allen Teilen unfere3 weiten Forſchungs— 
gebiete8 borliegen, die auf unfere Anſchauungen über den befonderen Gegenftand Cinfluf 
getvinnen finnen. Wir dürfen deshalb auch, wenn mir in die Natur eines Himmelskörpers 
eindringen wollen, diefen nicht al3 felbftindiges Wefen betrachten, denn namentlich in den 
Himmelsräumen ift fein Ding ohne Zufammenbang mit feiner Umgebung, und ohne diefe 
Umgebung ift fein Weſen nicht verſtändlich. 

Cine andere jener Wallebenen, Ptolemäus genannt, ift in der Abbilbung auf 
Seite 77 bargeftellt. Gie liegt auf bem Mond ungefähr in der Linie, die beim erften 
und legten Viertel gerade bon ben Sonnenftrablen geftreift wird. Auf unferer zu Seite 70 
gebefteten Mondkarte find die Grenzen, bid zu benen in den verſchiedenen Monbdaltern 
die Beleuchtung vorſchreitet, angegeben und die zugehörigen Alter am Yquator beige 
ſchrieben. Am zweiten Tage nad Neumonbd ift 3. B. nur das Stiid des Mondes beleuchtet, 
Das zwiſchen den mit 0 und mit 2 bezeichneten Kurven liegt; am 17. Tage des Mondalters 
bagegen, alfo zwei Tage nad dem Vollmond, ift diefes felbe Stück allein unbeleuchtet. 
Wegen der Libration finnen dieſe Grenglinien übrigens etwas verſchoben werden. Die 
Wallebene Ptolemäus befindet ſich zwiſchen den Grenzlinien des 7. und 8., bezw. des 
22. und 23. Tages; ſie beginnt alſo am 7. oder 8. Tage nach Neumond ſichtbar zu werden 
und bleibt es dann bis zum 22. oder 23. Tage. Cie iſt im zweiten (ſüdöſtlichen) Quadranten 
mit 96 bezeichnet.! Die Mondkarte mißt genau 212 mm, fo daß auf ihr nad) Maßgabe 
des oben angefitbrten Durchmeſſers des Monde 1 mm rund 1615 km entfpreden. Ptole= 
mäus iſt nun auf unferer Karte etma 9 mm breit, alfo ift er in Wirflidhfeit rund 150 
(genauer 137) km breit; das ganze Königreich Sachſen hatte bequem in diefer ringmall= 
umgaunten Ebene Plag. Man erfieht Pierau3, daß diefe Wallebenen in ihrer äußeren 
Erſcheinung mit unferen Vulfanen nichts al8 die runde Form gemein haben. Das 


! Bur Crieiterung der Aufſuchung der verſchiedenen Gegenftinde auf unferer Mondlarte ift folgen- 
des gu beachten: Der Mond ift in vier Quadranten eingeteilt. Alle mit Zahlen bon 1—50 bezeichneten 
Objekte befinden fil) im nordöſtlichen Quadranten, von 51—100 im ſüdöſtlichen, bon 101—150 im ſüd— 
weſtlichen und endlich die mit 151—200 bezeichneten im nordweſtlichen. Die Namen am Rande der Karte 
find für jeben Quadranten befonders alphabetiſch geordnet. 











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Das Mare Crifium auf dem Monde. 


Nad einer auf der £ideSternmarte hergeftellten photographifchen Aufnabme. 


VWallebenen und Ringgebirge des Monbdes. 79 


Grofenverbalinis zwiſchen der Höhe des Ringwalles und bem Durchmeſſer des eingeſchloſſe— 
nen Plateaus ift ein ganz andere3, al3 wir e3 auf der Erde felbft in jenen Fallen wahrnehmen, 
in benen, wie 3. B. bei ber Golfatara in Pozzuoli bei Neapel, die urſprüngliche Krater— 
öffnung von einer ebenen Dede angeſchwemmten Material ganz verſchüttet worden ift. 
Man miifte fi) denn einen Vulfan vorftellen, der eta den Umfang von Böhmen beſäße und 
doch nur ſolche Umwal⸗ 
lungsmauern hätte, 
wie ſie jenes Land 





umſchließen. —— 
Ferner iſt es be» — 
zeichnend für dieſe gro⸗ — uo i 
Ben YWallebenen des — | PL 
Mondes, daß fie im | ii —— dg > ASA I 
—— 30% Cn SS 5 FANO 
Oberflächengeſtaltung Das Ringgebirge Plato: 1) bei aufgehender Sonne, 2) —õä Nach Neiſon. 


aufweiſen, alſo, ſoweit 
wir ſehen können, vollkommene Plateaus ſind, die höchſtens von einigen Poren, Löchern, 
unterbrochen werden, welche die Oberfläche des Mondes überall mie Pockennarben über— 
ziehen; von ihnen wird ſpäter noch die Rede ſein. Dieſe Löcher, wie man deren eines in 
ber auf Seite 77 abgebildeten Wallebene Ptole⸗ 
mäus erblidt, ftehen offenbar in feinerlei diret 
tem Bufammenbange mit der Bilbung des Ring= 
walles, wenn man irdiſche Vergleihapunite dabei 
ins Auge fat. Sie können 3. B. nicht mit den 
Auswurfskegeln verwechſelt werden, die ſtets eine 
zentrale Stellung zu bem durch ire Auswurf⸗ 
produlte erzeugten Kraterwall einnebmen. End⸗ 
lid) iſt als ſehr charakteriſtiſche Cigenart bdiefer 
Monbdgebilde hervorzubheben, daß die innere Ebene 
faft ausnahmslos weſentlich tiefer liegt als das 
Niveau der umgebenden Landfdaft, mas bei | 
feinem irdiſchen Vulfan der Fall ift und bei der | 
Entſtehungsweiſe der legteren aud) nicht der Fall; — 
fein tann. Unbere Waliebenen Der beſchriebenen RI eee venics Im 
Art find Abategniu3 (Nr. 139 unferer Mondkarte) 
in ber Nähe des Ptolemäus; Archimedes (Nr. 10) im Mare Smbrium; Plato (i. die oben» 
ftehende Abbilbung) am Nordrande desfelben Meeres (Nr. 20) und Schickard (66) dit am 
Giiboftrande Des Mondes. Archimedes findet ſich auf der Landjchaft der Mondapenninen 
(j. die Tafel bei S. 84) al3 das grofte dberin der Mare-Ebene befindlichen Ringgebildbe mit 
dargeftellt. Cine febr eigentümliche Abweichung von der Regel bildet die neben Schickard 
ftehende Wallebene Wargentin (60), die deutlich wie ein Schachteldeckel erhaben auf der 
umgebenden Ebene liegt und nicht vertieft mie die übrigen ähnlichen Gebilde. 

Irdiſchen Formen ſchon meit ähnlicher find diejenigen Ringgebirge, die einen 
Bentralfegel oder ein ganzes Bentralgebirge enthalten. Die groften Ddiefer Ringgebirge 








80 I. 1. Der Mond. 


erreichen die Ausdehnungen der mittelgrogen Wallebenen. Als Typus diefer Mondgebilbe 
gilt Ropernifu3 (Nr. 4), eins der auffalligiten Objefte auf der über das erfte Viertel 
binaus gewachſenen Mondſcheibe, das nad) bem 9. Tage des Mondalters auftritt. Wir haben 
ibn untenftehend vergrößert nad der Zeichnung iviedergegeben, die Weinek nad einer 
Aufnahme der Lid-Sternmarte angefertigt bat. 

Diefe Ringgebirge mit Bentralfegel haben aber noch mance Familienähnlichkeit mit 
ben Wallebenen: ber Araterboden liegt weſentlich tiefer als das äußere Terrain, und die 
meift höchſt impo» 
fanten Ringwälle 
fteben in feinem 
Verhältnis zu den 
menig hohen Zen⸗ 
tralkegeln, die in— 
des augenſcheinlich 
irgendwelchen ge- 
netiſchen Zuſam⸗ 
menhang mit je— 
nen haben. Selten 
zeigen dieſe Zen— 
tralberge Andeu⸗ 
tungen einer Aus⸗ 
wurfsöffnung, die 
doch ſehr bedeu— 
tend ſein müßte, 
wenn etwa, wie bei 
den irdiſchen Vul⸗ 
kanen, die Ring— 
wälle ſich nur aus 
ben Produkten 
aufgetürmt hätten, 


welche die Aus— 


Der Mondkrater Kopernikus, 1afach vergrofiert. Gezeichnet von L. Weinek in Prag nach 
einer Driginalaufnahme ber Lick⸗Sternwarte vom 28. Juli 1891. murjso ffnung bei 
ben Eruptionen 


ausſchleudert. Niemals erheben ſich dieſe Zentralberge über die Spitzen des Ringgebirges 
empor, bleiben vielmehr faſt immer unter der halben Höhe der inneren Einſenkung, deren 
Boden bei den Ringgebirgen nicht mehr fo eben zu ſein pflegt wie bei ben großen Wall= 
ebenen, und ſtets ſenken fie fil) nad) der Mitte zu, find alſo grubenförmig. Das Innere 
ber meijten diefer Ringgebirge ——— aus einem helleren Stoffe zu beſtehen als die übrige 
Oberfläche des Mondes. 

Um den Typus dieſer Ringgebirge noch näher kennen zu lernen, beſchreiben mir an 
der Hand der oben gegebenen Zeichnung und der betreffenden Meſſungen des ſchon vorhin 
erwähnten Mondforſchers Schmidt die Landſchaft des Kopernikus-Kraters etwas ein= 
gehender. Obgleich der Ringwall in ſeinen Hauptzügen ziemlich genau einen Kreis bildet, 
ſehen wir doch ſofort, daß er keine einfache, in ſich zuſammenhängende Mauer, ſondern 





Aufbau der Ringgebirge. 81 


ein vielfach zerklüftetes Gebirge ift, ba3 amphitheatraliſch in mebrfaben Terraffen 
an- und wieder abfteigt. Der bloße Unblid zeigt auch ſchon, daß diefe Terraffen von aufien 
Ber viel fanfter anfteigen, al3 fie nad) innen abfallen. Zwiſchen diefen äußeren Terraffen 
gemeſſen bat das Ringgebirge einen Durchmeſſer von eta 124 km; dächte man ſich alfo 
Die Stadt Leipzig im Zentrum diefes Ringgebirge3 gelegen, fo würden die Hügelketten 
ber äußeren Terrajje etwa von Chemnig über Riefa, Wittenberg, Cisleben, Apolba biz 
Zwickau Binzieben. Diefe Hügelketten erbeben ihre höchſten Spigen faum 800—900 m 
über bas Niveau der umgebenden Mare-Ebene und fteigen dbarau3 mit Neigungswinkeln 
von etiva 10 Grad an. Nad innen dagegen fällt die Terraffe gegen den Hauptwall ſchroff 
unter Winfeln von 40—60 Grad ab. Aus der zwiſchenliegenden Talfenfung erhebt ſich 
Der Hauptwall im allgemeinen noch 1000—1500 m iiber die Terraffe empor; er ift jedoch 
vielfad) zerriffen, eingeſchnitten und bon einzelmen Pif oder domförmigen Aufragungen 
gekrönt. Die höchſte und durch ihren Schattenwurf auffalligite liegt auf der Weftfeite und 
erreicht etiva die Montblanc⸗-Höhe. Der Durchmeſſer dieſes Hauptwalles betrigt immer 
noch mebr al 90 km. Er falli fteil gegen die Ynnenebene ab, wieder in Winfeln bon 56—60 
Grad. Der Abiturz geht aber Bier viel tiefer binab, al3 das Gebirge bon aufien anftieg, 
{o daf die innere, etwa 53 km im Durchmeſſer baltende Fläche ca. 2400 m unter dem alle 
gemeinen Nibeau liegt. 

Diefer Kraterboden, mie man ſolche im Ynneren der Ringgebirge gelegenen 
Ebenen analog mit irdiſchen Gebilben unter aller nötigen Referve genannt Bat, ift aber, 
aud) abgefehen von den Ventralbergen, keineswegs eben, dbenn außer deutlichen Erbebungen 
und Gruben erfennt man bei ſehr giinftigem Luftzuftande, baf Bier der ganze Boden mit 
kleinen Unebenbeiten überſät ift. Die Weinekſche Vergroferung deutet dies durch eine - 
Unzahl feiner, wurmſpurartiger Adern an, die nur bei genauerem Hinſehen erfennbar 
find. Dieſes Innere und der Hauptwall find, namentlich menn bei Vollmond die Sonne 
fenfredht iiber ibnen ftebt, bon einem befonder3 Bellen Glanze, und einzelne Stellen be: 
mwabren diefen fogar zumeilen, menn Bier ſchon alle3 in tiefe Nacht gehüllt it. Aus dem 
Kraterboden ragen die BHentralberge mit verhältnismäßig wenig fteilen Böſchungen von 
etna 20 Grad biz zu 600 m auf, {o daf ihre Gipfel immer noch 1800 m unter der äußeren 
Umgebung des Copernifus bleiben, und man fie, auf dem höchſten Punkte des Hauptwalles 
ftebend, etwa 4000 m unter ſich fehen miirde. 

Vergegenmartigt man fi alle diefe Verbaltniffe, fo tvirdb man, ie groß auch bei 
oberflächlicher Betrachtung die äußere Ahnlichkeit dieſer Ringgebirge mit unferen Vul 
fanen fein mag, doch zugeben miiffen, daß e3 in Wirklichkeit auf der Erbe keine Landſchaft 
gibt, die mit ihnen verglichen werden könnte. Die Ahnlichkeit diefer auf bem Monde in allen 
erdenklichen Dimenfionen bis zu den verſchwindend kleinſten vorfommenden kreisför⸗ 
migen Gebilbe mit irdiſchen Vulfanen wird indes immer größer, je meniger Ausdehnung 
jene Formationen haben. Wir dürfen nur nicht vergeffen, daß die kleinſten Objefte, die 
vir auf den modernen Mondphotographien eben noch unterſcheiden können, unferen größeren 
Vulfanen gleichkommen miiften; und menn man auch, vie wir borhin fanden, mit unferen 
beutigen Fernrohren zweifellos mehr direft fiebt als mit Hilfe der Photographie, fo repra= 
jentieren die allerfeinſten Kratergrübchen, die man unter giinftigiten Vedingungen auf 
bem Mond zu ſehen vermag, doch Gebilde, die an Größe immer noch die meiften unferer 
irdiſchen Feuerberge ilbertreffen würden. 

Meyer, Das Weltgebäude. 2. Aufl. 6 


82 I. 1. Der Monbd. 


Gine offenbar tief begriindete Verſchiedenartigkeit des topographiſchen Oberflächen— 
bilbe3 unfere3 Mondes gegenüber bem der Crde wird ferner durch das unbebdingte Vor- 
herrſchen der ringformigen Verggebilbe hervorgerufen. Während man auf der Erbe nur 
etwa 300 Vulfane, titige und erloſchene, zählt, meift die ,,Charte der Gebirge dea Mondes“ 
von Schmidt nicht weniger al 32,856 Arater auf. Diefe Karte enthalt aber ſicherlich nicht 
alle auf bem Monde wirklich vorhandenen Gebilde diefer Art. Schmidt felbft erklärt, daß 
man mit 600facher Vergroferung wohl an 100,000 Krater dort zählen könnte, und Pidering 


Sud 








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Nord 


Seftion V von Lobrmann8 grofier Monbfarte. Verkleinerung de Driginal3. Vgl. Tert, S. 83. 


verboppelt noch diefe Zahl der mit ben modernen optiſchen Hilfsmitteln gut erreichbaren 
Kratergebilde, deren obere Grenze er fogar bei einer Million annimmt. Dabei darf man, 
mie gefagt, als ſicher annehmen, daß viele Taufende von Ringbergen auf bem Mond eri- 
itieren, Die tvegen ifrer Kleinheit überhaupt nicht wahrgenommen werden können. Be— 
rückſichtigt man zudem, daß die geſamte Oberfläche des Mondes 13,4mal kleiner iſt als die 
der Erde, und daß man nicht viel mehr als die Hälfte der Oberfläche von uns aus ſehen 
kann, ſo findet man, daß auf ein Flächengebiet, das auf der Erde durchſchnittlich einen 
Vulkan beherbergt, auf dem Monde viele tauſend Ringberge kommen. 

In Wirklichkeit ſind aber dieſe Gebilde nicht gleichmäßig über die Oberfläche unſeres 
Trabanten verteilt, fo daß auf gewiſſen Gebieten eine noch viel größere Häufung der Ring= 
berge ſtattfindet, als jener Durchſchnitt ergeben würde. Die Karte des Mondes zeigt auf 


Verteilung der Kratergebilde iiber die Mondoberfläche. 83 


ben erften Blick, daß die nördliche Galfte feiner für uns ſichtbaren Oberfläche, die zugleich 
die grofien Mare-Ebenen einfchliegt, bedeutend weniger mit Kraterlöchern durchſetzt iſt 
als die ſüdliche. Sehr felten treten fie offenbar in den Mare-Ebenen auf. Cin anſchauliches 
Bild bon diefer ungleichmäßigen Verteilung gibt die Nebeneimanderftellung der beiden 
GSeftionen V und XXIII der Lohrmannſchen Mondfarte (j. Abbildbungen, S. 82 und unten). 
Beide Bilder geben ein gleichgroßes Stück der ſcheinbaren Mondſcheibe wieder, mobei zu 
beriidfictigen ijft, bag das der Sektion XXIII angehorige Gebiet in Wabrheit auf dem 


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Settion XXIII von Lobrmann8 grofier Monbfarte. Verkleinerung des Driginals. 


Monde megen der griferen Verfiirzung, unter der ir e3 feben, eine grifere Oberfläche 
einnimmt als das Gebiet der Seftion V. Crftere gehört dem Südpol des Mondes an, fegtere 
befindet fil) im Nordoftquadbranten und enthält namentlich die Fläche des Mare Imbrium. 
Wir feben Bier die Ringberge nur ſehr {parli verteilt, während das miedergegebene Gebiet 
des Südpols förmlich davon überſät iſt. 

Noch augenfälliger tritt der „pockennarbige“ Charakter der Südpolgegend in der nach 
einer Aufnahme der Lick⸗Sternwarte auf Seite 85 dargeſtellten Umgebung des auch noch 
in anderer Hinſicht intereffanten Monbdfrater3 Tyſch o hervor. Die KArater baufen ſich Pier 
{o eng gufammen, daß fie oft einander verdrangen, ſich übereinander lagern oder ineimander= 
ſchieben. Legteres ift unter anderem ſehr deutlich bei den Kratern 97, 98 und 99 (Pictet) 
ber Seftion XXIII ({. oben) zu erkennen. Der Krater 98 ift offenbar eine ſpätere Bildung 

6* 


84 I. 1. Der Monbd. 


als 97, benn fein Ringwall hat den des legteren im Süden völlig zerftort und ſeinen eigenen 
Wall in bem urſprünglichen Kraterboden bon Pictet aufgebaut. Der Krater 99 entftand 
weiter ſüdlich davon, {o daß er einen Teil feine3 Ringivalles mit feinem Nachbar gemein= 
fam Bat. Sn-anderen Fällen ift diefer gemeinfame Ringivall gar nicht vorhanden, und 
Die Kraterböden find in unmittelbare Verbindung miteinander getreten; an anderen Stellen 
wieder reiben fil) die Krater perlenſchnurartig nebeneinander. Kurz, es ift faum irgend 
eine benfbare Kombination diefer ratfelbaften Gebildbe auf bem Monde nicht bertreten. 
Ginen febr eigentümlichen Cindrud maden die fleinen und fleinften Aratergruben, die 
namentlich in der Nähe größerer Ringgebirge majffenbaft auftreten und bem Terrain dann 
das Ausfehen geben, al ob hier ungebeure Regentropfen einen zähflüſſigen Boden aus» 
gehöhlt hatten. Vor allem um Tycho, Ptolemaus und Copernifus fiebt man biele diefer 
kleinen Sruben. 

Der Gebirgscharakter des Mondes unterſcheidet ſich alfo bon bem der Erde durch 
das unbedingte Vorherrſchen der Ringgebirge auf bem Monde, während bei uns die Reiben= 
gebirge die normale Form bilben. Solche Kettengebirge gibt e3 zwar aud) auf bem Pond, 
und einige treten fogar unter gewiſſen Beleuchtungsverhältniſſen ſehr deutlich hervor, 
wie namentlid der Gebirg3zug der Mondbapenninen, der etwa zur Beit des erften 
und lebten Viertel8, wenn er ſich an der Schattengrenze befindet, eimen ungemein reiz= 
vollen Anblick gewährt. Diefes Gebirge ift in beigebefteter Tafel nad) einer Photographie 
der LickSternwarte miedbergegeben. Im Fernrobre bei direftem Unblid erfennt man jedoch 
eine noch bedeutend verivideltere Glieberung. Sn Mädlers Rarte find etwa 500 Gipfel 
diefes Gebirge3 eingetragen; derſelbe Forſcher meint aber, daß dieſes Gebirge in Virk 
lichkeit aus 2—3000 Cingzelgipfeln beſteht. Sehen mir uns den Aufbau diefer Gebirg3= 
züge naber an, fo gebt e3 uns damit ebenjo wie mit ben Ringbergen. Wir erfennen, daß 
ihre Ahnlichkeit mit den betreffendben Gebilben der Erde mebr eine zufallige, nicht durch 
innere Verwandtſchaft begrinbdete ift. Um dies zu zeigen, haben wir auf Seite 86 Die Inſel 
Rorfifa in derfelben Art dargeftellt, wie man fie in der Beleuchtung eines Mondgebirges 
etwa ſehen würde. Während fil) hier von einer Mittellinie höchſter Erhebungen die Seiten 
des Gebirge3 ziemlich gleibmafig abdachen und die durch Auswaſchung entitandenen 
Quertäler fi) mie ein Geäſt um den Gauptftamm gruppieren, wird man einen ähnlichen, 
durch Faltung der zuſammenſchrumpfenden Erdrinde erklärlichen Aufbau in dem lunaren 
Gebirgszuge nicht entbeden können. Dagegen zeigt der legtere eine auffällige Ahnlich— 
feit mit einem Teile des Ringmalles einer Wallebene. Von Südweſten Der fteigen Die 
Apenninen febr fanft in Tercaffen an, erreichen hart am Mare Imbrium ihre marimale 
Höhe (ber höchſte Gipfel, Huygens, erbebt fi etwa 5600m über die bene) und 
fallen dann ſchroff nad dem Mare ab. Aud bilden die Hochgipfel Ddiefer Mondgebirge 
nicht die auf der Erbe fo charakteriſtiſche eingeſägte Rammform mit Zähnen, Nadeln, 
Hörnern uſw., ſondern haben ME domförmig abgerundete Geîtalt, mie aud Die 
Gipfel ber Ringmalle. 

Sehen mir uns das Mare 9mbrium auf diefe bermutete Verwandtſchaft mit den Wall= 
ebenen Bin näher an, fo machen wir die Entdbedung, daß e3 in der Tat faît überall an feinen 
Randern mit ähnlichen Gebirgszügen umgrenzt ift, die fil) zu einem ungebeuren, nur an 
verhältnismäßig wenigen Stellen unterbrochenen Ringmwalle zuſammenſchließen. fm Süden 
bildet dieſen Ringwall das Mondgebirge der Karpathen, im Südweſten ſchließen 


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Das Apenninen-Gebirge auf dem Monde. 


Nach einer auf der Cid:Sternmarte bergeitellten photographifchen Aufnabme. 





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Reibengebirge auf bem Monde. 85 


fib die Apenninenoan, dann fofgen im Nordweſten die Alpen, ein breit ent- 
midelte3, ungemein intereffante3 Gebirge, deffen öſtlichſte Vergreiben an die {Mine Wall= 





Der Monblrater Tycho mit Umgebung. Nach bem Driginalnegativ ber Lid=Sternwarte vom 10. November 1892 16fach 
vergrofert von 2. Meine? in Prag. Vgl. Text, S. 83. 


ebene des Plato grenzen. Weiter öſtlich febt ſich das Reibengebirge fort und bildet 
das ſchroff in die Mare-Ebene vorſpringende fap Laplace (Nr. 15 unſerer Mond- 
karte), das offenbar an der Stelle entſtand, wo eine andere große Wallebene ſich halb über 











86 I. 1. Der Monb. 


den Rand der das Mare Fmbrium umſchließenden Ringmauer bon mächtigen Gebirgen 
hingelagert hatte, von der heute nur noch die nördliche Hdlfte als SGinus Jribum, ,Regenz= 
bogenbudt”, vorhanden ijt. Die fil) hier anſchließende öſtliche Umrahmung des Mare 
Smbrium beſteht zwar nur aus niedrigeren Höhenzügen, aber ihr Streichen verrät deut- 
lich den Zuſammenhang mit den fibrigen Teilen des gemaltigen Ringwalles. Es läßt ſich 
ferner nachweiſen, daß die auf der ſichtbaren Mondſcheibe ſich ſtark elliptiſch darftellende 
Innenfläche des Mare Imbrium in Wirklichkeit auf dem kugelförmigen Mond einen ziem— 
lich genauen Kreis bildet, der nur durch die ſchräge Lage unſerer Geſichtslinie ſo verkürzt 
erſcheint. Dieſes 880,000 qkm umfaffende Gebiet, das den zweiundzwanzigſten Teil der 
gefamten ſichtbaren Mondhalbkugel ausmacht, ift  alfo 
eine ungeheure Wallebene, ebenſo aufgebaut mie alle 
Die anderen Taufende von fogenannten Monbdfratern. 

Auch die iibrigen größeren Reibengebirge des Montes 
des umſchließen freisfirmige Cbenen, mie Hämus und 
Taurus das Mare Serenitatis. Wir fommen 
alfo zu dem Schluſſe, daß aud) dieje Gebirg3formen nur 
eine äußere Ahnlichkeit mit ben unfrigen haben, genetiſch 
aber zweifellos bon ibnen verſchieden find und mit der 
Bilbung der grofien Wallebenen in engem Zuſammen— 
hange fteben. 

Aud die Eigenſchaft haben die Mare-Ebenen mit den 
Wallebenen gemein, daf fie weſentlich tiefer fiegen als 
Das Durchſchnittsniveau der Mondoberfläche. In neue- 
rer Beit bat fi) Franz in Breslau die Aufgabe geftellt, 
ein allgemeine3 Nivellement der Mondoberfläche auszu— 
führen, woraus die Seite 87 eingefügte Höhenkurvenkarte 
entſtand. Es erwies ſich, daß z. B. das Mare Tranqui— 
Die Inſel Rorfita bei ſchräger Sonnen- litatis beim Krater Plinius etwa 3 km dem Monbdmittel= 
belenchtung e de gelehen. punkte näher liegt als das angenommene Durchſchnitts- 

niveau, während das Bergland am Südpol um mindeſtens 
denſelben Betrag ſich über dieſes Niveau erhebt. Es handelt ſich hier alſo um ſehr erheb— 
liche Deformationen der Geſtalt des Mondes, die uns noch mehrfach intereſſieren werden. 

Anders als mie mit dieſen Gebirgszügen, welche die Mare-Ebenen umgeben, ver— 
hält es ſich mit den ſogenannten Bergadern, niedrigen Hügelketten, die auf dem 
Monde in ziemlich großer Zahl auftreten, ſich vielfach verzweigen, keine ringförmige An— 
ordnung verraten und überhaupt bem Typus der irdiſchen Gebirgsformen nahekommen. 
Sie ſteigen ſtets in ſehr ſanften Böſchungen von kaum 5 Grad Neigung an, und nad Mädler 
erheben ſich einige dabei nicht mehr als 15-20 m. Sie würden deshalb kaum geſehen 
werden können, wenn ſie wegen ihrer Flachheit nicht ſehr breit wären; immerhin ſieht 
man Die meiſten von ihnen nur bei ganz ſchräger Sonnenaufgangs- oder -Untergangs- 
beleudtung. Dieſe Bergadern fommen nur in ben Mare-Ebenen und in den bermandten 
Innenflächen der Wallebenen bor, fteben aber offenbar in feinerlei Zufammenbang mit den 
umgebenden Ringwällen oder den begrenzenden Reibengebirgen. Ihre breiten Rücken ziehen 
ſich oft biele Rilometer weit Bin, ohne bon merklich hervorragenden Gipfeln unterbrochen 








Bergadern, Pil und Rillen auf bem Monde. 87 


zu werden. (Cin Gebiet, auf bem derartige Höhenzüge in charakteriſtiſcher Veife auftreten, 
ift der fiiboftliche Teil des Mare Imbrium (Seftion V der Lohrmannſchen Parte bei S. 82). 

Sebr auffallig unterſcheidet fil) die Gebirganatur des Mondes von der der Erde aud) 
dadurch, daf auf unferer Nadbarivelt bereinzelt ftehendeBergfegel, Rif, 
Klippen meit baufiger vorfommen al bei un3. Befonder3 aus den Mare=Cbenen 
erbeben fie fit) oft ganz plötzlich mit grofer Steilheit, ein Vergfegel, wie 3. B. der 


Erhebungen: Sîd Vertiefungen: 
ESS ron 0-200 Meter: [___ ]von 012004) 
NI] ron 1200-2400 » — * ⸗ von. I200-2400 * 
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Nord 
Durchſchnittsniveau des Mondes nad I. Frans. Bgl. Tert, S. 80. 


Pico, der etwas ſüdlich von der Wallebene des Plato aus der Fläche des Mare Im— 
brium mit Neigung3mwinfeln bon 30-35 Grad bis zu mebr als 2000 m auffteigt. Seine 
Höhe fommt alfo etwa der des Rigi oder des Pilatus gleid), aber vergebens würde man 
auf der Erde einen Berg bon ähnlichen Dimenfionen ſuchen, der ohne jebe Verbindung 
mit Gebirgsfetten vereinzelt wie Ddiefer aufragte; denn felbît unfere Vulfane ſtehen meiſt 
auf den Kämmen Boher Gebirgsziige, wie die ber Gierra Nevada und der Unden. Wo 
aber dieſes nicht der Fall ift und ein Feuerberg ſcheinbar ganz unvermittelt aus der Ebene 
auffteigt, ba verrät der größere Uberblid auf der Karte doch ftet3, daß er nur ein Glied 
aus einer perlenſchnurartigen Reibe von Vulfanen iſt und mit den anderen hinſichtlich der 
Entſtehung in Zuſammenhang fteht. Nichts dergleichen ift bei jenen zablreichen, vereinzelt 
itebenden Bergkegeln des Mondes der Fall, die aud) fonft in ibrem Aufbau nicht3 zeigen, 
mas man auf einen vulkaniſchen Urfprung zurückführen fonnte. Diefe einfamen Regel haben 
übrigens meift außerordentlich Belljtrablende Kuppen. 


88 I. 1. Der Monb. 


Seltfamer aber und mit irdiſchen Objeften noch weniger vergleichbar als die bisher 
gefchilberten VBergformen ftellen ſich uns zwei andere topographiſche Eigentümlichkeiten 
der Mondoberfläche dar, die fogenannten Rillen und die Strahlenſyſteme. 

Die Rillen find am beften mit ungeheuren Riffen in der Mondoberfläche zu der 
gleichen. Wir miiffen zwei Arten ſcharf voneinander trennen, die offenbar ganz verſchie— 
benen Urſprung haben, und von denen die eine nur ſehr felten vorfommi. Ihr vornefmiter 
Reprifentant ift bas grofe Quertal ber Alpen, das wir auf der zu Seite 93 
gebefteten Tafel in der rechten Abbildung nach der von Weinek ausgefitbrten Vergrößerung 
einer bon Loewy und Puiſeux in Paris am 14. März 1894 aufgenommenen Photographie 

iviebergeben. Man fiebt, mie bdiefer 
£ Rig, ber eta 4 km breit und 150 km 
; lang ift, quer durch das Majfiv der 
Monbdalpen ganz unbefiimmert um Das 
Streichen feiner Crhebungsfetten in 
ſchnurgerader Ribtung verlauft, nad 
irdiſchen Anſchauungen ohne jeden Zu⸗ 
ſammenhang mit der ſonſtigen Morpho— 
logie des Gebirges. Man gewinnt zu 
nächſt den Eindruck, als ob man vor 
einer ungeheuren Breſche ſtände, die 
von einem weltkörpergroßen Geſchoſſe 
herrührte, das hier die Oberfläche des 
Mondes ſtreifte. Schmidt bemerkt noch 
zu einer Rille weſtlich vom Ringwall 
des Cäſar, daß ſie „den Charakter 
des großen Alpentales“ hat. Sonſt 
ſcheint Ahnliches auf dem Monde nicht 

Die ROMEA dit be8 Tric8neder iveiter vorzukommen. 
Die eigentlichen Rillen, deren 
Schmidt in ſeinem großen Werke 348 aufzählt, haben dagegen das Ausſehen von wirklichen 
Riſſen in der Mondoberfläche; ſie ſind keine Täler, ſondern öffnen ihre ſenkrecht meiſt 
ohne alle Aufwerfungen am Rand abfallenden Klüfte plötzlich in der Ebene. Sie ſind des— 
halb auch nur bei ganz niedrigem Sonnenſtande zu ſehen, wenn vom Inneren der Kluft noch 
nichts beleuchtet iſt; ſobald die Sonne etwas höher ſteigt, ſo daß ſie die eine Seitenwand 
trifft, verſchwindet die Rille für uns vollſtändig, bis auf einige wenige Fälle, in denen 
Mädler Rillen bei Vollmond als äußerſt zarte Belle Linien geſehen hat. Während dieſe 
Riſſe gleichfalls meiſtens ziemlich geradlinig verlaufen, zeigen ſie doch, abweichend von 
den oben erwähnten „Breſchentälern“, gelegentlich auch Verzweigungen und Krümmungen, 
die ſie in einzelnen Fällen Flußläufen nicht unähnlich machen. Wir geben oben und Seite 89 
zwei Rillendarſtellungen, von denen die erſte, die nahezu in der Mitte der Mondſcheibe 
befindliche mächtige Hyginus-Rille, als deutlicher Oberflächenriß erſcheint, der ſich 
quer durch ben Mittelkrater hindurch ſprengte und auch noch eine Anzahl kleinerer Krater 
in ſeinem weiteren Wege durchbrach, während die vom Herodot ausgehende Rille zu 
dem viel ſelteneren Typus der gewundenen Einſenkungen gehört, die in dem vorliegenden 





Die Rillen auf bem Monde. | 89 


galle ganz den Cindrud macht, als fei fie das Tal eines Flufjes, Der in einen von den 
Ringwällen des Herodot eingeſchloſſenen Kraterſee miindet. 

Die Rille beginnt, wenn mir fie bon ifrer breiteften Stelle zurückverfolgen, auf dem 
Kraterboden, durchbricht den Ringivall im Norden, febt fil) in einigen leichten Wellen— 
linien zunächſt nördlich fort, immer zwiſchen Bergreiben hindurch, bis zu einer Stelle, 
wo eine Qiigelfette einem Tluflauf ben Weg berfperren würde, biegt dann, ganz mie ea 
in diefem Terrain ein Wajferlauf tun würde, nad) Südoſten um, unterhalb eine3 Berg: 
rückens hinſtreichend, und bverliert ſich endlic) in eimer Ebene, welche die Gebirgagliede- 
rung an bem Ufer des Oceanu3 Procellarum offen lift. Bei näherer Betrachtung 
treten jedoch auch OberflaMengeftaltungen in _______ ____———m 
Verbindung mit diefer merkwürdigen Rille gue | 
tage, die ganz entſchieden gegen ibren Charafter | 
als urſprünglicher Flußlauf ſprechen. Der Ver 
faſſer hat erſt kürzlich wieder mit einem ganz 
vorzüglichen Vierzöller von Zeiß in Jena unter 
dem wunderbar durchſichtigen Himmel Capris 
dieſe Gegend bei günſtigſter Beleuchtung näher 
auf dieſe Frage hin angeſehen und fand zunächſt, SS RE 
daß die Rille gerade einen der höchſten Punkte 
des Ringwalles durchbricht, während mebr öſtlich 
davon ein niedrigeres Terrain dem Waſſer viel 
leichteren Weg gelaſſen hätte. Gleich nördlich 
unterhalb der Mündung befindet ſich, auf der 
hier wiedergegebenen Weinekſchen Zeichnung 
nicht angegeben, ein kleiner kuppelförmiger Berg, 
den die Rille ſehr deutlich mitten durchbricht Ein 
Fluß würde ben Berg natürlich umgangen haben. | | 
(3 iſt aud) darauf hingewieſen worden, daß das 
Terrain, in dem die Rille ſich öſtlich verliert, ent Die pet iddio ale 
{hiedentieferliegtal3 berRrater,indenfiemiindet. 
Man hat deshalb die Vermutung ausgeſprochen, diefe und ähnliche Rillen fonnten Ausflüſſe 
aus den Wallebenen gemejen fein, wo vielleicht geiferartige Erſcheinungen Waſſer aus bem 
Mondinneren getrieben Batten, da3 in diefen Rinnen feinen Ausweg fand. Jedenfalls find 
dann aber diefe Gebilde nicht durch die erodierende Tatigleit des Waſſers felbft entftanden, 
jondern auf irgend eine andere VWeife aufgeriffen worden, indem fie das vorhandene Terrain 
{prengten. Wir miiffen alfo die Behauptung zurückweiſen, daß diefe Rillen ihr Gegenſtück 
auf Der Erde in ben amerikaniſchen Cañons Batten, befonder3 in dem des Colorado. Das 
Bild auf Seite 90 des grofen Colorado=Cafion3 wird wohl einen ähnlichen Eindrud 
machen, wie ibn einige der Rillen auf bem Monde für einen dortigen Beobachter hervor: 
rujen würden. Cinen weſentlichen Unterſchied von diefen Rlammbilbungen unjferer Flüſſe 
miiffen wir aber, vie ſchon gefagt, in bem Umitand erfennen, daß der Verlauf ber Rillen 
ſich nidt an die Höhenverſchiedenheiten des Terrains kehrt, fondern ohne irgendwelche 
Ablenfung Araterminde und Höhenzüge durchbricht. 

Solche wirkliche Spaltungen der Gebirg3maffen und flaffende Riffe weiſt zwar auch 











90 I. 1. Der Mond. 


die Erdoberfläche auf. Sie find dann meift Holgen der fogenannten tektoniſchen Be— 
wegungen der Erbrinde, mele die Faltungen unferer Gebirge erzeugten, find alſo gleich— 
falls nicht durd das Waſſer hervorgebracht. Sie erreidjen inde3 bei uns niemal3 fo ge— 
waltige Dimenfionen, mie fie die Mondrillen haben, und find iiberbaupt felten. Als eines 














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— 








Der Cafion des Colorado-Fluſſes in Nordamerika, als irdiſches Gegenſtück der Mondrillenbilbung. Vgl. Text, S. 80. 


‘ber bedeutendſten irdiſchen Gebilde dieſer Art daff man das Poſemiteétal anſprechen, 
das den Granit der kaliforniſchen Sierra Nevada durchſprengt bat und faſt ſenkrechte Ab— 
ſtürze von 1000 m bilbdet, deren obere Ränder oft 2—3 km voneinander abſtehen. Die Ab— 
bilbung auf Seite 91 gibt diefe3 Gebiet wieder, wie es ſich unter entſprechenden Beleuch— 
tungsberbaltniffen vom Mond aus daritellen miigte. Sieht man aber bon Gebirgsformen 
ganz ab, fo finnte man die Rillen ibrem Ausfeben nad vielleicht am beſten mit jenen 





Strahlenſyſtem des Mondes. 91 


Riſſen vergleichen, wie ſie in austrocknenden Ton- oder Schlammaſſen entſtehen. Die ſehr 
bedeutenden Temperaturdifferenzen, denen die Mondoberfläche, wie wir gleich noch näher 
ſehen werden, in kurzen Zwiſchenzeiten ausgeſetzt ift, mag wohl zu Spannungen Anlaß 
gegeben haben, bei deren Löſung ſolche Riſſe entſtehen konnten. Sn gewiſſem Sinne be— 
kommen dieſelben dann eine genetiſche Verwandtſchaft mit den großen Spaltenſyſtemen 
der Erde, auf die ſich ihre Vulkane ſetzten, denn auch dieſe find ja durch Abkühlung der Erd— 
rinde entſtanden. Nun zeigt es ſich in der Tat, daß längs der Mondrillen kleine Krater⸗ 
erhöhungen perlſchnurartig verteilt ſind, die von den Spalten mitten durchquert werden. 
Auch die vorhin erwähnte Bergkuppe, welche die Rille beim Herodot durchbricht, gehört 
hierher. In dieſem Falle hätten wir alſo ein vollkommenes Analogon mit der Erde, nur 
daß auf dem Monde die Spalten noch als ſolche deutlich ſichtbar geblieben wären, die auf 
der Erde ſich durch die mannigfaltigen Einflüſſe der Atmoſphärilien verwiſcht haben. Die 
kleinen Krater auf den Rillen wären dann wirkliche Vulkane im 
Sinne der uns auf der Erde bekannten. i 

Ganz ohne alle Möglichkeit der Vergleichung mit Gegenjtin= 
ben Der Topographie unjerer Crde aber fteben die fogenannten 
Strahlenſyſteme des Mondes dba. Diefe find weder Er 
höhungen noch Vertiefungen, denn fie werfen feine Schatten; 
fie find deshalb bei niebrigem Sonnenſtand überhaupt nicht 
mwabrzunebmen, mabrend fie bei Vollmond, wenn fonft faft alle 
anderen topographiſchen Cinzelbeiten der Mondoberfläche fit 
un3 verſchwinden, fo auffallige Objekte merden, daß Mabdler 
behauptete, man könne fie unter giinitigen Bedingungen mit dem 
freien Auge erfennen; jedbenfall8 geigt fie jebes Operngla3. Wir N | 
feben bann von gemiffen Punften der Mondoberfläche breite, — 
belle Streifen ſich radial nad) allen Seiten ausbreiten. Ihr RI Nat tare 90 
Mittelpunkt ift ausnahmslos ein Ringgebirge, beziehungsweiſe 
ein Arater. Die beidben groften Strahlenſyſteme geben von den un3 bereits befannten 
Ringgebirgen des Ty do und des Copernifu3 aus. Auf der Parifer Mondauf- 
nabme, vie fie die Rirdfeite ber Tafel bei ©. 45 zeigt, find fie deutlich zu erfennen, 
während fie auf der Vorbderfeite gegebenen, die in einem jiingeren Mondalter hergeſtellt 
murde, beim Tycho faum angedeutet find. Die Vergleichung zeigt die Verinderung 
des Ausfeben3 der beleuchteten Mondpartien während der zunehmenden Sonnenbobe. 
Das Syſtem um Thcho erftredt fi über den bierten Teil der gefamten ſichtbaren 
Mondoberfläche, und einige ber Strablen haben eine Breite von mehr al3 20 km. Cie 
geben alle ohne Riidfiht auf Erhebungsunterſchiede über Berge, iiber ganze Ringgebirge 
und anderfeit3 iiber die Mare-Ebenen Bin, in abfolut gerabdliniger Richtung, bilben aber 
zwiſchen ſich oft Verdftelungen oder VBriiden, mie es namentlich beim Strablenfyftem des 
Copernifus hervortritt. Aud durchkreuzen fil) gelegentlich die von verſchiedenen Syftemen 
herfommenden Strablen, ohne fi zu beeinfluffen. 

Die Art der Unorbnung der Strablen um ihren Mittelpunft fann man treffend mit 
ben Spriingen in einer Glasfugel vergleichen, die durch Drud gefprengt wurde. Naſmyth 
und Carpenter baben die Bier gleiczeitig mit bem von Strahlenſyſtemen durchzogenen 
Vollmond abgebilbete (j. die MAbbilbung auf Seite 92) zerjprungene Glaskugel erzeugt. 





92 I. 1. Der Mond. 


Sie füllten fie mit Waſſer, verſchloſſen fie dann hermetiſch und tauchten fie in ein warmes 
Bad. Da das eingeſchloſſene Waſſer fich ftarfer al3 die Wanbdung des Ballon3 ausdehnt, 
preßt e gegen Die legtere und zerfprengt die fugel von bem Punfte aus, wo fie den ge= 
ringften Widerftand entgegenzufeben Bat, längs einer großen Zahl divergierender Riffe, durch 
die das Waſſer nachdringt. Solche Spriinge bringen ſcharfe Ranten, auf bem Mond alfo 
Rillen, hervor; die Strablen zeigen aber, wie ſchon ermabnt, niemals auch nur die geringfte 
Reliefverſchiedenheit der Oberfläche; fie merdben ausſchließlich durd eine hellere Firbung 
des Ferrain3 hervorgebracht: die einftmal3 entitandenen breiten Riffe find alfo durch nad= 
ftrimende geſchmolzene Materie fofort wieder ausgeftilit worden. Strahlenſyſteme diefer 
Art zählte Mädler nur fieben auf bem Monde, während Schmidt darauf hinmeijt, Daf man 
gemiffe umglänzte Arater und ſchließlich auch vereinzelte Libtpunfte auf der Mondoberfläche 
DIRE qu den Ctrablenfbitemen al mindeſtens verwandte Erſcheinungen zu zählen 
babe, modurd fi 
ihre Zahl auf etwa 
hundert erhöht. Die 
Ringgebirge, von 
denen die großen 
Strahlenſyſteme 
ausgehen, gehören 
an ſich ſchon zu 
den hellſten Punk⸗ 
ten der Mondober⸗ 
fläche; die „um— 
glänzten“ Krater 


Voll d mit Strahl Künſtlich gef te Glask l aber bilden inſofern 
ollmondem rahlen. n geſprengte askugel. 
Rag Naſmyth und Carpenter. Vgl. Text, S. 91. emme Ubergangs- 


form, al man 
unter febr glinftigen Umſtänden bemerkt, daß ihre Aureolen ſich in ſehr feine Lichtlinien 
auflöſen, alſo gewiſſermaßen auch Strahlenſyſteme find, beren einzelne Clemente nur in: 
folge ber Mangelhaftigkeit der optiſchen Vriide, die uns mit bem Monde berbindet (zu 
ſchwache Vergroferung, Unrube der Luft), in einen allgemeinen Licht— 
ſchein zuſammenfließen. Unalog ſchließt dann meiter Schmidt, daß auch die bereinzelten 
Lichtflecke, die ſich nicht in ſolche vom Mittelpunkt ausgehende Strahlen auflöſen laſſen, 
doch in dieſelbe Kategorie von Erſcheinungen gehören. 

Loewy und Puifeur find neuerdings zu der alten Anſicht zurückgekehrt, dieſe Strahlen— 
ſyſteme ſeien Gebiete, auf denen Auswürfe weißer Aſchen aus den Mondvulkanen, vom Winde 
weithin über die Oberfläche des Weltkörpers getragen, niedergefallen ſeien. Dieſe Anſicht 
kann indes kaum aufrecht erhalten werden. Es wird dabei vorausgeſetzt, daß während 
jener Ausbrüche der Mond noch von einer Atmoſphäre umgeben war, in der heftige Winde 
bis über den fünften Teil des ganzen Mondumfanges völlig geradlinig hingefegt haben 
müßten. Es werden alſo wilde Bewegungen der Mondatmoſphäre vorausgeſetzt, die 
nacheinander alle Richtungen annehmen konnten und doch nicht imſtande waren, die 
einmal abgelagerte Aſche nachträglich wieder über die Oberfläche zu verteilen. Nach dem 
großen Ausbruch des Veſuv vom April 1906, den wir Gelegenheit hatten, auch in ſeinen 





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Strablenfyfteme. Der Krater Linné und feine Verinderungen. 93 


Folgeerſcheinungen genau zu beobacdten, mar von der in ungewöhnlichen Mengen aus 
geworfenen Aſche auf Capri ſchon nad vierzebn Tagen nichts mehr zu entdeden. Freilich 
in ben meterhod von Aſche und Lapilli bededten Gebieten im Norden des Vulfan3, die 
noch monatelang nad) der Rataftrophe Schneelandſchaften völlig glichen, wird die Aſche 
noch jahrelang ſich bemerkbar machen. Will man aber annehmen, daß von jenen Mond⸗ 
ſtürmen mehrere Kilometer breite und Hunderte von Kilometern lange Gebiete meterhoch 
mit Aſche bedeckt werden konnten? Wir hätten auf der Erde kein Vergleichsobjekt für 
ſolche Tragkraft des Windes, während doch ſonſt alles dafür ſpricht, daß weder Luft noch 
Waſſer jemals eine große Rolle auf unſerem Trabanten geſpielt haben. 

Freilich bieten die Strahlenſyſteme noch manche Seltſamkeiten, die auch mit der Anſicht 
der zerſprengten Oberfläche kaum in Einklang zu bringen iſt. Man ſehe ſich das unten 
abgebildete Ringgebirge Meſſier an, das ſich ir im Mare Foecunditatis als ſehr auffälliges 
Objekt befindet, und auch auf unſerer Parif er 
Mondaufnahme (Vorderfeite der Tafel bei 
S. 45), wenn aud) etwas undeutlich, abgebil- 
det iſt. Es ſind zwei dicht nebeneinander⸗ 
ſtehende, faſt gleicheRingwälle, die bei hohem 
Sonnenſtandeſtarkleuchten. Vom öſtlicheren 
Ringwall gehen zwei lange, breite Strahlen 
aus, die ſelbſt jedes Fernrohr von nur mitt⸗ 
lerer Kraft ſehr deutlich getrennt zeigt. Sie 
machen geradezu den Eindruck zweier von 
einem Scheinwerfer ausgehenden Strahlen⸗ 
bündel. Nach keiner anderen Richtung ſieht 
man auch nur eine Spur eines Strahlen⸗ 
ſyſtems. Durch ein Zerplatzen könnte diefe  $°3 Ricia, qanvong ber aligemeinen Gimmelsbcigreitung. 
Sonfiguration faum erklärt werden, und 
für diefe Einzelerſcheinung mire eher noch an Aſchenregen zu denfen, unter der Vorausfegung, 
daß die beiben Krater gleichzeitig nur einen einzigen Ausbruch gehabt hätten, dem dieſe 
beiden parallelen Streifen ihren Urſprung danken würden, wenn nicht eben die vorhin vor= 
getragenen ſchweren Bedenken gegen dieſe Hypotheſe der Aſchenregen überhaupt vorlägen, 
die für ben Mond eine uns aus irdiſchen Erfahrungen ganz unverſtändliche Meteorologie vor: 
ausſetzt. Würden die zahlreichen kleinen „umſtrahlten Krater“ ihre Aureole ſolchen Aſchenregen 
verdanken, fo müßte man gerade für fie eine ungewöhnlich lange eruptive Tätigkeit voraus— 
ſetzen, die Gelegenheit gab, daß die Aſchenregen nach allen Richtungen ſich verteilen konnten. 

Einer der intereſſanteſten der obengenannten Lichtflecke iſt der kleine Krater Linné, 
ber im Mare Serenitatis nahe an deſſen Einmündung in das Mare Imbrium am Nord: 
fuße der Alpen liegt. Wir geben ibn mit feiner Umgebung nach der von Weinek vergrößerten 
Aufnahme von Loewy und Puifeur wieder (f. die beigeBeftete Tafel, linke Abbildung). 
Es ift die ausgedehnte, verwaſchen-hellere Stelle gegen die linfe obere Ecke des Bildes Din. 
Aud auf unferen beiden Parifer Mondaufnahmen der Tafel bei S. 45 ift er deutlich gu 
erfennen. Schmidt ſchildert ibn al8 eine meife Dede, in deren Mitte bei febr ſchrägem 
Sonnenftand in ſehr friftigen Fernrohren ein duferft feines ſchwarzes Pünktchen zu be— 
merfen ſei, das itbrigen3 auch bei anderen kleineren Kratern vorfommt. Es ſcheint aljo hier, 





94 I. 1. Der Monbd. 


al3 hätten mir das Bild eines irdiſchen Vulfane3 vor uns: der feine ſchwarze Punkt wäre 
die Auswurfsöffnung, die helle Umgebung eine Lavatiberflutung. Das Seltfamifte aber 
ift im borliegenden Falle, dbaf der Srater Linné zur Beit, al Lohrmann und Mabdler ihre 
Mondfarten entwarfen, zweifellos ein ganz andere3 Ausfehen Batte al gegenmartig. Aud 
Schmidt hat ibn biz 1843 nod) als gewöhnlichen Krater von etwa 10 km Durchmeſſer und 
340 m Tiefe gefeben. 

Diefe Form des fleinen Kraters würde zwar nicht mit fo grofier Beftimmtheit zu ber: 
bürgen getvefen fein, da bei der faum zu bervaltigenden Fülle von topographiſchen Details, 
Die gu verzeichnen maren, wohl cinmal ein Irrtum untergelaufen fein fonnte, menn nicht 
gerade diefes Objeft von den beiden erftgenannten Mondforſchern als fogenannter Bi r - 
punfterfter Orbnung für ihre Ausmeſſungen benugt worden mare, alfo febr 
haufig beobachtet werden mufte. Das geſchah damals oft zu Zeiten, mo der Krater nabe 
an der Lichtgrenze nod) lange Schatten warf, mas beute überhaupt nicht mehr geſchieht, fo 
baf er in bem Detreffenden Mondalter entmeder gar nicht oder doch nur fo ſchwer zu feben 
ift, daß er unmöglich als Ausgangspunkt für erafte Meffungen gewählt merden fonnte. 
Seine Eigenſchaft al Lichtfleck zeigt er erft vie alle ähnlichen Objefte bei hoher Beleuch— 
tung. Nad der Uberzeugung von Schmidt muß deshalb Bier um die Mitte des borigen 
Jahrhunderts ein Ausbrud) ftattgefunden haben, der die Kraterhöhlung mit Beller Materie 
ausfüllte und zugleich, über die Straterrinder ftrimend, die äußeren Abdachungen nivel= 
fierte, fo daf das Ganze nun fajt gar feinen Schatten mehr wirft. Es kämen alfo Bier zu 
ber äußeren Ahnlichkeit mit einem Vulfan fogar noch die Spuren eines in legter Beit ftatt- 
gebabten Ausbruches. n neuerer Zeit hat man an ibm auch regelmafiige, mit bem Mond— 
alter fortſchreitende Veränderungen mabrgenommen, auf die Pidering zuerft aufmert 
jam macbte, und die dann durch Meffungen, die Barnard am grofen Refraftor des Yerkes— 
Obfervatorium3 ausführte, beſtätigt wurden. Der Lichtfleck hat danach feine größte Aus— 
dehnung (wenngleich er am ſchwächſten dabei leuchtet) gleich nach ſeinem Wiedererſcheinen, 
etwa am 7. Tage des Mondalters. Nach einer Woche iſt er nur noch halb fo groß (3,3” 
gegen 6,6”) und ſcheint dann wieder zuzunehmen. Am 19. Tage des Mondalters verſchwindet 
die Gegend wieder für uns. Im Inneren des Lichtfleckes ſah Barnard ſelbſt mit jenem 
mächtigſten Fernrohr nur mit Mühe ein kleines, ziemlich tiefes Loch. Der eigentliche Krater 
hat einen Durchmeſſer bon 1,1 km, der dann erſt von dem mindeſtens fünfmal größeren 
Lichtflecke umgeben iſt. Man könnte dieſe regelmäßige Veränderung des letzteren vielleicht 
auf eine Art von Reifbildung zurückführen, die ſich in der ſehr kalten Mondnacht vollzieht. 

Der eben erörterte Fall des kleinen Kraters Linné regt allgemeiner die Frage an, ob 
die topographiſche Ausgeftaltung des Mondes al3 etwas Fertige3 vor uns ſtehe, oder ob 
feine Oberfläche, mie die der Erde, noch beftindigen Umwandlungen unterworfen fei. 
Dem Augenſcheine nad) follten wir wohl annebmen, daß diefer Himmelskörper ſich in faſt 
voliftindiger Starrbeit befindet. Alle Cinzelbeiten, mit denen die uns befannte Karte 
Des Mondes in viel gebaufterer, wilderer Weiſe angefiilit iſt al3 die der Erde, bleiben, {o= 
viel mir unterſcheiden können, ganz unverinderlic), wenn man bon menigen febr unbe= 
deutenden, vielfach aud nod angezmeifelten Wahrnehmungen abfiebt, von denen bdie 
oben angefiibrte, fil) auf Linné bezieBende, die auffälligſte ift. Cinige ähnliche Falle mögen 
aber nod) aufgezablit werden. Sn der ſchönen Wallebene des Pofidbonius (178), die 
am Nordweſtrande des Mare Serenitati3 das Taunusgebirge abſchließt, erbebt {id nabezu 


Veränderungen und Neubilbungen auf bem Monde. 95 


inmitten des Zirkus ein kleiner Krater, der unter gewöhnlichen Umitinden als deutliche 
Grube erjcheint, d. h. in der Mitte einen Schatten mirft. Diefer Schatten mar, mie Schröter 
und {pater auch Schmidt bemertten, zu gemiffen Beiten verſchwunden, mas nur dadurch 
erklärlich wird, daß damals das Innere des Kraters mit Materie ausgefiilit mar. Danach 
ſcheint es alſo, daß irgendeine flüſſige Maſſe in dieſem Krater zuweilen aufſteigt, um dann 
wieder auf ihr gewöhnliches Niveau zurückzuſinken. 

Ein anderes Beiſpiel iſt der am 19. Mai 1877 von Hermann J. Klein entdeckte neue 
Krater in der Nähe des Hyginus (158; ſ. die untenſtehende Abbildung). Obgleich dieſe 
in der Mitte der ſichtbaren Mondſcheibe befindliche Gegend von allen Mondforſchern Hun— 
derte von Malen beobachtet und auf das ſorgfältigſte gezeichnet worden iſt, findet ſich doch 
auf keiner dieſer Zeichnungen bis 1877 eine Spur jenes Kraters, während er ſeitdem ſelbſt 
für ſchwächere optiſche 
Mittel unter beſtimm⸗ 
ten Beleuchtungsver⸗ 
hältniſſen leicht zuſehen 
iſt. Ebenſo verhält es 
ſich mit einer ganz in 
der Nähe dieſes neuen 
Kraters ſichtbaren Tal⸗ 
ſenkung, die früher 
nicht wahrgenommen 
wurde. Weiter ſei noch 
angeführt, daß Weinek 
auf einen fleinen Kra⸗ 
ter bei Billy und Han⸗ 
fteen (93 und 94) auf= 
merkſam machte, den 
er am 14. Oktober 1891 
zuerſt fab, und der früher nicht vorhanden gemefen gu fein ſcheint. Eine ſehr intereffante 
Wahrnehmung machte am 31. Suli 1904 W. Pidering in der Wallebene des Plato, ber uns 
megen eigenartiger Verinderungen aucd {pater noch beſchäftigen wird. Der genannte Forſcher 
verfolgt diefed {Mine Gebilde ſchon feit langer Beit mit befonderer Aufmerfiamfeit und 
batte in ibm ſchon 1892 bereits 42 ſehr Meine Kraterſpitzen aufgezählt. An jenem Tage 
fab er nun einen ſolchen von etwa 4 km Durchmeſſer, der fi) nach feinen Beobachtungen 
mwenige Tage vorher dort filler nod nicht befunden Batte. Das Objeft erſchien zuerit 
in Nebel gehüllt, bann fa) man einen meifen Etreifen ſich von ibm gegen Norden Bin 
ausbreiten. In den folgenden Tagen wurde die elliptiſche dunkle Sratergeftalt immer 
beutlicher, bis ſich das Objeft am 22. Auguît auf 5 km vergrößert hatte. Die weiße Hülle 
verſchwand dabei allmählich. Sollte man Bier nicht wirklich Das Hervorbreden eines neuen 
Kraters in feinen einzelnen Phafen verfolgt haben, der ſich zuerit fiir uns in eine Dampf= 
molfe Diillte? Ganz unziveifelbaft würde der vulfanifche Charafter ſolcher Erſcheinungen 
feftzuftellen fein, menn es einmal mit Sicherheit gelinge, fie bis in die Nachtzeit für diefe 
Gegend zu verfolgen und dann einen Feuerſchein zu bemerfen. Man giaubte, ſolche leuch— 
tenden Punfte auf der Nachtſeite des Mondes früher öfters gefehen zu haben, und von 





96 I. 1. Der Monb. 


feinem Geringeren als Herſchel rühren einige diefer Wahrnehmungen ber. Die meijten 
derfelben deuten auf die Gegend des Ariſtarch bin. Aber feit 1821 ift hier nichts Verdadh= 
tiges wieder geſehen worden. Es mare den Mondbeobachtern, auch Umateuren, anzu= 
raten, häufiger die dunkle Seite des Mondes im Fernrohr anzuſehen. 

Wenn Zweifel an der Beweiskraft der vorliegenden Daten für den Schluß auf eine 
wirklich ſtattgehabte Veränderung auf dem Mond bei Kennern übrigblieben, ſo iſt das 
in der enormen Schwierigkeit begründet, die ſolchen Forſchungen heute noch entgegenſtehen. 
Man fehe in dieſer Hinſicht die auf Seite 71 gegebenen Abbildungen des Ringgebirges 
Arzachel (86) an, die nad) Weinekſchen Vergrößerungen von Photographien der Lid= 
Stemmarte reproduziert wurden. Die erfte wurde am 15. Auguît 1888, die andere am 27. 
desſelben Monats aufgenommen. Wenn man aud) fofort erfennen wird, daß e3 ſich um 
ein und dasfelbe Objelt handelt, mas übrigens bei anderen Objelten nicht immer gutrifft, 
{o ift bo) durch die berinderte Beleuchtung die Form faſt aller Details ſcheinbar fo ſehr 
vermandelt worden, daß man ſicher aus den beiden vorliegenden Aufnahmen allein ſchon 
auf weſentliche Verinderungen der Oberflächengeſtalt diefer Gegend ſchließen miirde, 
fall8 man auch fonft gewöhnt mare, ſolche Veränderungen auf dem Monde mabrzunebmen. 
Wir wollen un3 Bier nicht weiter auf Cinzelbeiten einlaffen. Es fei nur auf ben Berg⸗ 
riiden in ber Mitte des Ringgebirges hingewieſen, der in der zweiten Aufnahme gegen 
die erfte weſentlich verfiirzt erſcheint. Lon diefer ſtörenden Verſchiedenheit der Beleud= 
tung fann man ſich nicht einmal dadurch befreien, bag man diefelbe Gegend miederbolt 
genau bei gleichen Mondaltern beobachtet, denn inzwiſchen verändert auch das ſcheinbare 
und wirkliche Schwanken der Mondkugel, die Libration, die Lage ſeiner Oberfläche zu der 
Sonne und bringt dadurch ſelbſt bei gleicher Sonnenhöhe eine andere Beleuchtung wegen 
der verſchiedenen Orientierung nach den Himmelsgegenden hervor. Dieſe Verſchiebung 
können wir ſehr deutlich auf den beiden letztbetrachteten Aufnahmen erfennen; ſie find 
zwar genau nach den Himmelsrichtungen orientiert, aber wir ſehen doch ohne weiteres, 
daß die zweite Aufnahme die ganze Gegend nach links verſchoben zeigt. Erſt eine ſehr 
große Reihe von Mondaufnahmen, die von der perſönlichen Auffaſſung des Beobachters 
unabhängig und während der verſchiedenſten Beleuchtungsverhältniſſe wiederholt worden 
ſind, wird nach einer geraumen Reihe von Jahrzehnten uns beſſere Kenntniſſe darüber 
verſchaffen können, wie die Kräfte der Natur auch heute noch an der Ausgeſtaltung der 
Mondoberfläche weiterarbeiten. Wir ſehen auch hier wieder, wie jung die älteſte aller Wiſſen— 
ſchaften noch iſt, da ſie fi) mit Vorgängen in jenen Regionen befaßt, für die ein Menſchen—⸗ 
alter zum Augenblick wird. 

An und für ſich kann nicht bezweifelt werden, daß beſtändige decina auf Dem 
Monde vor ſich gehen miiffen, wenn anders die allgemeinften Prinzipien ber Natur dbort 
wie auf der Erde gelten. Das aber ift es ja, was mir erft aus den Erſcheinungen des Him⸗ 
mels herauslefen und bemeifen mollen; mir diirfen e3 alfo nicht zur Erklärung von Tat= 
ſachen borausfegen. Da jedoch die Erde, die mir foeben erft auf der vom Fernrohr erbauten 
optiſchen Brücke zu verlaffen beginnen, al Ausgangs- und Vergleichspunkt für alle unfere 
Betrachtungen in den Himmelsriumen dienen muß, wird die Bemerfung nicht überflüſſig 
fein, daß alle die Verindberungen, welche die Oberfläche unferes Planeten innerhalb der 
Beit erlitten hat, feit der wir den Mond daraufhin näher zu priifen imftande find, bon jenem 
Weltkörper aus geſehen ſicher nicht auffalliger hervorgetreten wären und ebenfo leicht 


Frage der Eriftenz von Waſſer auf dem Monde. 97 


Batten überſehen werden können, mie e3 für uns mit bem Monde der all ijt. Die Annahme, 
die Arafte ber Natur arbeiteten an der AuSgeftaltung der Mondoberfläche noch ebenfo 
rege wie an der der Erde, würde durch die Beobadtung feinen Widerſpruch erfahren, 
fomweit fi) Diefe auf die Topographie Des Mondes beſchränkt. 

Freilich erfennen mir bald, daß Das Clement, bem Beute die hauptſächlichſte Rolle an 
ber Bilbung unferer irdiſchen Gebirgsformen und überhaupt an der Geftaltung der Erd— 
rinde eingeräumt ift, baz Waffer, auf dem Monde gegenmartig zweifellos feine Rolle 
ausgefpielt bat, wenn es überhaupt jemals einen wichtigen Anteil an der Entmidelung 
des Mondes Batte, mogegen der Augenſchein ſpricht. Wir erwähnten fon, daß Andeu⸗ 
tungen bon Flußläufen oder Gebirgstaler nach der Art derjenigen, die bei uns vom ſtrömen— 
den Waſſer ausgemiiblt worden find, dort faum auftreten. Die äußerlich ähnlichen Ge: 
bilde (Picfering hat 35 Rillen als „Flußbetten“ angefprochen) miiffen in ibrer Entſtehungs— 
meife doch wahrſcheinlich anders gedeutet werden. Aud find die Gebirgareihen nicht fo 
angeordnet, daß man ihre Kämme als zwiſchen Runfen, Tobelbächen ufm. ftehen gebliebene, 
ausgeftigte Zähne anſehen könnte, mie bei unferen Hochgebirgen. Anderſeits ſpricht der 
Augenſchein, der, ſoweit unſere vorliegenden Betrachtungen bis jetzt reichen, vorläufig 
allein Argumente ſür oder gegen eine Meinung aufbringen kann, nicht dagegen, daß die 
Tiefebenen, die wir Meere genannt haben, ehemals wirkliche Meere waren, deren letzte 
Ablagerungen nach unſeren Begriffen nur unter der Einwirkung des Waſſers ſo gleich— 
mäßig horizontal ſtattfinden konnten. Die Bergadern, die ſich aus den übrigens bei gün— 
ſtigen Umſtänden mit unzähligen Unebenheiten, Rauheiten bedeckten Mare-Ebenen er 
heben, waren dann ehemals hohe Gebirgszüge, die nun ganz in den abgelagerten Meeres— 
ſchlamm eingebettet find. Sehr häufig erkennt man auch ganz unzweifelhaft, daß Ring= 
gebirge am Rande oder in den Mare-Ebenen von ſolchem Schlamm, oder was es ſonſt 
geweſen ſein mag, teilweiſe überflutet wurden, ſo daß ſie darin faſt „ertranken“. Ein 
ſehr ſchönes Beiſpiel hierfür iſt das am ſüdöſtlichen Rande des Mare Rumorum gelegene 
Ringgebirge Doppelmayer (82). Es iſt indes nicht ausgeſchloſſen, daß ſolche Uberflutungen 
auch aus Magmen beſtanden, alſo feuerflüſſigen Ergüſſen aus dem Mondinnern, oder daß 
wir es hier mit einer Art von vulkaniſchem Schlamm zu tun haben. 

Alle dauernden Wirkungen der Waſſertätigkeit beruhen bei uns auf der unaufhör—⸗ 
lichen Zirkulation des beweglichen Elementes vom Meere hinauf zu den Wolken, von da 
zur Oberfläche der Erde und endlich durch die Flußläufe wieder zu den Meeresbecken zurück. 
Ohne Wolken, aus denen es herabregnet oder ſchneit, iſt dieſe die Gebirge aus den flachen 
Oberflächenſchichten ausmeißelnde Tätigkeit Des Waſſers gar nicht denkbar. Wolken 
aber gibt es auf dem Monde nicht. Sie müßten größere oder kleinere Gebiete ſeiner Ober— 
fläche uns zeitweilig verhüllen, was nicht geſchieht. Zu allen Zeiten, wenn nur unfere 
Atmoſphäre nicht getrübt iſt, erſcheinen die Landſchaften des Mondes mit ſo ſcharfen Linien 
umgrenzt, wie wir ſie auf unſerer Erde von einem ähnlichen kosmiſchen Standpunkte aus 
niemals ſehen würden; es gibt auf bem Monde keine Halbſchatten, mie fie bei uns durch 
das diffuſe Licht unſerer Dunſthülle, durch den blauleuchtenden Himmel erzeugt werden, 
der dort jedenfalls fehlen muß. Dagegen ſcheint es, als ob leichte Rebelſchleier 
gewiſſe engere Gebiete der Mondoberfläche für unſeren Anblick vorübergehend zu trüben 
imſtande ſeien. Einige Mondforſcher konnten ihnen ſehr wohlbekannte Details zeitweilig 
nicht wahrnehmen, während ſchwierigere in der Nähe ſehr deutlich ſichtbar dii bald 


Meyer, Das Weltgebäude. 2. Aufl. 


98 I. 1 Der Mond. 


barauf maren dann dieſe Gebiete, in denen man wegen des veränderten Unblides zunächſt 
auch wirkliche Verinderungen bermutet Batte, ivieder tvie früher zu fehen. Namentlich 
ſchienen ſolche Nebel gelegentlich über Rillen gu liegen. 

Sehr eigentümliche und auf die fraglichen Wirkungen zu beziehende Erſcheinungen 
zeigt auch das Ringgebirge des Plato (20) an der Nordſpitze der Alpen. Man hat näm— 
lich durch ſorgfältige und lange fortgeſetzte Beobachtungen feſtgeſtellt, daß die innere Fläche 
jenes Ringgebirges ſeine Färbung regelmäßig mit dem Sonnenſtande über ihm ändert. 
Zunächſt, wenn die Sonne eben erſt die innere Fläche zu beſcheinen beginnt, zeigt ſich 
nichts Merkwürdiges; die graue Fläche wird immer heller. Später aber, ſobald die Sonne 
mehr als 20 Grad Höhe erreicht hat, wird die Ebene, abweichend von der Regel, bis zum 
Vollmonde nicht noch weiter hell, ſondern wieder dunkler, ſogar bis über die dortige Mittags— 
zeit hinaus, um endlich bei ſinkender Sonne ſich wieder aufzuhellen. Auf irgendwelcher 
optiſchen Täuſchung kann dieſes Phänomen unmöglich beruhen; es wäre jedoch erklärt, 
wenn man annehmen dürfte, daß die Wärme der Sonne geringe Reſte von Feuchtigkeit, 
welche die wallumgrenzte Tiefebene birgt, zur Verdampfung bringt und ſo Nebel erzeugt, 
die ſich uber den Boden der Innenfläche lagern und erſt von der mittäglichen Sonne lang— 
ſam aufgelöſt werden. 

Beſonders dunkle Flecke von recht großer Ausdehnung kommen auch ſonſt noch ohne 
irgendwelche Beziehung zur Reliefgeſtaltung auf der Mondoberfläche vor. Auch dieſe treten 
ſtets erft bei Vollmond am deutlichſten hervor und verblaſſen dann allmählich wieder. Sie - 
ſtehen alle im Verdacht, ihre Geſtalt zu verändern, aber man hat ihnen bisher noch nicht 
genügend anhaltende Beachtung geſchenkt, um dies mit Sicherheit behaupten zu können. 
Pickering weiſt darauf hin, daß es keine Geſteinsart auf der Erde gäbe, die um ſo dunkler 
erſchiene, je ſenkrechter die Sonnenſtrahlen auf ſie fallen. Die Erſcheinung ſei nur durch 
Feuchtigkeit zu erklären, die hier in das Erdreich ſickere und es dadurch dunkler erſcheinen 
laſſe. Durch die Hitze der mittäglichen Sonnenbeſtrahlung werde dieſe Feuchtigkeit wieder 
verdampft, wodurch das Geſtein dann heller werden muß. 

Beweiſt ſomit die Beobachtung, daß Waſſer in flüſſiger oder Dampfform auf dem 
Monde doch jedenfalls nur in ſehr geringen Mengen vorkommt, ſo iſt damit keineswegs 
geſagt, daß es in dem dritten Aggregatzuſtande, dem feſten, als Eis, dort nicht in größeren 
Mengen vorhanden ſein könne. Sehr verdächtig erſcheint zunächſt in dieſer Hinſicht dem 
irdiſchen Auge die Tatſache, daß viele Bergſpitzen auf dem Monde, ganz wie bei uns die 
Häupter der Alpen, weißer ſind als ihre tiefer liegende Umgebung; ja, einige derſelben 
leuchten ſo ſtark, daß ſie häufig mit ihrem Lichte ſelbſt die tiefe Nacht des Mondes durch— 
brechen, wenn die Erde ihr Licht zu ihnen hinüberſendet und uns der Mond in aſchfarbenem 
Lichte erſcheint. Im Fernrohre ſieht man dann zuweilen einzelne Lichtpunkte, meiſtens 
dieſelben, die ſich auch bei Vollmond durch ihren ſtarken Glanz auszeichnen, wie z. B. die 
Gegend von Ariſtarch und Herodot (13 und 14), ſo kräftig aus der umgebenden Dämme— 
rung hervorleuchten, daß man ſeinerzeit verſucht war, ſie für die Feuerſchlünde tätiger 
Vulkane zu halten. (Siehe auch S. 95.) 

Ranyard bemerkt, es ſei nach irdiſchen Begriffen die Annahme ein geologiſches Un— 
ding, daß die Bergſpitzen auf dem Mond aus einem anderen Material aufgebaut ſeien 
als die übrigen Teile der Oberfläche, daß ſie etwa aus Marmor beſtänden, wenn man nicht 
Eis als dieſes andere Material betrachten wolle. Freilich darf man dabei nicht vergeſſen, 





Temperaturverbaltniffe auf bem Monde. 99 


daß die Urfache, weswegen bei uns die Berge vereiſt find, auf dem luftarmen Monde jeden— 
fall3 in weit geringerem Maße mirfen fann; mare der Mond iberbaupt von feiner Atmo— 
ſphäre umgeben, fo würde die Kälte des Weltraumes, die nahe beim abfoluten Nullpuntt, 
—273°, fiegen muß, alle Teife der Mondoberfläche, ohne einen Höhenunterſchied zu maden, 
umlagern. Iſt aber Eis iberhaupt dort borhanden, fo muß aud mindeſtens zeitweilig 
eine Atmofphire aus Waſſerdampf eriftieren, in ben fil) bei der intenfiven Sonnen— 
beftrablung das Gig bermandelt. Dann aber bilbet diefer Wafferbampf einen Mantel, der 
wohl jene mit der Erhebung eintretende Temperaturabnahme erklären könnte. Aud die 
Tatſache, daß nicht nur die Bergſpitzen, fondern auch die tieferen Kraterböden in der Regel 
in auffallend bellem Lichte ftrablen, finnte auf die Ynmefenbeit von Gig bindeuten. Wenn 
itberbaupt auf bem Monde jemal3 Flüſſiges eriftiert Bat, fo muß e3 in diefen tiefften Ge- 
bieten feiner Oberfläche fil) angefammelt haben, und menn es {pater gu Eis erftarite, fo 
mufte Ddiefer Prozef, abgefeben von der ſchützenden Wirkung einer etmaigen Lufthiille, 
in Diefen tiefen Löchern zuerſt beginnen, mo die wieder auflbfende Wirfung der Gonnen= 
ftrablung infolge der Beſchattung während des groften Teiles des Mondtages am geringîten 
fem muß. 

Zur Frage nad) dem Vorhandenfein von Cia auf bem Monde find die Unterjudungen 
ilber die direkte Wärmeſtrahlung dieſes nahen VWeltfirper3 von entſcheidender 
Wichtigkeit. Nach dem Volksmunde ſtrahlt ja der Mond direkt Kälte aus. Der Landmann 
glaubt, daß, wenn das Mondlicht in heller Maiennacht auf die jungen Keime ſeiner Saat 
fällt, es dieſe erfrieren mache. Es iſt etwas Wahres daran, hängt freilich mit einer Kälte— 
ſtrahlung des Mondes nicht zuſammen. Es wäre in der Tat kaum begreiflich, daß der Mond, 
der uns ſo viel von dem ihm zugeſandten Sonnenlichte zurückgibt, alle ihm doch gleich— 
zeitig mit zukommende Sonnenwärme verſchlucken, bei ſich behalten ſollte. Der Mond 
ſendet uns in Wirklichkeit etwas von der empfangenen Sonnenwärme wieder zurück, aller⸗ 
dings ſo geringe Mengen, daß ſie nur mit den feinſten Meßwerkzeugen unſerer modernen 
Phyſik nachgewieſen werden konnten. Als im 18. Jahrhundert Tſchirnhauſen einen 
gewaltigen Spiegel auf den Mond richtete, der im Sonnenlicht in 12 Minuten ein Stück 
Aſbeſt zu Glas zuſammenſchmolz, rührte ſich das Thermometer in deſſen Brennpunkt 
überhaupt nicht. Später wiederholte Piazzi Smyth mit verfeinerten Inſtrumenten und, 
um die abſorbierende Wirkung der irdiſchen Atmoſphäre nach Kräften auszuſchließen, 
auf der Spitze des Piks von Teneriffa dieſe Verſuche und gelangte zu dem Ergebnis, daß 
ber Mond noch dreimal weniger Wärme zu uns ſende als eine Kerze aus 5 m Entfernung. 

Seitdem es aber nach Erfindung des Bolometers gelungen iſt, außerordentlich 
geringe Wärmemengen durch ihre Umwandlung in Elektrizität ſehr deutlich wahrnehmbar 
gu machen, konnte man in jüngerer Beit verhältnismäßig ſehr genaue Meſſungen der Ver 
änderungen dieſer Wärmeſtrahlung in den verſchiedenen Mondphaſen machen, womit wir 
über Die wahren Temperaturverbaltniffe unſeres Begleiters intereſſante Aufſchlüſſe er— 
langen. Dieſe Unterſuchungen rühren von dem Amerikaner Frank Very her. Very fand, 
daß die Wärmeſtrahlung der verſchiedenen Teile der Mondoberfläche zwiſchen derjenigen 
dunkeln Kupfers und eines ſonnenbeſchienenen Felſens liegt. Es ließ ſich auch zeigen, daß 
die Strahlung der von der Sonne beſchienenen Mondpartien von Stoffen herrührt, die 
ſicher wärmer ſind als Eis. Die Mondſtrahlung verhält ſich ganz anders als die einer Schnee— 
fläche, auch wenn dieſe durch Staub grau gefärbt wird, damit ſie die „Albedo“ des Mondes 

7 * 


100 I. 1. Der Mond. 


(f. S. 70) erbalt. Au einer forgfaltigen, kritiſchen Bufammenjftellung aller betreffenden 
Beobachtungsdaten fonnte Very ſchließlich die folgende Tabelle der Temperaturſchwan⸗ 
kungen der Mondoberfläche im Laufe eines Mondtages entwerfen. 


Temperatur n Zentigraden 


Höhe der Sonne über der Mondoberfläche vormittags nachmittags 

8888uwachs Abnahme Abnahme 
di = 4297 Ta, 165 
20°. + 19 oi di — 
30° + 58 4 ga | +92 __ 35 
n DE | is | E |a 

0 

70° Lia | D+ | Dn | 9 
80° 180 — iso — 
DO, e ei +-181 sli +181 — 


Wir ſehen aus dieſer Tabelle, daß die Temperatur der Mondoberfläche zwiſchen 
Sonnenaufgang bis Mittag um nicht weniger als 450 Zentigrade ſchwankt, was wohl 
verſtändlich iſt, wenn man bedenkt, daß die Sonne ohne den ſchützenden und ausgleichenden 
Mantel einer Atmoſphäre auf das Mondgeſtein vom Aufgang bis Mittag ſieben unſerer 
Erdentage ununterbrochen herabbrennt, und daß die Sonne dann noch ebenſo lange braucht, 
um über derſelben Gegend wieder unterzugehen. Das alles fann man unmittelbar im Fern⸗ 
rohr ſehen, und wir brauchen dazu noch keine der Betrachtungen über die gegenſeitigen 
Stellungen und Bewegungen der Geſtirne, die uns erſt im zweiten Hauptteile dieſes Werkes 
beſchäftigen ſollen. In der dann folgenden, vierzehn unſerer Erdtage langen Mondnacht 
kann die Kälte des Weltraumes ungehindert wieder vordringen und führt die Temperatur 
des Oberflächengeſteins raſch wieder auf den abſoluten Nullpunkt zurück. Wir ſehen ferner 
aus unſerer Tabelle, wie die Temperatur des Mondbodens am Nachmittage eine höhere 
bleibt, als ſie am Vormittage bei demſelben Sonnenſtande war, ganz wie wir es bei uns 
auch beobachten, aber der Unterſchied iſt auf dem Monde ganz beträchtlich größer. Er ſteigt 
bis auf mehr als 700 zwiſchen Sonnenaufgang und ⸗Untergang. Der Mondboden hat wäh— 
tend der langen Beſtrahlung eben ſehr viel Wärme aufgeſogen, die er nun mit zurüchkſtrahlt. 
Aus den angeführten Zahlen get. aud) weiter hervor, daß faum mehr als 24 Stunden 
nach Sonnenaufgang die Temperatur der Mondoberfläche ſchon über den Gefrierpunkt 
geſtiegen iſt und bis etwa ebenſolange vor Sonnenuntergang bei poſitiven Wärmegraden 
bleibt. Etwa 12 Tage Tang würde dort alſo die Eisſchmelze dauern. Schon etwa 4 Tage 
nach Sonnenaufgang erreicht die Temperatur dort die Siedehitze und bleibt 8 Tage lang 
über derſelben. Während dieſer langen Zeit herrſcht alſo auf unſerem Trabanten mehr 
als Wüſtentemperatur. 

Wären demnach die weißen Stellen auf den Mondbergen Eis, ſo müßte es notwendig 
während dieſer Zeit abſchmelzen, die Bergſpitzen müßten dunkler werden mit höherem 
Sonnenſtande. Sn der Mondnacht könnten ſie dann allenfalls durch Reifbildung ihre Belle 
Farbe wieder annehmen. Gerade das Umgekehrte iſt der Fall, mit Ausnahme jener dunkeln 
Stellen, von denen oben (S. 97) die Rede geweſen iſt. Wir müſſen zu dem Schluſſe kommen, 
daß auf unſerem Trabanten wohl ein Stoff vorhanden iſt, der gelegentlich innerhalb der 
wechſelnden Mondtemperaturen in geringem Maße ſchmelzen und wieder feſt werden 


Temperaturverhältniſſe auf bem Monde. 101 


fann, daß Diefer Stoff aber nicht unfer Waſſer ift. Man fonnte ſich vielleicht denken, daß 
diefer Stoff breiartig fei, vergleichbar den Produften unferer Schlammbulfane, und daß er 
es auch war, der den Boden der Mare-Ebenen überdeckt und teilmeife die Kraterböden aus— 
gefüllt hat. Faſt iiberall ift diefer einftmalige Brei zu Bartem Dellen Fels ausgetrodnet, 
in ben Maren bon dunklerem Meteorftaub überdeckt, der auf den Gipfeln der Verge nicht 
Baften fonnte, und nur an mwenigen Stellen mag bei hoher Temperatur, durch befondere 
Umſtände nod) begiinftigt, der Vrei wieder etwas flüſſig oder doch von Teudtigfeit durch— 
tranft werden, Die feine Farbe ändert. 

Auf der Erde macht fi) die Anweſenheit des Waſſers noch durd eine große Reibe von 
Erſcheinungen geltend, die bom Monde aus fer wohl wahrgenommen werden fonnten, 
auf ibm aber von un3 gleichwohl nicht gefehen werden: die vegetabilifoMen und 
animaliſchen Vorgange. Die mecdfelnde Belaubung unferer Walder, ihre 
ſchwankende Ausdehnung, das Aufwuchern des Prariegrafes und fein Verdorren, die ge- 
meinfamen Bemegungen grofer Herden und eine grofe Anzahl anderer Veranderungen, 
welche die auf ber Erde an das Vorbandenfein von Waſſer gebundene lebendige Natur 
heworbringt, und die Das Ausfehen meiter Linderftreden in furzer Beit völlig umzuwandeln 
vermogen. Auf bem Monde bemerkt man nicht3 dergleichen, menn man von ſehr ſchwachen 
grünlichen Farbungen abfieht, die einige Beobadter furz nad Sonnenaufgang über den 
betreffenden Gegenden bemerft zu haben glauben, und die dann bald, ähnlich vie die 
früher erwähnten leichten Nebel, wieder verſchwanden. Da es nad dem Obigen nicht aus— 
geſchloſſen iſt, daß noch geringe Mengen von Luft und Waſſer auf bem Monde borhanden 
find, {o erſcheint es aud nicht unmöglich, daf diefe Firbungen in einer ſchwachen vege- 
tabiliſchen Regung begriindet find; aber fie {pielen jedenfall3 nur eine fer untergeorbnete 
Rolle, wenn in diefem Falle nicht überhaupt Beobadbtungsirrtiimer borliegen. 

Als fegte und grofiartigfie Uuferung Des animaliſchen Leben3 ftellt fi) auf der Erde 
der intelligente M e nf di mit feinen Werfen dar, die ibn an räumlicher Größe und Lebens- 
bauer fo weſentlich iberragen. Viele diefer Werfe, feine bebauten Felder, {eine Städte 
und feine hochaufſtrebenden Kunſtwerke ber Architektur, wären mit unferen optiſchen Gilfs- 
mitteln auf bem Ytonde meift leicht ala Werfe geiftiger Tatigfeit zu erfennen. Cine Stadt 
wie Berlin würde fi als dunkler Fled auf der helleren Umgebung der märkiſchen Sand: 
ebene ſehr deutlid abbeben und etwa 5 Bogenſekunden Durchmeſſer haben; Uranus und 
Neptun, die beiben äußerſten Planeten unferes Syſtems, die ſehr leicht in jedem Fern— 
robre von mittlerer Araft als Scheiben zu erfennen find, befigen geringere Durchmeſſer. 
Der Mond zeigt keine Spur von in diefer Hinſicht verdächtigen Erſcheinungen, wie ſehr 
auch die Aftronomen danach geſucht haben. Freilich der phantaſiereiche Gruithuifen, der 
zu Unfang des 19. Jahrhunderts ben Mond mit leidenſchaftlichem Eifer durchforſchte, um 
Spuren des Leben auf ibm zu entbeden, glaubte eine Menge von Gebilben dort zu 
feben, die er fiir getvaltige Teftungsmerfe, grofe Landftrafen oder Fanale und anderes 
mebr Bielt; aber alle dieſe Dinge haben fi) {pater unzweifelhaft als Naturgebilde 
berausgejtellt. ‘Der Mond erſcheint uns al3 eine völlig tote, ausgeftorbene Welt, ie 
e3 denn nach irdiſchen Vegriffen auch nicht ander3 fein fann, da auf ihm die beiden not= 
menbdigiten Dafein3bedingungen des Leben3, Luft und Waſſer, feflen oder doch jedenfalls 
in fo geringem Maße borhanden find, daß fie nur den allereinfachſten Lebensformen 
geniigen fonnten. 


—⸗ 


102 I. 1. Der Monbd. 


Wie wechſelvoll belebt dbagegen unfere Erde einem außerirdiſchen Beſchauer erſcheint, 
zeigt uns der Mond felbft als ein Spiegel. Wir gedachten ſchon früher desaſchfarbenen 
Lichtes, das uns der bon der Sonne nicht beleuchtete Teil unſeres Vegleiters zufendet, 
wenn feine Phafe noch ſehr Hein ift. Da er dann in der Richtung der Sonne fteht, muß 
für einen Beobachter auf der Mondoberfläche die der Sonne gegenüberſtehende Erde boll 
beleucbtet erſcheinen; fie fendet bann einen Teil des empfangenen Sonnenlichtes ebenfo 
ber Nachtſeite des Mondes zu, vie diefer unfere Nächte beleuchtet, wenn er in entſprechender 
Lage für un3 jenfeit3 ber Sonne fteht. Dieſes aſchfarbene Licht mechſelt feine Helligfeit 
und feine Farbe je nad) der Beſchaffenheit der irdiſchen Landfchaften, die dem Monde 
jemeilig gegeniiberiteben. Man unterſcheidet in diefer Beziehung regelmiafige und ge- 
legentliche Veränderungen. Regelmafig ift das Erdenlicht auf bem Monde ſchwächer, 
menn ibm unfere grofien Meeresflächen gegentiberiteben, heller hingegen, wenn belle Land⸗ 
gebiete, mie die afrikaniſchen und afiatifhen Wüſten, refp. die ſibiriſchen Schneeflächen 
feiner Nachtſeite zugemendet find. Letzteres ift namentlich in den herbſtlichen Morgen⸗ 
ftunden für den Neumond der Fall (bon einem europäiſchen Standpuntte gefehen), fo daß 
un um Diefe Beit das aſchfarbene Licht befonders auffallig wird. Sn den Abendftunden 
Des Frühlings dagegen fteben hauptſächlich dunkle Erdſtriche dem Monde gegentiber; man 
wird um dieſe Zeit den nicht direkt beleuchteten Teil neben der ſchmalen Sichel ſeltener 
recht deutlich erkennen. Die ſtärkſten Veränderungen der Helligkeit des „ſekundären“ Mond- 
lichtes oder des „Erdſcheines“ werden durch die wechſelnde Entfernung des Mondes von 
uns herworgebracht, der ſich ja in einer Ellipſe um die Erde bewegt. 

Neben gelegentlichen, außergewöhnlichen Schwankungen der Helligkeit dieſes Erden⸗ 
lichtes hat man aber auch Veränderungen ſeiner Farbennuancen deutlich wahrgenommen. 
Er erſchien oft vom gewöhnlich beobachteten Grau ins Bläuliche, zu anderen Zeiten dagegen 
ins Gelbliche hinüberſpielend, und in ſeltenen Fällen glich die nicht direkt beleuchtete Monde 
ſcheibe faſt ganz dem verfinſterten Monde, wie er auf der beigehefteten farbigen Tafel 
„Eine partielle Mondfinſternis“ dargeſtellt iſt. Um dieſe Zeit ſteht zwar die Nachtſeite 
der Erde ihrem Trabanten gegenüber, aber die Sonne befindet ſich zugleich genau hinter 
ihr und ſendet ihre Strahlen durch die im Morgen- und Abendſchein gerötete Atmoſphäre 
gu ihm. Aud dieſes rufig=rote Licht des verfinſterten Mondes tritt bei jedem dieſer 
Phänomene verſchieden ſtark auf, je nach dem Zuſtande der Atmoſphäre, die ja bekannter⸗ 
maßen ſehr verſchieden fähig ſein kann, Dämmerungserſcheinungen hervorzubringen. 

Ein tieferes Eindringen in die eigentümliche Natur des Mondes verſchieben wir bis 
zu einer Zeit, wo wir mehr Beziehungen der Welten untereinander kennen gelernt haben; 
denn erſt in dieſen tauſendfältigen Wechſelbeziehungen werden wir die Geſtaltung, das Leben, 
die Aufgabe einer Einzelwelt recht verſtehen lernen; für ſich allein kann dieſe ebenſowenig 
begriffen werden wie irgendein Weſen in unſerer irdiſchen Natur. Alle Wechſelwirkungen 
aber, die nicht der durch das Fernrohr verſchärfte Augenſchein offenbart, und die auf der 
wechſelnden Stellung der betreffenden Weltkörper zueinander beruhen, im beſonderen die 
Wirkungen der univerſellen Schwerkraft, ſtellen wir im zweiten Hauptteil unſeres Buches 
dar. Hier müſſen wir uns mit den allgemeinen Umriſſen eines Weltbildes begnügen, das 
man, gleich einer erſten Annäherung, aus dem bloßen Anblick gewinnen kann. 


Originalbild 





Sichtbarkeitsverhältniſſe des Merkur. 103 


2. Merkur. 


Suchen wir nach einem jener leuchtenden Punkte am Himmelsgewölbe, deren Licht ſich 
gleich dem des Mondes als reflektiertes Sonnenlicht herausſtellt, ſo wird es dem Zufall 
anheimgegeben ſein, welchem der Planeten wir zuerſt begegnen. Wir wollen jedoch, um 
Ordnung in unſere Betrachtungen zu bringen, dieſe Schweſtergeſtirne der Erde in derjenigen 
Reihenfolge näher unterſuchen, in der ſich ihre Abſtände von der Sonne gruppieren, indem 
wir den Beweis dafür, daß ſie ſich in der Tat ſo ordnen, vorläufig noch ſchuldig bleiben. 

Wir wenden uns alſo zunächſt dem ſonnennahen Merkur zu, auf den wir aller— 
dings bei zufälliger Auswahl wahrſcheinlich ganz zuletzt geſtoßen wären, denn dieſer Planet 
verbirgt ſich ſo beharrlich in den Strahlen der Sonne, daß es nicht viele Fachaſtronomen 
gibt, die ſich rühmen können, ihn jemals mit dem bloßen Auge geſehen zu haben. Dennoch 
ſtrahlt er eine Lichtfülle aus, die zuzeiten der des hellſten Sternes an unſerem nächtlichen 
Himmel, des Sirius, beinahe gleichkommt. Wegen ſeiner wechſelnden Entfernung von der 
Sonne ſchwankt indes ſeine Helligkeit auch in ſeiner jeweilig günſtigſten Lage, ſo daß ſein 
Licht bis zu dem des Aldebaran, des erſten Sternes im Bilde des Stier, dem 17. Sterne in 
der Stufenfolge der Helligkeiten, herabſinken kann. 

Gleich allen übrigen Planeten verändert Merkur fortwährend ſeine Stellung zu 
den übrigen Sternen und zur Sonne. Die aufmerkſame Verfolgung zeigt, daß er jedes— 
mal nach 116 Tagen ungefähr in dieſelbe Lage zur Sonne, alſo auch zu unſerem Hori— 
zonte, zurückkehrt. Man nennt dieſen Zeitraum, ähnlich mie beim Monde, die ſyno— 
diſche Umlaufszeit. Man kann alſo darauf rechnen, daß man Merkur 116 Tage, 
nachdem man ihn erblickt hat, in derſelben Richtung wieder auffinden wird. Er iſt dann 
während einer Woche eta 1 Stunde nad) Sonnenuntergang am weſtlichen Horizont 
zu erbliden, um 1 ©tunde danach unterzugehen. Er befindet fil) dann in feiner d ft - 
lichen Elongation, d.B. fo weit öſtlich von der Sonne, mie es feine Bahn erlaubt. 
Diefe Abweichung ſchwankt zwiſchen 18 und 27 Grad. Alle 116 Tage iſt Merfur fomit 
während 8—10 Abenden je 1 Stunde lang mit blofem Auge fibtbar, alfo im Jahre etwa 
15 ©tunden. Zu einer diefer feltenen Heiten muf man über einen ganz freien Ausblid 
nach Weſten verfügen, und ber Gimmel muf Bier wolkenlos fein, um dieſes flüchtigſten 
aller Planeten babBaft zu werden, ben Die alten Sternfundigen mit bem Quediilber 
(fat. auch mercurius) verglichen. Bekommt man ibn aber zu ſolchen Beiten wirklich cinmal 
zufällig zu Geſichte, fo ift man erftaunt, vie bell er dann aus der rötlichen Dimmerung 
des Horizontes hervorfunkelt. Wer die Lage der übrigen hellen Planeten nicht genau 
fennt, wird ihn filler mit einem ber anderen verwechſeln und ſich deshalb nicht bewußt 
werden, melche feltene Erſcheinung vor ibm ſteht. 

Zwiſchen je zwei öſtlichen Clongationen liegt zwar immer eine weſtliche, im der der 
Planet eine ähnlich giinitige Stellung zum Horizont einnimmt und für bas bloße Auge 
ſichtbar wird. In Ddiefer Lage aber gebt er der Sonne auf ihrem täglichen Weg um den 
Himmel boraus; er geht alfo aud) früher unter al3 die Sonne und fann folglich abends 
iiberbaupt nicht gefehen werden. Cr zeigt fi) dann nur bor Sonnenaufgang. 

Der mit bem Fernrohr bewaffnete Aftronom ift glücklicher daran; er fann die Sterne 
auch am Tage fefen. Anders mire aucd eine irgendivie erfolgreiche Beobachtung des 


104 1. 2. Merkur. 


Merfur nicht anguftellen, denn gu den Zeiten, wo er mit bem bloßen Auge gefehen werden 
fann, befindet er fi), vie wir fahen, fo nahe dem Horizonte, daß das Licht einen zu 
grofien Weg burd die unrubigen Diinfte der Atmoſphäre zuriidzulegen bat, um unter 
gewöhnlichen Bedingungen nocd ein brauchbares Bild des Planeten zeichnen zu fonnen. 
Mir würden im Fernrohre dann immer nur einen nad) allen Seiten ſich unjtet verzerren= 
den Lichtfetzen feben, der einer flackernden Flamme nicht unähnlich ift und jedenfalls nie> 
mals den Gindrud auffommen laſſen würde, als ftinden mir vor einem permanenten 
Himmelskörper, der dburd die Weltenräume eine ebenſo feſtbezeichnete Strafe ziebt mie 
unfer eigener Planet, die Erde. 

Die mechaniſchen Vorribtungen des Fernrohres aber erlauben, alle belleren Himmels— 
körper, beren Lage gu getvifien Firpunften befannt ift, aud am blauen Tageshimmel auf— 
zufinden. Merfur, der ſich immer in der Nähe der Sonne aufhält, fann deshalb im Fernrohr 
ungefähr in allen Höhen über bem Horizont beobadtet werden, welche die Gonne für die 
betreffende geographiſche Breite erreicht. Immerhin bereitet Merfur der Beobachtung mebr 
Schwierigkeiten als alle anderen grofen 
Planeten, da die Luft in der Nähe der Son= 
nenrichtung durch die ungleiche Erwär— 
mung ſtets mehr oder weniger zittert und 
es deshalb zu einem ruhigen, klaren Bild 
im Fernrohre nur ſehr ſelten kommen läßt. 

Trotzdem erkennen mir ſofort, daß Mer= 
Phaſen und Größenverhältnifſe des Merkur. kur Ph aſen zeigt, die er, ganz wie der 
Mond, je nach ſeinem Stande zur Sonne 
ändert. Gleichzeitig aber ändert ſich auch die Größe des Planeten dabei ganz beträchtlich. 
Die obenſtehende Abbildung veranſchaulicht die tatſächlichen Verhältniſſe. Nachdem Merkur 
ſelbſt für die beſten Fernrohre einige Tage lang in den Strahlen der Sonne verſchwunden 
war, tritt er zuerſt weſtlich von der Sonne als ganz ſchmale große Sichel auf, die, wie der 
Mond im entſprechenden Fall, ihren ausgebogenen Rand der Sonne zukehrt: wir haben die 
zunehmende Phaſe vor uns. Während des Wachſens der Phaſe verkleinert ſich der geſamte 
Durchmeſſer des Planeten von einer Hörnerſpitze zur anderen beſtändig, ſelbſt bis über das 
erſte Merkurviertel hinaus, von dem ab ſein Abſtand bon der Sonne wieder abnimmt. 
Er erſcheint immer voller beleucbtet, bid er tvieder in den Strablen der Sonne zu verſchwin— 
den beginnt, worauf dann feine volle Scheibe ſichtbar wird, er aber einen mebr als halb fo 
kleinen Durchmeſſer hat al bei feiner vormaligen Nahe zur Sonne. Man pflegt befannt= 
lid) die {einbaren Durchmeſſer der Geftirme im Bogenmaß anzugeben: ein willkürliches 
Ùbereinfommen mie irgend ein anderes. Anſtatt zu fagen, Merfur erſcheint, wenn er als 
ganz ſchmale Sichel auftritt, 12” grog und nimmt bis zu feiner vollen Beleuchtung bis 
gu 5” ab (in ertremen Fallen 13—4,5%), Bitte man ebenfogut angeben können, er habe 
ſich burd) die Beobachtung in dem einen Falle gerade fo grofi gezeigt, wie cine entſprechend 
beleuchtete Stugel bon 1 cm Durchmeſſer aus der Entfernung von 410 m gefeben, im 
anderen Falle vie diefelbe Kugel aus nur 170 m CEntfernung betradtet. 

Aud bem boreingenommeniten Beobacdhter des Wechſels der Phafen und Größen 
Diefes Planeten, die ftet3 genau in benfelben Stellungen zur Sonne wiederkehren, fann 
kein Zweifel darüber bleiben, daß dieſes Spiel nur von einem an ſich dbunfeln Körper 





Phafen, Größe und Entfernung des Merfur. Schwierigkeit feiner Beobachtung. 105 


erzeugt werden fann, ber die Sonne umfreift und bon ihr beleuchtet wird. Hätten fi 
die alexandriniſchen Aftronomen eine aud) nod fo unbollfommenen Fernrohres bedienen 
fonnen, fo wäre niemal3 ein ptolemäiſches Weltſyſtem aufgeftellt worden, nad) dem 
alle Planeten um die Erde freifen follten, und höchſtens mare eine Möglichkeit für das 
tychoniſche Syſtem geblieben, das zwar die Planeten um die Sonne Freifen lie, diefe 
aber mit ibrem ganzen Gefolge um die Erde führte. Sehr auffallig wird namentlich die 
Ctellung von Sonne, Erde und Merfur bor Augen geführt, wenn lebterer gelegentlich 
einmal genau zwiſchen die beiben anderen Geftirne tritt, fo daß wir ibn bor der Sonnen= 
fceibe voriiberzieben feben: bei einem fogenannten Merfurdburdogange. Giehe 
aud) Kapitel 7 im zweiten Hauptteil.) Gin folhes Ereignis fand zulegt am 4. Ntovember 
- 1901 ftatt. Es folgen dann Durchgänge am 14. November 1907 und am 7. November 
1914. Man fiebt dabei eine vollfommen ſchwarze Scheibe von etwa 12” DurOmeffer 
auf ber Sonne. 

Aus den oben gemacdten Angaben über die Veränderung der ſcheinbaren Größe 
Des Planeten können mir auch annäherungsweiſe etwas über die wirklichen Entfernungs⸗ 
verhältniſſe der drei ins Auge gefaßten Himmelskörper erfahren. Gehen wir nämlich 
von der in der Folge noch zu beweiſenden Vorausſetzung aus, Erde und Merkur bewegten 
ſich um die Sonne in Bahnen, die nicht weſentlich von Kreiſen verſchieden ſind, und 
nennen mir die Entfernung der Erde von der Sonne r, die des Merkur von der letzteren d, 
jo ift bei einer unteren Afonjunftion, d. h. bei einem Durchgange des Merfur 
zwiſchen Erdbe und Sonne, die Entfernung des Planeten bon uns gleich r—d, bei einer 
oberen Konjunktion dagegen, d. h. wenn er ſich Binter dber Sonne befindet, 
gleid) r+d. Handelt e3 fil) blof um die Ermittelung von Verhaltnizablen, fo können 
mir die beiben oben gegebenen 410 und 170 m, aus deren Abftand gefehen ein beliebiger 
Körper von 1 cm Durchmeſſer diefelbe Größe Bat mie Merfur in den beiben ertremen 
Ctellungen zu uns, ohne meitere3 zu einer einfachen Rechnung vermenden. Wir finden näm— 
lid), daß, fofern man die Entfernung der Erbe von der Gonne gleich 1 fegt, d= TT7 = 
ca. 0,4 ift. ir Baben alſo allein aus der veränderlichen Größe des Merfur ermittelt, 
daß die Entfernung dieſes Planeten von dem großen Tagesgeftirne nur etwa 2/, der unfrigen 
betragt. Erfahren mir dann noch, daß diefe letztere etwa gleich 150 Millionen km iſt, fo 
erbalten mir fiir Merfur eine Gonnenentfernung von 60 Millionen km. So runde Durch— 
ſchnittszahlen merben un3 vorläufig geniigen, um un3 fiir unfere Betrachtungen über 
die phyſiſchen Verhaltniffe auf diefem und ben anderen Mitgliebern unfere3 Planeten= 
ſyſtems die nétigiten Anhaltspunkte zu gewähren. Genauere Zahlenangaben werden iberall 
im gmeiten Hauptteil dieſes Werfes gemadt. 

Au3 ben gegebenen Zahlen finnen mir auch leicht etwas über die wahre Griffe des 
Merfur erfabren. Wir wiſſen, daß feine ſcheinbare Größe gleid) der einer aus 170 m Ent: 
fernung gefebenen zentimetergrofen Scheibe ift, menn der Planet ſich in feiner unteren Von: 
junktion un3 fo nahe mie möglich befindet. Wir miffen ferner, daß er bann 150 — 60 = 90 
Millionen km bon uns entfernt ift. Verwandeln tvir alfo Iegtere Zahl in Meter und 
Divibieren ir fie durch 170, fo erhalten mir eine Zahl, die angibt, um mieviel die wirk— 
lie Entfernung grofer ift als die in obigem Beiſpiel angenommene, und offenbar zugleich, 
um wieviel die Ausbehnung des Körpers grofer ift al3 1 cm, der ſcheinbaren Größe in 
170 m Gntfernung. Das Refultat für ben Durchmeſſer ift rund 5000 km. Nach Neffungen, 


106 I. 2. Mertur. 


die Barnard 1898 und 1900 am 40-Zöller der Nerfesfternmarte ausführte, erſchien Merfur 
in ber mittleren Sonnenentfernung unter einem Winfel bon 6,59”, woraus fein wahrer 
Durchmeſſer zu 4780 km folgte. Da der Durchmeſſer der Erde etwa 12,700 km mift, fo 
ift ber fonnennadhfte Planet nur ettva3 mebr al3 4 fo grof vie unfere Welt; feine Ober= 
fläche iſt etwa fiebenmal feiner, fo daß Curopa, Afien und Afrifa zufammen auf Merfur 
nicht völlig Platz finden würden. Der Komet fommt etwa unferem Vegleiter, bem Mond, 
an Ausdehnung gleich. 

Daß man auf einem Scheibchen, das ſelbſt bei dreihundertfacher Vergrößerung im 
Fernrohre bei günſtigſter Stellung nicht größer erſcheint als etwa ein aus 1 m Entfernung 
geſehenes Fünfpfennigſtück, nicht viele Einzelheiten zu entdecken vermag, iſt begreiflich. 
Erſchwerend tritt noch hinzu, daß uns der Planet, gerade wenn er uns am nächſten iſt, 
ſeine Nachtſeite zukehrt, auf der abſolut nichts geſehen werden kann, und ferner, daß 
zu Den Zeiten, in denen Merkur uns ſeine voll beleuchtete Seite zuwendet, er ſich ſchein⸗ 
bar ſo nahe bei der Sonne befindet, daß durch ihre Strahlenfülle die feinen Lichtſchattie— 
rungen ganz überwuchert werden, durch die uns der ſchwingende Ather etwa einigen 
Aufſchluß über die Einrichtung dieſer ſo nahe dem Zentralfeuer kreiſenden Welt geben 
könnte. So fommen die Lichtdepeſchen von dorther in einem außerordentlich unlefer 
lichen Buftande bis in unfere entzifferndben Snftrumente. Das Wenige, was herausge= 
Tefen werden fonnte, iſt folgendes. 

Zunächſt miiffen mir einen Strich durch faft alle dilteren, mit unvollfommenen 
Fernrohren angeftellten Beobachtungen maden, die allerhand feltfame Erſcheinungen 
am Merkur wahrzunehmen glaubten, vie 3. B. einen ibn eng umgebenden Ring, der 
ala Atmofphire gebdeutet urbe, und die Abftumpfung des ſüdlichen Horns der Phaje, 
die man durd hohe, unfere höchſten Bergriefen um mehr al3 das Doppelte iiberragenden 
Berge zu erklären ſuchte. Beide Erſcheinungen find in ben beſſeren Fernrohren der 
Neuzeit nicht wieder geſehen worden. Allerdings ſtellte Schiaparelli feſt, daß die ſüd— 
licheren Partien des Planeten weniger Sonnenlicht zurückſtrahlen als die nördlichen, wo— 
durch in ſchwachen Fernrohren wohl ein Teil der fein auslaufenden ſüdlichen Sichel ganz 
verſchwinden konnte. 

Merkur ſtrahlt überhaupt im Vergleiche zu den anderen Planeten wenig Licht zu— 
rück; er verſchluckt von den zu ihm gelangenden Strahlen der Sonne ungefähr ehenfoviel 
wie der Mond, woraus Zöllner mit einiger Wahrſcheinlichkeit ſchloß, daß dieſer Planet 
gleich dem Monde von keiner At moſphäre umgeben ſei, da deren Wolken jedenfalls 
mehr Licht zurückwerfen müßten, als ben Beobachtungstatſachen entſpricht. Genaueren 
photometriſchen Meſſungen von Müller in Potsdam zufolge, die während der verſchiedenen 
Phaſenbeleuchtung ausgeführt wurden, und die eine wertvolle Ergänzung durch eine von 
Joſt ausgeführte Meſſung der Lichtmenge des Planeten erhalten, die er als faſt volle 
Scheibe während der totalen Sonnenfinſternis vom 28. Mai 1900 ausſtrahlte, find alle 
Beleuchtungsverhältniſſe des Merfur denen des atmofpharentofen Mondes ungemein ähnlich. 
Sfene Mejffung der Libtmenge des Merfur bei der erwähnten Sonnenfiniterni3 ergab feine 
Größe gu — 2,8, d. h. er war um 3,8 Größenklaſſen Beller als ein Normalſtern. Cine 
genauere Definition diefer Wertbegrijfe fann erſt {pater im Firfternfapitel gegeben werden. 

Im Merfurfpeftrum fonnte Vogel in Potsbam 28 Fraunhoferſche Linien 
meſſen, die alle mit benen des Pellen Gimmelsgrundes ibereinitimmen. Dieſer wieder 


Das Merfurfpeftrum. rage der Umſchwungsdauer der Planeten. 107 


zeigt Diefelben Linien mie das Sonnenfpeltrum, nur vermehrt um gewiſſe fogenannte 
telluriſche Linien, die in unferer Atmofphare entitehen. Diefe Linien oder Streifen 
eigen fil) naturgemaf in ben Speftren aller Gimmelsfirper, da deren Lit immer 
zunächſt unfere Lufthülle zu durchdringen hat, ehe e3 im Speltroffop zur Unterſuchung 
gelangt. Da aber der Weg durd die Lufthülle ein um fo Meinerer ift, je höher über 
bem Sorizonte fi der beobachtete Himmelskörper befindet, fo treten die telluriſchen 
Streifen oder ,at moſphäriſchen Banden“ am Horizonte ſehr ſtark auf, wäh— 
rend ſie im Zenit unter gewöhnlichen Umſtänden gar nicht mehr zu ſehen ſind. Das 
Spektrum des Merkur kann aber nur in ſolchen Höhen beobachtet werden (ſ. S. 103), in 
denen die telluriſchen Linien ſtets vorhanden ſind. Hätte nun Merkur eine Atmoſphäre, 
die mit der unſrigen nahezu gleiche che— 

miſche Zuſammenſetzung beſäße, ſo müßten SOD 

die Banden dunfler merdben, wenn mon 
ba3 Speltroffop etwa von dem zufällig in 
gleicher Höhe befindlichen Monde auf den 
Merkur richtete. Cine leiſe Andeutung 
einer ſolchen Verſtärkung ſcheint in der Tat 
vorhanden gu fein. Mit Sicherheit fann 
aber nur durch das Speltroftop feftgeftellt 
merben, bag, wenn Merkur iberbaupt 
eine merkliche Atmoſphäre beſitzt, ihre Bue 
fammenfegung bon der der unfrigen nicht 
weſentlich verſchieden fein fann, tveil ſonſt 
neue AbfjorptionSbanden im Merkurſpek⸗ 
trum auftreten müßten. 

Bereits bor einem Jahrhundert fab 
Schröter, und nach ihm andere Beobachter, Merkur, gezeichnet von Schiaparelli in Mailand. 
Flecke und Streifen auf Merkur, die 
ihre Lage zueinander nicht zu ändern ſchienen und deshalb vermutlich der Oberfläche des 
Planeten angehören. Unſere obenſtehende Abbildung gibt dieſe Details fo wieder, mie 
fie das ſcharfe Auge Schiaparellis nad und nach geſehen hat. Die Karte iſt 1890 veröffent— 
licht, aber ſeit 1881 bei andauernder Beobachtung des Planeten hergeſtellt worden. Dabei 
ſah Schiaparelli mehr als 150mal mehr oder weniger deutlich Flecke auf ber Planeten= 
ſcheibe. Selbſtverſtändlich find auf ber Zeichnung die Helligkeitsdifferenzen ſtark über— 
trieben, wie es bei den meiſten aſtronomiſchen Zeichnungen geſchehen muß. Würde man 
auch bezüglich der Lichtnuancen naturgetreue Bilder wiedergeben können, ſo vermöchte 
das ungeübte Auge des Leſers gar nichts oder beinahe nichts darauf zu ſehen, wie es 
ihm am Fernrohre meiſt ergeht. 

Irgendwelche Schlußfolgerungen an dieſe wenigen verſchwommenen Linien über 
die Beſchaffenheit jenes Planeten zu knüpfen, wäre ſehr verfrüht. Nur über zwei Dinge 
laſſen ſich bei ausdauernder Beobachtung dieſer verſchwimmenden Details einige Wahr⸗ 
ſcheinlichkeitsſchlüſſe ziehen: über die At moſphäre des Planeten und über ſeine 
etwaige Umſchwungsgeſchwindigkeit, falls er ſich, wie die Erde, um ſeine 
Achſe drehen ſollte. Wenn nämlich die Flecke beſtändig ſichtbar bleiben, ſo wird eine 





108 I. 2. Merkur. 


Atmofphare in unferem Ginne unwahrſcheinlich, da fonft Wolfen die Ausſicht auf fefte 
Bildungen der Oberfläche jedbenfall8 zeitmeilig berbiillen miigten. Jedoch feblt es nicht an 
Wahrnehmungen, die f ii r das Vorhandenfein einer Lufthülle ſprechen. Schiaparelli fiebt 
die Flede am Rande der Planetenſcheibe ſchwächer als in der Mitte, mo die Lichtſtrahlen 
meniger bon jener Dunſthülle zu durchdringen hätten; weiße Flede, die vorübergehend 
ſichtbar waren, ſchreibt der Mailinder Forſcher Wolfenziigen zu. Cin anderer Beobachter, 
Comas Sola, der unter dem gleich dem Mailänder außerordentlich durchſichtigen Himmel 
Barcelonas ſein ziemlich kleines Fernrohr um 1900 häufig dem Merkur zuwandte, beſtätigt, 
daß die Flecke dieſes Planeten unter Umſtänden ebenſo deutlich zu ſehen ſeien wie die des 
Mars. Dagegen ſahen See mit dem 26-Zöller von Waſhington um 1900 und Barnard 
mit bem 40-Zöller bei Chicago zwiſchen 1898 und 1900 mit Sicherheit keine Flecke; nur 
einmal, am 31. Auguft 1900, ſah Barnard ,,bier dunkle Tlede, ähnlich den Flecken, die der 
Mond erfennen faffen würde, wenn er fo weit entfernt ware, daß er den nämlichen Winfel= 
durchmeſſer mie Merfur zeigte, und er durch den 403ölligen Refraftor beobacdhtet würde“. 
Wir fehen, daß Pier die Beobadter angeficht3 der befonder3 grofen Schwierigkeiten, die 
Merkur bietet, über die wirkliche Exiſtenz diefer Flede noch nicht einig find. 

Iſt bemnad Merkur vielleicht hinſichtlich der Atmoſphäre unferem Monde ähnlich, fo iſt 
er es wahrſcheinlich noch in einer weiteren Beziehung. Die älteren Beobachter nahmen 
bereits wahr, daß die Flecke von einem Tage zum anderen immer wieder in derſelben 
Lage zum Rande der Scheibe, beziehungsweiſe der Phaſenform erſchienen. Dabei iſt 
aber zu bedenken, daß die Beobachtungen des Merkur mit den ſchwächeren und ſchlecht 
definierenden Fernrohren, die den älteren Beobachtern zu Gebote ſtanden, während der 
nämlichen Sichtbarkeitsperiode immer nahezu um dieſelbe Tageszeit ſtattfinden mußten, 
d. h. um die Dämmerungszeit; denn am Tage überflutet das Sonnenlicht alle Einzelheiten, 
während, je mehr dieſe Störung verſchwindet, um ſo mehr wächſt die aus der zu großen 
Horizontnähe des Geſtirnes entſtehende Störung. Zwiſchen beiden liegt nur eine kurze Zeit— 
ſpanne, die mit einiger Ausſicht auf Erfolg benutzt werden kann. Die Tatſache, daß zu 
dieſer Beit die Flecke des Merkur immer wieder den gleichen Anblick darboten, läßt ohne 
Voreingenommenheit zwei Deutungen zu. Die eine würde vorausſetzen, daß Merkur 
ſich nahezu ebenſo ſchnell um ſeine Achſe dreht wie unſere Erde; dann müßte offenbar 
immer nach vierundzwanzig Stunden die Lage der Oberflächenteile beider Himmels 
körper zueinander dieſelbe werden. Die zweite Möglichkeit aber iſt die, daß Merkur ſich 
in der Zwiſchenzeit überhauptnicht gedreht hat. Gs ift erfenntnistbeoretifh 
höchſt intereſſant, daß man bis vor furzer Beit an die Möglichkeit der zweiten Deutung 
gar nicht gedacht atte und deshalb allfeitig babon iberzeugt war, die Rotation3= 
dauer des Merkur, d. h. feine Tageslange, ftimme mit der der Crde ziemlich genau 
ilberein: eine Uberzeugung, die durch die Wahrnehmung verſtärkt wurde, daß auch die 
anderen Planeten ſich in ähnlichen, teilmeife fogar nodh viel kürzeren Intervallen um fi 
felbît breben. Erſt Schiaparelli gelang es, den Merfur während einer und derſelben Sicht— 
barfeit3periode zu verſchiedenen Tageszeiten auf feine Streifen bin genauer zu priifen, 
wobei er, immer die Realitàt diefer Streifen ſelbſt vorausgefett, zu der überraſchen— 
den Tatfade geführt wurde, daß der Planet auch dann noch ftet3 diefelbe Zeichnung auf— 
wies: er Batte fid) alſo überhaupt nicht bewegt. Die Vergleichung aller Bierauf bezüg— 
lichen Beobachtungen führte ſchließlich zu der Erkenntnis, daß Merkur der Sonne 


Scheinbarer Lauf ber Venus. 109 


beſtändig diefelbe Seite zukehrt, ebenfo vie e3 der Mond unjferer Erde 
gegeniiber tut. Während jedoch vom Monde nur die eine Hälfte uns Erdenbewohnern 
unſichtbar Dleibt, anderen Beobachtern im Weltgebäude bagegen nad) und nad) der An— 
blick ber ganzen Oberfläche des Trabanten gemabrt wird, muß die eine, ber Sonne ab: 
gewandte Odilfte des Merkur emig unſichtbar für alle Standpunkte bleiben, eil fie 
dauernd in Nacht gehüllt ift. Aber auch über diefe Frage find die Akten nicht geſchloſſen. 
Während Lowell für Schiaparellis Anſicht Beobachtungen ins Feld führt, erklärt ſich 
Brenner in Luſſin piccolo, der gleichfalls über ein vorzügliches Auge und einen vorzüg— 
lichen Himmel verfügt, entſchieden dagegen, wie auch noch andere Beobachter, die eine 
deutliche Bewegung der Flecke innerhalb weniger Stunden bemerkt zu haben glauben. 
Halten wir hierneben, daß die Realität dieſer Flecke überhaupt in Zweifel gezogen iſt, ſo 
bleibt allerdings wenig für den Beweis eines Fehlens der Umdrehung des Merkur um 
ſich ſelbſt übrig. 

Die eigentümlichen Verhältniſſe einer Welt uns auszumalen, in der eine Hälfte 
beſtändig von den ſengenden Strahlen der nahen Sonne beſchienen wird, während die 
andere ſie niemals ſah, einer Welt alſo, die keinen Wechſel von Tag und Nacht kennt, 
müſſen wir uns für eine umfaſſendere Betrachtung der Lebensverhältniſſe auf den Welt— 
körpern überhaupt aufſparen. 


3. Venus. 


Der ſchöne Morgen- oder Abendſtern iſt aller Welt bekannt, und die 
Völker aller Zeiten und Zonen haben ihn beſungen. In der Tat gibt es unter den Schau— 
ſpielen, die uns der Himmel dauernd bietet, wohl keins, das unſer Auge ſo wunderſam 
zu feſſeln vermag, wie dieſer in überirdiſcher Ruhe und Reinheit zu uns herniederſtrah— 
lende Funke Himmelslichtes. Nicht wie die Sonne unnahbar für unſer bewunderndes 
Auge, nicht wie der Mond eine alltägliche Erſcheinung, nicht vie einige der anderen Pla— 
neten ſich unter die nächtliche Schar der übrigen Sterne miſchend, bleibt die Schönheit 
dieſes Sternes, den man der Venus weihte, immerdar überwältigend. 

Venus iſt zuzeiten der hellſte aller Sterne am Firmament und kann gelegentlich ſogar 
am hellen Tage mit dem bloßen Auge geſehen werden. Ihre Helligkeit iſt jedoch ſtarkem 
Wechſel unterworfen, der ebenfo, vie wir es beim Merkur wahrnahmen, von ihrer wechſeln— 
ben Stellung zur Sonne abhängt. Da die ſynodiſche Umlaufszeit der Venus 
gleich 58314 Tag-ift, fo fehrt auch die Entwickelung ihres höchſten Glanzes ala Abenditern 
immer erſt nad) einem Jahr und ungefähr fieben Monaten wieder. Diefer Moment falli 
aber nicht mit bem der größten fMeinbaren Entfernung des Planeten von der Sonne zu— 
fammen. Dies war aucd) bei Merfur nicht der Fall; aber bei ibm murde feiner ſchnellen 
Bewegung wegen dieſe Differenz nicht auffallig. Wir werden uns diefe Verhaltniffe am 
leibteften flar machen, wenn mir Venus mafrend eines ganzen ſynodiſchen Umlaufes 
mit bem Fernrohr verfolgen. 

Sie gzeigt dabei zunächſt ganz denſelben Phaſenwechſel vie Merfur, von Vol 
Venus, wenn ſie jenfeità ber Sonne in oberer ftonjunftion ftebt, bis zu 
Neu Venus in der unteren Konjunftion. A am 6. Februar 1906 Venus 


110 I. 3. Venus. 


in oberer Konjunktion war, maß ihre voll ſichtbare Scheibe rund 10”. Indem fie ſich nad) 
Oſten zu mehr und mebr von der Sonne entfernte, wuchs langiam der Durchmeſſer der 
Scheibe, während die Phafe abnahm. Venus geigte fil) dann allmählich bem blofen Auge 
ala Abendſtern, indem fie an Glanz beftindig zunahm. Die ſcheinbare Entfernung 
von der Sonne vergrößerte ſich weiter biz zum 20. September des genannten Jahres 
und Batte an diefem Tage etwa 4614 Grad erreicht. Die Phaje entſprach dem erſten Viertel, 
und der Durchmeſſer betrug 26”, mar alfo feit der oberen Konjunition um das Zwei— 
einhalbfache gewachſen. Während ſich nun der Planet wieder ber Gonne ndaberte, nahm 
er zwar eine immer ſchmälere Sichelgeftalt an, aber der ganze Durchmeſſer der Gichel 
ermeiterte ſich dermaßen, daß die gefamte 
leuchtende Fläche dod noch größer wurde 
und erſt am 26. Oktober ein Maximum er= 
reichte; nun erſt erſchien Venu3 in ihrem 
größten Glanze. Ihr Licht ftrablt in dieſer 
Stellung etwa 60mal heller als das des 
Arktur, eines Fixſterns erſter Größe. Der 
Durchmeſſer der Sichel betrug um dieſe 
Beit 43“. Obgleich er immer noch ſchnell 
zunahm, wurde doch die Sichel bald allzu 
ſchmal, und der Planet näherte ſich über— 
dies zu ſehr der Sonne, in deren Strahlen 
die äußerſt feine halbkreisförmige Licht— 
linie allmählich verſchwand, als der Durch— 
meſſer der eingeſchloſſenen Scheibe etwa 
66” erreicht batte. Die untere Konjunktion 
fand am 30. November ftatt. Jetzt wieder⸗ 
Bolte ſich das gefchilberte Spiel in um— 
| gefebrter Reibenfolge: Venus erſchien im 
iii ea * — Weſten der Sonne und entwickelte als 
turz nag e ir erigazi pon Barnasb 1890. o Morgenſtern ihren größten Glanz am 
4. Sanuar 1907; ihre größte weſtliche Ent- 
fernung Batte fie, nun in der Gejtalt des Iegten Viertel3, am 9. Februar und trat abere 
mals in obere Konjunition mit der Sonne am 15. September 1907. Die volle Scheibe 
hatte benfelben Durchmeſſer von 10” vie anderthalb Sabre borber. Die Grifenverbalte 
niffe während diefer Pervorgehobenen Momente des ſynodiſchen Umlaufes der Venus find 
in obenſtehender Abbildbung miedbergegeben. Der letztere Umlauf umfaßte diesmal 587 Tage, 
aljo einige Tage mebr, als vorber fiir diefe Grofe angegeben wurde, die immer nur al3 ein 
Durchſchnittswert aufzufafien iſt. Es wird ſpäter zu erörtern fein, mie ſolche Ungleich— 
heiten der Bewegung entſtehen. 

Aus den angeführten Erſcheinungen iſt ebenſo wie beim Merkur zu folgern, daß 
Venus ein dunkler, von der Sonne beſchienener und ſie um— 
kreiſender, kugelförmiger Körper iſt, daß ferner ſein Entfernung von 
ber Sonne rund 5/, unſerer Entfernung von letzterer beträgt, was etwa 108 Nil= 
lionen km ausmacht. Der Planet kann ſich uns alſo bis auf 150—108=42 Millionen km 





Venusatmofphére. | 111 


nähern und auf 150 + 108 = 258 Millionen km von der Erde entfernen. Sein Durch— 
meffer ergibt fi na) Barnards Meffungen (1900) zu 17,14” in der mittferen Sonnen— 
entfernung oder 12,400 km; die Weltfugel der Venus ift demnach faft genau fo grog 
mie die unferer Erbe. Es muf Pier indes angeführt werden, daß auch diefe Meffungen 
der ſcheinbaren Größe des Durchmeſſers bei dieſem Planeten ſowohl als aud bei Merfur 
megen der mehrfach ermabnten allgemeinen Beobachtungsſchwierigkeiten grofen Un— 
ſicherheiten unterliegen, weshalb verſchiedene Beobachter aud ſehr abweichende Verte 
dafür erhalten haben, die den wahren Durchmeſſer bis zu 400 km auf oder ab verſchie— 
den ergeben. Die hier angenommenen Werte entſprechen den neueſten und zugleich zu— 
verläſſigſten Meſſungen der Himmelskörper, wenn in dieſem Werke genaue Angaben 
davon gemacht werden. 

Die oben angegebene geringſte Entfernung der Venus von uns übertrifft die des 
Mondes immer noch ungefähr um das Hundertfache; aber wir werden ſpäter ſehen, daß, 
natürlich abgeſehen vom Mond, nur noch ein ſehr kleiner, erſt kürzlich entdeckter perma— 
nenter Himmelskörper, Eros, jemals näher zu uns herantreten kann. Venus würde 
deshalb nach dem Monde der für unſere Beobachtung am günſtigſten geſtellte Himmels— 
körper ſein, wenn nicht für ihre Beobachtung dieſelben Schwierigkeiten auftreten würden 
wie beim Merkur: wenn ſie uns am nächſten iſt, wendet ſie uns ihre Nachtſeite zu, und je 
mehr ihre Scheibe ſich beleuchtet, deſto näher tritt ſie der Sonne; ſie muß dann am 
Tage beobachtet werden. In jenen bezüglich ihrer ſcheinbaren Lage zu unſerem Horizonte 
günſtigſten Stellungen, in denen ſie noch bis in die Dämmerung hinein beobachtet werden 
kann, zeigt ſie uns kaum die Hälfte ihrer ſcheinbaren Scheibe beleuchtet. Wegen dieſer 
Beobachtungsſchwierigkeiten iſt uns die Natur dieſes Nachbarplaneten kaum beſſer bekannt 
als die des Merkur. Es iſt eine ſeltſam klingende Tatſache, daß der Schleier, in den ſich 
die Geheimniſſe des Himmels und der Natur überhaupt noch hüllen, nicht nur aus 
Dunkelheit gewoben ſein muß, ſondern daß ſich viele dieſer Dinge unſerer Erkenntnis 
durch Einhüllung in undurchdringliche Helligkeit entziehen. 

Auch die Albedo der Venus ſelbſt iſt verhältnismäßig ſehr groß: ſie ſtrahlt, obgleich 
ſie von der Sone weiter abſteht als Merkur, doch bedeutend mehr Sonnenlicht zurück als 
dieſer; ſind einmal beide Planeten gleichzeitig im Fernrohre zu ſehen, ſo wundert man 
ſich über das bleiche Ausſehen des Merkur gegenüber der weißſtrahlenden Venus. Man 
Bat daraus ſchon früh den Schluß gezogen, Venus fei beſtändig mit einer dichten Wolken— 
ſchicht überdeckt. Je mehr Licht einem Beobachter auf einem Planeten durch die Bedeckung 
des Himmels mit Wolken entzogen wird, um ſo mehr ſtrahlt der Planet offenbar in den 
Himmelsraum wieder zurück. Aud das photometriſch gemeſſene Verhalten des Venus— 
lichtes während ihres Phaſenwechſels zeigt große Verſchiedenheiten von dem des Merkur 
und läßt gleichfalls auf eine mit Wolken erfüllte Atmoſphäre ſchließen. 

Danach dürfte Venus alſo eine beträchtliche Atmoſphäre haben, was in der 
Tat aus verſchiedenen anderen Beobachtungsergebniſſen mit größter Wahrſcheinlichkeit 
gefolgert werden konnte. Schon verſchiedene ältere Beobachter Batten in dieſer Hinſicht 
die auffällige Wahrnehmung gemacht, daß die Hörner der Venus, namentlich 
wenn ſie als ſehr ſchmale Sichel erſcheint, ſich bedeutend über einen Halbkreis hinaus 
erſtrecken, vie dies beſonders deutlich an der Zeichnung auf Seite 110, Nr. 4, hewortritt, 
die mit Hilfe eines zwölfzölligen Refraftor3 der Lid-Sternmarte bon Barnard furz vor 


112 I. 3. Venus, 


und nad) der unteren Konjunftion des Planeten im Dezember 1890 ausgefitbrt wurde. 
Gin ſolches Îbergreifen ift nur burd die Annahme einer Utmofphire zu verfteben, in 
. Der ftarfe Dämmerungserſcheinungen, tie bei uns, auftreten. Infolge ber Ctrablen= 
brechung in der Atmofphire wird das Sonnenlicht fo weit um die Venusfugel herum— 
geführt, baf ein Teil der un3 zugewandten Nachtſeite noch genügend beleuchtet wird, um 
für uns ſichtbar zu werden. Hier ift eben fiir die Bemogner der Venus die Dämmerungs- 
zone, in ber das Zwielicht langſam auf die Schatten der Nacht vorbereitet. Aud der 
Umjtand, daß die Terminatorlinie der Venusfichel, menn fie meiter heran— 
gewachſen ift, nicht ſcharf begrenzt auftritt, mie beim Monde, fondern daf ganz allmablicà 
eine Lichtabnahme nad der dbunfeln Seite Pin ftattfindet, verdankt der gleichen Urſache 
ihr Entſtehen. Bei Voribergingen der Venus bor der Sonnenſcheibe, übrigens recht felte= 
nen Erſcheinungen, die befondere Vorteile für die Meffung der Sonnenentfernung bieten, 
hat man den Planeten fogar furz bor feinem Cintritt in die Sonnenſcheibe ganz nabe 
| Dei Diefer nur infolge dieſes iibergreifenden 
Lite ſehen können, mie er ſich bon dem 
Bellen Himmelsgrund abhob. Um bdiefe Beit 
ſchloß ſich der Dämmerungsring völlig um den 
Planeten zuſammen; das Sonnenlicht wurde 
alſo durch Brechung rings um den Planeten 
herum geſchickt. Cine Darſtellung dieſer Cr 
| jcheinung, wie fie von Vogel in Potsbam am 
| 6. Dezember 1882 gezeichnet wurde, ift neben= 
| > — — ſtehend miebergegeben. Watſon hat verſucht, 
«vi aus ben betreffenden, während der beiden 

letzten Venusdurchgänge bon 1874 und 1882 
gemadbten Wahrnehmungen die ungefabre Höhe der Venusatmofphare abzuleiten, und 
fand fie der unjrigen, ſoweit ihre griberen Wirfungen in Anbetracht fommen, merkwürdig 
gleich, nämlich zu etwa 88 km. 

Das Spektrum der Venus bietet eine weitere Beſtätigung ihrer Atmoſphäre. 
Vor allem treten Die Sonnenlinien in außerordentlicher Fülle und Deutlichkeit und natür— 
lich in volllommener Übereinſtimmung ihrer Lage mit denen im Sonnenſpektrum auf. 
Am Potsdamer Spektrographen konnten über 500 Linien feſtgeſtellt werden, die mit 
ſolchen im Sonnenſpektrum übereinſtimmen. Wegen der großen Helligkeit des Venus— 
lichtes kann es ganz hoch am Himmel unterſucht werden, wo die irdiſche Atmoſphäre nur 
ſchwache telluriſche Linien im Spektrum erzeugt. Es liegt deshalb bei Venus nicht ſo 
wie bei Merkur eine Unſicherheit unſerer Schlüſſe über den Urſprung ſolcher Linien vor. 
Venus zeigt auch in jenen hohen Zenitſtellungen die telluriſchen Linien etwas verſtärkt, 
wie Secchi und Vogel fanden, aber fie bleiben verhältnismäßig ſchwach. Wir müſſen dar: 
aus den Schluß ziehen, daß nur in ſehr geringe Tiefen der Venusatmoſphäre dasjenige 
Sonnenlicht eindringt, das, zu uns Pin reflektiert, im Spektroſtop zur Unterfudung gelangt. 
Unſere Annahme, Venus ſei mit einer dichten Wolkenhülle umgeben, ſteht im vollkommenen 
Einklange mit dieſer ſpektroſkopiſchen Tatſache. 

In irgendwelchem Zuſammenhange mit dieſer Atmoſphäre muß wohl auch eine ſelt— 
ſame Erſcheinung ſtehen, die nur gelegentlich auf der Rachtſeite der Venus auftritt. 





Das phosphoreszierende Licht der Venus. 113 


Uber dieſe verbreitet fi) felten, bann aber ganz auffällig ſichtbar, ein matter Licht— 
ſchein, der uns, ebenjo wie es um die Neumonbdgzeit mit unferem Vegleiter der Fall 
ijt, ben ganzen bunfeln Teil der Venus neben der Bellen Gichel erfennen lift. Während 
wir nun für den Mond die Urſache der Erſcheinung fofort in feiner Beleuchtung durd) die 
Erde fanden, ift eine ähnliche Erklärung bei Venus nicht miglio. Das Lit der Erde 
reicht nicht fo Iveit in den Raum Pinein, um nod Venus erleudten zu fonnen, und leg= 
tere hat keinen Mond; wenigſtens ift ein ſolcher, den Aftronomen des 17. und 18. Jahr⸗ 
bunbert3 gefehen zu haben glaubten, feither nicht wieder zu entdbeden gemefen. Zuerſt 
murde diefeè phosphoreszierende Licht 1714 von Derham, al {don früher 
bemertt, erwähnt. Es trat dann 1721, 1726, 1759 und fo fort in unregelmäßigen Inter— 
vallen immer wieder auf, verſchwand aber in der Zwiſchenzeit. VWinnede, einer der 





Karte ber Venus, nad Beobadtungen von L. Nieften in Brüſſel, aus ber Jabren 1881-90. Vl. Text, S. 114. 


vorzüglichſten Beobachter aus der Mitte des 19. Jahrhunderts, ſuchte in den ſechziger 
Jahren oft vergeben3 nach diefem geheimnisvollen Scheine, bis er ibn plötzlich am 25. Sep: 
tember 1871 ganz deutlich erfannte. Zuletzt ift er 1895 von Brenner wieder ſehr deutlich 
geſehen worden, felbît ſchon mehr als hundert Tage vor der unteren Konjunftion, Mo noch 
etwa zwei Drittel des Planeten beleuchtet maren. Sobald das Licht überhaupt auftritt, ift 
es meiſt einige Zeit hindurch vorhanden und wird dann gewöhnlich von mehreren Beobach— 
tern zugleich bemerkt. Es iſt aber auch der Fall vorgekommen, daß ein Beobachter zu der— 
ſelben Zeit, da ein anderer den Schein als ſehr deutlich bezeichnet hatte, mit mindeſtens 
ebenſo guten optiſchen Mitteln keine Spur davon zu entdecken vermochte. Solche Wider⸗ 
ſprüche erklären ſich indes oft durch eine für den beſonderen Fall nicht geeignete Wahl 
von Vergrößerungen oder Offnungen der Fernrohre. Die Wahrnehmung, daß ſich 
merkwürdigerweiſe bei Tagesbeobachtungen in ſolchen Fällen die Nachtſeite der Venus 
dunkel vom hellen Himmelsgrunde abhebt, hat vermuten laſſen, daß es ſich hierbei 
überhaupt nur um eine noch unbekannte Art von optiſcher Täuſchung handelt. Seltſam 
aber bleibt dann immer noch das periodiſche Auftreten und Verſchwinden der Erſchei— 
nung. Nehmen wir an, daß zu den betreffenden Zeiten namentlich die Randpartien der 
Meyer, Das Weltgebäude. 2. Aufl. 8 


114 L 3. Venus, 


Venusatmofphire von diefem geheimnisvollen Schein erbellt werden, fo fann dbadurd der 
Snnenraum infolge Kontraftvirfung dunfler erſcheinen ala das Himmelslicht außerhalb, 
vie aud) die von dem Strablenfranze der Korona umgebene berfiniterte Sonne dunkler 
erſcheint als ber umgebende Himmel. 

Sebenfall3 ift die mare Urfache diefes merkwürdigen Scheines bisher noch ein Rätſel 
geblieben. Wir fonnen nur vermuten, daß es etwas Ahnliches vie etwa unfer Polar: 
licht fei. Legtere3 entſteht in den höheren Regionen unferer Atmofphare durch elef- 
triſche Erregung der berbdiinnten Luft. Diefe Erregung wird febr wahrſcheinlich in irgend- 
einer VWeife durch Fernwirkung der Sonne ausgelbft oder weſentlich unteritibt. Wir 
ſehen deshalb das Polarliht bei un3 am häufigſten erſcheinen, menn die Sonnentatig: 
feit fi) fehr fteigert. Da Venus der erregenden Sonne noch näher fteht als unfere Erde, 
{o wäre das Auftreten des Polarlichtes auf ihr nicht zu Derwunbdern, wenn mir fonjft unferem 
Planeten ähnliche Verhaltniffe dort borausfegen bdiirften. Dann miifte das phosphores= 
zierende Licht zu denfelben Zeiten bemerkt werden mie hier bas Polarliht, was in man: 
chen Fallen, beifpielmweife im Gare 1871 und 1895, gzutraf. Sn anderen Fallen aber 
mar ein ſolches Bufammentreffen nicht nachzuweiſen. 

Der Planet, der von der in Schönheit ftrablenden Venus feinen Namen erbielt, 
verdient ibn jedoch ſehr wenig daraufbin, daf er feinen Leib beftindig in dichteſte Schleier 
hüllt, die das Studium feine3 Weſens febr erſchweren. Oft ſcheint ſich jabrelang diefer 
Schleier niemal3 zu lüften, zu anderen Zeiten mieder Mart fi) fheinbar die Atmoſphäre 
ber Venus anbaltend auf, und man erblidt bann, Dod immer nod) verſchwommen, 
einige Fede auf ihr, die gleiche Seftalt und gleiche Lage zueinander zu wahren ſcheinen, 
alfo vielleicht der Oberfläche des Planeten angebbren. Solche Flede find in diefen gün— 
ftigen Augenbliden ſchon in ganz ſchwachen Fernrobren ſichtbar, wie die Beobachtungen 
von Fontana in Neapel (um 1650) und die von Viancdini zeigen. Lebterer ſah 1726 und 
1727 in Nom mit feinem zwar riefenfangen (66füßigen), aber nur 214 Zoll Offnung bal- 
tenden Fernrohre grofe rundliche Flecke auf Venus, die ibr ungefähr das Ausfehen des 
mit bloBem Auge betracbteten Mondes gaben. Bianchini hielt die Flede fiir Ozeane, die 
er teilveife fogar durch Kanäle miteinander verbunden fa. Diefe Beobadtungen be: 
Itatigte Unfang der vierziger Sabre de Vico in Rom, dann in unferer Beit Nieften in Vriffel 
(1881—90) und namentlich Trouvelot in Meudon bei Paris. Die Abbilbung auf S. 113 
gibt eine Rarte Des Planeten, vie fie Nieſten aus feinen Beobachtungen zufammengeftellt 
hat. ir bringen Seite 115 drei Zeichnungen, die Tacchini in Rom am 8. Auguſt 1895 
in 5-6 Stunden Zwiſchenzeit gemacht bat, und auf denen namentlich ein fanggeftredter 
Fleck am oberen Dom immer diefelbe Lage zeigt. Wir werden gleich fehen, mele inter 
effante Erwägungen ſich hieran Miipfen. 

Die Realität aller dieſer Flecke, wie ſie von den verſchiedenen Beobachtern wiederholt 
geſehen wurden, wird nämlich gegenwärtig ſtark in Zweifel gezogen. Villiger in München 
bat Kugeln aus verſchiedenem Material, aber ganz ohne Flecke, in dieſelben Beleuchtungs— 
verhältniſſe gebracht wie Venus und ſie mit dem Fernrohr beobachtet. Dabei wieſen dieſe 
Kugeln für jedermann, der ſcharf genug ſolche an der Grenze der Sichtbarkeit ſtehenden 
Lichtdifferenzen aufzufaſſen vermag, Flecke bon derſelben Art auf, mie ſie die Venus 
beobachter zeichneten. Es konnte auch theoretiſch gezeigt werden, daß nach den Geſetzen 
der Lichtverteilung auf ſolchen Kugeln derartige Abſchattierungen auftreten müſſen. 


Gleden auf ber Venus. 115 


Man Bat es Bier aljo höchſtwahrſcheinlich mit Augentäuſchungen zu tun, tie man 
ihnen begreiflicherweiſe in bem Beftreben, die febten noch durch unfere Fernrohre erreich— 
baren Ratfel des Himmels löſen zu mollen, nicht eben felten begegnen tvird, tuo man 
fi) an die diuferften Grenzen, an die „Schwellen“ der ſinnlichen Wahrnehmbarkeit begibt. 
Golden Täuſchungen find fleinere Fernrohre mehr untermorfen als die Rieſenſehwerk— 
zeuge der Neuzeit, und deshalb ift e3 charakteriſtiſch, daß Amateure mit kleinen Inſtrumen— 
ten viele Dinge febr deutlid zu feben bermeinen, bon denen in jenen grofien Refraf- 
toren ivenig oder nicht3 erfennbar ift. So teilt Barnard mit, daß er bei Gelegen: 
heit feiner 1900 gemadten Beſtimmungen des Venusdurchmeſſers mit bem gemaltigen . 
Perfes-Refraftor zwar ſtets Andeutungen von Fleden fab, daß diefe aber zu ſchwach 
maren, eingezeichnet werden zu können. Freilich ſah er die Flede auch nicht bejfer in 
bem 4zölligen „Sucher“⸗Fernrohr am grogen Refraltor. Es ſcheint nad allem, daf auf 
Venus neben 
jenen auf opti= 
ſcher Täuſchung 
beruhenden ge— 
legentlich auch 
wirkliche Flecke 
zu erkennen ſind, 
wenn Wolken⸗ 
lücken in der Ve⸗ 
nusatmoſphäre 
einen Durchblick 
auf die eigent— 
liche Oberfläche 
des Planeten ge⸗ Venus, von Tacchini gezeichnet. Vgl. Tert, S. 114. 
ſtatten. 

Beſondere Aufmerkſamkeit ſchenkte man ſtets den Hörnern der Venus, 
Die zeitweilig deutlichen Veränderungen ſowohl ihrer Form als ihrer Helligkeit unter 
worfen ſind. Einige Beobachter ſahen dieſe, wie überhaupt die nördlichen und 
ſüdlichen Teile des Planeten heller als ſeine übrige Oberfläche (ſ. die 
Abbildung, S. 117). Dies iſt bemerkenswert, weil man bei der Erde, könnte man ſie aus 
der Entfernung der Venus betrachten, ähnliche helle Flecke im Norden und Süden, d. h. an 
ihren Polen, bemerken würde. Außer diefen groferen weißen Flächen treten aber auch' 
kleinere belle Flecke nahe am Südpol der Venus auf, wobei mir mit der Benennung „Pol“ 
zunächſt nichts anderes ausdrücken wollen, als daß es ſich um ertrem ſüdlich, beziehungsweiſe 
nördlich gelegene Teile der Oberfläche handelt. Die hellen Flecke ſind von beſonders dunkeln 
Partien umrahmt. Trouvelot ſah zuweilen, wie dieſe ſich in einzelne ganz feine Pünktchen 
trennen, und macht es wahrſcheinlich, daß ſie von vielen anderen Beobachtern vor ihm 
ſtets an derſelben Stelle geſehen worden ſind. Er hielt ſie für hohe, ſchneebedeckte 
Berge, die faſt immer über die Wolkenſchleier der Südpolargegend hervorragen. Aber 
auch dieſe hellere Beleuchtung der Hörnergegend kann nach Villiger Täuſchung ſein. 

Mit der Beobachtung der Flecke hängt, wie wir ſchon bei Gelegenheit des Merkur ſahen, 
die Frage der Umdrehungsgeſch mindigfeit des Planeten eng zuſammen. 

8* 





116 I. 3. Benus. 


Da nun jene Flede fo problematifch find, wird es nicht wundernehmen, bag ir aud) 
in dieſer Hinſicht auf ähnliche Schwierigkeiten ftoBen mie bei bem ſonnennächſten Pla— 
neten; ja für Venus bleibt die Frage noch meniger entſchieden. Die erften Beobachter 
nahmen ihre Rotationsperiode etwa gleich der der Erde an; Bianchini bagegen ſchloß 
aus feinen Beobachtungen auf eine Dauer des Umſchwunges bon 2413 Tagen. Andere 
famen bann mieber auf die nabezu 24ftiindige Umſchwungsperiode zurück, bis in einer 
Reibe von Abhandlungen, die Schiaparelli iiber den Gegenſtand von 1890 ab verdffente 
lichte, dieſer gründliche und vorſichtige Forfoher die Uberzeugung ausſprach, auch bei Venus 
. Baben bisher diefelben Irrtümer obgemaltet mie bei Merfur, und aud fie bewege fio 
ſehr langiam etwa in der gleichen Beit um ihre Achſe, die fie zu einem Umlauf um die 
Sonne gebraude, alfo etwa in 224 Tagen. lede, die auf alten Zeichnungen von Sruit= 
Buifen aus bem Jahr 1813, dann wieder von Vogel in Bothkamp 1871 und jingit von 
Brenner gefeben und ibentifiziert wurden, bemiefen dies; auch meitere Veobadtungen 
von Perrotin in Nizza und Holden auf der Lid-Sternvarte fchienen jene Uberzeugung zu 
beftitigen. Aber bann taudten auch wieder Zweifel an ibrer Richtigkeit auf, die namentlich 
von Nieften und Trouvelot ſehr gefraftigt wurden. Lebterer glaubt an einer grofen Zabl 
eigener Wahrnehmungen (er fammelte zwiſchen 1876 und 1891 nicht meniger als 744 
Beobachtungen und 295 Zeichnungen) bemeifen zu können, daß die Rotationsperiode 
der Venus nur ſehr tvenig von 24 Stunden verſchieden fein finne. Erwägen mir, daß 
jene nad) Villiger auf Täuſchung berubendben Abſchattierungen naturgemaf immer an 
berfelben Stelle der beleuchteten Kugel fteben bleiben, möge ſich diefe um fio ſelbſt 
breben ober nicht, fo fallen alle Argumente, die man aus diefer Unveränderlichkeit auf 
die Rotationsbauer der Venus gezogen Bat, in fi zufammen, und höchſtens tinnten 
Beobachtungen, die auf eine ſchnelle Rotation ſchließen laſſen, tatſächliche Verhältniſſe 
zugrunde liegen, weil eine ſchnelle Bewegung von Flecken durch Täuſchungen der ane 
gegebenen Art nicht erklärt werden könnten. Solche Beobachtungen glaubte Brenner 
gemacht zu haben. 

Eine unzweideutige Antwort auf dieſe vielumſtrittene Frage der Rotationszeit der 
Venus könnte das Spettroffop durch das auf Seite 61 dargeſtellte Dopplerſche Prinzip 
der Linienverſchiebungen geben. Wenn Venus ſich ſchnell um ihre Achſe dreht, ſo muß 
Die eine Seite ihrer Oberfläche ſich gegen uns her-, die andere von uns hinweg bewegen. 
Die Vergleichung der Lage der Spektrallinien, die vom Oſt- und vom Weſtrande der 
beleuchteten Scheibe ausgehen, muß dann die Rotationsgeſchwindigkeit ergeben. Ver 
ſuche in dieſer Richtung ſind gemacht worden, aber ſehr ſchwierig einwandfrei durch— 
zuführen, weil es ſich um die Vergleichung ſehr nahe beieinander befindlicher und doch 
getrennt zu beobachtender Punkte handelt, die ſelten unter guten atmoſphäriſchen Bedin— 
gungen feſtzuhalten ſind. Deshalb ſtößt man auch hier auf Widerſprüche in den Beobach— 
tungsreihen. Belopolſky in Pulkowa bei St. Petersburg fand eine kurze Umlaufszeit, 
Slipher auf dem Lowell-Obſervatorium 1902 eine lange, in dem für die Bewegung 
eines Punktes des Venus-Aquators nur 15 m in der Sekunde erhalten wurden, wäh— 
rend bei einer Umdrehung in 24 Stunden 450 m erhalten werden müßten, eben etwa 
dieſelbe Geſchwindigkeit, wie ſie auch ein Punkt des Erdäquators beſitzt. Eine Umdrehung 
in 225 Tagen dagegen erfordert eine Aquatorumſchwungsgeſchwindigkeit von 20 m, womit 
das {peftrographifhe Ergebnis im guten Einklang ſtehen würde. Nehmen mir aber alles 


Frage der Venusrotation. Der problematiſche Venusmonbd. 117 


zuſammen, fo miiffen mir die Frage der Rotationszeit der Venus derzeit nod) als une 
entſchieden Binftellen. 

Zu den vielen Ratfeln, die uns gerade Ddiefer uns am nächſten fommende Planet 
aufgibt, gefellt fi) nun nod) da3 des Venusmonbdesa. Cine Anzahl von Beobach— 
tern, bon denen einige al3 ſehr geübte Kenner des Himmels und namentlich ibrer freilich 
früher noch recht unvollfommenen Fernrohre galten, fahen zwiſchen 1645 und 1768 ge» 
legentlich ein Möndchen, meift bon derfelben Sichelgeſtalt mie Venus, neben ihr ſtehen. 
Aber feit jener Beit ift aud) nidt eine Spur davon wieder gu entdeden gemefen. Scheuten 
in Atefeld mill fogar den Pond mabrend des Venus-Durdgange3 vom 6. Juli 1761 mitten 
auf ber Sonne drei Stunden lang berfolgt haben. Er bericbtete dariiber, allerding3 erſt 
14 Sabre {pater, ala man bereità nad Beobachtungen des dbamal3 fraglich werdenden 
Objektes fucbte, an den Rosmographen Lambert: „Was mir binnen diefer drei Stunden 
im Der Gonne faben, 
fonnte nichts andere3 als 
der Trabant fein. Er fam 
mir fo ſchwarz, rund und 
diftinft vor als Venus, 
aber biel kleiner, etwa ein 
Viertel fo groß. Cr fab 
auch ben Sonnenfleden, 
die id) vielmal gefeben, 
gar nicht ähnlich. Aud 
fam fein Lauf mit bem 
Laufe der Venus über— | 
ein; er Ivar aber etwa3 — gerte giede am Sabpol der Venus. Nach G. V. Schiaparelli. gl. Text, S. 115. 
geſchwinder.“ Viel Ge- 
wicht muf aud) einer Beobachtung von Sport beigelegt werden, der bis gegen die Mitte des 
vorigen Jahrhunderts für ben bedeutendjten Optifer feiner Beit galt, und bem man alfo einen 
falſchen Gebrauch ſeines Fernrohres, da3 ibm etwa nur Spiegelbilber gezeigt batte, faum zu— 
muten darf. Short fah ben Venusmond am 4. November 1740 um 5 Uhr morgens 103‘ 
vom Hauptplaneten abfitehend, bon gleicher Phaſe wie der febtere, aber auf ein Drittel 
verjingt. Im ganzen liegen 33 Beobachtungen aus der angegebenen Beit bor. Bei ge- 
nauerer Sichtung derfelben fand allerding3 Stroobant in Brüſſel, daß man in 19 Fallen 
Verwechſelungen mit Firfternen nachweiſen fann, in deren Nähe die Venus damals bor: 
ilberging; andere fonnen nicht al genügend zuverläſſig angefeben werden. Es bleiben 
ſchließlich nur zwei oder drei iibrig, die als unaufgetlart zu betrachten find. Dabei ift noch 
zu beriidficbtigen, daß felbft in ben Fernrohren der Gegenivart in der Nähe der Venus 
infolge ihrer grofen Helligkeit gelegentlich ſeltſame Erſcheinungen mabrgenommen mer: 
ben, die zweifellos auf optiſchen Täuſchungen beruhen, ihrer Entſtehung nad jedoch zu— 
nächſt nicht zu erklären ſind. Beer und Mädler berichten von ſolchen Irrbildern, die nach 
allen Nebenumſtänden kaum im Fernrohr entſtanden ſein können. Da Venus das hellſte 
Himmelsobjekt nach Sonne und Mond iſt, ſo wäre es wohl möglich, daß auch ſie ge— 
wiſſe atmoſphäriſche Lichterſcheinungen hervorzubringen vermöchte, die etwa den Neben— 
ſonnen vergleichbar ſind. Durch ſolche Phänomene könnte wohl die Legende vom 





118 I 3. Venus. — 4. Mars. 


Venusmond entftanden fein, die dann durd andere Irrtümer weiter ausgebilbet wurde. 
Sebenfall3 ift e3 fimer, Daf ein permanenter Himmelskörper von den damals fiir den 
Venusmond mitgeteilten Dimenfionen der Deutigen Beobachtungskunſt nibt entgehen 
fonnte. (Cin Venusmond eriftiert alfo heute ſicher nicht mehr. Nach neueren Erfabrungen 
über die Heineren Körper unfere3 Planetenſyſtems, deffen Organifation dDurd eine Reibe 
von jiingeren Entbedungen im letzten Sabrzebnt in einem neuen Licht erſcheint, worauf 
mir nod) wiederholt zurückzukommen Paben, ift e3 jedoch nicht ganz ausgeſchloſſen, daß 
ein Körper nur vorübergehend einem Planeten al3 Trabant angehören könnte. Wir 
werden feben, daß fleine Planeten wahrſcheinlich in allen Teilen unfere8 Sonnen— 
reiches herumſchwärmen und gelegentlich weit aus ihren urfpriingligen Bahnen ver 
ſprengt zu ſein ſcheinen. 

Man darf unſeres Erachtens auch nicht allzuviel unter der Rubrik „Augentäuſchun— 
gen“ beiſeite legen. Gelegentliche Andeutungen realerer Erklärungsmöglichkeiten können 
unſere Erkenntnis jedenfalls vorteilhafter erweitern. 

Das Geſagte ift fo ziemlich alles, was wir bon dem hellſten Stern am ganzen Fir— 
mamente wiſſen. Wir müſſen befennen, daß e3 redbt wenig ift. 


— - —€ € —— ——____ 


4, Mars. 


Weit beffer ala Venus fennen mir den rötlich leuchtenden Mar, den erften in der 
Reihe der Planeten, der jede beliebige Stellung zur Sonne einzunebmen vermag, folglich 
auch am Nachthimmel gefehen werden fann. Bu gemiffen Beiten tritt alfo Mars in ppo= 
fjition gur Sonne, d. h. er ftebt ihr dann genau gegentiber oder ift im Süden zu feben, 
wenn zur Mitternachtszeit die Sonne im Norden unter dem Horizonte ſteht. Zwiſchen je 
zwei ſolchen Oppofitionen verfliegen durchſchnittlich 2 Sabre 49 Tage; das ift alfo feine 
ſynodiſche Umlaufszeit. 

Während der Oppoſition erſcheint Mars als vollbeleuchtete Scheibe, zwar hat 
dieſe dann zugleich ihre größte Ausdehnung, die unter mittleren Verhältniſſen 17,9 Sekun⸗ 
ben beträgt. Indem er ſich der Sonne nähert, fann er gu ihr in Quadraturtreten; fo 
nennt man feine Stellung, wenn die Ribtungslinien bon ibm und von der Sonne in unferem 
Auge unter einem VWinfel bon 90 Grad zufammentreffen. Seine Phafe hat bid dabin 
zwar abgenommen, der Planet ift inde3 um Ddiefe Beit immer noch eta zu 8/, beleucbtet. 
Nun nimmt aber die Phafe nicht weiter ab: der Planet wird wieder mebr beleuchtet, wäh— 
rend er ſich der Sonne meiter nabert und gleichgeitig fein Durchmeſſer fortgefebt abnimmt. 
Sobald er endlich ſcheinbar ganz nabe bei der Sonne vorüberzieht, mit ibrin Konjunk— 
tion tritt, Bat er feinen kleinſten Durchmeſſer bon 3,7 Sefunden angenommen und er 
ſcheint nun mieder, mie bei ber Oppofition, als volle Scheibe. Das Grifenverbaltni3 des 
Planeten in feinen drei charakteriſtiſchen Stellungen zu uns ift in der Abbilbung auf S. 119 
‘+  angegeben. (3 folgt daraus in ganz ähnlicher Weife, vie es für Merfur und Venus aus 
eimandergefetgt wurde, da die Entfernungdes Marsvon der Sonne gleich 
1,52 der unfrigen ift. Sn feiner Oppofition ift er alfo unter den früher gemadten Vor- 
ausfegungen etma 75 Millionen km von uns entfemnt, in der Ronjunftion 375 Millionen km. 
ir bemerfen jedoch am Mars zuerſt in auffilliger Weife, daß diefe Verhältniſſe nicht bei 


Scheinbare Größen und Sichtbarkeitsverhältniſſe des Mars. 119 


jebem ſcheinbaren Umfauf um das Himmelsgewölbe ganz genau innegehalten merden. 
Die veränderliche Größe der Scheibe des Planeten während der verſchiedenen Oppofi= 
tionen zeigt un3, daf ſowohl unfere Entfernung vom Mars bei ben Oppofitionen der ver⸗ 
{hiebenen Sabre Schwankungen untermorfen ift vie aud der Abftand dea Mars von 
ber Gonne. (3 ift befannt, daf diefe Wahrnehmung ibren Grund in der elliptiſchen Ge- 
ftalt ber Planetenbahnen Bat, die bei Mars ganz befonders ftart hervortritt. Uns inter 
effiert bdiefer Umitand Pier zunächſt nur infofern, al3 wir daraus erfennen, daß nicht alle 
Oppofitionen des Mars für feine Beobachtung gleich günſtig find. Während bei mittleren 
Verhältniſſen, wie wir ſahen, der Durchmeſſer des Planeten unter einem Winkel von 
ca. 18 Sekunden erſcheint, kann er fi) bei günſtiger Stellung bis zu 24,4 Sekunden ver⸗ 





Größenverhältniſſe des Mars in feinen egtremen Stellungen. Vgl. Text, S. 118. 


grifern, alfo um etwa ein Drittel gegenüber mittleren Verbaltniffen. Da ſich alle Einzel— 
beiten auf der Planetenoberflide natürlich in dbemfelben Maße vergrofern, bedeutet das 
für una einen erheblichen Vorfprung, der ſich für die kürzeſte Entfernung auf nabezu 20 
Millionen km mehr oder meniger beziffert. Unfere obenftehende Abbilbung veranſchaulicht 
an der größten Scheibe die ſcheinbare Größe des Mars in feinen giinftigiten Oppofitionen, 
gegeniiber feiner mittferen und geringiten Größe. Diefe giinftigften Oppofitionen kehren 
periodiſch alle 15—16 Sabre wieder; 3. B. tvaren 1877, 1892 und 1907 Oppofitionen mit 
marimalem Planetendurdbmeffer, mogegen 1884 und 1886 die in dem ſechzehnjährigen 
Turnus ungiinftigiten Verhältniſſe vorlagen. 

Für beftimmte fefte VBeobatungspunfte auf der Erde fommt allerding3 nod) ein 
anderer Umſtand in Betracht, der ben Vorteil der größeren Nähe des Planeten mieder 
völlig mettmachen fann; das ift die Lage des Geftirn3 zum Horizont. Wir miffen bereits, 
mie grof die Cinbufe ift, die das deutliche Sehen im Fernrohr durd die trüben Schleier 
unjerer Atmoſphäre erleidbet. Nun zeigt e3 ſich, daß Mars bei den verſchiedenen Oppo— 
ittionen verſchieden hoch über dem Horizont eine3 beftimmten Ortes ftebt. Im Sabre 1892 
(vie auch 1907) 3. B. blieb Mars fiir die Sternmarten unferer nördlichen Erdhälfte fo nabe 





120 I. 4. Mars. 


bem Horizonte, daß gute Beobachtungen nur unter ganz befonders giinftigen atmoſphäri— 
ſchen Verbaltniffen gelingen fonnten. Für diefe Sternwarten mar die Oppofition bon 1894, 
bei der Mar3 zwar um etiva ein Fünftel Meiner erſchien alè zwei Gare vorher, ungleich 
giinftiger, weil er damals bedeutend höher ftand, fein Lit alfo nur ſehr viel weniger Schichten 
unferer ftorenden Lufthülle zu durchdringen hatte. Aber diefe lebteren Ubelftinde find glück— 
lijermeife nur fofaler Natur; einen je ſüdlicheren Standpunft man auf der Erde einnimmi, 
um fo höher fteigen die ſüdlichen Geſtirne über den Horizont. E3 mar deshalb dvn ſehr grofem 
Werte fiir die Ausbeutung der aſtronomiſch ungemein giinftigen Oppofition von 1892, 
Daf ſich ein Freund der Sternfunde in Umerifa entſchloß, die bereits wiederholt genannte 
BBeobadtungsftation auf ber Hochebene bon Peru, bei der Stadt Urequipa, unter 16° 
Giibbreite in einer Höhe bon 2457 m einzuriobten, die befonder3 dem Studium der Mars— 
oberfläche dienen ſollte. Für die folgende Oppofition bon 1894, bei der, mie ermabnt, die 
Höhenſtellung des Planeten für die nördlichen Breiten eine giinftigere var, braudte man 
niet mehr fo ſüdliche Ortlichkeiten aufzuſuchen. Der Amerifaner Lowell fonnte des: 
halb feine in Flagftaff (Arizona) errichtete Privatfternmarte mit grofem Erfolg ausſchließ⸗ 
lich Marsitudien widmen. Bei tüchtige Beobadter, W. O. Pidering und A. E. Douglaf, 
Die fi) daran beteiligten, Batten mabrend der borangegangenen Oppofition in Arequipa 
gearbeitet. Diefe Beobachter im Verein mit ben Aftronomen der Lid-Stemmarte, die 
megen ihrer Höhenlage, des giinftigen Luftzuftandes auf Mount Hamilton und namentlich 
auch megen des gemaltigen, ibnen dort zur Verfligung ftehenden Sehwerkzeuges gleich— 
fall8 die wertvollſten Beit räge zur Erforſchung des Nadbbarplaneten liefern fonnten, ferner 
manche andere eifrige Beobachter in Europa, die im Verfolg der Darftellung zu erwähnen 
fein werden, haben unjere Kenntnis bon diefer höchſt eigenartigen und in vielen Punften 
noch tief geheimnisvollen Welt außerordentlich gefördert. 

Au3 den oben gemachten Angaben über die Entfernungen und ſcheinbaren Größen 
(9.30” in ber mittleren Sonnenentfernung) des Mars folgt, da feine mare Ausdeh— 
nung6740 km beträgt. (Barnard erbielt allerding8 aus 11 Meſſungen am YVYerfes-Refral: 
tor 9.673” = 7004 km, die mir in diefem Falle aber den älteren Meſſungen nicht glauben 
vorziehen zu follen.) Mars ift alfo etwa halb fo grof wie unfere Erde und noch einmal fo 
grof mie der Ptond. Unfere Abbildbung auf ©. 121 gibt die Größenverhältniſſe der bisher be— 
trachteten Himmelskörper an, nur ift für Venus, die ebenfo grof ift vie die Erde, die letztere 
gefebt. Die gegebenen Vergleichungen beziehen ſich auf die Durchmeſſer. Um die Ober— 
flächen miteinander zu vergleichen, muß man bekanntlich die DurOmeffer mit fi felbft 
multiplizieren. Die gejamte Oberfläche des Mars halt danad nur ein Viertel bon jener 
ber Erde oder faft genau fo viel, wie die Kontinente der Erde allein einnebmen. 

Bei Mars fonnte man zuerſt der Frage näher treten, ob nicht feine Kugel in der Weife, 
mie mir es von der Erde miffen, abgeplattet fei, alfo fein Durchmeſſer in einer beftimmten 
Ricbtung fi) als feiner ermeifen würde als ein darauf ſenkrecht ftehender. Bei Merkur 
und Venus fonnten der Beobachtungsſchwierigkeiten megen ſolche Unterſuchungen nicht 
angejtellt werden. Bei der Marsſcheibe giauben Sour und neuerding3 Barnard wirk— 
lid) eine elliptiſche Geſtalt wahrgenommen zu haben. Sdur gibt die Abplattung zu 
1/5o Am. Dies indire inde3 weſentlich mehr, al die Theorie zuläßt, die geftattet, für eine 
beftimmte Umſchwungsgeſchwindigkeit eine beftimmte Geftalt des ,, Rotationsellipfoid3” zu 
berecgnen, mas für die Erbe mit der Beobachtung iibereinitimmte. Der febr geringe 


Wahre Grife und die Farben des Mars. 121 


Unterſchied zwiſchen dem polaren und dem fiquatorialen Durchmeſſer beim Mars liegt 
aber wiedberum an der Grenze unferes Erkennungsvermögens. Wir müſſen zunächſt Mars 
als für un3 unmerklich abgeplattet erklären. 

Von diefen ganz allgemeinen Lage- und Größenverhältniſſen zur Analbfe des 
Marslichtes ibergehend, bemerfen vir zunächſt, daß feine Strablen ausgeſprochen 
rotgefarbt find. Dies fiel bereità den dilteften Völkern auf. So ift im GSansfrit der Bu: 
name Des Mars gleibedbeutend mit brennender Kohle; die Griechen nannten ibn den 
feurigen, und in der Tat Tann man fein Licht, wenn er nahe an unferen Horizont getreten 
ift, lecht mit bem eines irdifchen fernen Feuers verwechſeln. Reine3 der iibrigen Mitglieder 
Des Planetenfyitem3 Bat eine ähnliche Farbung; nur einige Fixſterne ſtrahlen rötliches 
Licht aus. Fragen wir nad) der Urſache diefer auffalligen Farbung des Mars, fo wird man 





Größenvergleichung ber Erde mit bem Mar, bem Merfur und bem Monde. Vgl. Tert, S. 120. 


zunächſt die Ausfagen des Speftroffop3 heranzuziehen ſuchen. Dieſes Inſtrument lehrt 
uns, daß die rote Färbung nicht oder höchſtens zu einem ſehr geringen Teile von einer 
Dunſthülle des Planeten herrührt, wie man es vor der Anwendung des Speftroffop3 auf 
die Himmelsforſchung ziemlich allgemein geglaubt hatte. Man ſchloß damals zu voreilig 
von den Zuſtänden, die uns auf der Erde umgeben, auf die des Mars. Würde man nämlich 
unſere Erde aus der Entfernung des Mars beobachten können, fo müßte ſie ein ganz ähn— 
liches Licht zeigen wie er. Der blaue Himmel über uns iſt ein Beweis dafür, daß eine große 
Menge blauer Strahlen aus dem Sonnenlichte von unſerer Atmoſphäre abſorbiert wird 
und deshalb ein beträchtlicher Uberſchuß von roten Strahlen in ben Himmelsraum aufer- 
halb der Erde zurückgehen muß. Die rote Färbung des verfinſterten Mondes, der dann nur 
noch vom Dämmerunggskreiſe der Erde beleuchtet wird, zeigt uns am deutlichſten die Farbe 
Des Erdlichtes. Würde man dieſes Licht unterſuchen, fo ſähe man, daß das Rot durch eine An⸗ 
zahl dunkler Linien und Banden im blauen Teile des Spektrums der Erde hervorgebracht 
wird. Solche Linien und Banden entſtehen, wie wir wiſſen, durch Abſorption in einem an 
ſich dunkeln Gaſe. Wir hätten alſo damit die Exiſtenz der Erdatmoſphäre nachgewieſen. 
Anders aber verhält es ſich mit dem Mars. Sein Spektrum zeigt ebenſo wie das des 
Merkur und der Venus nur ganz geringe Andeutungen atmoſphäriſcher Linien, die das 


122 I. 4. Mars. 


Überwiegen des Rot jebenfalls nicht erklären können. Dagegen ift das Pinter den Fraun— 
hoferſchen Linien fiegende kontinuierliche Speftrum im roten Teile bedeutend intenfiber 
al3 im blauen. Auf der Erde wird ein entſprechendes Speltrum durd einen rötlichen Gegen— 
ftand herborgebracht, der von der Sonne beleuchtet wird. Wir haben bereits in bem Kapitel 
liber die Speltralanalbfe gefeben, daß fefte oder flüſſige Körper feine Speftrallinien er- 
zeugen; wohl aber müſſen fie, wenn fie eine beftimmte Farbe befiben, dies durch Abſorp⸗ 
tion ber fomplementaren Farben berraten. Das Speftrum fagt alfo in diefem alle nicht3 
mebr über die chemiſche Natur jener Stoffe aus, von denen da Lit zuriditrabit, gibt 
uns aber ſehr fimeren Aufſchluß über ihre Farbe. Die feften oder flüſſigen Gegenitinde auf 
dem Mars, die das Sonnenticht refleftieren, find bemnad zum großen Teile rötlich oder 
doch gelbrötlich, etwa wie der Wüſtenſand. 

Uber die Atmoſphäre des Mars belehrt uns das Spektrum wieder nur ſehr 
unvollkommen. Eine Anzahl von Beobachtern glaubte ſich zwar bis in die jüngſte Zeit 
zu dem Schluſſe berechtigt, Mars beſitze eine Dunſthülle, die der unſrigen ſehr ähnlich und 
namentlich reich an Waſſerdampf fein müſſe. Aber Campbell von der Lick⸗Sternwarte 
glaubte zeigen zu können, daß jene älteren Beobachtungen nicht einwandfrei, z. B. meiſtens 
zu Zeiten angeſtellt ſeien, in denen auch unſere Atmoſphäre überreich an Waſſerdampf 
war, deſſen Einfluß dann ſehr ſchwer von dem des Marslichtes zu trennen iſt. Er hatte 
im Sommer 1894 Gelegenheit, das Marsſpektrum unter ſelten günſtigen Bedingungen 
zu beobachten und es mit dem analhſierten Lichte des in einem Falle in großer Nähe be— 
findlichen Mondes zu vergleichen. Er konnte dabei abſolut keinen Unterſchied zwiſchen den 
Spektren der beiden Himmelskörper bemerken. Obgleich nun der Mond keine ſich irgendwie 
verratende Atmoſphäre hat, hielt ſich Campbell doch nicht ohne weiteres für berechtigt, 
auch auf bem Mar3 eine ſolche zu verneinen. Dieſelbe dürfe ſeiner Anſicht nad nur nicht 
ein Viertel der Dichte der unſerigen überſchreiten, um mit ſeinen Beobachtungen noch im 
Einklange zu bleiben. 

Wir müſſen, um weitere Anhaltspunkte zur Entſcheidung der Frage nad einer Dunſt— 
hülle des Mars zu gewinnen, das Spektroſkop beiſeite legen, um mit dem Fernrohre die 
Erſcheinungen ſeiner Oberfläche eingehend zu ſtudieren. Ganz unvergleichlich deutlicher 
als Merkur und Venus zeigt nämlich Mars verſchiedenartigſt Oberflächendetails, 
von denen einige ſeit den früheſten Zeiten der Fernrohrbeobachtung richtig erkannt wurden, 
während andere zu den ſchwierigſten Objekten gehören. Ihre Erforſchung blieb einigen 
Glücklichen vorbehalten, bei denen ſich Beobachtungsgabe, Ausdauer, phyſiologiſche Vere 
anlagung mit dem Beſitze vorzüglichſter Sehwerkzeuge unter günſtigſter Stellung auf 
unſerem Erdplaneten verbanden. 

Die Scheibe des Planeten zeigt zunächſt ſelbſt in kleineren Fernrohren bis zu etwa 
vier Boll Offnung herab unter günſtigen Luftverhältniſſen die vorherrſchenden gelblich- 
roten Flecke, unterbrochen von blaugrauen, auch ſchwärzlichblauen Partien, die ihre 
Geſtalt und Lage zueinander im allgemeinen ſtetig beibehalten, ſich dagegen gleichmäßig 
zum Rande der Scheibe hin verſchieben, ſo daß, nachdem man wenige Stunden lang das 
eigentümliche Schauſpiel verfolgt hat, in dem Beobachter kein Zweifel darüber beſtehen 
kann, daß dieſe Weltkugel ſich wie unſere Erdeumeine Achſedreht. Ge 
naue Meſſungen ergaben, daß dieſe Drehung mit derſelben Gleichmäßigkeit und Unver— 
änderlichkeit erfolgt wie die, welche für uns die Tageslänge beſtimmt und den leuchtenden 


Die Polartappen. 123 


Zag mit der Nadt abwechſeln läßt. Aud ift die Tageslänge für Mars nicht weſentlich 
verſchieden bon der unferigen. Mars drebt ſich in 24 Stunden 37 Minuten 22,65 Sefunden 
einmal um fich ſelbſt, er braucht dbazu nur 41 Minuten mehr als die Erde. Diefe Geſchwindig— 
feit Des Umſchwunges ift bei Mars ſicher biz auf venige Qunbdertitel einer Sekunde richtig 
erfannt morden. 

Aus bem VWege, ben die feften Oberflächendetails infolge der Umjdbivungsbemegung 
über die {cheinbare Scheibe des Planeten zuriidiegen, fann man auf die Lage der Achſe 
innerhalb ber Planetentugel {chliegen, mit anderen Worten, man fann die Lage der 
Pole gu diefen umiaufenden Fleden des Mars und alfo auch gu irgend einem Firpunit 
im Raume finden. Es ergab ſich, daß die Umdrehungsachſe ein ähnliches Lagenverbaltni3 hat 
mie die der Erde, d. h, ungefibr von Süden nad Norden gerichtet ift. Wir miiffen uns 
nähere Angaben über die kosmiſchen BezieBungen diefer Lagenverhältniſſe für den ziveiten 
Teil dieſes Werkes borbehalten und erinnern hier nur an die allgemein befannte Tatfade, 
baf bei unferem Erbplaneten die befondere Lage feiner Rotationsadfe die 
Intenſität des Jahreszeitenwechſels bedingt. Dasfelbe iſt auf 
Mars der Fall. Wir ſind imſtande, genau die irdiſchen Daten anzugeben, 
an denen auf der Marskugel für eine ihrer Hälften Frühling, Sommer, 
Herbſt und Winter beginnen. Wir können auch mit Beſtimmtheit behaupten, dii 
daß auf Mars die Gegenfage zwiſchen Sommer und Winter ähnlich fein = 3eignung des 
müſſen vie bei un3; nur ein wenig ertremer werden fie vorausſichtlich dort — 
ſein. Auch ſind die Jahreszeiten auf unſerem Nachbarplaneten länger und cia 
unter ſich ungleicher als bei uns. So begann 3. B. auf der Nordhalbkugel 
bes Mars der Friibling am 12. November 1898, dber Sommer am 30. Mai 1899, der Herbſt 
am 28. November 1899, der Winter am 23. April 1900 und der nächſte Frühling am 30. Sep= 
tember 1900. Es waren alfo die betreffenden Gahreszeiten 199, 182, 146 und 160 unfererTage 
Tang. Wir werden die entſprechenden Urſachen diefer Ungleichheiten ſpäter fennen lernen. 

n den Polen des Mars bemerfte man {don frib;eitig als auffalligite Erſcheinung der 
ganzen Planetenoberfläche zuweilen glänzendweiße Flede, wenn diefe überhaupt 
ſichtbar maren. Die erfte Zeichnung Ddiefer fogenannten meifen Polarfappen be 
figen mir von Maraldi aus dem Jahre 1704 ({. die obenftehende Abbifbung); aber Maralbdi 
ſchrieb damals, daß fie bereit3 feit 50 Gahren gefehen worden feien. Selten find diefe Flede 
am Itord= und Südpol zugleich ſichtbar. Meift ift nur einer der Pole von unferem Stand: 
puntt aus unferen Blicken zugänglich, während der andere monatelang fi) auf der una 
abgewandten Seite des Planeten berftedt. Natiirlidh haben die Polarzonen des Mars mie 
die der Erde während ganzer Jahreszeiten beftindig Tag oder Nacht, da fie abwechſelnd 
ber Sonne lange Beit hindurch zu- oder abgewandt find. Es fommen jedoch aud) Zeiten 
vor, in denen feiner ber Polarflede aufzufinden ift. Das erklärt fil) daraus, daß diefe Ge- 
bilbe nicht beftindig find, fondbern abwechſelnd grofer und wieder Meiner werden, bis fie 
ſelbſt ganz verſchwinden. 

Die Beobachtung dieſes Phänomens erwies mit Klarheit, daß das Wachſen und Sdhivin= 
den Der weißen Polarkappen mit dem Jahreszeitenwechſel auf bem nahen Planeten in 
engem Zuſammenhange ſteht. Das Batte {don Herſchel 1781 deutlich erkannt. Jedes— 
mal wenn einer der Pole nach langer Winternacht ſich wieder der Sonne zukehrt, ſehen 
wir ihn mit einer rundlichen, weißen Kappe überdeckt, deren Größe nun langſam, aber 


124 I. 4. Mars. 


beftindig abnimmt, je mer die betreffende Halbkugel des Planeten ſich ihrem Gommer- 
anfang nabert. Aud nod) über diefen hinaus nimmt die Ausdehnung der weißen Zone ab, 
bis zwei oder drei unferer irdifcjen Monate in den Marsſommer binein, was für ibn fo viel 
vie bei una Anfang oder Mitte Auguft bedbeutet. Nun bleibt der Fled eine ganze Weile 
fehr Hein, bi er um die Herbſtnachtgleiche herum wieder langfam zu wachſen beginnt, 
aber zugleich unferen Vliden entſchwindet, meil der Pol wieder in die Winternacht taucht. 
Alsdann beginnt basfelbe Spiel auf der anderen Halbkugel. Aber die Erſcheinung tritt 
nicht mit abfoluter Regelmäßigkeit auf. In gewiſſen Jahren fab man den Fled fil) weiter 
ausdehnen alè in anderen oder ſich weſentlicher verfleinern; auch erſcheint der Fled nicht 
immer genau in benfelben Lagen zum 
Pol, und befonder3 bemerfensmett ijt 
e3, daß der letzte Reft des verſchwin— 
denden Fleckes zwar nahe am Pole, 
aber doch nicht ganz auf ihm liegt. 
Einige Beiſpiele mögen dieſe Ber= 
hältniſſe noch weiter erläutern. Im 
Jahre 1837 war der Südpol des Mars 
auf einem Gebiete durch dieſen weißen 
Fleck bedeckt, das etwa 70Vreitengraden 
gleichkommt, d. h, wenn man die Pars 
fugel ebenfo mie die Erde mit Parallel- 
freifen umgiirtet, fo erſchien die Ober= 
fläche damals etiva bis zum 55. Breiten= 
grade, ber bei uns die nördlichſten 
Punfte Deutſchlands durchzieht, bon 
einem weißen Uberzuge bededt. Dies 
dürfte allerding3 ein ertremer Fall ge- 
mefen fein, benn {pater fab man die 
— — Ausdehnung des weißen Polarfleckes im 
. V. Schiapare na Ri e — in Piemont). Marimum kaum halb ſo groß wieder. 
Im Jahre 1877 fand Schiaparelli, 
der erfolgreichſte Marsbeobachter, deſſen Bildnis wir hier oben geben, die Südpolarkappe 
in ihrer größten Ausdehnung etwa einen Monat vor Sommersanfang der betreffenden 
Marshälfte mit einem Durchmeſſer von 29 Breitengraden. Doch bezog ſich dieſe Meſſung 
wahrſcheinlich nicht auf die größte überhaupt dageweſene Ausdehnung, die nicht beobachtet 
werden konnte. Einen Monat nach Sommersanfang war der Fleck dagegen bereits auf 
7 Grade zuſammengeſchmolzen. Er nahm damals die Lage ein, die durch die ſchematiſche 
Zeichnung auf S. 125, oben, veranſchaulicht wird. Wir ſehen in ihr gerade auf den Südpol 
hin, was uns in Wirklichkeit niemals möglich iſt. Man erkennt hier, daß der Pol ſelbſt 
nicht weiß erſchien, da der Fleck in einer Richtung, die man auf dem Mars mit dem 
30. Längengrade bezeichnet hat, vom Pole hinweg verſchoben auftrat. 
Nachdem nun der Fleck wieder in gewohnter Weiſe ſich ausgedehnt hatte, nahm er 
während der folgenden Oppoſition von 1879 noch weiter ab als früher, wie man aus der 
von Schiaparelli entworfenen Zeichnung auf S. 125, unten, erſieht. Das Minimum der 





Abhängigkeit der Ausbebnung der Polarflede bon ben Jahreszeiten. 125 


Au3bebnung mar diesmal nur 4 Grad; die Verſchiebung vom Pol fand aber wieder in 
berjelben Richtung ftatt mie borbem. Der Planiglob (ſ. untenitebende Abbilbung) zeigt 
ben gleichgeitigen Anblid der nördlichen Marshalbfugel, von der zwar das Gebiet vom 
Pol bis zum 70. Vreitengrade dbamal3 nicht 
erforſcht werden fonnte, iveil es jenfeit3 der 
un3 fichtbaren und beleuchteten Planeten: 
jcbeibe lag, aber auf der man dod) weiße Aud 
Idufer erfannte, die vermuten liefen, daß fo 
ziemlich das ganze unſichtbare Gebiet weiß 
überzogen ſein mußte, während der weiße 
Fleck der Südhalbkugel faſt ganz verſchwunden 
war. “fm Sabre 1894 beobachtete man fogar 
das völlige Verſchwinden des Südpolarfleckes, 
was vorher noch niemals geſchehen war. Am 
5. Oktober 1894 hatte Douglaß in dem Inſtru⸗ 
ment des Lomell=Obfervatorium3 in Flagftaff 
die Kappe nod) fo gefehen, mie es die Zeich— | 
nung auf Seite 126 angibt. Seine Meſſungen ‘*t67' pecignet von Sdlaparelti Bel desi Suzi. 
ergaben die Lage des Fledens zu 4,7 Grad 

vom Südpol in der Ribtung des 59. Lingengrades, alſo nabezu an derjelben Stelle, mie 
bas Minimum in friiberen Oppofitionen aud) geſehen worden var. ‘Der Lingenuntere 









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Polaranfigten be8 Mars mibrend ber Oppofition von 1879, gezeichnet von Schiaparelli. 
Vaol. Tert S. 124. 


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ſchied von etwa 30 Grad ift in fo unmittelbarer Nähe des Poles nur eine fehr geringe Grife. 
Am 13. Oftober mar fiir den genannten Beobachter die Polarfappe unſichtbar gemorbden. 
Ganz unabhängig von ibm fab Soiaparelli in Mailand mit Hilfe feines 18zölligen Re— 
fraftor3 dieſes Verſchwinden, notierte e3 aber etwas ſpäter, offenbar meil die Beobad= 
tungsverhältniſſe für ibn noch giinitiger fagen al3 fiir ben amerikaniſchen Ajtronomen. 


126 I 4. Mars. 


Der Mailinder Forſcher bemertte in feinem Tagebuche, daf er am 21. Oktober faſt nichts 
mehr von bem Flede fab, daß aber erft vom 29. Oitober an jede Spur desfelben verſchwun⸗ 
den mar. Dies mar bereità 59 Tage nach Sommersanfang geſchehen, während bei der 
Oppofition bon 1877, bei der die aſtronomiſchen Verhaltniffe ähnliche waren mie in der 
eben ermabnten, nod) 98 Tage, 1879 fogar 144 Tage, 1892 aber 78 Tage nad) dem höchſten 
Sonnenftande der weiße Fled in minimaler Ausbehnung fibtbar mar und dann gewöhnlich 
auf ber abgewandten Marsfeite ſich unferen Vliden entzog. Im Fabre 1894 hat Barnard 
am Lid-Refraftor Meffungen des Südpolarfleckes gemadt. Cr teilt mit, daß im Mai jenes 
Jahres, etwa 100 Tage bor Sommersanfang, auf der Südhalbkugel des Mar ber meife 
led nod ein Gebiet von 950,000 qkm bededte, der Ende November, 21/, Ytonate nad 
dem höchſten Sonnenitande, völlig verſchwunden mar. Sn den Hahren 1900 und 1901 
mar die Norbpolarzone ſichtbar. Flammarion und Antoniadi in Juviſy bei Paris 
teilen aus diefer Beit folgende3 ilber die Verinderung der Grife des meigen Norbpolar= 
flede3 mit: im Oftober 1900 Batte er noch) eine Ausdehnung in Breite bon gegen 70 Grad; 
es mar damal3 gerade Frühlingsanfang dort ge= 
weſen. Sanuar und Februar war der Fled auf 
40 Grad, März und April auf 25 Grad, im Juli 
auf 15 Grad Ausbebnung Berabgegangen, als 
etwa zwei Monate nad Sommersanfang dort 
verſtrichen waren. 
Bei der Beſchreibung dieſer merkwürdigen 
MI (ai plsra ink Bal Sa, 8195. Phänomene draingt fil uns die Anſicht auf, 
daß e3 fich bei den Polarfappen um Schnee— 
bebedungen der Marsoberfläche handelt. In der Tat ift die Ahnlichkeit ber an jenem 
nachbarlichen VWeltfirper wahrgenommenen Erſcheinungen mit den entfpredenden auf 
unferer Erde fo auffallig, daf bis in die neuefte Beit fein Zweifel iiber die GleiMartigleit 
Der verglichenen Phänomene auffommen zu fonnen ſchien. Aud bei uns iiberdeden ſich 
die Gebiete ring3 um die Pole im Winter mit einer weißſtrahlenden Haube, die bann mit 
höherem Sonnenftand an Ausdehnung abnimmt und gleichfalls erft beträchtlichẽ Beit nad) 
dem Sommersanfang bis zu ihrem Minimum zuſammengeſchrumpft iſt. Auch auf der 
Erde ſallen die kälteſten Punkte nicht genau mit den geometriſchen Polen zuſammen; 
unſere Kältepole liegen ſogar noch viel weiter äquatorwärts als auf Mars. Allerdings 
würden ſie von dieſem Planeten aus geſehen nicht in der Weiſe hervortreten wie dort, 
weil bei uns die Pole ſtets vereiſt bleiben. 

Dieſer Unterſchied, in Verbindung mit ber Beobachtung, daß die weiße Kappe über— 
haupt niemals ſo weit gegen den Aquator hin wächſt wie bei uns, würde auf ein bedeutend 
milderes Klima de Mars gegenüber dem der Erde ſchließen laſſen, wenn mir wirklich 
ſicher ſein könnten, daß dieſe weißen Maſſen auch Schnee oder Eis find. Aud die Sonellig= 
keit, mit der weite Gebiete der Polarkappen „wegſchmelzen“, würde darauf ſchließen laſſen, 
daß es ſich hier nur um eine ſehr dünne Schneebedeckung handelt, gar nicht zu vergleichen 
mit bem ungeheuern Eispanzer, mit dem ſich die Pole bei uns umgeben haben. Da aber 
Mars, vie wir erfannt haben, um die Galfte weiter bon der allgemeinen Warmequelle 
unferer Planetenvelt entfemt ift als die Erde, und der Phyſiker nachweiſt, daß die Wärme⸗ 
mirfung ebenfo wie alle ftrahlende Kraft (fiehe aud ©. 16) im Quabdrate der Entfernung 





Stlima des Mars. Wolfen und Schleier über feiner Oberfläche. 127 


abnimmt, fo miffen wir genau, bag bem Mars nur ?/, unferer Sonnenwärme zukommt, 
alfo das Klima viel ftrenger fein miifte, wenn man ſonſt dort die gleichen Verhaltniffe 
vorausjegen dürfte vie bei un3. Wir tun alfo qui, wenn wir die Anficht, die eigen Hlede 
auf ben Polen des Mars beftinden aus denfelben chemiſchen Clementen, die fil) auf der 
Erde zu Waſſer in feinen drei Aggregatzuftinden gebunden haben, borlaufig nod) al un= 
gewiß binftellen und nur als ſicher annebmen, daß auf jener noch vielfad) ratfelbaften Nach— 
barelt ein Stoff exiſtiert, der {i bei abnehmender Temperatur in weißer Farbe auf der 
Oberfläche ablagert, bei zunehmender dagegen ſich wieder auflöſt oder doch feine weiße 
Farbe verliert. 

Wir wollen aber verſuchen, durch die Anſammlung weiterer Beobachtungstatſachen die 
Löſung der intereſſanten Frage zu fördern. Schneit es wirklich auf dem Mars, ſo muß es 
dort auch Wolken geben, aus denen es herabſchneien kann, und eine Atmoſphäre, welche die 
Wolken gebiert und trägt, Luftſtröme, die aus wärmeren Gegenden die Feuchtigkeit dahin 
tragen, wo ſie erſtarrend als Schnee und Eis feſtgebannt werden kann, und endlich Meere, 
in denen das Schmelzwaſſer ſich anſammelt. Von allen dieſen Dingen vermöchte man von 
der Erde aus Spuren gu ent: 
beden, menn fie dort oben 
borbanden find. Wolfen wür⸗ 
ben die Gegenden, über denen 
fie lagern, zeitweilig unferen a 
Blicken entzieben oder Dod 
einen trilbenden Schleier über 
fie werfen; Winde müßten Marszeichnungen von — ſich ſchnell bewegender 
ſich durch Bewegungen dieſer 
Wolken verraten, die Umriſſe von Land und Meer ſich durch verſchiedene Helligkeiten und 
Farben feſter Flecke auf der Oberfläche erkennen laſſen. 

Wolken glaubten ſchon die älteren Beobachter auf Mars wahrzunehmen. Nament: 
lich war es der Planetenforſcher Schröter in Lilienthal, der Ende des 18. Jahrhunderts 
auf Grund ſehr ausführlicher Beobachtungen mit Beſtimmtheit Wolken und Winde auf Mars 
als nachgewieſen annahm. In 46 Fällen maß er ſogar die Geſchwindigkeit der Marswinde 
und fand fie ber auf der Erde ſehr ähnlich. Der ſtärkſte Wind legte etwa 150 Fuß in der 
Sekunde zurück; die Weſtwinde follten vorherrſchen und ſtärker fein als die Oſtwinde, mie 
e3 auch bei uns ift. Aber diefe Beobachtungen beſtätigten fi) nicht. Schröter batte feine 
Schlüſſe aus bem Vorriiden gemiffer Flede, die er filr Wolfen Bielt, gegen andere gezogen, 
welche die normale Umſchwungsgeſchwindigkeit zeigten. Dies ift aus den drei obenftebenden 
Zeichnungen Schröters zu erfeben, in denen e der Fled mit normafer Geſchwindigkeit, d die 
vom Winde getriebene Wolfe nad der Anſicht Schröters bedeutet. In Wirklichkeit handelte 
e3 ſich jedoch, wie {pater nachgewieſen werden fonnte, bei faft allen dieſen Wahrnehmungen 
um fefte Oberflächendetails, die an den verſchiedenen Tagen ungleich qui fimtbar waren, 
{o daß in den mangelbaften Fernrohren jener Beit wohl die Täuſchung des Vorriidens 
erzeugt werden fonnte. Bei ſpäteren Beobachtern iſt dann die Meinung in das Gegenteil 
umgeſchlagen, indem man die Marsatmofphare für eine etvig molfentofe, faſt vollitandig 
durchſichtige Hülle nahm und gelegentiihe Trübungen der Gichtbarfeit einzemer Sebiete 
für fubjeftive oder andere Täuſchungen erklärte. Für die im Vergleich zu unferer Dunſthülle 





128 I. 4. Mars. 


ungemein groge Klarheit und Reinbeit der Marsatmoſphäre fpricht allerdings ſehr deutlich 
die auffallende Wahrnehmung, daf der Rand der ſcheinbaren Planetenſcheibe nicht dunkler 
erfcheint al3 die Mitfe, was dod der Fall fein mite, wenn die Marsluft aud nur an= 
nähernd foviel Licht verſchluckte ie die unferige. 

Aber nad) den neueren Beobachtungen ſcheint die Wahrheit in der Mitte zwiſchen 
beiben entgegengefebten Anficbten zu fiegen. Ediaparelli hat miederholt Marsgegenden 
plötzlich verſchleiert geſehen. Cinmal mar, nachdem der Schleier verſchwand, die wieder 
deutlich ſichtbare Gegend, die vorher in rötlichgelber Farbe geleuchtet hatte, weiß geworden, 
und erſt nach einigen Tagen nahm ſie wieder ihre gewöhnliche Farbe an. Vorübergehend 
weiße Flecke trifft man überhaupt gelegentlich auf der Marsoberfläche bis zum Aquator 
hin an. Einige treten immer wieder an denſelben Stellen auf, und wiederum an anderen 
Stellen erſcheint die Oberfläche des Mars wie weißgeſprenkelt; eine Unzahl von weißen 
Punkten flimmert vom gelben Grunde auf. Man könnte daher verſucht ſein, Bier ein er 
höhtes Terrain zu vermuten, auf dem es leichter ſchneit als in der Ebene, und wo auf den 
Gipfeln der Schnee dann länger liegen bleibt. Ein ſehr intereſſantes Phänomen beobach— 
tete Schiaparelli in den erſten Monaten des Jahres 1882 auf der nördlichen Halbkugel 
Des Mars, die bis etwa gum 70. Breitengrade ſichtbar war (ſ. die Abbildung, S. 129). Da: 
mals herrſchte dort Winter. Man ſah acht weiße Vorjpringe über den Rand ragen (mit I 
bis VIc bezeichnet). Von I, II und VIc aber gingen breite weiße Binder aus, die, ſich in 
Spiralen bis zum Yquator windend, unbefiimmert um die anderen Ronfigurationen forte 
liefen. Gie blieben längere Beit an der nämlichen Stelle, verblafiten dann und verſchwanden 
endlich, als die Sonne höher ftieg. Die Windung der Spiralen entſpricht aber durchaus 
ber Richtung, in der ein irdifcher, vom Pol gum Aquator eilender Wind durch die Umdrehung 
ber Erde abgelentt wird. Man ift alfo gu der Annahme verleitet, daß hier bon dem Pol 
ausgehende falte Luftitrimungen Schneefälle, Vereifungen zur Folge gehabt haben. 

Aud neuere Erfabrungen bejftatigen, daß Tribungen in der Atmoſphäre des Mars 
vortommen. W. Pidering faft feine hierauf bezüglichen, 1892 in Arequipa gefammelten 
Beobachtungen dahin zufammen, daß ,,Wolfen unzmeifelbaft auf dem Planeten eriftieren, 
daß fie jedoch in mancher Hinſicht verſchieden von dbenen der Erbe find, namentlich mas 
ihre Dichtigkeit und Helligkeit betrifft”. Beſonders bemerkte er in dem genannten Sabre, 
daß die Südpolarkappe lange Beit ſehr verjobleiert erſchien, und er ſagt darüber: „Wegen 
des ſchmelzenden Schnees war die Marsatmoſphäre von Wolken erfüllt.“ Auch Barnard 
beſtätigte auf der LickSternwarte dieſen verſchleierten Zuſtand. Dieſer ausgezeichnete 
Beobachter ſah gelegentlich einen Teil der Grenze des ſüdlichen Polarfleckes verdunkelt, 
während ſpäter dieſelbe Gegend wieder klar hervortrat. In Juviſy dagegen ſchien es 
1900/01, als ob gelegentlich ſich die Ränder des nördlichen Polarfleckes vorübergehend 
aufhellten. Dieſe Wahrnehmungen ſprechen deutlich für meteorologiſche Vorgänge in der 
Marsatmoſphäre über den Gegenden der Schneeſchmelze zur Frühlingszeit. 

Können wir alſo nicht umhin, neben den weißen Niederſchlägen auch Nebelbildungen 
über der Oberfläche des Mars als vorhanden anzunehmen, ſo ſind wir wohl auch berechtigt, 
nach dem Vorhandenſein von Reſervoiren zu fragen, in denen das Schmelzwaſſer ſich 
ſammelt, und aus denen die Nebel wieder aufſteigen, um den Kreislauf zu vewollſtändigen. 
Exiſtieren, ſo fragen wir weiter, Bildungen von Landunbd Meer auf der verwandten 
Nachbarwelt? Gelbrote und bläuliche Flecke, die ſich in den mannigfaltigſten Geſtaltungen 


MARS. 





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Bibliogr. Institut in Leipzig. 


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Oberflächendetails und VWeltfarte des Mars. 129 


über die Oberfläche des Planeten verteilen, {einen auf den erften Blick diefe Frage zu 
bejaben. Viele Hunderte bon Zeichnungen bemeifen, daß jedenfall8 eine grofe Anzabl von 
Gebilben auf bem Mars eine fefte Lage und unverinbderte Form befiben, feit man fie beob— 
achtet. Cie find viel zu deutlich, um eta fiir Täuſchungen genommen werden gu fonnen, 
vie bei Venus und Merkur. Hier befindet man fi) nicht mehr an den Grenzen unferes 


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Delle Streifen auf ber Norbbalbfugel bed Mars, gefeben von Schiaparelli Anfang 1882. Bgl. Tert, S. 128. 


Wahrnehmungsvermögens. Es fonnten deshalb ſchon feit mehr als 50 Jahren Welt: 
fartenbde3 Planeten entmorfen werden, die fil) in ihren Hauptzügen ähnlich ge: 
blieben find, vie weſentlich auch die Hinzufügungen und Verbefjerungen find, die fort 
ſchreitende Beobachtungskunſt zu den erften Anfängen diefer kühnen Aufgabe geliefert hat. 
Die beſte bollitindige Marsfarte, die bisher entmorfen morden ift, bleibt immer nod die 
aus ben Beobadgtungen Schiaparellis in dben Jahren 1877—88 hervorgegangene, die mir 
auf der Fartenbeilage niedergeben. Die darin eingeſchriebenen Namensbezeichnungen find 
von Schiaparelli eingeführt und feitbem allgemein angenommen morbden. 
Meyer, Peltgebdude. 2. Aufl. 9 


130 I. 4. Mars. 


Cine Fülle wunderbarer Ginzelbeiten treten un3 auf Diefer Karte entgegen. Es iſt, 
al3 ob mir einer anderen Erde gegenitberftanden. Nur die bedeutungavolliten Dinge können 
vir hier hervorheben. Vor allem erfennen mir ſchon aus den Benennungen, daß Schiaparelli, 
und mit ibm faft alle anderen Marsfenner, die gelblichen Gebiete fiit Lanbmaffen, 
die bläulichen für Meere hält, ohne jedoch damit die völlige Vergleihbarfeit mit den 
irdiſchen Verhaltniffen bormeg behaupten zu mollen. Wir feben, daß die gelben Gebiete 
an Ausbehnung die blauen bei weitem iibertreffen. Sind die erfteren alfo wirklich Land, 
fo ift die Verteilung des feften und flüſſigen Clemente3 auf unferer Nachbarwelt eine ganz 
andere al3 bei un. Während auf der Erdoberfläche faum der bierte Teil bon den Land: 
feften eingenommen mirò, ift auf Mars das Verhältnis nahezu umgefebrt; das Meer tritt 
weſentlich zuriid zugunften des Landes. Da nun, vie wir ſchon früher faben, die Gefamt: 
oberfläche des Mara nur etwa fo groß ift wie die Feſtländer der Erde, jo nimmt das Land 
Dort im ganzen nicht biel meniger Raum ein als da3 auf der Erde. ‘Die Anordnung von 
Land und Meer ift gleichfalls auf den beiden Weltkörpern fehr verſchieden. Es gibt auf 
Mars feine Kontinente, fondern nur eine einzige, zufammenbangende grofe Landmajfe. 
Die ganze Nordhalbkugel beſteht faft ausſchließlich aus Land, und das einzige grofe Meer 
Des Mars umjpiilt ben Südpol. Aber aucd in diefem ſcheint das Waſſer, wenn es über— 
haupt Waſſer ift, bas Pier die Oberfläche bedeckt, meift nur wenig tief gu fein, dbenn an ge- 
miffen Stellen, die 7. B. auf unferer Karte mit Deucalioni3 Regio, Phrrhae Regio, Argyre, 
Hella3 bezeichnet find, fiebt e3 fo aus, al3 ob das Land durd die bläulichen Fluten hervor⸗ 
ſchimmerte, al ob hier ausgedebnte Untiefen, Sandbanfe vorbanden wären, und 
auch an anderen Stellen hat die Meeresfläche ein ſcheckiges Ausfeben. Die beſtändig tief= 
blauen Gebiete nehmen nur einen berbaltnismafig Meinen Raum ein. Bu diefen gehört 
vornehmlich die Syrtis Major, die, abgefeben bon den weißen Polarfappen, über— 
haupt al3 das auffalligite Objeft auf der Marsoberfläche gelten muf, das faft von allen 
Beobadtem in gleicher Weiſe gefehen, beziehungsweiſe gezeichnet worden ift. Es murde 
früher wohl aud) Dawes-Ozean oder wegen feiner zugefpigten Form das Sanduhr-Meer 
(Hourglass-Sea) genannt. Es ift intereffant, eine Anzahl bon Zeichnungen dieſes Gebietes 
von verſchiedenen Beobachtern chronologiſch zufammenzuftellen ({. die nebenftehende Tafel). 
ir bemerfen dabei zugleich den ungeheuern Fortſchritt, den feit 200 Jahren die Beobach— 
tungsfunft gemacht Bat, und vie fi) entſprechend das Bild unferer Nachbarwelt in unferer 
Kenntnis bervoliftindigte. Es braudt faum darauf hingewieſen zu werden, daf die direkt 
am Fernrohr gemacbten Zeichnungen in ifren Konturen nicht unmittelbar mit dbenen unjerer 
Karte verglichen werden dürfen, da für diefe etere eine Projeftion gemabit werden mufte, 
Die Die Randpartien unverkürzt wiedergibt. Gn Wirklichkeit erkennen mir auf der Planeten= 
ſcheibe nur in ibrer Mitte die Gegenftinde in der Form, tvie fie die Karte zeigt; je mehr mir 
uns dem Rande nähern, unter deſto ſchrägeren Geſichtswinkeln fehen mir alle Oberflächen⸗ 
detail3, deſto mehr verkürzt erfcheinen fie. 

Einige Marsforſcher, insbefondere W. Pidering, halten nur diefe dauernd dunfeln Ge— 
biete fiir wirkliche Meere; die anderen, nur im grofen und ganzen dbunfleren Stellen dagegen 
feien von einer Art „amphibiſcher“ Natur, d. h. weder Land nod) Meer, fondern abwechſelnd 
Da3 eine und das andere. n der Tat wechſeln diefe Gebiete ihre Form und Farbe oft 
febr bebeutend, {o daß es den Anſchein hat, al8 finden zu gemiffen Zeiten ungeheure 
Uberſchwemmungen auf Mars ftatt, fiir deren Ausdehnung mir auf der Erde kein 








Huygens 10659. 











Schroter 1798. 





Green 1877. 








Schiaparelli 1884. Lowell 1894. | 





Die Grohe Syrfe anf dem Mars, nad den Beobagfungen von drei 
Jahrhunderken. 


Anſichten über baz VWejen der Bellen und dunkeln Flede. 151 


Beiſpiel fennen. Die Grenzen zwiſchen Meer und Land find auf jenem Planeten offenbar 
meit weniger feſt gezogen als auf unferem Wohnſitze. Getvaltige Verſchiebungen der Küſten— 
linien, Verinderungen manderlei Art, von denen noch ſpäter die Rede fein wird, folgen 
dem Jahreszeitenwechſel und der Schmelze der Polarfappen auf dem Fuße. Gleichzeitig 
faufen damit Veranderungen der Farbe namentlich der dunkleren Gebiete parallel, die in 
den Jahren 1890, 1892 und 1894 von W. Pidering eingehend ftudiert worden find. Nach 
diefem Beobacdter treten oft erftaunlid) {nelle Farbenveranbderungen auf dem 
Planeten auf, die nur gum Teil dem Cinfluf einer eigenen Atmoſphäre zuzuſchreiben find. 
Pidering führt an, daf, wenn man das Griin einer irdiſchen Landſchaft bon einem Berg 
aus betrachtet, es natürlich viel meniger griin al3 in der Nähe erfoheint, und daf, wenn 
Der Schatten einer Wolfe oder Nebel dabortreten, es fi) in ein ebenmafiges Grau ver— 
tvandelt, wie man es gelegentlich aud auf Mars beobadtet. Der nordweſtliche Teil der 
Großen Syrtis erſchien zu verſchiedenen Beiten grau, griin, blau, braun und felbît biolett. 
Wenn dieſes Gebiet um die Beit der Herbſtnachtgleiche der nördlichen Halbkugel fi im 
Mittelpunkte ber Scheibe befindet, fo ift die öſtliche Region deutlich griiner als die weſtliche; 
wenn die Jahreszeit zu Ende gebt, wird die Farbe matter, und der griine Hauch erſcheint 
nur noch unmittelbar an den Riijtenfiumen. Am 27. Suni 1890, menige Tage vor dem 
Frühlingsäquinoktium der ſüdlichen Halbkugel, erſchien ein gelber Fled im öſtlichſten Norden 
des Dreiecks der Syrte; mit der vorrückenden Jahreszeit nahm dieſer Fleck zu, bis er das 
ganze Gebiet überzog. Im Jahre 1892 erſchien dieſelbe Region zuerſt völlig grün; am 
9. Mai, das iſt ungefähr zwei Wochen vor der Frühlingsnachtgleiche, tauchte dagegen der 
gelbe oder vielleicht rote Fleck wieder an der nämlichen Stelle auf wie im Jahre 1890 und 
konnte ſeitdem weiter verfolgt werden. 

Das Ausſehen des Planeten während ſeines Jahreszeitenwechſels wird auch von 
Parcival Lowell nach ſeinen Wahrnehmungen im Jahre 1894 feffelnd beſchrieben. Er ſagt: 
„Sobald die Schneeſchmelze im Gange war, erſchienen in den dunkeln Regionen lange 
Streifen von noch dunklerer Färbung. Ich ſah ſie zwar nicht kommen, aber da ich ſie gehen 
ſah, iſt es unzweifelhaft, daß ſie gekommen ſein müſſen. Der auffälligſte derſelben lag 
zwiſchen Noachis und Hellas im Südmeer und durchſetzte dann das Mare Erythräum bis 
zur Syrtis. Der nächſtauffällige kam zwiſchen Hellas und Auſonia herab. Obgleich dieſe 
Streifen ſehr deutlich dunkler waren als die Meere, durch welche ſie zogen, waren dieſe 
letzteren doch in ihrem dunkelſten Zuſtande. Die Tatſache, daß die Streifen die ſogenannten 
Meeresflächen durchzogen, erweckt neue Zweifel darüber, ob dieſe Mareregionen wirkliche 
Meere ſind. Nun blieben die dunkeln Regionen eine Zeitlang nahezu unverändert, während 
der Schmelzprozeß der Schneekappe am intenſivſten war. Dann begann eine Periode des 
Auftrocknens. Ihre helleren Partien wurden noch heller, ihre dunkeln weniger dunkel. Jede 
erdenkliche Abtönung war vertreten. Es war für dieſe Epoche namentlich ſehr bezeichnend, 
daß man nicht imſtande war, irgend eine Kontur der Inſelketten im Südmeere feſtzuhalten. 
Die helleren und dunkleren Partien floſſen unerkennbar ineinander. Im Vergleich mit 
den Marskarten waren dieſe Gebiete von einer Sintflut überlagert, nicht direkt, aber in— 
direkt: wahrſcheinlich befanden ſie ſich in verſchiedenen Stadien vegetabiler Fruchtbarkeit 
infolge einer vergleichsweiſe geringen Waſſermenge, von der ſie überſchwemmt wurden. 
Die Farbe jener dunkleren Gebiete war damals für mein Auge ein unzweifelhaftes Blau— 


grün. Dies blaßte dann allmählich ab und machte einem Orangegelb Platz .... Bei all 
9* 


132 I. 4. Mar. 


diefen intereffanten Wandlungen, die im Laufe der Jahreszeiten das Antlig des Mars zeigt, 
find e3 die grofen Kontinentalmaſſen allein, die, nimmt man Bier und da einige Hellig⸗ 
keitsſchwankungen aus, nabezu unverändert bleiben. Gleich den rötlichen Witftenregionen 
unferer Erde ift ihre Farbe und Unmanbdelbarfeit ein Hinweis auf einen ähnlichen Charafter 
derfelben. Sie verändern fid nicht, weil fie ſchon die Möglichkeit dazu berloren haben.” 
Lomell gibt zu diefen Mitteilungen unter anderen die folgenden drei Zeichnungen der Um— 
gebung der Hefperia, die das Phinomen des ,,Auftrodnen3", wie er es nennt, febr ſchön 
veranſchaulichen. 

Lowell und mit ihm auch W. Pickering iſt alſo der Anſicht, die ſogenannten Meere 
ſeien nur tiefer liegende Gebiete, Niederungen, zu denen das Schmelzwaſſer zuerſt gelangt, 
um das Erdreich, den Nilüberſchwemmungen ähnlich, allſommerlich neu zu befruchten. Ihre 
dunkle Farbe verdanken ſie nach dieſer Anſicht nicht dem Waſſer, ſondern einer mit den 
Jahreszeiten wechſelnden und von ben Überſchwemmungen Nutzen ziehenden Vege— 
tation. Im allgemeinen bietet hiernach Mars das Bild einer waſſerarmen Welt dar, 





Juni. Auguſt. Oktober. 
Marslandſchaft „Heſperia“, gezeichnet 1894 von Lowell. 


deren Kontinente bereits als tote Wüſten regungslos daliegen, während einſtmals und auch 
heute noch zeitweilig von Waſſer bedeckte Meeresbecken die Zufluchtsorte des Lebens ge— 
worden ſind. Wir müſſen auf dieſe Fragen ſpäter noch eingehen, wenn es uns gelingt, 
aus der Entwickelungsgeſchichte der Geſtirne weitere Argumente dafür abzuleiten, daß eine 
allmähliche Abnahme des Waſſers auf den Himmelskörpern einem wahrſcheinlichen Gange 
der Ereigniſſe entſpricht. 

Iſt die letztere Anſicht die richtige, ſo müßten jedenfalls jene eigentümlichen Streifen, 
welche die Landgebiete durchziehen, und die man bisher Randle nannte, eine ganz andere 
Erklärung finden, al3 burd) ihre Benennung angedeutet ift. Die Sichtbarkeit diefer Kanäle 
befindet ſich allerding3 nun wieder groftenteil8 an der Grenze unſeres Auffaſſungsvermögens 
und find in neuerer Beit bon engliſchen Forſchern iberbaupt für optiſche Täuſchungen 
erklärt worden. Wir werden Bierauf zurückkommen, nachdem vir das Phanomen ſelbſt näher 
fennen gelernt haben. Als wirklich angenommen find diefe Kanäle jedenfall3 das Yunbder= 
barjte bon allem, mas die Oberfläche dea Mars darbietet, ja vielleiht eina der bedeutungs= 
volljten Zeichen, die uns der Himmel gibt. Sie laufen ſchnurgerade durd die Landflächen, 
immer bei einem Meere beginnend und in einem anderen Meere, einem Binnenfee oder 
eimem Areuzungspunfte mit einem oder mebreren anderen Kandlen endigend. Niemals 
beginnt oder enbdigt einer derfelben im offenen Lande, niemal3 macden fie ſchlängelnde 
Windungen, wenn auch bei einigen elegante Ariimmungen vorfommen. Der ganze Habitus 


Die ,,Standle” auf bem Mars. 133 


aber hat jedenfalls feine entfernte Ahnlichkeit mit einem Flußlaufe. Sie bilben ein wunder— 
ſames Sbîtem bon Verbindungen, das nicht zweckentſprechender Batte angelegt 
werden können, wenn es unter irdiſchen Verhaltniffen bem Verfehr zwiſchen jenen ver 
meintlichen Waſſerflächen dienen follte. Da nun die Natur bei uns bisher feinerlei Gebilde 
gefchaffen bat, die fi) unmittelbar ben Bedingungen leichteften Verkehres anpaffen, fo liegt 
beim Anblid diefe3 verzweigten Linienfbitem3 die Vermutung nabe, es fiir die Schöp— 
fung intelligenter Wefen zu Palten. 

Unfere Betrachtungen fpigen fil) alfo naturgemaf im weſentlichen auf die beiden 
Fragen zu: Iſt es möglich, dieſe Oberflächengeſtaltungen nach irdiſchen Vergleichen aus 
der Wirkung von Naturkräften allein entſtanden zu denken, oder, falls dieſe Frage verneint 
werden muß, können wir uns das Zuſtandekommen dieſer geradlinigen Gebilde durch Weſen 
unferer Art erklären? Die Annahme von unbekannten Naturkräften oder von Weſen, deren 
Fähigkeiten die unfrigen in für uns undentbarer Weiſe iiberfteigen, miiffen mir bon borne 
berein von uns meifen; dbenn ſolche Annahmen würden für uns keine fafbaren ErfMarungen 
abgeben. Sole Kräfte und dergleichen Wefen wären für uns an fi) unbegreiflih; man 
fann mit ihnen alles und deshalb nichts bemeifen. Wir würden uns Bierbei überhaupt 
nicht weiter aufgebalten haben, wenn nicht in der Tat von verſchiedenen Seiten ſolche, 
für uns zunächſt noch überſinnliche Argumente in Betracht gezogen worden maren. Das 
Unbegriffene aber mit dem Unbegreiflichen zu erflaren beift doc, ſich das Spiel gar zu leicht 
maden. Betrachten mir, bevor vir an die Beantmortung der obigen Fragen geben, die 
hauptſächlichſten Erſcheinungen diefer ratfelbaften Gebilde. 

Am auffälligſten für den erſten Blick iſt die nordnung der Kanäle auf der 
Inſel Hellas, die genau ſüdlich über der Großen Syrtis liegt. Zwei „Kanäle“ durchkreuzen 
dieſe Inſel, der eine faſt genau nordſüdlich, der andere oſtweſtlich orientiert, ſo daß ſie ein⸗ 
ander im rechten Winkel in der Mitte der Inſel treffen. Zeitweilig iſt einer der fo entſtehen⸗ 
den Quadranten „überſchwemmt“; dann reicht die Verdunkelung immer genau bis zu den 
beiden begrenzenden Kanalläufen. Eine andere Seltſamkeit zeigt die Thaumaſia genannte 
Gegend. Sie gehört zwar zu der großen Feſtlandmaſſe, wird aber von ihr durch einen 
gebogenen Kanal getrennt, ſo daß ſie mit ihrer Begrenzung gegen das Südmeer hin eine 
faſt genau kreisrunde Fläche bildet. Nahezu in ihrer Mitte befindet ſich ein ziemlich aus— 
gedehnter, wiederum kreisrunder, dunkler Fled, ber Sonnenſee (Lacus Solis). Dieſer iſt 
einerſeits durch einen von ihm aus genau ſüdlich verlaufenden Kanal mit dem Südmeer 
verbunden, während zwei andere Linien eine Verbindung des großen Binnenſees mit dem 
die Region nach Norden hin begrenzenden Laufe herſtellen. Es hätte keine zweckmäßigere 
Anordnung gefunden werden können, wenn es darauf ankam, den Verkehr zwiſchen dem 
Sonnenſee und bem Weltmeer einerſeits und dem verzweigten Kanalſyſteme des Feſt— 
landes anderſeits zu vermitteln. Auch wo im Innern des Feſtlandes mehrere Kanäle zu— 
ſammentreffen, erweitert ſich ihr Kreuzungspunkt oft zu einem kleineren oder auch aus— 
gedehnteren See, wie wir vielfach auf unſerer Karte ſehen können. 

Höchſt erſtaunlich iſt nun die bedeutungsvolle Ordnung, die das Kanalſyſtem als Ganzes 
aufweiſt. Während ſich nämlich die Kanäle unter allen möglichen Winkeln ſchneiden können, 
iſt doch immer eine Anzahl von ihnen untereinander parallel, beziehungsweiſe ſo zu 
den Meridianen des Marsglobus geſtellt, daß ſie auf der entſprechenden Kartenprojektion 
parallel erſcheinen. Alle Kanäle eines ſolchen Syſtemes treffen die eines zweiten Parallel⸗ 


| 134 I. 4 Mars. 


ſyſtemes immer unter demſelben Winfel. Genau nordſüdlich ſtreicht beiſpielsweiſe unter 
bem 240. Lingengrade der den zwölften Teil des ganzen Planeten umfangende, alfo über 
5000 km lange oder etwa bem Wege bon Rom bis Petersburg gleichkommende Athiops. 
Mit ibm parallel laufen ber Galaria3, der über 80 Vreitengrade fi hinziehende Euphrates, 
Anubis, Aftujape3 und der vorbin erwähnte Kanal auf Hella3, Alphäus genannt. Bu diefem 
Sbftem im rechten Winfel berlaufen nur wenige Kanäle, fo der zweite Kanal auf Hellas 
dann ziemlich nördlich der Heliconius, der etma3 gebogene Callirrhoe. Etwa ſenkrecht gegen 
dieſes Syſtem gerichtet, nur wenig nad Südweſten verſchoben, befindet fi) cin fehr reiches 
Kanalnetz, deffen nordſüdlich verlaufende Parallellinien von Weſten nad) Oſten Bin folgende 
find: Lethe3, Chelop3, Hades⸗Laeſtrygon, Titan, Gorgon, Girenius, Iris, Gehon. Nod 
etiva3 weiter nad) Südweſten geneigt find Jamuna, Oxus, Giddefel, Phifon, und mit 
Diefen läuft parallel baz Weftufer ber Grofen Syrtis. Diefer ausgedebnte Meerbufen 
berengert fil) nad Norden Pin in dic Nilofyrtia, die gegen das eben erwähnte Ufer in 
clegantem Bogen genau um 90 Grad abſchwenkt, alfo nun auf bem angefiibrten Ranal: 
ſyſteme fenfrecht ftebt. Bu ihm parallel gehen Aftabora3, Typhon, Jordanis, Hydraotes- 
Nilus und endlich der ungemein lange Pyriphlegethon, der den unter dem 45. Grade nörd⸗ 
licjer Vreite gelegenen Binnenſee Proponti3 auf ſchnurgeradem Wege mit bem zwiſchen 
20 und 30 Grad ſüdlicher Vreite liegenden Sonnenfee verbindet. 

Nod etwas mebr geneigt und nun mit ben Langen= und Vreitenfreifen faft genau 
cinen Winfel von 45 Grad bildbend, berliuft das ausgepragtefte und intereffantefte Waſſer— 
lauffbitem. Ihm gehören die höchſt eigentümlichen, langgeftredten Meere der Südhalb— 
fugel an, die zwiſchen fid) lange Landzungen und Iſthmen laſſen, fo daß e3 ſcheint, al8 ob 
jene Meere meiter nichts ſeien als überſchwemmtes Land zwiſchen je zwei Parallelfandlen, 
die nun die Uferlinien bilden, wie wir es ſchon bei dem Hellasquadranten ſahen. Dieſes 
Syſtem iſt durch die mit Mare Tyrrhenum, Cimmerium, Sirenum benannten dunkeln Re— 
gionen charakteriſiert, zwiſchen denen die hellen Heſperia und Atlantis liegen. Ihnen parallel 
ſind noch, öſtlich von Thaumaſia, die Regionen Pyrrhae und Deucalionis. Im Inneren der 
Landmaſſe laufen in gleicher Richtung mit den Ufern jener Meere, wenngleich weit von 
ihnen entfernt, die langen Linien des Eumenides und Phlegethon. Senkrecht zum Mare 
Sirenum ſtehen Cerberus, Avernus, Gigas, Araxes. 

Nehmen mir vorweg an, die Erklärung dieſes Parallelismus in dem geſamten Kanal—-⸗ 
ſyſtem ſei gegeben, ſo kann uns die Erſcheinung nicht verwundern, daß innerhalb der Parallel⸗ 
ſyſteme einzelne Ranäle verdoppelt auftreten, fo daß zwei dunkle Linien ftatt einer 
dort nebeneinander herlaufen. Die von Schiaparelli beobachteten Verdoppelungen ſind auf 
bem zweiten Planiglob unferer Beilage wiedergegeben. Dieſe Verdoppelungen find jeden= 
falls aus der gleichen Urſache wie der übrige Parallelismus der Kanäle zu erklären. Unſere 
Karte ber verdoppelten Kanäle weiſt faſt ausſchließlich ſolche Kanäle auf, die den großen, 
ſoeben angeführten Parallelſyſtemen angehören; ſo erſchienen z. B. damals zugleich mit 
bem Mare Cimmerium, das durch eine langgeſtreckte Inſel in zwei parallele Meeres— 
arme getrennt war, die wiederum dazu parallelen Eumenides, Hydraotes und Aſtaboras 
verdoppelt, desgleichen die zum Mare Sirenum ſenkrechten Cerberus, Avernus und Gigas. 

Alle dieſe Verdoppelungen ſind nur zeitweiſe ſichtbar, ebenſo wie der Anblick des ganzen 
Kanalſyſtemes ſich fortwährend ändert. Binnen weniger Wochen oder ſelbſt Tage kann ein 
Kanal oder ſeine Verdoppelung auftreten oder gänzlich verſchwinden. Der Anblick einer 


Verboppelungen der Sandle. rage ibrer Natur. 135 


Landſchaft fann ſich dadurch ſehr verändern. Schiaparelli ſchildert den geheimnisvollen Vor 
gang der Verdoppelung folgendermaßen: „Ziemlich häufig habe ich geſehen, wie ſich die 
beiden Linien aus einer grauen, mehr oder weniger dichten, in der Richtung des Kanals 
ſich verbreitenden Nebelmaſſe gleichzeitig loslöſten, und mir ſcheint es faſt, daß dieſer nebel— 
hafte Zuſtand eine hauptſächliche Erſcheinung bei der Bildung der Verdoppelung iſt. Aber 
man darf daraus nicht ſchließen, daß es ſich hier um Objekte handelt, die in einer Art von 
Nebel verborgen bleiben und dann nach deſſen Verſchwinden ſichtbar werden. Soweit ich 
die Sache beurteilen konnte, iſt das, was Pier als Nebel erſcheint, keineswegs ein Hinder— 
nis, vorher vorhandene Objekte zu ſehen, ſondern vielmehr eine Materie, in der ſich die 
vorher nicht vorhandenen Formen abzeichnen. Um meinen Gedanken deutlicher audzu= 
drücken, möchte id) ſagen, daß der Prozeß nicht zu vergleichen ift mit dem deutlicher werden— 
den Hervortreten von Objekten aus einem ſich auflöſenden Nebel, ſondern vielmehr mit 
einer Menge unregelmäßig verteilter Soldaten, die ſich nach und nach in Reihen und Kolon— 
nen ordnen. Ich muß hinzufügen, daß dieſes nur als ein Eindruck zu betrachten iſt und nicht 
etwa als durchdachtes Reſultat eigentlicher Beobachtungen.“ 

Wenn wir nun zur Beantwortung unſerer oben geſtellten Fragen übergehen, ſo lautet 
die erſte Frage: Iſt es möglich, die Kanäle als Naturprodukte aus uns bekannten Erſchei— 
nungen zu erklären? Ein auffälliges Gegenſtück dafür fehlt auf unſerer Erde jedenfalls. 
Flüſſe können es nicht fein, ie wir ſchon andeuteten. Es gibt keine fo geradlinig ber 
laufenden Flüſſe; ſie beginnen alle mitten im Lande als unſcheinbare Bäche und nehmen 
Seitenflüſſe in ſich auf, wodurch ſich ihr Bett bis zur Mündung beſtändig erweitert. Die 
Kanäle des Mars ſind dagegen gleichbreit von ihrem Anfang bis zu ihrem Ende, und zwar 
haben ſie eine von unſeren mächtigſten Flüſſen nicht erreichte Breite. Der breiteſte dieſer 
Kanäle, die Niloſyrtis, mißt von einem Ufer gum anderen nicht weniger als 300 km, 
was der Oſtſee an ihrer breiteſten Stelle gleichkommt. Die meiſten der das Land oft bis auf 
mehr als den vierten Teil des geſamten Planetenumfangs durchziehenden Kanäle haben 
aber immer noch die anſehnliche Breite von etwa 60 km; fie find alfo ungefähr fo breit mie 
der Finniſche Meerbufen oder die Offnung des Rattegat. Die allerfeinften Linien, die man 
auf Mars unter giinitigiten Bedingungen noch feben fann, find ſicher nicht ſchmäler als 
30 km. Der Amazonenſtrom erreicht diefe Vreite erft furz vor feiner Deltabilbung, mift 
aber in feiner breiteſten Entmidelung im Landinneren nicht über 15 km. Wären alfo die 
Kanäle des Mars Flugbetten in einem un3 verſtändlichen Sinne, fo müßten fie auf einen 
jo ungebeuern Waſſerreichtum bindeuten, mie wir ihn durch anderiveitige Beobadtungen 
in feiner VWeife beſtätigt finden. 

Eben bdiefe beträchtliche Breite iſt e3 ftet3 gemefen, die begriindete Bwmeifel daritber 
entſtehen ließ, daß diefe Objekte überhaupt Waſſerläufe, aud in bem Sinne unferer irdiſchen 
Kanäle, ſein könnten. Ganz anders geſtalten ſich die Dinge, wenn man zur Erklärung die 
organiſche Natur zu Hilfe nimmt. Die Erſcheinungen der organiſchen Welt ſind ſo 
unendlich mannigfaltig, verwickelt und wunderbar, daß man ſich von ihr alles verſehen kann. 
Es ſei hier z. B. der Wahrnehmung des Reiſenden Mizon gedacht, der erzählte, daß gewiſſe 
Wüſtengebiete Afrikas bis auf 400 km bon ganz geraden ſtreifenförmigen Gebieten durch— 
zogen werden, die mit Vegetation überdeckt find, alfo dunkler als das umliegende Sand— 
meer erſcheinen und in ihrem ganzen Habitus wohl, aus planetariſcher Entfernung geſehen, 
den Eindruck von Marskanälen machen könnten. Längs dieſer Streifen wandern die Affen 


136 I. 4. Mata. 


von Dafe zu Dafe und ftreuen allerband Samen auf ibrem Wege aus, der ihre Strafe im 
Laufe der Jahrhunderte griin umfranzt hat. Wie trefflije Stragenbauer andere Wander= 
tiere find, feben vir allerorten auf der Erde; mir erinnern nur an das Ameifenbolf und an 
die Verbindung3mwege, mele die Viber und andere gefellig in Erdwohnungen lebende 
Tiere, mie der Präriehund und das ganz Norbamerifa bevölkernde Erdkätzchen, zwiſchen 
ihren Höhlen durd ihren regen Verfehr untereinander erzeugen. Alle diefe Wege find, 
wenn nicht Terrainſchwierigkeiten dies unpraktiſch erſcheinen laffen, ſchnurgerade. Man 
könnte auch an ausgedehntere Wanderungen größerer, weidender Tiere denken, die auf 
Mars mie unfere Zugvögel an den Wechſel der Jahreszeiten gebunden find. Die frühjahr⸗ 
lie Belaubung der Vegetation auf diefen Wanderſtraßen würde das Erſcheinen der „Kanäle“ 
erklären. Aber all diefe Verſuche ſcheitern an dem munbderbaren Paralleliamus, an der 
ſyſtematiſchen Orbnung diefer Strafen. Wandern auch viele Tiere auf geraben Straßen 
ben Gebieten zu, die ihnen zeitweilig reichlicheren LebensunterBalt bieten, fo ift doch 
keine Möglichkeit abzufehen und fein Vergleich auf der Erde dafür zu finden, daß diefe Wan— 
berung in den verſchiedenſten Weltteilen genau parallel ftattfindet, oder dafi die Kreuzung 
der Wege unter ganz beftimmten Winfeln geſchieht. Nur eine gemeinfame Wirfung aller 
diefer Wefen aufeinander fann fold) ein Syſtem erzeugen. Diefe gemeinjame Wirfung 
aber, bie Gruppen von Wefen zu gemeinſchaftlichen Werken zuſammenſchließt, nennen 
mir, auch wenn fie in beſchränkter VWeife bei Tieren auftritt, Yntelligenz. 

So fommen mir endlich zu der uns unabweislich erſcheinenden Uberzeugung, daf es 
nur intelligente Weſen fein können, die diefe Marsfanale direkt oder indirelt 
ſchufen. Und tveiter miiffen mir iiberzeugt fein, angeficht3 dea der ganzen Planeten nad 
einheitlichem Plan umfafjenden Strafennebes, daß e3 Wefen bon febr hoher Intelligenz 
find, beren Werfe un3 aus VWeltforperentfernung entgegenleuchten. 

Mögen mir un3 diefe Verbindbungen al3 Wajferftrafen, als wirkliche Randle oder al3 
Landſtraßen dbenfen, immer muf uns dod die ungeheure Vreite derfelben ftugig machen, 
die uns das Verſtändnis für ihre fonft fo ökonomiſche Anlage wieder erſchwert. Da mir, 
um uns nicht in Phantafiegejpinjte gu verftriden, nur Verhältniſſe anerfennen mollen, die 
ibre Seitenſtücke auf ber Erde haben, fo würden mir die geftedten Grenzen beträchtlich 
überſchreiten, menn mir die Möglichkeit zulaffen mollten, die intelligenten Wefen auf Mars 
könnten Kanäle oder Landftrafen von 30 und mebr Rilometer Vreite geſchaffen haben. 
Das iberfteigt unſere Faffungstfraft, ſowohl was Arbeitsleiftung, alè auch was die Begrün⸗ 
dung ifrer Notwenbdigfeit betrifft. Aber es läßt ſich unſchwer zeigen, daß eine Verbreiterung 
zuerſt normal angelegter Straßen ohne das Zutun ihrer Erbauer auf jenem Planeten ein= 
treten fonnte, ja unter Umſtänden felbft gegen ibren Willen eintreten mufte. Nebmen mir 
an, es feien in der Ricbtung, in Der wir heute Die breiten Linien verlaufen feben, wirkliche 
Kanäle bon normaler Vreite gefchaffen worden. Durch bdiefe ſtrömt, wenn auf der einen 
Halbkugel die Schneeſchmelze beginnt, das überſchüſſige Waſſer zur anderen Halbfugel, oder 
doch von den Meeren und den Tiefebenen, die dann zeitmeilig zu Meeren merden, in das 
Land. Dieſer Waffertran3port durch die Kanäle muf fehr beträchtlich fein, da die gelblich 
leuchtenden Maſſen, die wir nad) diefer Anficht für unfruchtbares, dürres Wüſtenland er: 
Maren müſſen, einen geſchloſſenen Giirtel ring3 um den Planeten herum bilden, der durch 
fein offene3 Meer unterbrochen ijt. Die ungeheure Wafferbemegung, die bei uns alljährlich 
zwiſchen ber Gommer= und der Winterhalbkugel ftattfindet, und die auf Mars wohl ſchwächer, 


Sichtbarkeitsverhältniſſe der Fanale in ben verſchiedenen Jahreszeiten auf dem Mars. 137 


aber doch nod) immer ſehr bedeutend fein muß angeficht3 der grofen Ausbebnung der Polar: 
fappen, drängt ſich dort notwendig durch die Kanäle und wäſcht fie beftindig meiter aus. 
Iſt Das gelbe Land des Mars wirklich fandige3 Wüſtengebiet, fo werden dieſe Auswaſchungen 
balb fehr grofe Ausbehnungen annebmen, und es entſtehen ling3 diefer Kanäle Streden 
mie die frudtbaren Gefilbe, die alljährlich der Nil überſchwemmt. Uppige Vegetation 
fiedelt fi) hier an und erobert immer weitere Gebiete des toten Wüſtenlandes zu beiben 
Seiten der Ranalufer. Wenn im Frühjahr die Fanale fil) neu mit Waſſer füllen, dann 
beginnt auch die Vegetation fil zu regen; die Bäume belauben fi) dunfel, der Lauf des 
Kanales, der an fid) viel zu ſchmal ift, al8 daf wir ibn wahrnehmen fonnten, wird uns die 
ermachende Natur berraten, die ihr Leben ibm allein verdankt. Das Auftreten eines 
Kanales mire hierdurch einfach und analog mit irdiſchen Verhältniſſen erklärt. 

In dieſem Sinne hat Lowell, namentlich nad) den Ergebniſſen der relativ günſtigen 
Oppoſition von 1903, eingehende Studien über die Klimatologie des Mars veröffentlicht, 





20. Februar. 13. März. 15. Mrs. 
Anderungen ber Marsoberflache unb tbrer Kanäle mit ber Jahreszeit, 1903. Nach Lomell. 


wozu er allein 375 vollſtändige Darftellungen des Planeten benutte, die zwiſchen bem 
21. Sanuar und 26. Suli 1903 an dem grofien Fernrohr gewonnen wurden, und auf der 85 
Kandle einer genauen Unterjudung auf ihre wechſelnde Giotbarfeit untermorfen werden 
fonnten. Er ftellte dabei feft, daß dieſe Gichtbarfeit ganz regelmafig vom Pol nad) dem 
Aquator, von Sommersanfang beginnend, fortſchreitet. Cr fand 3. B., daß in der fubarf: 
tiſchen Hone die ,, anale” 13 Tage, in der gemdafigten Bone 22, in der fubtropijchen 34, 
in der nördlichen äquatorialen Zone 43 Tage nad dem höchſten Sonnenftande fitbar 
wurden. Diefer ProzeB aber fepte fi nun merkwürdigerweiſe auch nod) tveiter iiber den 
Aquator fort: in ber Südäquatorialzone wurden diefe Streifen 56 und in der ſüdlich ſub— 
tropiſchen Hone erjt 95 Tage nad dem höchſten Sonnenftande der N o rd balbfugel ſicht— 
bar. Nach diefen Beobachtungsergebniſſen des eifrigiten aller gegenmdartigen Marsforſcher 
(benn der alternde Sciaparelli bat längſt das Beobachten aufgeben miiffen) ſchreitet alfo 
das Aufblühen der Vegetation auf dem Mars in umgefeBrter Ribtung fort vie auf der Erde, 
von den Polen gum Aquator, mas aus den uns fonft befannten Verhdltniffen des Mars 
erklärlich wird, wo das meijfte Land fi) ſchon im Wüſtenzuſtande befindet und die Wieder= 
belebung der Vegetation von dem Cintreffen ber Bewäſſerung abbangt. Ganz das Gleiche 
beobachten mir im Niltal, das, gleihfall3 in ein Wüſtengebiet eingefchnitten, für einen 
außerirdiſchen Beobachter in der Tat ein ganz ähnlich wechſelndes Ausfeben zur Schau 


138 I. 4. Mars. 


tragen würde. Das den Nil umgebende Vegetationsgebiet hat eine durchſchnittliche Breite 
von 20 km und wird alfo auch in diefen YAbmeffungen einem „Kanal“ des Mars ähnlich. 
Das Hochwaſſer beginnt am oberen Nil etwa Anfang September und braudbt 4-6 Voden, 
um das Delta zu erreichen. Die Felder beginnen ſich erſt zu begriinen früheſtens zwei 
Monate nad dem höchſten Sonnenftande, und das Vegetationsgebiet {chreitet nad Norden 
meiter, während die Sonne nad) Süden manbdert; es zeigt fi) alfo in erfter Linie abhängig 
von der Bewäſſerung, mas mir am Nil unmittelbar verſtehen. Daf fi aber auf bem 
Mars diefe Vegetationserſcheinung nod) über ben Aquator Pin auf die andere Halbkugel 
in ein dquatoriale3 Gebiet ausdebnt, das, fomeit die Gonne in betracht fommt, von 
einem Jahreszeitenwechſel faum betroffen werden fann und ſich auferdbem in feinem 
Winterhalbjahr befindet, glaubt Lowell auf natürliche Weiſe nicht erflaren zu können. Cr 
ift davon überzeugt, daß nur künſtliche Bewäſſerungsanlagen auch nod bis in diefe Gebiete 
das befrucbtende Naß befördern könnten. Betrachtet man innerhalb dieſes Gedanfen= 
freifes ba3 ungeheuere Nilſtauwerk bei Affuan, das die vorſorgliche Intelligenz des Men— 
ſchen zur beſſeren Ausnutzung des doch immer noch großen Waſſerreichtums des Nil ge— 
ſchaffen hat, ſo kann man es wohl begreifen, daß auf einer Welt, wo der Waſſervorrat 
ſehr karg geworden iſt und deshalb der größte Teil der Planetenoberfläche ſchon zu unfrucht— 
barem Wüſtenlande geworden iſt, dort als vorhanden vorausgeſetzte intelligente Weſen noch 
ganz unvergleichlich gröäßere Bauten ausgeführt haben können, um den ſruchtbaren Niede— 
rungen das Waſſer der alljährlichen Schmelze der polaren Schneekalotte zuzuführen. Man 
kann für den Ausbau eines ſo gewaltigen Syſtems ruhig Jahrtauſende in Anſpruch nehmen, 
in denen der allen Planetenwelten bevorſtehende Prozeß der langſamen Austrocknung auf 
Mars merkbare Fortſchritte machte. 

Einige beſondere Erſcheinungen beſtätigen, daß die ſogenannten Kanäle jedenfalls keinen 
ganz gleichmäßigen Aufbau in der Richtung ihres Querſchnitts haben, alſo nicht etwa voll 
mit Waſſer gefüllt ſind. Sehr lehrreich iſt in dieſer Beziehung namentlich eine Beobachtung, 
Die Schiaparelli während der Oppofition von 1879—80 machte. Nördlich von Thaumaſia, 
in ber bon Schiaparelli Tharji3 genannten gelben Region, fab man einen weißen Streifen, 
Der bon der nördlichen Schneekappe ausging, vie ähnliche ſchon früher beſchrieben worden 
find. Der Streifen lagerte ſich über die Kanäle der Gegend Bin, von denen damals nament: 
lich der Nilus doppelt und ſehr breit war. Schiaparelli richtete nun ſein Augenmerk darauf, 
ob der offenbar ephemere weiße Streifen von den dunkeln Kanälen unterbrochen werden 
würde, oder ob die dunkeln Linien den Streifen trennten. Sind die Kanäle voll mit Waſſer 
gefüllt, und verdankt der Streifen ſeine weiße Farbe Niederſchlägen, die ſich bei beſtimmter 
Temperatur zu dem dunkeln Produkt auflöſen, das jene Kanäle aufnehmen, ſo müßte der 
Marsſchnee ſich in den Kanälen verlieren, die Kanäle würden den weißen Streifen dunkel 
durchſchneiden. Entſtehen dagegen die dunkeln Linien ausſchließlich durch eine tiefere Fär— 
bung der Landgebiete infolge irgend einer Betätigung der organiſchen Natur, ſo wäre es 
jedenfalls möglich, daß das weiße Niederſchlagsprodukt ſich über jene Gebiete hinlagerte 
und ſomit ſeinerſeits die ſogenannten Kanäle unterbräche. Wir erkennen nun deutlich aus 
der damals entworfenen Skizze, daß in gewiſſem Sinne beides eintrat, indem der doppelte 
Nil da, wo der weiße Streifen über ihn hinwegging, bedeutend verſchmälert wurde. Dies 
paßt vortrefflich in unfere Anſchauung von dieſen Objekten: da, mo in bem breiten Über⸗ 
ſchwemmungsgebiete die Vegetation ſich bereits hervorgewagt hatte, wurde ſie von einem 


Birtulation der Fiùffigleit auf bem Mars. 139 


Frühlingsſchnee zeitweilig wieder iiberdedt; in der Mitte aber, mo wirklich Wajfer in den 
tiefften Stellen ftand, wurde der Schnee aufgelbft. 

AN dieſen intereffanten Erſcheinungen, die auf Grund von Beobachtungen einer ganzen 
Reibe bon erfahrenen und gum Teil auch auferordentiid) kritiſch vorgehenden Beobachtern 
angenommen wurden, die feit mehr al8 einem Vierteljahrhundert unfere Nadbarmelt durch— 
forfoten, ift nun in neuerer Zeit bon einigen Aftronomen die reale Criftenz abgeſprochen 
morden, momit dann biele der vorangehenden Betrachtungen über das Weltbild des Mars, 
namentlich fomeit fie bas Vorhandenfein intelligenter Weſen vorausfeben, in ſich zuſammen— 
fallen würden. Es ift ja richtig, daß die meiften, doch bei weitem nicht alle, „Kanäle“ an der 
Schwelle unferes Auffaffungsvermigens ftehen, daß alfo Täuſchungen Pier nicht aus 
geſchloſſen find. Verdächtig erſcheint aud) Bier wieder, vie bei ben Fleden von Merfur und 
Venus, die Tatſache, daß die betreffenden Cinzelbeiten immer nur von mittleren, felten une 
zweifelhaft bon grofen Inſtrumenten gefehen wur— 
ben. So ſchreibt 3.8. Barnard, daß in dem 36-Zöller 
der Lick⸗Sternwarte „die Detail3 auf der Mars 
ſcheibe 1894 fo zahlreich und fompliziert waren, be= 
fonder3 im ben dunkeln Regionen Des Planeten, 
daß es unmöglich wurde, fie genau gu zeichnen“, 
daß er aber „von dem Nebmerfe der feinen Kanäle, 
welches andere und minder erfabrene Beobachter 
ſchon mit ſechszölligen Fernrohren gefeben haben 
wollen, am grofien Lid-Refraftor nichts wahr⸗ 
genommen” bat. Aud Schiaparelli felbit, der feine Der boppette Nilus auf Mara, von cinem 
ep 0 ch ema ch enden Beoba chtungen mit einem a cht⸗ weißen Streifen — CORE 1879/80 von 
zolligen Ynftrument anftellte, und dem {pater dafür 
cin 18zölliges Inſtrument zu Gebote ftand, klagt darüber, daß er in diefem {o viel mad: 
tigeren Inſtrument eher veniger als in bem Meineren ſähe. Diefe Verſchiedenheit ber Bilder 
bei grofen und Îeinen Snftrumenten fann aber ebenſo cinem Nachteil des gròferen bor bem 
kleineren zugeſchrieben werden, mie umgefebrt. Wir haben {don oben gefeben (S. 30), 
daß gerade febr grofie Inftrumente, die durch die Deformation der ſchweren Gläſer infolge 
ibrer eigenen Schwere weniger ſcharfe Bilder liefern, optiſch weniger vollkommen fein 
können als Gläſer von mittlerer Größe. Dieſe wieder ſind zweifellos optiſchen Täuſchungen 
mehr ausgeſetzt als jene. Wer alſo hat nun recht? Lowell, der die Karte Schiaparellis nicht 
nur beſtätigen konnte, ſondern ſie noch weſentlich vervollſtändigte, arbeitete gleichfalls mit 
einem großen Inſtrumente von 24 Boll Offnung unter einem ganz beſonders reinen Himmel. 
Diefem Forſcher ift es während ber Oppofitionen bon 1905 und 1907 fogar gelungen, auf 
vielen Aufnafmen eine Reihe von Marskanälen photographiſch miederzugeben. 

Freilich ift aud) diefer Beobachter betreff3 Verboppelung der Fanale ffeptifd, Don 
denen er nur einmal fiere Wahrnehmung gemadt zu haben giaubt. Dod meldet er, 
1907 ben Gehon doppelt auf der Platte firiert zu haben. Pidering, der eine Beitlang 
mit ibm gufammen in Flagftaff beobachtete, hat Verſuche mit künſtlichen Planetentugeln 
angeftellt und hält dbanad die Verdoppelungen fiir optiſche Täuſchungen. Es wird in 
ber Tat wohl nichts anderes übrigbleiben, al diefe im jeder Hinſicht unerklärliche Er— 
ſcheinung bis zu etwaiger ſicherer Beſtätigung aus unſerem Weltbilde des Mars zu ſtreichen, 





140 I. 4. Mars. 


denn aud) durch die photographiſche Platte fann man ſich täuſchen laffen. Pidering erfannte 
auch an feinem künſtlichen Marsplaneten, daf felbft die einfachen Kanäle nicht notwendig 
zufammenbingende Linien oder Gtreifen zu fein brauchen, fondern daß auch einzelne in 
Reiben ſtehende Punkte oder Flede im Auge leicht zuſammenhängend erſcheinen, wenn 
fie an der Grenze der Gichtbarfeit find. Gier wird man an den Vergleid) Schiaparellis 
(f. ©. 135) bon den fi) zuſammenziehenden Trupps Soldaten erinnert. Dieſe etwaige 
Auflöſung der „Kanäle“ in aneinandergereibte kleine dunfle Flede fteht durchaus im Ein— 
flang mit ber Vegetationshypothefe; die fi) aneinanderſchließenden Flede wären dann 
Felder, auf benen die Belaubung zuerft beginnt und die erjt bei meiterer Ausbreitung fio) 
bvereinigen, was iibrigen3 überhaupt nicht vollfommen zu geſchehen braudt. 

An diefe Möglichkeit, daß fi) ganz ander3 geartete Gebilbe in unferem Auge gu 
„Kanälen“ vereinigen fonnen, knüpfen merkwürdige Verſuchsreihen an, welche die Eng= 
länder Maunder und Evans mit Schulkindern in Greenwich angeftellt haben. Sie 
ſtellten Marszeichnungen her, auf denen nur die unzweifelhaft vorhandenen hellen und 
dunkeln Flecke eingetragen waren. Dieſe Zeichnungen wurden bor Schülern in einer Ent— 
fernung aufgeſtellt, daß ſie denſelben Eindruck machten wie Mars in unſeren Fernrohren, 
und es wurde den Kindern aufgegeben, zu zeichnen, was ſie zu ſehen glaubten. Es iſt nun 
jedenfalls pſycho⸗phyſiologiſch ſehr intereſſant, daß auf dieſen Zeichnungen zwölf „Kanäle“ 
von verſchiedenen Schülern angegeben wurden, und daß die Häufigkeit, mit der dieſe 
Täuſchungen auftraten, von einer beſtimmten Entſernung des Schülers von der Vorlage 
abhing. Bu nahe Befindliche zeichneten die Flecke richtig ohne Kanäle dazwiſchen, zu 
Entfernte konnten eben nichts mehr recht unterſcheiden. Uns ſcheint es, als ob dieſe Ver 
ſuche gerade deutlich bewieſen, daß auf dem Mars Dinge von der eigentümlichen Anordnung, 
die uns zu den vorhin vorgetragenen Schlußfolgerungen führte, wirklich vorhanden ſind. 
Als eigentliche Kanalbauten ſehen wir dieſe ſcheinbaren Linien ja längſt nicht mehr an, und 
ob dieſe langgeſtreckten, die gelben Kontinente auf kürzeſtem Wege durchziehenden Gebiete 
nun einheitlich oder aus einer Menge einzelner Punkte oder Flecke zuſammengeſetzt ſind, 
das ändert an dem Weltbilde des Mars, wie es ſich vor uns entwickelte, nichts Weſentliches. 

Uberbliden mir dieſes Weltbild noch einmal im Zuſammenhange, fo können mir mit 
großer Wahrſcheinlichkeit behaupten, daß auf Mars eine Flüſſigkeit in einem ähnlichen 
Kreislaufe zikuliert, vie bei uns das Waſſer, daß ſerner dieſe Flüſſigkeit, auch im Verhält— 
nis zu dem Umfange jener Welt, in weit geringeren Mengen vorhanden iſt als das Waſſer 
bei uns, folglich im Kreislauf der Jahreszeiten viele Niederungen nur zeitweiſe überdeckt, 
permanente Meere nur an wenigen Stellen bildet; daß weiter die Niederungen zur Zeit 
ihres größten Reichtums an jener Flüſſigkeit Erſcheinungen zeigen, die mit denen unſerer 
Vegetationsentſaltung ſo viele Ahnlichkeiten haben, wie es aus der uns von Mars trennenden 
Entfernung zu erkennen iſt, wogegen die niemals von der dunkeln Flüſſigkeit getrofſenen 
gelben Regionen in einer ſterilen Unveränderlichkeit daliegen, nur durchkreuzt von Wegen, 
die intelligente Weſen durch ein wohlerdachtes, großartig und einheitlich über den ganzen 
Planeten angelegtes Syſtem von befruchtenden Kanalläufen dem Leben wiedererobert haben. 

Aus gutem Grunde iſt vorhin nur der Vergleich mit unſerem Waſſer herbeigezogen 
worden, ohne die Gleichartigkeit jener Fliiffigfeit auf Mars mit dem Waſſer zu behaupten. 
Einige ſorgfältige Forſcher haben nämlich die Möglichkeit des Vorhandenſeins von Waſſer 
in flüſſiger Form auf Mars überhaupt in Frage geſtellt, weil der Planet vermöge ſeiner 


Zweifel an der Realitit ber Marslanäle. Natur der Niederſchläge. 141 


Ctellung zur Sonne nur etwa 3/, der un3 zufommenden Warme von dem Lentralgeftim 
erbalt. Außerdem fpreden gewiſſe theoretiſche Unterjudungen bon Sohnitone Stoner 
Dagegen, der nad) den Prinzipien der kinetiſchen Gastheorie berecdnete, mie ſchwer Gas 
moletiile fein miiffen, daß die verſchiedenen Planeten fie noch fefthalten finnen, und welche 
anderen, leichteren dagegen langſam in den Weltraum entweichen müſſen. Diefe Theorie 
ſpricht Mars den Waſſerdampf ab, während er Kohlenſäure noch zu halten vermag. Dieſe 
Verhältniſſe ſind aber außer von der Schwerkraft auf den Planetenoberflächen, die wir 
genau kennen, abhängig von den dort herrſchenden Temperaturen, und über dieſe wiſſen wir 
nur annähernd Beſcheid. Bryan fam deshalb unter anderen immer noch plauſibeln An— 
nahmen zu dem Schluſſe, daß dem Vorhandenſein von Waſſerdampf auf dem Mars theo— 
retiſche Bedenken nicht entgegenſtehen. Auch hier ſchwanken alſo wieder die Meinungen. 

Es mußte allerdings verwunderlich erſcheinen, daß bei einer offenbar ſehr regen Zirku— 
lation jener Subſtanz, welche die Polarkappen erzeugt, doch nur verhältnismäßig ſelten 
Wolken⸗ oder Nebelbildungen auftreten. Die Waſſerzirkulation auf unſerer Erde können 
wir uns ohne Wolken, die monatelang ganze Landſtriche bedecken, gar nicht denken. Man 
bat darauf hingewieſen, daß Kohlenſäure dei ſehr viel niedrigeren Temperaturen, 
als ſie unſere Klimate haben, etwa zwiſchen 50 und 100 Grad unter Null, Erſcheinungen 
zeigen würde, die einen Teil der Wahrnehmungen auf Mars erklären könnten, ohne daß 
man dazu der Wolkenbildung bedürfte. Kohlenſäure bildet einen weißen Schnee, der ſich 
bei genügender Kälte aus einem farbloſen Gas ohne Nebelbildung niederſchlägt. Freilich 
geht die Kohlenſäure in die flüſſige Form erſt unter fehr hohem Druck über. Die ungemein 
deutlich bervortretenden Uberſchwemmungserſcheinungen miifiten alfo andermeitig erklärt 
werden; ebenfo die Vorgänge, die mit dem Leben einer uns verſtändlichen Vegetation= 
melt vorhin in Verbindung gebracht wurden. Es ift zwar durch Erperimente gezeigi 
morden, ba Pflanzen aud in einer fauerftofflofen Atmofphare leben fonnen, die zum 
großen Teil aus Kohlenſäure befteht, ja daf fie in einer folchen Atmofphare, Die biel= 
leicht zur Beit der CSteinfoblenbilbung unferen Planeten umgab, fogar beſſer gedeihen als 
in der Deutigen; aber Vafferdbampf muf unter allen Umjtinden in beträchtlichen 
Mengen darin enthalten fein. 

Uns ſcheint, bah man zu bem Notbebelf der Kohlenſäure nicht zu greifen braudi, 
um über die Schwierigkeit der geringeren Warmezufuhr hinwegzukommen. Unfere Atmo= 
ſphäre abforbiert nad Unterjudungen bon Langley) und anderen etiva die Hälfte der una 
zugeftrablten Sonnenwärme durd) die Wolfen, ben Staub und namentlich durd die Um— 
fegung der Wärme in mechaniſche Arbeit während der verſchiedenen meteorologiſchen Pro- 
effe. Die Marsatmoſphäre ift aber zweifellos viel reiner ala die unfrige und, vie mir ge- 
ſehen haben, viel dinner; dbeshalb muf aud die Abforption notwendig erheblich geringer 
fein. Anderſeits beredmete Maunder unter der wahrſcheinlich noch viel zu hoch gegriffenen 
Borausjegung einer Marsatmofphire bon ?/, Dite der unjrigen (Campbell Batte, mie 
oben angegeben, 1/, al3 die zuläſſige obere Grenze angegeben), daß auf der Oberfläche 
Des Mars dba3 Waſſer ſchon bei einer Temperatur bon 46 Bentigraden in Dampfform über⸗ 
gebt. Die Auflbfung des Waſſerdampfes in ber Atmoſphäre iſt dort alfo fehr erleichtert. 
Wir fonnen die Buftinde auf ber Oberflidhe des Mars überhaupt mit denen auf unjeren 
höchſten Vergipigen vergleichen, nur mit bem Unterſchiede, daß letztere ifoliert in das 
Luftmeer hineinragen, während auf Mars die ungemein fraftige Finftrablung, mele die 


142 I. 4. Mars. 


Oberfläche erfibrt, die unmittelbar darüber lagernden Luftſchichten ftarf ermarmen muf. 
Wer jemal3 einen höheren Berg erftiegen hat und oben Bellen Sonnenſchein vorfand, wird 
empfunden Baben, vie intenfib die Wärmeſtrahlen dort auf jeben Körper mirfen. Die 
Atmoſphäre dient für uns in jedber Hinſicht al3 ſchützender Mantel. Am Tage nimmt fie 
einen grofen Teil ber bem gefamten Planeten zufommenden Warme auf und formi daraus 
den Schirm der Wolfen; in ber Nacht aber hält fie die eifige Ralte des Weltraume3 von 
der belebten Oberfläche fern. Auf Mars wird died nur in fer beſchränktem Maße ftatt- 
finden. Am Tage wird das Erdreich ſtark erhitzt werden und die ohnehin nicht bedeutenden 
Mengen bon Waſſerdampf in ber Atmofphare aufgelbft fefthalten. Sobald inde3 die 
Sonne unter den Horizont gefunfen ift, dringt die Kälte des Weltraume3 ein und fonden= 
fiert ben Waſſerdampf zu Nebeln und Wolfen, au3 denen es niederſchneit, oder aus denen 
vielleicht aud) nur eine reichliche Reifbilbung fi) niederſchlägt. Die erfteneSonnenitrablen 
aber verſcheuchen die Nebel miebder. 

Am 25. und 26. November 1894 madte Douglak eine Wahrnehmung, mele diefe 
aus der Annahme einer dünnen Lufthiille mit Sicherheit zu ſchließenden Verhaltniffe zu 
beftitigen ſcheint. Cr beobadtete nämlich etwas jenfeità des Terminator, alfo getrennt 
von der leuchtenden Scheibe des Planeten, einen hellen Streifen, der etwa 225 km lang 
und 65 km breit var und überall in gleichem Abftand vom Terminator blieb. Die Erſchei— 
nung batte Fluftuationen, fie fam und verſchwand, bis fie nad) eta 30 Minuten ibere 
haupt nicht mebr auftrat. Am nächſten Abend miebderholte ſich das Spiel; der Streifen 
aber, Der etwa über Protei Regio ſchwebte, Batte fi) um 9 Grad nad) Norden ver: 
oben. Es banbdelte fi) Bier offenbar nicht um ein fefte3 Oberflächengebilde, ſondern 
um eine vorübergehende Erſcheinung, die iiber der Oberfläche ſchwebte, und deren Höhe 
gu etwa 30 km berechnet werden fonnte. Vielleicht ift der äußerſte Rand jenes Nebelſchleiers 
ſichtbar geworden, der ſich nächtlich über die Marsoberfläche breitet; fein Kommen und 
Wiedervergehen deutete die Auflöſungsarbeit an, welche die Sonnenſtrahlen in jenen 
Grenzgebieten übten. 

Jedenfalls ſehen wir, daß bem Vorhandenſein bon Waſſer in feinen drei Aggregat— 
zuſtänden auf Mars keine prinzipiellen Hinderniſſe im Wege ſtehen. Alle die anderen 
Schlüſſe, die ſich daran knüpften, bleiben alſo beſtehen. Der intereſſanteſte derſelben war 
für uns jedenfalls die Anweſenheit intelligenter Weſen auf jener Nachbarwelt. Aber wir 
wiſſen, wie ſehr ſie in Zweifel gezogen iſt. Wenn ſolche Weſen dort exiſtierten, hätten ſie 
uns nicht ſchon einmal ein Lebenszeichen herüber ſenden können? Sollten wir es nicht 
einmal ſelbſt verſuchen, uns mit unſeren vermuteten Brüdern dort oben in Verbindung zu 
ſetzen? Eine franzöſiſche Dame hat der Pariſer Akademie ein Legat von 100,000 Frank 
lediglich zu dieſem Zweck vermacht, und in neuerer Zeit geht der berühmte Elektrotech— 
niker Tesla ernſtlich mit dem Plane um, rieſige elektriſche Spannungen zu erzeugen, mit 
denen man auf bem Wege der drahtloſen Telegraphie mit jener Nachbarwelt korreſpon— 
dieren könne, ja er glaubte ſelbſt ſchon Schwankungen des elektriſchen Potentials unſerer 
Erdkugel wahrgenommen zu haben, die nur von außerirdiſchen intelligenten Weſen ver— 
urſacht worden ſein konnten. Leider bewegen wir uns hier immer wieder auf der Grenze 
unſeres Könnens. 

Gerade um die Zeit, als phantaſievolle Geiſter bemüht waren, ein Mittel auszu— 
grübeln, durch das man die gewünſchte interplanetare Benachrichtigung eröffnen könne, 


VBodenerbebungen und Ginfentungen auf dem Mars. 148 


faben die durch febr friftige Fernrobre bevorzugten Beobachter eigentümliche belle © e r - 
vorragungenam Terminator des Mars, die zu dauernd waren, um für Wol- 
fenziige gelten zu können; e3 ſchien, al3 ob weite Gebiete des Planeten, ſobald die Nacht 
ſich über fie fenfte, aufleudteten. Jedenfalls waren diefe Stellen nicht ohne meiteres als 
Bergipigen anzufeben, die noch von den Sonnenſtrahlen beleuchtet find, vie man ſolche 
jenſeits des Monbterminator3 oft erblidt. Wiirdbe man die annefmen, fo fime man zur 
Annahme von 30—60 km hohen Bergen, die doch allzu unwahrſcheinlich wären. Deshalb 
war für viele fein Zweifel dariiber, daß mir von jener fernen Welt Flammenzeichen er- 
Dielten. Aber dies Bat ſich leider nicht beftatigt. Campbell Bat für diefe Lichtauswüchſe 
eine recht einleuchtende Erklärung gegeben, durch die fie al ausgedbente Hoch— 
landgebiete charakteriſiert werden. Schon früher hatte man gelegentlich belle Stellen 


3 


— —— — — 


AMULE 


Terminatorlinie be8 Mars: 1) Ausbuchtung, beobadtet am 11. Auguft 1894 von Douglafi; 2) Ausbuchtung in der 
Nabe bed Mare Sirenum, beobadtet ant 19. Auguft 1894 von Douglafi; 8) CFinbiegungen, beobagtet auf der Lomell = Stern: 
marte an 24. Auguft 1894. 











auf bem Planeten gefeben, die, je mebr fie fil) dem Rand oder bem Terminator naberten, 
immer nod) Deller wurden; aber man ſah fie niemals fiber den Terminator hervorragen, 
bis man dies zuerft auf Mount Gamilton am 5. und 6. Suli 1890 bemerfte. In den beidben 
folgenden Oppofitionen bon 1892 und 1894 find fie wiederholt bon ben Uftronomen in 
Arizona, refp. Arequipa, bon Perrotin in Nizza, von Flammarion und anderen gefeben 
worden. Unfere von Douglag und W. Pidering herrührenden Zeichnungen geben den 
Anblid diefer Ausbudbtungen wieder oder zeigen die Ronturen des Terminator3 aud) da, 
mo deutliche Einbuchtungen desfelben zu erfennen waren. Die Pellen Hervorragungen 
traten immer nur in beftimmten Regionen auf, und zwar nur in jenen gelben Sebieten, die 
vir al3 Land betrachten; die eine Ctelle liegt in der Tempe genannten Gegend nördlich 
von Thaumafia und Tharfi3, eine andere auf Noaches, eine dritte in der Nahe Des Mare 
Eirenum. Wenn eine folle Stelle während einer zweiten Oppofition, alfo nad zwei 
Jahren, wieder erſchien, fo hatte fie ftet3 die gleidje Lage. Campbell gibt folgende einfache 
Erklärung des Phanomens: „Am 11. Suli 1892 mar Mars bon uns 63 Millionen km 
entfernt. Wir fonnten Vergroferungen von 350—520 anmenden, fie bracbten una bem 
Planeten auf 180,000, refp. 120,000 km nabe. Unfer Mond ift mer als ziveimal 180,000 
und mehr als dreimal 120,000 km von uns entfernt. Dennocd find vir imftande, mit bem 


144 I. 4 Mars. 


blofen Auge Belle Auswüchſe am Mondterminator zu feben, die durch Bergfetten und große 
Krater hervorgebracht werden.” Unter diefer Vorausfegung, daß e3 fi) um langgeftredte 
Bergketten handelt, findet fi) in einem der Falle die Lange derfelben gleid) 140 km und 
die Höhe nur gleich 3,04 km. 

Wenn e3 aber Berge auf dem Mars gibt, wofür noch das vorübergehend gefprenfelte 
Ausfeben gemiffer Gebiete und die bon den Polarfappen fi) gelegentlich abtrennenden 
weißen Puntte ſprechen, wie e3 die Zeichnung von Green aus dem Sabre 1877 veranſchau— 
licht (f. Abbilbung, S. 145, oben), fo gibt es auch Taler dort. Die Cinbiegungen des Ter- 
minator3, vie fie Pidering zeichnete (ſ. Abbildung 3, S. 143), geben biervon Zeugnis. 
Während die Auswüchſe nur in den gelben Gebieten auftraten, find die Cinbiegungen den 
bunfeln Gebieten zugekehrt, wodurch unfere Anſicht beftitigt wird, daß Iegtere Niedberungen 
keine beftindigen Meere find. Cine auffallige Erſcheinung, die man als Andeutung einer 
Talfenfung anfpreden muf, nahm man 1892 und 1894 mahr. Pickering beſchreibt fie 
im erfteren Sabre folgendermafien: „Als der ſchmelzende Schnee fi) zu den Polen zurück⸗ 
309, fab man eine ſchmale, nabezu geradlinige Region, vo er finger verweilte al3 ſonſtwo. 
Ende September war das Soneegebiet in zwei Teile getrennt, bon denen der eine lang 
und ſchmal, der andere von unregelmäßiger Geftalt und etwas fledig mar. Es Batte den 
Anſchein, al8 ob dies von einer Gebirgsfette und anderfeità bon einem Gebiete mit un: 
regelmafigen Erhöhungen, zwiſchen denen ein Tal liegt, herrühre. Von diefem Tale ging 
im Juli eine dunkle Linie au3, welche e3 mit dem Meere verband.“ Später gabelte ſich diefe 
dunkle Linie im Schneegebiete, fo daß fie das Ausfeben eines Y gemvann. 1894 erſchien 
das Y wieder und wurde bon Pidering gezeichnet (ſ. Abbilbung, S. 145, unten). Von einer 
jpigigen Hervorragung, die Barnard 1892 und 1894 an der ſüdlichen Polarfappe wahr— 
nam, fonnte nadgemiefen werden, daß fie bereit3 von Mitchel 1845 und Green 1877 
gefeben wurde, der ihr ben Namen Mithelberg gab. Diefer Fled erſcheint regelmäßig 
etma 60 Tage bor bem Sommersanfange der Marsſüdhalbkugel. Um ibn herum ſchmilzt 
bann ber Schnee meg, während er auf dem Berge felbît liegen bleibt. 

ir feben, vie ſich mit jeber Vermehrung des Beobachtungsdetails die allgemeinen Biige 
Des Weltgemäldes Marer ausgeftalten, das wir una von unferem Nadbbarplaneten entmidelt 
haben. Es ſcheint dbeshalb, als feien mir mit unferen Deutungen des Gefehenen auf einer 
richtigen Fährte, wenngleich Gewißheit für eine Reihe von Soluffolgerungen, die mir hier 
zogen, heute noch nicht borliegt. Es bleibt uns nichts fibrig, al mit Schiaparelli „etwas Ver- 
trauen in das zu ſetzen, mas Galilei die Höflichkeit der Natur nannte, derzufolge fie una von 
Beit gu Beit von ganz unermarteter Seite Ber einen Lichtſtrahl zufendet und uns über Dinge 
aufklärt, die zuvor jeber Spelfulation unerreichbar erſchienen. Cin {Mines Veifpiel hierfür 
bietet un3 die Spektralanalyſe der Himmelskörper. Goffen vir alfo und arbeiten mir weiter!” 

Am 11. Auguſt 1877 ſah Aſaph Gall in Wafgington mit Gilfe des damals noch groften 
Refraktors ber Welt ein ungemein Meine Sternden ganz in der Nähe des Mar3. Es unter: 
ſchied fi) im Ausfeben nicht von jenen Millionen anderer fleinfter Sterne, die ein ſolches 
Riejenfernro)r bem menſchlichen Blick enthüllt, und von benen man faft immer einige 
fiebt, in mele Ribtung man bas Sehwerkzeug aud bringen mag. Nur der Umitand, daß 
dieſes Sternchen ftet3 in der nächſten Nähe des Planeten blieb, alfo die Bewegung mit: 
macbte, die Diefer in feinem ſynodiſchen Umiauf um die Sonne unter den übrigen Sternen 
ausfilbrt, bewies, daß es in direfter Abbangigfeit bon dem Planeten ſtehen mufte. Dies 


Tie Marsmonde. 145 


traî namentlich aud) dadurch Pervor, daf der begleitende Stern nicht genau dem Planeten 
triste, ſondern balb etwas ſchneller, bald langſamer lief, fo daß er gelegentlic) rechts, dann 
wieder lin vom Mars gefehen wurde, aber immer einen beftimmten marimalen Abftand 
ron ibm innehielt: furz, das Sternchen umlief offenbar den Planeten; ed mußte ein 
Mond des Mars fein. Am 17. Auguſt bemerfte Gall, während er das ſechs Tage 
vorber entdedte Sternchen verfolgte, eim zweites, bem Planeten noch näher ftehendea, 
Das dieſelben Eigenſchaften zeigte: die beiben Monde des Mars, {pater Deimos und 
Fhobos, Furcht und Schreden, die Söhne und 
Pegletter des Ariegsgottes, genannt, waren entdeckt. 

Dieſe Entdbedung war indes keineswegs eine gua 
fallige. Hall Batte die außerordentlich günſtige Lage 
des Mars zu uns, die 1877 eintrat und nur alle 
15 Jahre wiederkehrt, in Gemeinfdhaft mit der da⸗ 
mals jonjt unerreichten Kraft ſeines Fernrohres aus: 
genutzt, um die bereit3 feit zwei Jahrhunderten viel» 
fach etorterte Frage nach der Exiſtenz von Mars⸗ Helle Punkte in der Rähe ber Sfibpolar= 
monden zu entſcheiden. Es iſt intereſſant, daß bereits *erre de — ee SA 
1726 Swift in jeinem beribmten Phantaſiewerke 
„Gullivers Retjen” bon einem Volfe redete, Da3 mit viel Meineren, aber die Himmels— 
objefte viel deutlider und größer zeigenden Fernrohren zwei Marsmonde entdbedt babe, 
von denen der innerjte genau drei Durchmeſſer des Planeten von ibm abſtehe, der äußere 
funî. Gn Lirflichfeit ijt die Entfernung des ziveiten Marsmondes gerade fo groß, mie 
jie Swift bon jeinem phantafierten erjten angegeben hatte. Tie 
Umlaufszeit des eriten Satelliten gibt Swift zu zehn Stunden 
an, die wirkliche betragt 7 Stunden 41 Minuten, die des zweiten 
301/, Stunden, mabrend ſie bon dem borabnenden Dichter zu 
211/, Stunden angegeben mar. Gm vorliegenden alle erſcheint 
indes bei genauerer Betrachtung diefe3 Crraten nicht fer feltiam. pas vaufber Sibpotartappe 
Man judte längſt nad) einem oder mefreren Marsmonden. Tie Pon gi te “ 
Erde bejibt einen, Jupiter vier Monde. Bei bem Spiel mit Zablen, 
das die Philojophen damals mit Vorliebe trieben, mar e3, wenn ſchon einmal geraten werden 
jollte, nabeliegend, bei Mars an zwei Monde zu denfen, benn man Batte dann die Zahlenreihe 
1, 2,4 für die aufeinander folgenden Planeten. Daß ferner diefe Monde ſich ſehr nahe am 
Planeten befinden mußten, war bei der Kleinheit des [egteren ebenfalls zu bermuten. Waren 
aber einmal die Entfernungen von drei und fiinf Durdmejfern ercaten, fo folgten daraus die 
Umlaufszeiten nad) dem dritten Keplerſchen Gejet, Das mir jpater fennen lernen merden. 

Aber die vermuteten Marsmonde wurden dennod bis auf Halls Zeiten nicht entdedt. 
Herſchel, Mabdler, d'Arreſt ſuchten nad) ibnen auf das eifrigite, und der letztere fonnte mit 
Beſtimmtheit behaupten, daß kein Marsmond eriitieren fonne, der die ſehr geringe Leucht— 
fraft der fogenannten zwölften Größenklaſſe der Gejtirne überſchritte und fil während 
jeine3 Umlaufes mindeiten3 um 20—24 Durchmeſſer des Planeten bon ibm entfernen 
könne. In größerer Nähe fonnte allerding3 ein fo feines Lichtpünktchen in dem d'Arreſtſchen 
Fernrohre nicht mehr gejehen werden, meil die Lichtfülle des Planeten dort den Himmels— 
grund zu ſehr erhellte. Dieſe Unterſuchungen fanden 1864 ſtatt. 

Meyer, Tas Weltgebaude. 2 Aufl 10 








146 I. 4. Mars. 


Nach ſolchen Erfahrungen fonnte Afaph Gall, als er während der befonders giinftigen 
Oppofition bon 1877 ſich anfebidte, abermal8 nad den Marsmonden zu ſuchen, fein Ge- 
biet one meiteres weſentlich einſchränken. Er ſuchte eben nur in groferer Nabe des Pla: 
neten, mo er mehr Wahrſcheinlichkeit hatte, ein ſehr kleines Objelt zu feben, al8 fein Vor— 
gänger d'Arreſt. Der ungemein große Vorjprung des kräftigeren Inſtrumentes zeigte fi 
ſofort. Anfang Auguſt 1877 hatte Hall ſeine Aufſuchungsarbeiten begonnen, aber erſt am 
10. richtete er ſein Augenmerk auf die allernächſte Nähe des Planeten, und am Tage darauf 
hatte er den einen Mond geſehen. 

Nachdem die Monde einmal entdeckt waren, gelang es, ſie auch ſchon in weit licht⸗ 
ſchwächeren Fernrohren zu ſehen: eine ganz gewöhnliche Erſcheinung, die ſich ſtets wieder— 
holt, wenn man die Lage des Objektes vorher mit genügender Annäherung kennt. Das 
Auge ſchweift dann nicht mehr unruhig ſuchend umher, und die Lichtwelle hat Zeit, einen 
und denſelben Sehzapfen wiederholt zu treffen. Außerdem kann man die empfindlichſte 
Stelle des gelben Fleckes unſerer Netzhaut dem Lichtſtrahle zuwenden und die ganze Auf— 
merkſamkeit auf ben zu empfangenden Lichteindruck fonzentrieren. Die Marsmonde, die 
von d'Arreſt mit einem Fernrohr bon 11 Boll Offnung vergeblich geſucht worden maren 
und mit einem ſolchen von mebr als fiinfmal größerer Lichtſtärke zum erftenmal auf ein 
menſchliches Auge einen bemuften Cindrud madten, find {pater mit einem auf 5 Boll 
abgeblendeten Fernrohre von Troubelot nod) erfannt worden, und die gelegentlichen Be— 
ſucher ber Lick-Sternwarte feben fie als durchaus auffallige Objefte. 

Im iibrigen ift bon diefen fehr kleinen Himmelsweſen Bier faum noch etwas zu fagen. 
Selbſtverſtändlich erſcheinen fie ganz durchmeſſerlos, fo baf man fiir ihre wirkliche 
Geröße höchſtens eine obere Grenze angeben könnte, indem man berednet, wie grof fie 
ſein müßten, bamit fie, von uns aus gefeben, nod einen merklichen Durchmeſſer zeigten. 
Aber die Photometrie des Himmels gibt no einen anderen Weg an, dieſe Größe mit 
etwas mebr Wahrſcheinlichkeit zu beftimmen. Unter ber Vorausfegung nämlich, dbaf die 
Albedo oder die Fähigkeit, das Sonnenlicht zurückzuwerfen, für die Oberflächen bdiefer 
Monde ebenſo groß ſei wie für die Oberfläche des Planeten, den ſie umkreiſen, kann man 
berechnen, wie groß eine Oberfläche ſein müßte, die aus der Entfernung der Marsmonde 
ſo viel Sonnenlicht zurückſtrahlt, wie es in Wirklichkeit der Fall iſt. Man erhält dann für 
den innerſten Mond, Phobos, der ein wenig heller erſcheint als ſein Nachbar, einen 
Durchmeſſer bon nur 9,5 km und für Deimos einen ſolchen bon nur 8 km. Sie find 
demnach bei veitem die fleinften permanenten Himmelskörper, die wir fennen. 
Ihre Oberfläche wird faum 300 qkm umfaffen. Die Fürſtentümer Reuß ditere Linie oder 
Schaumburg⸗Lippe haben auf einem diefer Himmelskörper nod nicht geniigend Plag. Aud 
vom Pars felbit gefeben, können die Monde nur ſehr flein erſcheinen, obgleich fie ihm Dod) fo 
nabe ftehen. Der A bftand des nächſten Mondes von der Oberfläche des Mars ift faum fo 
groß mie die Entfernung von Berlin bia New VYorf, aber Phobos hält, aus diefer betrachtet, 
doch nur etwa drei Minuten im Durchmeſſer; er ift alfo zehnmal kleiner, al unfer Mond uns 
erjcheint. Der entferntere Mond nun gar wird dort nibt größer ausfeben als für uns die Venus. 

Von allen den iibrigen feltfamen Phänomenen zu fpredjen, mele die Marsmonde 
infolge ihrer äußerſt ſchnellen Bemegung um ihren Hauptplaneten zeigen, ift hier noch 
nicht der Ort. Wir fommen darauf im zweiten Hauptteil zurück. 


Photographifhe Aufnabmen von kleinen Planeten. 147 


5. Die kleinen Ploneten. 


Dürften mir unfere Durchmuſterung und Erforſchung des Himmels in der ganz fon: 
f(equenten Art durchführen, die nichts borausnimmt, mas ſich nicht in der Kette der auf: 
einanderfolgenden Schlüſſe iiber das Geſehene mie von felbît darbietet, fo würde Ddiefes 
Sapitel über bie Gruppe jener minzig fleinen planetariſchen Körper, 
deren Hauptmaſſe einen Ring zwiſchen Mars und FZupiter bildet, wahrſcheinlich zu den legten 
unferer beſchreibenden Uftro= | 
nomie gehören. Denn bdiefe Î 
Himmelskörper unterſcheiden 
ſich von der millionenfachen 
Schar kleinſter Fixſterne, die 
uns kaum weiter intereſſieren, 
als daß mir aus ihrer Vertei: 
lung amFirmament etwasüber 
ben Bau eines größten Welt⸗ 
ſyſtems abzuleiten ſuchen, nicht 
anders als durch ihre Bewegun⸗ 
gen. Das Studium dieſer Be— 
wegungen aber ſoll uns erſt in 
dem zweiten Hauptabſchnitte 
dieſes Werkes beſchäftigen. 

Wollen wir alſo ein cha— 
rakteriſtiſches Bild eines kleinen 
Planeten hier entwerfen, ſo 
können wir nichts Beſſeres tun, 
als eine jener Photogra— 
phien wiederzugeben, auf 
denen man heute dieſe Körper 
entdeckt. Wir erkennen darauf | 
eine Anzabl von groferen und Afteroid 422 Berolina, photographiſch entdedt im Sternbild der Fiſche von 

G. Witt auf ber Urania-Sternwarte in Berlin am 8. Citober 1896. 

fleineren Punften, welche die 

Fixſterne der betreffendben Gegend auf der Platte hervorbrachten, und einen kleinen Strich. 
Diefer Strich ift die Spur eine kleinen Planeten. Die Platte ift das Refultat mehrſtün— 
diger Belichtung, während welcher der Beobachter durch andauernde Kontrolle dafiir forgte, 
daß jeder feſtſtehende Stern ſtets genau dieſelbe Stelle der Platte mit ſeinem Lichte traf. 
Während dieſer Zeit mußte alſo ein ſich unter den Sternen fortbewegendes Lichtpünktchen 
eine Linie erzeugen; dies iſt das einzige Merkmal, an dem man den Planeten erkennt. Da 
man nun die Orte der Fixſterne, die ſich verzeichneten, in ihrer Lage zu gewiſſen, allgemein 
vereinbarten Fixpunkten des Himmelsgewölbes genau kennt oder ermitteln kann, ſo iſt durch 
nachträgliche Ausmeſſung der Lage Des Planetenſtriches leicht feſtzuſtellen, ob man es mit 
einem bereits bekannten Gliede der Gruppe zu tun hat, deſſen Bahn man im voraus be— 
rechnet hat, oder ob es geglückt iſt, einen neuen zu der zahlreichen Gemeinſchaft zu fügen. 
Iſt dies der Fall, ſo gibt die Länge und Richtung des Striches an, wo man den neuen 

10* 





148 I. 5. Die fleinen Planeten. 


Körper ungefàfr an einem der nächſten Tage aufzufuden hat. Man fann dann entveder 
burd) direfte Beobachtung oder wieder mit Hilfe der photographiſchen Platte dort nach— 
forſchen; dies einige Tage mit Erfolg fortgefebt, ermoglicht bem Rechner die Ermittelung der 
wahren Stellung des neuen Körpers in bem Gürtel, feiner Entfernung, Umlaufszeit u. ſ. w. 

Während alſo ber Himmelphotograph faft one alle meiteren Vorbereitungen oder 
Vorfenntniffe in ben Stand gefebt ift, neue Planeten aufzufinden, mar died früher nur 
miglio, nachdem die umfangreiche Arbeit einer genauen kartographiſchen Aufnahme der 
Himmelsſtriche, in denen man folle Planeten ermarten konnte, borangegangen mar: 
die Herftellung der fogenannten Ekliptikalkarten. Aus befonderen Gründen, von 
denen nod) {pater die Rede fein wird, durfte man von bomberein annehmen, daß diefe 
kleinen Planeten ſich nur in einer gemiffen Bone des Himmels aufhalten fonnen, dburd deren 
Mitte die Sonne ihre jährliche Bahn um den Himmel beſchreibt, und die man Ekliptik ge- 
nannt bat. Von diefer Bone fertigten Peters in Clinton (im Staate New Vorf) und Palifa 
in Wien ſehr genaue Rarten an, die alle Heinften Sterne diefer Gegend entbielten. Ver: 
glichen fie nun einige Beit nad der Herftellung eines Teiles diefer Karte ben Gimmel mit 
ihr, fo fam es vor, daß hier und da ein Stern feblte, oder daß einer zu viel ſichtbar war. 
Das erftere fonnte man bei ber Überfülle des Himmels an fleinen Sternen als eine ver 
zeihliche Vernadlaffigung auffaffen; ein neu Bbinzugetretener Stern dagegen mufte als 
verdächtig meiter berfolgt merden, und wenn er eine Bewegung geigte, war ein neuer 
Planet entbedt. Auf diefe Weife haben die beiben genannten Aftronomen eine grofe Une 
zahl diefer minzigen VWeltforper aufgefunden. 

Das ſyſtematiſche Suden nad) diefen Körpern, die ,,Planetenjagd”, murde natürlich 
erft von der Zeit an betrieben, al man bereità die Uberzeugung gewonnen batte, daß 
jedenfalls eine fehr grofe Anzabl derfelben in einem Gürtel zwiſchen Mars und Gupiter 
verjtreut feien. Die Entdeckungsgeſchichte der eriten Afteroidben, mie man 
dieſe Geſtirne auch zu nennen pflegt, ift naturgemaf eine ganz andere. Der erfte bon ibnen, 
Ceres, eröffnete ben ſchönen Reigen der aſtronomiſchen Entbedungen des vorigen Sabre 
Bundert3, Da er gerade am 1. Sanuar 1801 bon Piazzi in Palermo zuerſt gefeben wurde. 
Die Entbedung war allerding3 eine rein zufällige, aber fie fam keineswegs unerivartet, 
Denn, mie bei den Monden des Mar3, batte man auch die Exiſtenz diefer Körper längſt borher 
geabnt. Jedenfalls hatte man bermutet, daß e in Planet in der auffalligen Liide, welche 
die Entfernungen der befannten Planeten von der Sonne zwiſchen Mars und Gupiter 
zeigten, vorhanden fein miijfe. ©tellen mir bdiefe Entfernungen in runden Zehnteln der 
Sonnenentfemung gufammen: PMerfur 4, Venus 7, Erde 10, Mars 15, Supiter 52, Saturn 
95, Uranus 192, fo tritt allerding3 der Sprung von 15 auf 52 ſehr deutlich hervor. Es murde 
auch damal3 viel von bem mit Unrecht fo genannten Bode-Titiusſchen Geſetze 
ber Planetenentfemungen geſprochen, das die fegteren ungefähr durch eine Reihe wieder— 
gibt; fie findet jedbod) in bem un3 befannten Naturgeſchehen feine allgemeine Begründung 
und Bat deshalb auf den Namen eines Gefebes feinen Anjprud. Diefe Reibe lautet: 

Merkur 4 “id Erde 4+-2x<3 = 10 Jupiter + 16x<3 = 52 
Veni 4--1x<3=7 | Mad 44 4x<3= 16 Satum 4 + 32 x 3 = 100 
Uranus 4-|- 64 << 3 = 196 

Hier feblte offenbar in ber Reihe 1, 2, 4, 16, 32 und 64 die Zahl 8, die fiir die Ente 

fernung ded bermuteten Planeten 28 ergeben würde. Gn der Tat fällt diefe Cntfernung 


Entdeckung der erften kleinen Planeten. 149 


mit der Mitte der Afteroibenzone ungefabr zufammen. Während man ſich gerade anſchickte, 
nad) dieſem Planeten zu fuden, fand Piazzi, der im Begriffe war, die Verzeichniſſe der 
Fixſterne einer genaueren Priifung zu unterzieben, einen Stern 8. Größe auf, der in feinen 
viel feinere Sterne enthaltenden Verzeichniſſen nicht aufgeführt mar. ALS fi) in den nächſten 
Tagen eine Bewegung des neuen Sternes Berausitellte, wußte er, daß es jedenfall ein 
Angehöriger des Sonnenſyſtems fein müſſe, aber ihm und den erften Aftronomen, die von 
ber Entbedung Borten, blieb es nod) unflar, ob man einen Kometen ohne Schweif oder 
einen Planeten bor ſich hatte. Die Zweifel wurden erft durch theoretiſche Unterſuchungen 
des jungen Gauß gelöſt, ber damals im Alter bon 26 Jahren bereità meltberibmt war. 

Die Frage des feblenden Planeten zwiſchen Mars und Gupiter {chien den Aftronomen 
ber bamaligen Beit fo vollfommen gelöſt, Daf der Kometenforſcher Olbers in Bremen, 
als er bei Gelegenbeit einer Beobachtung der Ceres am 28. März 1802 abermals auf einen 
Stern ſtieß, Der nicht an diefe ibm moblbefannte Stelle gehörte und ſich von der Stelle be— 
wegte, Dod nicht an einen zweiten Planeten, fondern wieder an einen Stometen glaubte. 
Auch Bier mufte erſt die Rechnung eines Befferen belebren. Der ziveite Meine Planet, etiva 
von gleicher fMeinbarer Größe mie der erite, murdbe Pallas genannt. 

Der Gedanke an die Möglichkeit einer großen Zahl von Planeten in diefer Lücke tauchte 
aber nod) immer nicht auf. Das ift begreiflich, wenn man bedenkt, daß feit ben Urzeiten 
bi3 in jene Epoche zu den mwenigen ftet3 befannten grofen Planeten nur einer, Uranus, 
hinzugetreten mar. Man fonnte e3 fi) nicht anders vorſtellen, ala daß das Planetenſyſtem 
nur aus einigen wenigen Gliedbern beftinde, mie man es an feinen verfleinerten Abbildern, 
ben Gatellitenfoftemen ber Planeten, fab. Da nun aber zweifellos zwei Planeten damals 
zwiſchen Mars und Supiter eriftierten, fo fam Olber3 auf ben Gebanfen, dieſe beiden 
Körper möchten urſprünglich nur einen ausgemacht haben, der durch irgend einen gemalt= 
famen GCingriff zertriimmert worden fei. Diefe Anficht fand baburd eine Stütze, dbaf es 
einen Punkt im Raume gibt, vo die Bahnen der beidben Himmelskörper ſich nabezu ſchneiden, 
fo daß man ſich Bier den Ort borzuftellen bitte, mo die Kataſtrophe erfolgte, die einen Welt— 
forper in ©plitter ſchlug. Dies half die Entbedung meiterer ſolcher vermeintlichen Bruch— 
ftiide forbern: Ym 1. September 1804 fand Harding auf ber Pribatfternmarte von 
Schröter in Lifienthal die Funo, am 29. Marz 1807 wieder Olbers die Be fta. Legtere 
iſt der Dellfte Planet in diefer Gruppe und bon einem außergewöhnlich guten Auge in 
giinjtigiter Stellung nod) eben obne Bewaffnung zu feben. 

Sn dieſes erîte und die nächſten Dezennien des 19. Jahrhunderts fiel die große Arbeit 
der genaueren Kartenaufnahme des geſtirnten Himmels, bei der cin beweglicher Stern 
von der Größe namentlich des letztentdeckten Aſteroiden hätte auffallen müſſen. Da dies 
nicht eintrat, glaubte man wirklich mit jenen vier Körpern die Lücke genügend ausgefüllt 
zu haben und forſchte nicht mehr mit beſonderer Aufmerkſamkeit in dieſer Richtung. 

So vergingen 38 Jahre nach der Entdeckung der Veſta, bis ein eifriger Liebhaber der 
Aſtronomie, Hencke im Driefen, den fünſten Planetoiden, die A ftraa, entdeckte. Das 
neue Geſtirn unterſchied ſich bon den vier Gefährten in diefem Ringe durch {cine weſentlich 
geringere Lichtſtärke. Diefe erſt lie die Bermutung auffommen, daß ſolcher kleinen Wefen 
wohl noch eine beträchtliche Anzabl in ähnlichen Bahnen mandeln fonnten; denn fo kleine 
Sterne von der 10. Größenklaſſe waren bis dahin und ſind auch gegenwärtig noch nicht 
mit ausreichender Vollſtändigkeit katalogiſiert. Es gibt deren ſchätzungsweiſe eine Million. 


150 I. 5. Die kleinen Planeten. 


Als deshalb Hende meiter ſuchte und meniger ala zwei Sabre ſpäter fo glücklich mar, 
noch einen kleinen Planeten zu finden, die H e be, begann eine allgemeine Jagd nadh diefen 
mwinzigen Himmelsweſen, die bon nun an ausnahmslos jede3 Jahr einen oder mebrere 
derfelben an3 Licht zog und heute mit den Gilfsmitteln der Photographie mit immer nod) 
fteigenbem Erfolge betrieben wird. Das erſte Hundert fleine Planeten mar 1868 voll ge- 
morden, das ziveite 11 Sabre darauf, das dritte wieder nad) 11 Sabren, 1890; fiinf Gahre 
ſpäter, 1895, waren es abermal8 hundert mer gemorden, und das erite halbe Taufend 
hat Wolf in Heidelberg am 16. Sanuar 1903 voll gemadt. Von diefen Planeten Bat 
Palifa in Wien allein 83 entdedt; nad) ihm mar der erfolgreicfte Planetenjiger Char 
lois in Nizza, der einige fiinfzig auf photographiſchem Wege fand, während augenblid: 
lid) Wolf wohl die meijten diefer mingigiten Mitbiirger unfere3 Sonnenreiches auf feinen 
Platten findet. Man Pat bei diefer Fülle natürlich Mühe, ſich zu bergemiffern, ob es fi 
bei ber Auffindung eines Planetenſtriches wirklich aud um einen neuen, vorher noch nicht 
gefebenen Körper handelt. Es fann dies nur gefchehen, indem man die Orte aller anderen 
am Simmel borausberednet und nun die gefunbene Pofition mit dieſen „Ephemeriden“ 
vergleicht. Man wird begreifen, daß diefe Vorausberechnungen, die das Verliner aftro- 
nomiſche Redeninftitut feit alter3 fer ilbernommen Pat, nad und nad) zu einer faum 
noch zu bewältigenden Arbeit geworden find. Es vergebt deshalb oft geraume Beit, bis 
eine neue Auffindung endatiltig in die Reibe der neuen Entdbedungen aufgenommen mer 
ben fann. Erſt bann befommt der neue Körper feine laufendbe Ordnungsnummer, die 
man gum Zeichen, daf es fi) um einen fleinen Planeten handelt, auch mobl mit einem 
Kreiſe umgibt. ‘Der Entdeder hat das Recht, ibm einen Namen zu geben. In ihrem 
proviſoriſchen Stadium bezeichnet man die nod nicht identifizierten neuen Auffindungen 
mit zwei grofen lateiniſchen Buchſtaben nad einer Bier nicht weiter intereffierenden Reiben= 
folge. So trug 3. B. der am 19. Februar 1903 in Heidelberg photographierte kleine Planet 
zuerſt die Bezeichnung LO und erbielt bann ben Namen Laodica mit der Nummer 507. 

Naturgemaf murden mit der Vervollfommnung der optiſchen Hilfsmittel und der 
Methoden immer kleinere Körper aufgefunden, während verhältnismäßig grofere nicht mehr 
oder nur noch felten, hinzukamen. Wir können deshalb heute ziemlich ſicher ſein, daß un= 
bekannte größere Aſteroiden in dieſem Ringe, etwa bis zur 9. Größenklaſſe nicht mehr 
exiſtieren, ir alſo die an Ausdehnung wichtigſten diefer Klaſſe von Geſtirnen kennen ge— 
lernt haben. Es ſcheint auch aus ſtatiſtiſchen Zuſammenſtellungen hervorzugehen, daß für 
die Kleinheit dieſer Körper eine Grenze exiſtiert, die nicht etwa von dem Unvermögen 
unſerer Sehwerkzeuge herrührt. Immerhin iſt geſchätzt worden, daß mit unſeren gegen⸗ 
wärtigen Hilfsmitteln etwa 5000 dieſer Liliputwelten auffindbar ſind. 

Alle dieſe Geſtirne, mit Ausnahme der drei größten, erſcheinen auch in ben beſten 
Fernrohren als bloße Punkte, ohne meßbare Ausdehnung. Man kann deshalb nicht anders 
über ihre wahren Größen einige Anhaltspunkte gewinnen, als durch dieſelbe photometriſche 
Methode, die uns bereits bei Gelegenheit der Marsmonde aushelfen mußte. Wir wiſſen, 
daß wir gu dieſem Ende gewiſſe Vorausſetzungen über die lichtreflektierende Kraft der Ober⸗ 
flächen der Geſtirne machen müſſen. Das iſt aber immer eine mißliche Sache, wenn man 
ſieht, in wie verſchiedener Weiſe die Planeten mit ſichtbaren Durchmeſſern das Licht zurück⸗ 
werfen. Setzt man z. B. die Albedo für Mars gleich 1, ſo erhält man nach Müllers ſorgfältigen 
photometriſchen Unterſuchungen folgende Werte für die Albedo der großen Planeten: 


Albedo und Durchmeſſer der hellſten Ufteroiden. 151 


Mertur . . . 0,64) Marg. . . . 100) Satun . . . 3,28 | Neptum . . . 2,36 
Venus . . . 344 | Gupiter . . . 2,79 | Uranus . . . 2,73 

Welche bon diefen Bablen follte man für den Durchſchnitt der Ufteroiben wählen? 
Dies mufte mebr oder weniger der Willkür überlaſſen bleiben, da vir über die Oberflächen— 
beſchaffenheit diefer Geftirne ſchlechthin nichts wiſſen. Gewiſſe Lichtſchwankungen, die unab= 
hängig von der wechſelnden Entfernung von uns durch die veränderte Stellung zur be— 
leuchtenden Sonne bei einigen Planetoiden deutlich auftraten, machten es wahrſcheinlich, 
daß ihre phyſiſche Beſchaffenheit der des Mars, bei anderen der des Merkur einigermaßen 
ähnlich ſei. Unter der Vorausſetzung alſo, daß die Albedo dieſer Himmelskörper entweder 
dem einen oder dem anderen großen Planeten gleich ſei, findet man die in der folgenden 
Tabelle unter den betreffenden Zahlen angegebenen Werte für ihre Durchmeſſer. 

Durchmeſſer der drei hellſten Aſteroiden in Kilometern (nach Müller und Barnard). 


Albedo 0,64: Albedo 1,00: Direkte Meſſung: Albedo nach Barnard: 
Ceres. 475 km 379 km 770 km 0,67 
VBefta . 473 - 377 - 380 - 2,77 
Palla83 . 354 - 282 - 490 - 0,88 


Die borlegte Zahlenreihe ift das Refultat direfter Durchmeſſerbeſtimmungen, mele 
Barnard mit Vilfe des grofen Verfes-Refraftors 1900 gegliidt find. Nur in diefem und 
bem früher bon demſelben Beobachter benugten Lid-Fernrobre gelang es, die ganz kleinen, 
fich auch bei fraftigeren Vergriferungen faum bon einem Punft unterfbeidbenden Scheib⸗ 
chen deutlich genug zu erfennen, um mikrometriſche Meffungen ihrer Ausdehnung mit ber- 
trauenermedender Sicherheit auszufilbren. Die Barnardſchen Durchmeſſer müſſen natürlich 
gegenüber den Müllerſchen Werten, die unter gewiſſen, nicht kontrollierten Vorausſetzungen 
entſtanden, eine weit größere Wahrſcheinlichkeit für ſich in Anſpruch nehmen. Es konnte 
hieraus nun das wirkliche Rückſtrahlungsvermögen dieſer Körper im Vergleich zu dem des 
Mars beſtimmt werden, welche in der letzten Zahlenreihe angegeben ſind. Die ſehr große 
Abweichung zwiſchen bem von Müller gefundenen, in Der erſten und zweiten Zablenreihe 
gegebenen Durchmeſſer der Ceres und dem Barnardſchen Werte dafür beweiſt, daß die 
gemachte Annahme über ihre lichtreflektierende Kraft völlig falſch war; die Oberfläche dieſes 
Geſtirnes verſchluckt weit mehr Licht als irgend einer der permanenten Körper des Sonnen⸗ 
ſyſtems; Ceres iſt ein außergewöhnlich dunkler Körper. Hieraus wieder kann man mit einiger 
Wahrſcheinlichkeit ſchließen, daß Ceres keine Atmoſphäre Bat, denn alle großen 
Planeten, die ſicher von Dunſthüllen umgeben ſind, haben eine große Albedo, ſind ſehr hell 
durch die reflektierende Kraft der Wolkengebilde. Veſta dagegen zeigt eine Albedo, die 
der des Jupiter gleicht, deſſen Licht von einer dichten Atmoſphäre zurückgeworfen wird. 
Wir können eine ſolche alfo auch für den hellſten der Planetoiden annehmen. Aud) ſpektro⸗ 
ſkopiſch iſt eine ſolche angedeutet. Pallas aber, die man bis dahin immer für kleiner ge— 
halten hat als Veſta, ſtellt ſich als größer, alſo gleichfalls dunkler heraus, als angenommen 
wurde. Nach Barnards Meſſungen find die beiden letztgenannten Körper 26- und 33mal 
im Durchmeſſer kleiner al unſere Erde, Ceres 17mal. Suno, der vierte Planetoid, iſt 
aber ſchon beträchtlich kleiner. Barnard fand ihren Durchmeſſer nur zu 190 km. 

Bei allen anderen kleinen Planeten ſind wir bezüglich ihrer Größenſchätzung durch— 
aus auf die photometriſche Methode angewieſen, Die für die kleinſten Werte bis zu 9 km 
Durchmeſſer herab ergibt; dieſe wären alſo nur wenig größer als die Marsmonde. Unſere 
Erfahrungen an Ceres haben jedoch gezeigt, daß dieſe Werte unter Umſtänden bis vielleicht 


152 I. 5. Die fleinen Planeten. 


auf das Doppelte fi) erhöhen können. Daf dagegen dieſe Körper in Wirklichkeit einer 
feien, al die photometriſchen Meſſungen ergeben, iſt höchſt unwaährſcheinlich, da dies eine 
größere Albedo und folglich wieder Atmoſphären um dieſe winzigen Geftirne zur Voraus: 
febung haben würde, die aus {pater zu erörternden Griinden bei ben kleineren faum denk⸗ 
bar find. Nimmt man die photometriſchen Durchmeſſer als die richtigen an, fo ergibt die 
Rechnung, daf alle befannten kleinen Planeten, in einen einzigen bereinigt gedacht, einen . 
Körper ausmaden miirden, deffen Durchmeſſer zwanzigmal fleiner mare al der der Erde. 
Nach den Barnardſchen Meffungen ift indes dieſes Verhältnis zu niedrig gegriffen; immer: 
Bin fieht man, daf die Gefamtheit der Afteroiden viel meniger in die Wagfchale fallt al3 der 
Heinjte ber fibrigen Planeten, Merfur. 

Cine befondere Ctellung unter diefer Sar von fleinen Himmelsweſen nimmt der 
am 13. Auguſt 1898 von G. Vitt an der Urania=Sternmarte zu Berlin entdbedte Planet 
ein, der Die Nummer 433 und den Namen Eros erhalten hat. Es ermies fi) zunächſt, 
daß die Bahn, die er um die Sonne beſchreibt, diefer weſentlich näher liegt als die aller 
übrigen Gliedber der Gruppe, fo daf der Planet zum größten Teil innerbalb der 
Marsbahn mandelt und dbabei der Erbe näher fommt al3 irgend ein anderer permanenter 
Simmefsforper, unferen Mond ausgenommen. Diefe Bahnverhältniſſe intereffieren uns 
Bier zwar zunächſt nur infofern, als mir erkennen, daf diefe fleinen Körper nicht ausſchließlich 
in der auf ©. 148 gekennzeichneten Lücke zwiſchen Mars und Gupiter vorfommen. Dies 
wird auch in der anderen Richtung durd ein Gegenſtück zu Eros dargetan, ben am 22. 
Februar 1906 Wolf in Heidelberg auf einer Platte zugleich mit zwei ſchon befannten Plane— 
toiben fand, und bem er die proviſoriſche Bezeichnung TG gab. Die vorläufig berechnete 
Bahn läßt nämlich feinen Zweifel darüber, daß diefer Planet fi) meijten3 weiter bon der 
Sonne entfernt befindet ala Supiter. Bu diefem find 1906 und 1907 noch zwei andere 
fleine Planeten mit ähnlichen Bahnen auf der Heidelberger Sternivarte entdedt worden. 
Man Pat ihnen die Namen Achilles (für jenen oben genannten Planeten TG mit der 
Nummer 588), Patroklus (VY)und Hektor (XM) gegeben. Es ſpricht gegenwärtig 
alle3 bafiir, daß übe rall im Planetenfbitem Heine Körper um die Sonne faufen, die 
ji) nur zwiſchen Mars und Gupiter befonders dicht geſchart haben. 

Die Hahn des Eros ift nun fo befchaffen, daß er ſich in feinen verſchiedenen Oppo: 
ſitionen, menn er alfo gerade jenfeit der Gonne ftebt, una um febr verſchiedene Beträge 
nähern fann. Daber ift er aud) während diefer etwa alle zwei Jahre miederfefrenden 
Erdnähen ſehr verſchieden bell. Bei feiner Entbedung war er neunter Größe. Cr fonnte 
bann auf ben Himmelsaufnahmen der Harvard-Sternwarte in Cambridge (Nordbamerifa) 
nod bi zum Fabre 1893, alfo ſünf Jahre vor feiner Entdbedung, zurückverfolgt werden, 
wodurch feine Bahn mit grofer Genauigleit berechnet werden fonnte. Es ergab ſich daraus, 
Daf der fleine Planet im Januar 1894 big zur fiebenten Größenklaſſe zugenommen haben 
und damals aljo beinahe mit blofem Auge ſichtbar geweſen fein mufte, ohne daf ibn jedoch 
jemand bemertt batte. Sn eine befonders giinftige Lage wird der Planet 1924 zur Erde 
gelangen und dann nur 20 Millionen km bon igr entfernt und fogar bis zur fedbften 
Größenklaſſe angewachſen fein. Venus, ber uns ſonſt nächſtkommende Planet, bleibt 37 
Millionen km bon uns entfernt. Diefe grofen Annäherungen des Eros find, mie wir noch 
{pater verſtehen lernen werden, bon großer Wichtigkeit für die meffende Aftronomie, meil 
fie dadurch in Die Lage verſetzt wird, die aſtronomiſche Einheit des Längenmaßes, mit bem 


Die Meinen Planeten mit ertremen Bahnlagen. Lichtwechſel des Ero3. 1583 


die Cntfernungen am Himmel ausgemeffen werden, den Abftand der Sonne bon uns, mit 
groferer Genauigfeit zu beftimmen, als es bisher mogli) war. 

Der Meine Planet bemegt ſich in 643 Tagen einmal um die Sonne, mabrend Mars 
dazu 687 Tage gebraudt. Sein Durchmeſſer mag ungefähr 100 km betragen. 

Der Beftimmung bdiefer Ausbehnung treten indes dadurch befondere Schwierigkeiten 
.entgegen, daß Ero3, abgefehen von den nur durch ſeine wechſelnde Entfernung bedingten 
Helligfeit3Anderungen, nod) andere zeigte, Die ein ganz eigenartige3 Intereſſe in Anſpruch 
nebmen. Eros änderte nämlich fein Lit um die ſehr merkliche Größe bon nabezu einer 
Größenklaſſe regelmafig innerhalb der furzen Beit von 5 Stunden 17 Minuten, und wäh— 
tend dieſer Periode felbft fam immer nod) einmal eine geringere Lichtſchwankung vor, 
{o daß von einem gerviffen Minimum zum nacbiten Marimum 1 Stunde 20 Minuten ber 
gingen, dann gum Minimum 1 ©tunde 31 Minuten, gum nächſten Marimum 1 Stunde 
18 Minuten, alfo nabezu ebenfoviel mie vorhin, bann aber zum nachiten Minimum nur 
1 Etunde 8 Minuten, das find 23 Minuten veniger al8 bei Der borangegangenen Schwan—⸗ 
fung gum Minimum Berab. So wiederholte fil) der eigentümliche Turnus eine Zeitlang 
regelmafiig. Man fann die Erſcheinung auf zweierlei Weiſe deuten. Der Planet fann 
aus zwei ganz dit nebeneinander befindlichen Körpern beftehen, die in 5 Stunden 
17 Minuten umeinander freifen und fid) dabei zeitweilig derart berdeden, daß dadurch 
für unferen Standpunft jenes Spiel der Lichtſchwankungen entfteht. Wir werden {pater 
feben, daß in ber Welt der Firfterne folhe Verhaltniffe in ber Tat ftattfindben. Es ift aber 
auch möglich, daß Eros keine Kugelgeſtalt befibt, fondern bon unregelmafigen Flächen 
begrenzt iſt, die verſchiedenes Reflexionsvermögen, verſchiedene Albedo, haben, während 
ſich der ganze Körper um ſich ſelbſt dreht und dabei uns dieſe verſchieden hellen Seiten 
periodiſch zuwendet. Man hat deshalb Eros für einen „Weltſplitter“ angeſehen, der durch 
einen Zuſammenſtoß mit einem anderen kleinen Planeten zertrümmert und aus feiner 
urſprünglichen Bahn ſo ſehr in die Nähe der Erde verſprengt worden ſei. Dies könnte 
möglicherweiſe vor noch nicht langer Zeit geſchehen ſein, wodurch es ſich erklären würde, 
daß man den zuzeiten ſo auffälligen Körper vorher niemals ſah. Dann könnte durch 
einen ähnlichen Vorgang auch gelegentlich ein ſolcher Körper ſo nahe gegen die Erde oder 
einen anderen Planeten geſchleudert werden, daß er in deren Anziehungsſphäre bleiben 
und zu einem kleinen Monde dieſer Planeten werden könnte. Es iſt nicht ausgeſchloſſen, 
daß die kleinen Monde des Mars und die jüngſt entdeckten winzigen Satelliten bei Jupiter 
und Saturn einen ſolchen Urſprung haben, worauf wir ſpäter zurückkommen. 

Auch an anderen kleinen Planeten hat man Lichtſchwankungen, wenn auch in viel 
ſchwächerem Maße, wahrgenommen, und dieſe Andeutungen mehren ſich, ſeit man durch 
Eros darauf wieder hingewieſen wurde. Namentlich bei Iris 7, einem der größeren unter 
dem Schwarme, die ein deutlich rötliches Licht, ähnlich dem des Mars, zeigt, hat man ſchon 
früher ſolche plötzliche Helligkeitsſchwankungen bemerkt. Nach Wendell zeigt ſie eine Periode 
von 6 Stunden 13 Minuten. Bei Hertha 135 bemerkte Paliſa einen ähnlichen Helligfeità= 
wechſel bon 10,0 zu 10,7. Größe, und Wolf bei Sirona 164 und Terzidina 345, Die 
in einer Beit von 90 und 114,5 Minuten erfolgen. Es ift alfo wohl anzunefmen, daß diefe 
kleinen Körper fid in fo furzer Beit um eine Achſe drehen. Geſchieht dies, fo fann man 
bei diefen fer Heinen Körpern wohl verfteben, daß fie ganz weſentlich von der Kugel— 
geîtalt abweichen müſſen, weil dann auf ihrer Oberfläche die Schleuderkraft die der Schwere 


154 I. 5. Die fleinen Planeten, — 6. Fupiter. 


nabezu itbermindet und die Körper auseinander zu reißen trachtet. Intereſſante Red 
nungen Bat in diefer Hinſicht jüngſt J. Hartmann angeftellt, deren theoretiſche Grund: 
lage wir erft {piter geben fonnen. Für Terzidina, die 11,2. Größe ift und danach in Wirk— 
lichkeit vielleicht 66 km Durchmeſſer beſitzt, würde die Schwerkraft auf ibrer Oberfläche, 
wenn ſie aus Geſteinsarten wie die der Erdoberfläche (ſpezifiſches Gewicht 2,7) beſteht, 
nur noch den 400. Teil der bei uns herrſchenden ſein, d. h. ein irdiſches Kilo nur noch 2,3 
Gramm wiegen. Hartmann zeigt dann weiter, daß die durch die Beobachtung angedeu— 
teten Rotationszeiten nahe der Grenze ſind, wo die dadurch entſtehende Zentrifugalkraft 
einen betreffenden Körper beſtandunfähig macht. 

Noch in mancher anderen Hinſicht bieten die kleinen Planeten Intereſſe dar. Es würde 
ſich gewiß nicht der Mühe des Aufſuchens und namentlich der fortdauernden Berechnung 
des Weges dieſer kleinen Geſchöpfe lohnen, wenn ſie unſer Wiſſen nicht vielſeitig zu be— 
reichern imſtande wären. Die Lagenverhältniſſe ihrer Bahnen, ihre Annäherungen und 
Bewegungen bieten viele intereſſante und für die Erforſchung der waltenden Geſetze mich 
tige Geſichtspunkte dar, die wir im zweiten Hauptteile kennen lernen werden. 


6. Jupiter. 


An der äußeren Grenze des Ringes, in dem die winzigſten Geſchwiſtergeſtirne der 
Erde in wimmelnden Scharen durch den Weltraum ziehen, bewegt ſich dergrößte aller 
Planeten, Jupiter, um die Sonne, der er nicht nur durch ſeine Größe, ſondern 
auch durch ſeine phyſiſche Beſchaffenheit unter allen anderen Körpern unſeres Syſtems 
am meiſten verwandt iſt. Kann auch der etwas gelblich angehauchte Glanz des Jupiter, 
deſſen wir uns alljährlich mehrere Monate hindurch die ganze Nacht erfreuen, zeitweilig 
von dem der Venus überſtrahlt werden, ſo iſt doch ſein Licht bei weitem nicht ſo großen 
Schwankungen unterworfen: majeſtätiſche Kraft, olhympiſche Ruhe und Gleichmäßigkeit 
im Wechſel der Erſcheinungen ſind die Charakterzüge, die ihm im Altertum den Namen 
des Vaters der Götter eingetragen haben, als man das in Wirklichkeit fo gewaltige Uber 
gewicht dieſes Geſtirnes über ſeine Genoſſen im Sonnenreiche nur vorahnen konnte. (S. 
die farbige Tafel bei S. 171.) 

Entſprechend den verhältnismäßig geringen Schwankungen der Helligkeit des Jupiter 
bemerken wir im Fernrohre, daß ſein Durchmeſſer lange nicht ſo veränderlich iſt wie der 
aller übrigen bisher betrachteten großen Planeten. Der größte Durchmeſſer des 
Jupiter, der, wie beim Mars, beobachtet wird, wenn er ſich in Oppoſition zur Sonne be— 
findet, beträgt 49,5“; er wird alſo niemals fo groß vie der ber Venus (65,2“). Der kleinſte 
Durchmeſſer dagegen, in der Konjunktion, iſt etwas über 30“, alſo dreimal größer als bei 
der Venus, wenn ſie in entſprechender Lage jenſeits der Sonne ſteht. Die auf S. 155 
und 157 ſtehenden Abbildungen ſind im Verhältnis dieſer extremen Größen ausgeführt. 
Hält man beide Zeichnungen in 1 m Entfernung vom Auge, fo entſprechen ſie der ſchein— 
baren Ausdehnung des Jupiter bei 300facher Vergrößerung. 

Phaſen zeigt Jupiter in noch geringerem Maß als Mars, wenngleich ſie im Fern— 
rohr um die Zeit der Quadraturen zur Sonne unſchwer bemerkt werden. Dieſe geringen 
Phaſendefekte während der etwas mehr als 13 Monate betragenden ſynodiſchen 


Durchmeſſer, Umlaufszeit und Ubplattung des Gupiter. 155 


Umlaufszeit, berbunden mit den geringen Durchmeſſerſchwankungen, faffen ohne 
mweitere3 vermuten, Daf Jupiter beträchtlich weiter bon der Sonne entfernt kreiſen muf 
als Mars. Genauere Beſtimmungen ergeben für diejfe Cntfernung 5,2 derjenigen 
unferer Erbe, alfo rund 773 Millionen km. Der wahre Durchmeſſer ergibt fi) nad Bar 
nards Meſſungen bon 1900 in der Ribtung des Planeteniquator3 zu 145,100 km. Der 
Riefenplanet ift allo an Ausbebnung elfmal größer als unfere Erbe und nur zebnmal 
fleiner al3 die Sonne felbît. Die Oberfläche gemabrt beim Jupiter nicht meniger als 
117 mal mehr Plak zur Ausbreitung des Lebens als unfer planetariſcher Wohnſitz. Denkt 
man ſich die geſamte Erdoberfläche als einen Teil bon der des Jupiter, fo würde ſie im 
Verhältnis noch nicht ſo viel 
Raum einnehmen wie auf der 
Erde das europäiſche Rußland. 

Beim teleſkopiſchen An— 
blick dieſes Planeten ſpringt 
ſofort eine Eigentümlichkeit in 
die Augen, die uns an den 
bisher betrachteten Mitglie— 
dern des Sonnenſyſtems nicht 
auffiel: ſeine Abplattung. 
Schon das Augenmaß zeigt, 
daß die ſcheinbare Scheibe 
des Jupiter, von Oſten nach 
Weſten gemeſſen, einen größe— 
ren Durchmeſſer hat als in 
der Richtung von Norden 
nach Süden. Der Unterſchied 
zwiſchen beiden Durchmeſſern 
beträgt etwa den 16. Teil iena 
ibrer Lange, dad macht etwa Jupiter, gezeichnet am n 19 Qu 1888 cut de De Stermmarte ni von Keeler. 
9000 km, um die der Weg von 
Pol zu Pol auf Gupiter fleiner ift als der von einem Punkte des Aquators zu einem 
anderen durch den Mittelpunft be Planeten. Der Polardurchmeſſer des Gupiter ift aljo 
nur gleid) 136,100 km (Barnard). Daf wirklich diefe Abplattung an den Polen, d. h. den 
Punkten ftattfindet, burd) mele die Rotationsadfe de Planeten gebt, lehren die ſcheinbaren 
Bemegungen der Oberflächendetails, bon denen ſogleich die Rede fein 
wird. Jupiter zeigt hier alfo eine mit unferer Erde gemeinfame Eigenſchaft, die bei Merkur, 
Venus und Mars nit mit Sicherheit wahrgenommen murbde. 

Die Abplattung eines Planeten muß in eimem beſtimmten Verbaltnifje zu feimer Um— 
ſchwungsgeſchwindigkeit ſtehen, was ohne weiteres erſichtlich wird, wenn man bedentt, 
daß die Anſchwellung am Aquator der abgeplatteten Kugeln offenbar eine Folge der Flieh— 
kraft iſt, die mit der Geſchwindigkeit des Kreiſens wächſt. Kennt man die Geſchwindig—⸗ 
keit eines Punktes am Aquator eines Planeten, und weiß man zugleich etwas über die 
Dichte ſeiner Maſſe, die ſeine Widerſtandskraft gegen das Beſtreben der Abſchleuderung 
bedingt, ſo kann man die theoretiſch notwendige Abplattung berechnen. Für die Erde 





156 I. 6. Gupiter. 


ftimmt fie mit der direft gemeffenen itberein. Für Merfur, Venus und Mars ergeben ſich, 
ſelbſt wenn man für die beiben erſten noch Umiaufszeiten von eta einem Tage annimmi, 
auf diefe Weife Werte, die an der Grenze unferes Meßvermögens liegen. Bei Mars würde 
ber Unterſchied zwiſchen dem Polar: und bem Aquatorialdurchmeſſer etiva den zehnten Teil 
einer Bogenfefunde betragen, oder 150—200mal mweniger als die Breite eines Menſchen- 
haare3, das man in deutlicher Sehweite bom Auge hält. 

Die fo ungemein ftarfe Abplattung des Supiter liege alfo allein aus theoretiſchen Er— 
wägungen den Schluß 3u, daß der Planet fi) ſehr ſchnell um feine Achſe drehen miijfe. 
Die Beobachtung beſtätigt dies. Die mittlere Umdrehungsgeſchwindigkeit des gemaltigen 
Planeten iſt nur 9 Stunden 5515 Minuten. So lang nur iſt alſo der Tag auf Jupiter, feine 
Belle und dunkle Hälfte zufammengenommen; die ganze Beit, während der die Sonne 
eimem etmaigen Bewohner des Jupiter ſcheint, ift nicht Linger als bei uns ein Wintervor: 
mittag. Zieht man nun in Betracht, daß der elfmal größere Gupiter aud) einen ebenfoviel 
gròferen Yquatorumfang hat als unfere Erbe, fo ergibt fi) aus der 246 mal größeren Winfel- 
geſchwindigkeit feines Umſchwunges, daß ein Punft des Jupiteräquators 26 bis 27mal 
fcgneller im Kreis um den Mittelpunft des Planeten geführt wird, ala es bei uns der Fall 
iſt. Diefe Geſchwindigkeit erreicht dort die erſtaunliche Größe von 1214 km in der Sefunde. 
ir begreifen daher aud) ohne den Bemeis der Rechnung die ftarfe Abplattung und dürfen 
uns beim erften Blick darüber wundern, daß nicht infolge diefe3 unborftellbar gewaltigen 
Umſchwunges die Oberflächenteile des Uquators überhaupt in den Weltraum hinausgeſchleu⸗ 
bert werden. Auf der Erde bemegt ſich ein Gegenftand am Aquator in einer Sefunde 
465 m vorwärts; das ift {don fo ſchnell, wie unfere beften Geſchoſſe fliegen; auf dem Gu: 
piter aber verhält fi) diefe Geſchwindigkeit gegen die dber Erbe fo mie die einer Flinten— 
kugel gu der eines Cifenbabnzuges. 

Diefe ungebeure Geſchwindigkeit veranfafite Deslandres in Paris zu einer höchſt 
interefianten Beobadtung, die auf bem früher (S. 61) bargeftellten Dopplerſchen Prinzip 
berubt. Während ber Rotation entweichen die Partien des einen Gupiterrandes von 
uns um 12,4 km in der Sefunde, am anderen nähern fie ſich un3 mit derſelben Geſchwindig— 
feit; Die Geſchwindigkeit der Litmellen, die bom Oſt- und vom Weſtrande be Planeten 
gu uns gelangen, ift aljo 24,8 km bvoneinander verſchieden. Dazu fommt, daß Diefe Rander 
auch dem Sonnenlichte ausweichen oder ihm entgegentommen, bebor fie es zu uns reflet: 
tieren. Die Wirfung mird dadurch verboppelt, der Unterj@Mied der Lichtgeſchwindigkeit 
betragt alfo für beibe Rander nicht weniger al8 49,5 km, mele durch Meſſung der Linien= 
verſchiebung heute mit großer Sicherheit nachgewieſen merden fann. Die ſpektroſkopiſche 
Unterſuchung ergab in ber Tat 47,3 km als eine ſehr ſchöne Beſtätigung des Dopplerſchen 
Prinzips, das ſich bei Erforſchung der Fixſternwelt in vieler Hinſicht als ungemein frudt- 
bar erwieſen hat. 

Die ſpektroſkopiſchen Beobachtungen ſprechen viel deutlicher als bei den bisher betrach— 
teten Planeten von dem Vorhandenſein einer At moſphäre auf Jupiter. Es treten nicht 
nur unzweifelhaft die oft erwähnten „telluriſchen Banden“ im Rot auf, die unſere Erdatmo— 
ſphäre charakteriſieren und beim Jupiter auch dann erſcheinen, wenn durch ſeinen hohen 
Stand der Einfluß unſerer Luft auf das Spektrum ohne Belang ſein würde, ſondern es zeigt 
ſich noch eine breite Abſorptionsbande im Rot, deren Mitte eine Wellenlänge von 618 Mikron 
(1 Mikron, auch zu geſchrieben, = 1Milliontel mm) bat. Die Zeichnung auf Seite 157 unten 


Atmojphire und Speltrum ded Gupiter. 157 


gibt das Sfupiterjpeftrum mit feinen Abforptionsbanden nad) H. C. Vogel mieder. Es ift 
danach ſicher, daf der getvaltige Planet bon einer ftarf abforbierenden, d. h. ſehr dichten und 
mächtigen Atmofphire umgeben ijt, deren chemiſche Zuſammenſetzung wohl im ganzen 
der unjrigen nicht unähnlich ift, aber doch auch in irgend einem vorerſt nicht genau gu beſtim— 
menden Stücke von ihr abtveicht, vie die Bande bei 618 uu bemeijt. Aud die 1903/04 
in Meudon bei Paris von Millochan photographiſch erbaltenen Spektren des Jupiter 
zeigen nebſt anderen bei 607, 600, 578 
und 515, die der Atmoſphäre des Pla= 
neten angehören, dieſe Bande bei 618. 
Diefelbe kommt auch, mie mir gleich ra 
voranſchicken mollen, bei den iibrigen | pf — = 
noch entfernteren Planeten bor, die | a" 
eine Gruppe für ſich bilben, nicht aber 
in ben Spelftren der inneren Planeten 
Merkur, Venus, Mars und nicht in dem 
der irdifchen Atmofphare. Wir müſſen 
diefe Bande einem bei uns nod) unbe: 
fannten, ziveifello3 febr Seiten Gafe 
zuſchreiben, das fi) inden Lufthüllen je— 
ner größeren Planeten noch halten kann, 
nicht aber bei uns und den uns verwand⸗ 
ten kleineren ſonnennäheren Planeten. 
Die Jupiteroberfläche zeigt, wie tari VESTO da 

mir gl ei ch nähe r ſeh en w erden, neben Jupiter, ig ci. —— — — von 
gelblichweißen Streifen auch dunkle, 

ins Rötliche ſtechende. Es war natürlich von Intereſſe, beide Regionen getrennt ſpektro— 
ſkopiſch zu unterſuchen, und man fand, daß bei den dunkeln Gebieten nicht nur eine allgemeine 
Abſchwächung der Intenfitàt des Speftrums eintrat, fondern aud eine deutliche Ver 
breiterung der dunkeln Banden, moraus folgt, Daf Bier die größere Abforption durch ein 
tiefere3 Cindringen des Sonnen— 
lichtes in die Jupiteratmoſphäre 
ſtattfindet: die helleren Regionen 
müßte man alſo nach dem Zeugnis 
Des Spektroſkops für Wolken er: 
klären, die in den höchſten Teilen der Jupiteratmoſphäre ſchweben, die dunkleren für Lücken, 
durch die man vielleicht Teile der Planetenoberfläche erblickt. Merkwürdig iſt, daß nach 
Vogel das Spektrum des Jupiter Schwankungen ausgeſetzt zu ſein ſcheint, 
die einerſeits mit ben von Müller gefundenen allgemeinen Helligkeitsſchwankungen, andere 
ſeits aber mit der periodiſch veränderlichen Sonnentätigkeit zuſammenhängen. “Die all» 
gemeine Helligkeit, alſo die AT e do des Planeten, hat nach Müller den ſehr hohen Wert 
von 2,79 (die des Mars gleich 1 geſetzt), der nur bon Venus und Saturn übertroffen wird. 
Daf mit diefer auch die Helligfeit des Speftrum3 ſchwankt, iſt eine faſt ſelbſtverſtändliche 
Folge. Es ift aber zugleid) eine Verinderung desfelben im bem Sinne zu bemerfen, daß 
es ſich babei bem Charakter der helleren Gebiete nähert: die bon der Sonne herrührenden 











Speftrum des Jupiter na) G. C. Vogel. 


158 I. 6. Jupiter. 


Fraunhoferſchen Linien werden fraftiger, Die bon der Gupiteratmofphàre gebildbeten Ab— 
forptionsbanden dagegen ſchwächer. Wir finnten alfo ſchon aus den ſpektroſkopiſchen 
Beobachtungen die Vermutung ableiten, zu jener Beit fei dbie Wolfenentmidelung 
auf Supiter bedbeutender, und Dies beſtätigen die Albedobeſtimmungen infofern, alè eine 
höhere Albedo nad) der Erfabrung mit ben übrigen Planeten eine dichtere Wolfenbededung 
vorausfeben läßt. 

Nicht fo leicht ift die Ubereinftimmung mit der Sonnentätigkeit zu erfliren. Gerade 
um Die Beit, wenn die Gonne häufiger bon Fleden berbunfelt wird, man alfo wohl den 
Schluß gzieben dürfte, daf ihre allgemeine Helligfeit abgenommen habe, erhöht fi) die des 
Supiter. Aud die Firbung der Streifen ift, mie Stanley Williams durch Vergleichungen 
eimer grogen Zahl von Jupiterzeichnungen, die bid 1836 zurückreichen, fand, einer Periode 
von etwa 11—12 Jahren untermorfen, während welcher die Sntenfitàt der Farbung zwiſchen 
ber nördlichen und ſüdlichen Gupiterhalbfugel ſchwankt. So maren die Streifen der nord: 
lichen Seite 1891/92 und dann wieder 1903 am ſtärkſten gefàrbt, die der ſüdlichen 1897. 
Nad Wonaszek ift auch die Bandbildung an fil) diefer felben Periode untermorfen. Vir 
mwerben im Kapitel von der Gonne feben, mie deutlich deren wechſelnde Tatigfeit auf 
die Buftinde in der irdiſchen Atmofphare eingreift, fo daß mir einen ähnlichen Cinfluf 
auf Gupiter wohl erklärlich finden merden. 

Wenden mir un3 bon diefen allgemeinen Außerungen des Lite zu den fpegzielleren 
Wahrnehmungen auf der Planetenoberflide, fo finden vir zunächſt unfere Uberzeugung 
von bem Vorpandenfein Di dter Wolfengziige in der Jupiteratmoſphäre völlig be: 
ſtätigt. Schon das geringite Fernrohr zeigt auf bem grofien Planeten Streifenbil: 
Dungen, Die parallel georbnet find und der leuchtenden Scheibe das Ausfehen geben, 
als ob man einen Planiglob bor fi) hatte, auf bem die Zonen kräftig eingezeichnet find. 
Mit befferen Sehmitteln erfennt man aber, daß diefe helleren und dunkleren Zonen feine 
{charf begrenzten Ränder haben, daf die eine gelegentlich in die andere übergreift, daß 
auch innerhalb der Zonen hellere und dunklere Flecke und überhaupt vielerlei Unregel— 
mäßigkeiten vorkommen. Dabei zeigt keine der Zonen einen ganz beſtändigen Charakter, 
obgleich einige der Oberflächengebilde wohl ſelbſt mehr als ein Jahrzehnt im großen und 
ganzen beſtehen bleiben, wie der ſogenannte „rote Fleck“, auf den wir nachher zu ſprechen 
kommen. Auch die allgemeine Verteilung der hellen und dunkeln Parallelſtreifen bleibt ziem— 
lich unverändert, ſo daß man eine beſtimmte Nomenklatur nach der auf Seite 169 gegebenen 
Skizze einführen konnte. n der Mitte der Scheibe, wohin man wegen der beobachteten Rota— 
tionsbewegungen des Planeten ſeinen Aquator verlegen muß, zeigt ſich vor allem ein ziemlich 
breiter, glänzend weißer Gürtel, der häufig gerade da, wo ihn der Aquator ſchneidet, von 
einem ſchmalen, dunkeln Bande getrennt wird. Die Breite der Aquatorialzone wurde 
1889 auf der Lid-Sternmarte etwa gleich 37,000 km gefunden, inbegriffen die beiden breiten 
dunkeln Yquatorialbanden, die den hellen Giirtel nördlich und fili) umgeben. Nun 
folgt auf beiben Halbfugeln ein Syſtem von ſchmalen hellen und bunfeln Streifen, welche 
Die „gemäßigte Hone” des Supiter daritellen; am Nord- und Südpol erſcheinen dunfle 
Kappen, Die nur höchſt ſelten irgendwelches Detail aufweiſen. Sind alfo die weißen Ge- 
bilde auf dem Planeten wirklich Wolken, ſo erſehen wir aus dieſer ſehr deutlichen Ein— 
teilung derſelben in eine tropiſche, je zwei gemäßigte und Polarzonen, daß im Luftkreiſe 
Des Jupiter eine Arbeit geleiſtet wird, eine Zirkulation ſtattfindet, die in ihren 


Die Bonenftreifen auf bem Gupiter. 159 


Grundzügen der unfere Atmofphare bemegenden gleicht. Aud auf der Erde ordnen ſich die 
grogen Wolfenziige nad) Honen, die, bon außen gefeben, ungefähr zueinander und zum 
XYquator parallele Ränder zeigen würden: in den Tropen würde ein weißer Giirtel die 
Gebiete erfennen lajfen, in denen Die Regenzeit herrſcht, und diejenige gemafigte Bone, 
die ibren Sommer Bat, würde im allgemeinen einem außerirdiſchen Beſchauer dunfler 
erſcheinen al3 die auf der entgegengefegten Hemijphare, meil ber Sommer eine Auf- 
beiterung der Luft bedingt, die ben Durchblick auf Das dunkle Erdreich ermöglicht. 

Allerdings bemerfen mir auf der Crbe keine fo vielfache und verbaltnismafig ſcharfe 
Abgrenzung paralleler Wolfenjtreijen wie auf Gupiter. Diefer Parallelismus ift eine 
Svolge der Umſchwungsbewegung. Bei der Luftzirfulation von den Polen zum Yquator 
unb zurück fommen die Wolfengebilbe beftindig in Negionen anderer Geſchwindigkeit. Um 
Aquator betrigt dieſe, 
wie wir wiſſen, bei ue 
piter etwa 12% km; une 
ter ben Polen ift fie gleidh = 
Null. Gelangt nun ein faraona — — — 3 Cecita be: pemapigion Bone. 
Luftftrom vom Yquator ERE: 


"=> 8. Polar - Bebtet 





” 88. gemdafigte Bone. 
— --.--_ BS. Etreifen ber gemdafigten Bone. 


B. tropifhe Bone. 


in höhere Vreiten, fo witd | —— —— 
er der dort herrſchende — None 
mittleren Geſchwindigket 1peꝛeil Gia 

N. tropiſche Bone. 
vorauseilen alſo, da die ———— EPTO uo N. Siscimi dia Bone 
Bewegung der beiden in ——— NÒ Grncilen ber pemapigten Bone 


NN. Gemifigte Bone. 


Rede ftehenden Planeten 
von Weſten nad) Oſten ere 
folgt, einen Weſtwind er⸗ 
geugen, wie er al8 GOGeme RA e co Saito e Sola Matino 
paffat auf ber Erde in 

entſprechender Entfernung vom Aquator beobadhtet wird. Das Umgekehrte wird bei den 
Stròmungen von ben Polen zum Yquator eintreten miiffen, die gegen die Rotation zurück— 
bleiben. Ahnliches findet auch bei der auf- und abfteigenden Luftbewegung ftatt. Bei 
gleicher Winkelgeſchwindigkeit müſſen höher gelegene Teile der Lufthülle einen größeren 
Weg zurücklegen als tiefere; ein aufſteigender Luftſtrom wird daher gegen die Rotation 
zurückbleiben und Oſtwind erzeugen, ein niederſteigender hingegen Weſtwind. Da aber 
unter dem Aquator wegen der beſtändigen Sonnenbeſtrahlung auch ein beſtändiger, aufwärts 
gerichteter Luftſtrom erzeugt wird, ſo bildet ſich zu beiden Seiten des Aquators in den 
oberen Regionen der unausgeſetzt wehende Oſtpaſſat, und im allgemeinen müſſen wir 
ſchließen, daß an der Oberfläche die Weſtwinde, in den oberen Luftſchichten die Oſtwinde 
vorherrſchen müſſen, was die Beobachtung auf der Erde beſtätigt. 

Die beobachteten Zuſtände und Veränderungen auf der Jupiteroberfläche zeigen nun 
auf das deutlichſte, daß dort durchaus ähnliche, gegen die der Erde noch weſentlich verſtärkte 
Zirkulationen ſtattfinden. Man erkennt dies namentlich an den hinter der Rotations— 
bewegung regelmäßig zurückbleibenden Ausläufern des hellen Aquatorialſtreifens, wie ſie 
beiſpielsweiſe in einer am 363zölligen Refraftor der Lick-Sternwarte ausgeführten Zeich— 
nung Keelers vom 10. Juli 1889 ſchön hervortritt (S. 155). Man hat ſich hier aufſteigende 


N. Polar⸗Gebiet. 





160 I. 6. SYupiter. 


Luftftrimungen gu denken, die in die oberften Regionen der zweifellos ſehr hohen Atmoſphäre 
gelangen, dort gegen die Rotation des Planeten zurückbleiben und beshalb umbiegen. 
Die äußerſten Spigen berfaufen dann allmählich in dem dunkleren Gebiete, nachdem ſich 
das Ganze ftreifenartig ausgezogen hat. Offenbar find aud) die weniger veränderlichen 
Gtreifen der beiben gemäßigten Bonen auf eine ähnliche VWeife entftanden. Man erfennt 
Dies an der viel [angfamerenUmlauf3bemegung, die ſich an Bier beobad= 
teten Detail3 bemerfbar madt. Die entſprechenden Gupiterzonen, aus denen die oben 
mitgeteilte Umlaufszeit bon 9 Stunden und 5515 Minuten abgeleitet wurde, liegen etwa 
zwiſchen 12 und 30 Grad nördlicher und ſüdlicher Vreite; die Teile Des Aquatorgürtels 
ſchwingen fon in 9 Stunden 501 Minuten einmal um die Achſe des Planeten. Nach 
Dennings Meffungen bon 1899 an 27 Yquatorffeden liegt die Umdrehungszeit hier 
zwiſchen 9 Stunden 50 Minuten 18 und 35 Gefunden. Entſprechend unferen vorangeſchickten 
irdiſch⸗meteorologiſchen Betrachtungen freifen aber die Polarregionen wieder ſchneller. 
pier findet fein aufwärts gerichteter, fondern nur nod) ein im weſentlichen nad den Polen 
binflieBender Luftftrom ftatt; febterer aber bringt, namentlich in den höheren Vreiten, 
wie wir vorbin fahen, ein Vorauseilen hervor.! Um ivieviel ſich die Umſchwungsbewegung 
gegen die Pole bin mieder beſchleunigt, nachdem fie in den gemäßigten Vreiten fi) ber 
minbdert Batte, läßt ſich nur ſchwer ermitteln, da in ſehr hohen Breiten Jupiters Flede über— 
aus felten auftreten, beren Bewegung man längere Beit verfolgen könnte. Dieſe Ab- 
bangigfeit der Umſchwungsbewegung bon der jo vigraphiſchen Vreite bemeift uns 
aber, daß vir eine fefte Oberfläche des Planeten überhaupt nicht ſehen, die natürlich vom 
Pol bi zum Aquator ganz gleiche Rotationsbauer zeigen müßte, vie mir fie beim Mars 
mit einer Genauigfeit bon menigen Hunbdertteilen einer Sefunbde feftitellen fonnten. Bei 
Supiter ift wegen der Veränderlichkeit der zu verfolgenden Objefte eine ſolche Genauig— 
feit nicht gu erreiden. Aus gleichen Griinden fennen mir die eigentliche Rotationszeit 
Des ſich etwa unter diefen Wolkenmaſſen befindlichen feften Jupiterkörpers überhaupt 
nicht. Wir können nur aus Analogieſchlüſſen mit ber Erbe annehmen, daß die Aquator⸗ 
wolken dem eigentlichen Umſchwung wirklich etwas nachfolgen, die Wolken der gemäßigten 
Bonen aber vorauseilen, fo daß die wahre Rotationszeit Jupiters zwiſchen 9 Stunden 
50 und 55 Minuten liegen würde. 

Ganz vorzügliche Anhaltspunkte zur Beſtimmung der Rotationszeit bieten aber ge— 
wiſſe kleine, glänzend weiße Punkte, die namentlich in der ſüdlichen gemäßigten Hone 
häufig auftreten, während die nördliche auſfallend ärmer an derartigen Details iſt. Wir 
ſehen ein Syſtem ſolcher Flecke gleichfalls in der erwähnten Zeichnung von Keeler. Sie 
ſind merkwürdig ſymmetriſch geordnet: zwei ovalen hellen Flecken folgen in etwas höherer 
Breite zwei kleine runde. Dieſe Flecke und ihre Gruppierung erhielt ſich faſt unverändert 
während der ganzen Keelerſchen Beobachtungsreihe, alſo mindeſtens von Anfang Juli 





Es bedarf wohl nur des Hinweiſes, daß die Bezeichnungen der Himmelsgegenden auf ſämtlichen 
Abbildungen der Planetenſcheiben für unſeren irdiſchen Standpunkt gelten. Man darf deshalb daraus 
nicht ableſen wollen, die Rotation des Jupiter fände bon Oſten nad) Weſten ftatt, alſo in umgekehrter Rich— 
tung ie die der Erde. Wir ſehen nämlich von den Planeten, die fil) in Oppoſition befinden, gewiſſer⸗ 
maſſen nur die unteren Seiten: die jenſeits befindliche, uns abgewandte Hälfte des Planeten, die alſo, 
von der Sonne geſehen, die gleiche Lage hat wie die Erdhälfte, auf der wir uns während der Beobach— 
tung befinden, bewegt ſich vie diefe bon Weften nad) Often, gleich allen Planeten, bei benen fiberhaupt 
Umſchwungsbewegungen feftgeftellt wurden. 


Ter rote Fleck auf dem Gupiter. 161 


1889 biz in ben September Binein. Wenn dies auch YWolfen waren, vie ihr Ausjehen und 

ihr trog aller zeitweiligen Vejtindigfeit nur vorübergehendes Dafein wahrſcheinlich madte, 
fo müſſen fie doch unter befonderen Umſtänden, die mit feften Oberflächenteilen im Bue 
jammenbang fteben, entitanden fein. Diirfte man ohne meiteres irdiſche Verbaltniffe auf 
Supiter ilbertragen, fo fonnte man an Bergſpitzen und Bergriiden benfen, die um ibre 
Häupter fingere Beit hindurch Wolfenziige fammelten und fefthielten, vielleicht aud an 
Vulfane, die Pier während größerer Beitriume Dampfmaffen ausſchleuderten. 

VBefonder3 zeugt bon macdtigen Vorgangen, die bon untenber auf die Atmofphare 
Des Jupiter mirfen, ber erwähnte rote Fled, der im Sabre 1872 zuerit bon Corder 
und Terbt) gefehen worden zu fein ſcheint, in der erften Beit jedoch recht unſcheinbar mar, 
bann bis in den Anfang der 1880er Sabre an Deutlichkeit fo zunahm, daf man ibn felbît 
in ganz unbedeutenden Fernrohren ſehr bequem feben fonnte; darauf erblafite er wieder 
langſam, ift aber bisher nicht gänzlich verſchwunden. Wir geben mit verſchiedenartigen 
Snftrumenten aufgenommene Zeichnungen der Jupiteroberfläche mit dem Fled aus den 
Jahren 1878, 1880, 1886, 1889, 1893 und 1895 wieder, auferdem eine größere Zeichnung des 
Fleckes allein, mit feiner nacbiten Umgebung, vie ibn Keeler mit bem grofien Lid-Refraftor 
am 5. September 1889 bei 630facher Vergrogerung fab. Nach Meffungen mit dbemfelben 
Fernrohre hatte der Fled zu der angeführten Beit eine Lange bon 29,800 km, alfo foviel 
mie drei Viertel des ganzen Crbumfange3. Zu anderen Beiten geben VBeobadter feine 
offenbar veränderliche Länge fogar auf 43,000 km an. Cin charalteriſtiſcher Bug, der auf 
allen Zeichnungen des Fledes wiederkehrt, ift das Ausbiegen des breiten VWolfengiirtel8 
in ber ſüdlichen gemäßigten Bone, in der das merkwürdige Phänomen auftritt. Es hat 
ben Anſchein, als ob die Wolfenmajfen jenes Gürtels durch den Fled eine Abſtoßung er— 
führen. Dieſes Ausbiegen ift ausnahmslos nad dem Yquator hin zu bemerfen. Nad 
Süden zu grenzt der Fled an einen dbunfeln CStreifen, der bon ibm nicht beeinflußt wird. 
Der hierüber nad Süden Pin gewöhnlich vorhandene weiße Streifen wird aud) zumeilen 
ausgebogen, vie e3 die grofe Keelerſche Zeichnung verdeutlicht. Der ermabnte dunkle 
Streifen erſcheint Pier öſtlich und weſtlich von eimer Wolfenbriide durchbrochen, fo daß 
der ganze Fled weiß umrabmt ift. Die Wolfen fliehen diefen roten Fled. Nur ein: oder 
zweimal fonnte beobachtet werden, daß ein molfenartiger Schleier über den Fled hinweg— 
3009, fo 1886 von Young (j. Abbifbung, S. 162, Fig. 5). In letzterem Falle mar nur der 
obere Teil in feiner alten roten Färbung geblieben, aber man {ah auch Bier wieder deutlich, 
wie Das ganze meife Band nad dem Yquator hingedringt wurde. 

Suchen wir nad) einer Erklärung der borliegenden Tatfaden, fo finden mir Teinen 
anderen Ausweg al3 den, groffartige vulkaniſche Erſcheinungen herbeizu— 
zieben. Nur ein ſehr friftiger Luftauftrieb, ber bon der betreffenden Region der Gupiter: 
oberfläche ausgeht, fann die durch einen gemaltigen Sturmmind in jenem Gürtel um 
ben Planeten getriebenen Wolfenziige berbrangen. Diefer Auftrieb wieder fann in fo 
ftetiger Weife nur durd eine dauernd höhere Temperatur Des ganzen Gebiete3 erflart 
werden, deſſen ftrablende Warme gleichzeitig einen großen Teil des Dampfgehalte3 der 
darüber hinziehenden VWolfen auflöſt. Da nun gewiſſe Betrachtungen, die wir noch fennen 
lernen werden, zu dem Schluſſe beredbtigen, daß Supiter fi) in cinem verhältnismäßig 
jungen Alter befindet, mo der allgemeine Abkühlungsprozeß, den die Weltkörper durch— 
zumachen haben, nod) nicht bis zur Vilbung einer ganz foliben Kruſte vorgeſchritten ift, 

Meyer, Das Weltgebäude. 2. Auf. 11 


162 I. 6. Gupiter. 


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Der rote Fleck auf Jupiter: 1) am 9. Januar 1895 gezeichnet von Gorbon in Paterſon, N⸗A., 2) 1880 gezeichnet von 

NP. W. Meyer in Genf, 3) am 20. Oktober 1893 gezeibnet von Antoniadi auf der Sternmarte FIammarions in Juviſy 

bei Paris, 4) 1889 gezeichnet von Reeler auf der Lick⸗Sternwarte, 5) mit einem überliegenden VWollenftreifen, 1886 gezeichnet 

von Young, 6) am 5. September 1889 gezeichnet von Reeler an bem grofien Refraktor ber Lid=Sternwarte bei 630faher 
Vergroferung, 7) 1878 gezeichnet von Nieften in Brüſſel. Vgl. Tert, S. 161 u. 166. 


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Der rote Fled auf bem Jupiter. 163 


fo dürfen mir annebmen, es fei unter bem roten Flecke die Supiteroberflide von dem 
glühendflüſſigen Inneren des Planeten durchbrochen morden und ein Lavafee bon einer 
Größe entitanden, daß zwei Crbfugeln Dbaraufgelegt werden fonnten, und Ddiefer feuer= 
flüſſige See babe fi) infolge der ſchnellen Rotation Des Planeten in der Richtung des 
Parallelfreijes, der durch feine Mitte gebt, ausgedehnt und dadurch eine elliptiſche Ge— 
italt gemonnen. Auf unferer Erde befiben mir, wenn unfere Annahme richtig ijt, ein 
allerdbing3 winzig kleines Seitenftiid zu Dem roten SGupiterfled in bem Feuerſee 
auf Hawaii (f. die Abbilbung, ©. 164). Dort befindet fil) in der Nabe des 
groften tatigen Vulfane3 der Gegenmart, Des Mauna Loa, ein anderer, ÎMeinerer Vulfan, 
der Rilauea, deffen Offnung cin See beſtändig feuerfliffiger Lava ift, von etwa einem 
halben -Rilometer Durchmeſſer. Die Lava fteigt und fallt in diefem bon einem niedrigen 
Uferrand umgebenen Veden und überflutet ihn gelegentlià. Durch ſolche Uberflutungen 
find die ungemein flachen Böſchungen des Vulkanes, die einen Neigungsminfel bon faum 
5-6 Grad haben, entftanden. Man fann jenen Vulfan alfo faum als einen Berg bezeichnen. 
Wir brauchen un3 daher auf Jupiter nicht etwa einen Feuerberg bon riefigen Dimenjfionen 
vorguftellen, indem mir ben Vorgang mit vulkaniſchen Verbaltniffen der Erde in Vergleich 
zieben. Aud) über dem Feuerſee auf Hamaii feben mir eigentümliche Wanbdlungen in den 
Wolken bor ſich geben, die mit denen über dem roten Fled des Jupiter wohl einige Ahn— 
lichkeit haben. 

Iſt diefe Erklärung richtig, fo berftehen vir auch die eigentümliche Wahrnehmung, daf der 
rote Fleck eine andere und zwar veränderliche Rotationszeit beſitzt als die ihn umgebende Ober⸗ 
fläche des Planeten. Er verändert alſo auf der Oberfläche langſam ſeinen Ort. Nach Denning, 
der dieſe Erſcheinung ſeit längeren Jahren am eingehendſten verfolgt, nahm die Bewegung 
des Fleckes zwiſchen 1877 und 1900 beſtändig ab, zeigt aber ſeitdem eine Beſchleunigung. 
1894 mar die Rotationszeit 9 Stunden 55 Minuten 41 Sekunden, 1900 eine halbe Se— 
kunde größer, aber 1904 mar die Sefundenzabl nur noch 39,3. Diefe Abweichungen ſcheinen 
gering, aber man iberlege, daß e3 fi) hier um etwas Gleiches mie Das Vorgehen oder 
Buriidbleiben einer Uhr handelt, mas ſich fummiert. Es folgt daraus, daß der Hled auf 
Der Oberfläche des Planeten zwiſchen 1894 und 1901 um 46 jovizentriſche Lingengrade 
gegen feine Umgebung zurückgewichen und bann bis 1904 wieder um 14 Grade boraus: 
geeilt it. Man fann fi) dies durch Verainderungen der wahren Gejtalt des Fledes auf 
der Jupiteroberfläche erflaren, indem zeitweilig auf der einen Seite die fefte dunkle Kruſte 
durch Erfaltung zunimmt, auf Der anderen aber das feuerflüſſige Magma die Kruſte von 
neuem iiberflutet. Nad Hough ändert der Fled aud feine jovizentriſche Breite, das 
beift, er riidt cinmal etma3 näher zum Pol und dann mieder gum Aquator hin. Der Ge 
nannte ſchätzt dieſe Anderung auf etiva 6500 km. Diefe Breiteninderung würde die der 
RotationSzeit teilweiſe erflaren, meil wir ja aud) dieſe ganz allaemein fi) mit der Breite 
indern feben. Nad Hough fonnen aber auch gelegentlià in dbemfelben Vreiten: 
grade Rotationen vorfommen, die zwiſchen 9 Stunden 50 Minuten und 55 Minuten ber 
ſchieden ſind. Cr ift der Anſicht, daß die Atmofphare des Jupiter eine nad der Tiefe zu 
berjchiebene Rotationsbauer befibt und die Unterſchiede dadurch entſtehen, daß man die 
betreffendben umlaufenden Objefte in verſchiedenen Tiefen fiebt. Am dunkeln Yquator: 
giirtel fehen mir 3. B. meift nur die tieferen Atmoſphärenſchichten, die ſchneller rotieren, 
n den Belleren, langfamer umſchwingenden Streifen die höheren Wolkenſchichten. 

11* 


DI 


164 | | I. 6. Jupiter. 


Sft die Oberfläche Gupiter3 in der Tat noch in dem urgeitfilen Zuſtande, den mir 
vorausfegen mufiten, um die Erſcheinung des roten Fledes genügend erfliren zu können, 
fo finden mir gugleich die dichte und hohe Atmoſphäre und ihre ſtürmiſchen Bewegungen 
erklärlich. Als ein augenſcheinlicher Beweis der bedeutenden Höhe der Lufthülle um Supiter 
muß die beträchtliche Libtabnafme feiner ſcheinbaren Scheibe nad) ihren Randbern 
bin gelten, die bei feinem anderen Planeten fo auffallend ift. Gelegentlich zeigen auch 
die Supitertrabanten, wenn fie hinter dem Planeten boriiberziehen, ErjMeinungen, die 
nur beim Vorhandenfein einer ausgedebnten Atmoſphäre zu verſtehen find. 


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Der Vullan Rilauea mit bem Feuerfee, auf ber Infel Hawaii. Nad einer Photographie. Vgl. Tert, S. 163. 


Der gemaltige Rirper, der mit ber Gonne viele verwandtſchaftliche Züge gemein= 
fam Bat, gleicht ihr auch infofern, al3 er eine Schar von zum Teil nicht unbedeutenden 
Weltkörpern um ſich gruppiert hat, die um ihn freifen, vie die Planeten um ihr ftrablende3 
Bentralgeftirn. Supiter wird bon fieben Monden umfreift, bon denen drei erſt feit 
fiirzerer Beit befannt find, während Die übrigen bier die erften felbftindigen Himmels— 
körper tvaren, die mit Hilfe Des neuerfundenen Fernrohrs entdedt wurden, als es Galilei 
im Jahre 1610 zuerſt auf den Supiter ricbtete. Heute zeigt ſie jedes Operngla3, und be= 
ſonders ſcharfe und geübte Augen mollen fie fogar unbewaffnet gefeben haben. Diefe 
vier zuerſt entdedten Supitertrabanten haben merkwürdigerweiſe feinen der ihnen gue 
gedachten Namen fefthalten finnen (Galilei Batte fie zu Ehren ſeines Mäcen die mebdicei= 
ſchen Geftirne taufen mollen), fo daß fie gegentoartig nur nad) der Reibenfolge ihres Ab— 
ftande3 bom Hauptplaneten mit den römiſchen Zablen I, II, III, IV bezeichnet werden. 
Dadurd wurde freilich nad) Entdbedung des fünften Mondes, der fi noch näher beim 





Die Monde des Jupiter. 165 


SGupiter befindet al8 I, eine Ungereimtheit unvermeidlich, da eine beillofe Vermirrung ente 
ftanden mare, wenn man die Biffern der alten Monde geändert hatte. Go blieb es beffer 
bei ber infonfequenten Bezeichnung Des neu hinzugefommenen als V. Supitermonbdes. 
Die beidben anderen find als 6. und 7. Mond mit VI und VII nach ibrer Stellung wieder 
ribtig bezeichnet. 

Es ift ein höchſt reizvoller Anblid, das Spiel der vier grofen GSatelliten zu berfolgen, 
die bald rechts, bald linfs vom Piefenplaneten fi) im medbfelbollem Reigen immer wieder 
anders gruppieren, aber meiſt ungefàbr in einer durch den Uquator des Planeten gehenden 
Linie fteben. Faſt tiglio) bietet diefes kleinere Weltſyſtem intereffante Erſcheinungen dar, 
die aus dem ©piele der freifendben Monde Bervorgehen. Dort ſchiebt ſich einer der 
Monde, deſſen ſcheibenförmige Geftalt in befferen Fernrobren leicht wabrgenommen merden 


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Stellungen der vier grofien Supitermonbde für bie Beit vom 6. gum 21. Februar 1896. Bgl. Tert, E. 166. 


fann, langiam inter ben NPlaneten. Man nennt diejes Unſichtbarwerden eines Mondes 
durch Verſchwinden hinter bem Planeten feine Offultation. Einige Minuten oder 
Bruchteile bon Minuten fang, je nachdem man einen der febnelleren oder einen der ent- 
fernteren, langſamer bemwegten Monde bor ſich Pat, ift noch ein Stück der Satellitenſcheibe 
als Hervorragung am Planetenrande ſichtbar. Auf der anderen Seite kriecht ein Mond 
gerade hinter der großen Scheibe hervor. Nachdem der Satellit einige Zeit als ſtrahlendes 
Scheibchen neben dem Jupiter geſtanden und ſich langſam weiter von ihm entfernt hat, 
fommt es bor, Daf ſein Glanz innerhalb weniger Sekunden verliſcht, ſo daß der Mond 
mehrere Stunden lang gänzlich unſichtbar wird. Erſt dann erſcheint er, merklich weiter 
vom Planeten entfernt, ebenſo ſchnell wieder. Er war während dieſer Zeit in den 
Schatten JZupiters getaucht, es fand eine Mondfinſternis dort ſtatt. Bei uns iſt 
das ein ſeltenes Ereignis, das im Jahr ein- oder zweimal in unſerem Kalender verzeichnet 
wird, auf Zupiter aber ein alltäglicher Vorgang. 


166 I. 6. Jupiter. 


Natürlich fann, je nad der Lage des Supiterfbitem3 zu una und der Sonne, die Reiben= 
folge der Bier gefchilberten Erſcheinungen ſich vollig umfebren und überhaupt die mannig= 
faltigiten Variationen bieten. Ebenſo häufig vie die Mondfinſterniſſe find auf Gupiter 
auch die Verfinfterungen der Sonne, tvobei man oft einen oder felbît mebrere 
ſchwarze runde Hlede über die Jupiterſcheibe ziehen fiebt, die ſich als die Schatten von 
Satelliten herausſtellen. Auf unſerer Zeichnung des Jupiter bon 1880 (ſ. Abbildung, 
S. 162, Fig. 2) iſt rechts am Rande ein ſolcher Satellitenſchatten zu ſehen. Endlich finden 
ebenſo häufig Vorübergänge dieſer umkreiſenden Trabanten bor dem Jupiter ſtatt. 

In der Abbildung auf S. 165 ſind die Orter der vier Satelliten in bezug auf ihren 
Hauptkörper für die Beit bom 6. bis zum 21. Februar 1896 für 11 Uhr mitteleuropäiſcher 
Beit angegeben. Sft an einem diefer Tage der Ort eines Gatelliten nicht aufgefiibrt, {o 
befindet fil) der Mond um diefe Beit entiveder Dinter dem Planeten, beziehungsweiſe in 
feinem Sdhatten, in welchem Falle bei bem Detreffenden Tagesftreifen rechts eine dbuntle 
Scheibe marfiert iſt, oder bor dem Planeten; es ift dann finfs eine Belle Scheibe gezeichnet 
worden. Die Orte jedes Mondes find an den aufeinander folgenden Tagen durd eine 
Kurve berbunden, wodurch man in den Stand gefett ift, feinen Weg um den Planeten 
gu verfolgen. Bei der Kurve fiir den Ddritten und bierten Satelliten fallt e3 an einigen 
Stellen, beiſpielsweiſe für den 12. und den 19. Februar, auf, daß fie zur rechten Seite Des 
Jupiter erft in einiger Cntfernung von ihm beginnt. Es ift hierdurch die Wirfung des Pla- 
netenſchattens angedeutet, die ben Mond dort erft erſcheinen oder fon verſchwinden 
läßt, vo die Kurve wieder beginnt oder aufhört. Die Lage Ddiefe3 Punftes zum Supiter 
fiebt man ſchon innerhalb der furzen Beitfpanne fil) verändern, für welche die GSatelliten= 
örter Bier verzeichnet find, eine Folge der wechſelnden Stellung Jupiters zur Sonne und 
gur Erbe. Für den erften und den zweiten Gatelliten ift die Entfernung des Austrittà, 
bezm. Eintrittspunktes viel geringer, da diefe Monde ſich in Wirflichfeit viel meniger bon 
ihrem Qauptplaneten entfernen. 

| Der erfte Gatellit fann ſich vom Mittelpunkte feines Planeten nur etwa ſechs Halb— 
meffer besfelben entfernen. Obgleich diefe Cntfernung verhältnismäßig gering erſcheint, 
ift fie doch in Wirklichkeit ſchon etwas gròfer als der Abftand unfere3 Monde vom Erd— 
mittelpuntite. Lebterer betrigt im Mittel 385,000, erfterer 420,000 km. Der Gatellit be= 
wegt ſich bereit3 in 1 Tag 1815 Gtunden einmal um feinen Hauptforper. Der Durch— 
meſſer Des Gatelliten erſcheint uns unter einem Winkel bon faſt genau einer Bogen— 
fefunde (nad Barnard 1,05”), woraus ſich ſeine wahre Ausbehnung etwas größer alè die 
unferes Mondes, etva 3950 km für ben Durchmeſſer, ergibt. 

Bei Gelegenbeit eines Voribergange3 bor der Jupiterſcheibe am 8. September 1890 
hatte ſich diefer Satellit, al3 er vor dem ieifien Aquatorgürtel hinzog, in g mei völlig 
gefhiebeneTeile getrennt; e3 waren zwei Satelliten gemorden (ſ. die Ab— 

e bilbung, S. 167). Nachdem aber der Körper wieder aus der Scheibe auf den dunfeln 
pimmelsgrund getreten var, hatte aud) er feine gewöhnliche Geftalt wieder angenommen. 
Das Phänomen murde fo deutlich von mebreren Aftronomen der Lid-Sternmarte gefeben, 
daß man wirklich eine Zeitlang an die Möglichkeit glaubte, der Satellit beftinde aus zwei 
ganz nabe beieinander befindlichen und einander ſchnell umfreifendben Körpern, die fonit 
immer einander für unferen irdiſchen Standpunkt gededt haben. Um aber die wahre Cr 
klärung zu berftehen, müſſen vir einen normalen Voriibergang eines ſolchen Mondes vor 


Scheinbare Teilung und direfte Vorilberginge des erften Jupitermondes. 167 


ber Planetenjcheibe näher berfolgen. Wir feben nad) bem Gintritt ben Gatelliten ſich als 
kleines, helle Scheibchen von den Randpartien des Planeten abbeben, die infolge der 
Atmofphare, vie ſchon erivabnt, beträchtlich dunkler erſcheinen als die übrige Oberfläche. 
Je mehr aber der Satellit nach der Mitte vorſchreitet, deſto ſchwieriger wird es, ihn von 
ſeiner hellen Umgebung auf der Jupiterſcheibe noch zu unterſcheiden. Schließlich verliert 
er ſich gewöhnlich ganz in den mittleren Partien der weißen Aquatorzone, um erſt einige 
Zeit vor dem Austritt am anderen Rande wieder aufzutauchen. Dies Verſchwinden vor 
der Jupiterſcheibe iſt eine natürliche Erſcheinung, wenn man annehmen darf, daß der Sa— 
tellit mit einer ähnlich das Licht reflektierenden Wolkenhülle umgeben iſt wie ſein Haupt— 
planet. Spekltroſkopiſche Unterſuchungen von Vogel, die allerdings vereinzelt daſtehen 
und wegen ihrer Schwierigkeit nicht einwandsfrei find, ſcheinen dies zu beſtätigen. Nach 
dieſem kommt die der Atmoſphäre Jupiters eigentümliche Linie 
bei 618 us auch im Spektrum der Jupitermonde bor. Da dann 
vom upiter ſowohl wie bon feinem Monde Licht von dergleichen 
Art und Intenſität zu uns gelangt, haben mir fein Ytittel, die 
beiben Körper in unſerem Auge zu trennen. Daf der erite Sa= 
tellit bon einer Atmofphaàre umgeben ijt, fMeint eime wiederholt 
vom Verfa{fer am Zehnzöller der Genfer Sternwarte gemachte 
Wahrnehmung zu beftatigen. Wenn man den Gatelliten bei 
jeinem Voribergange vor der Jupiterſcheibe aufmerfiam vere 
folate, bia er in der weißen Uquatorialzone verſchwand, konnte 
man den Rand Des Mondes dod als Meine, dbunfle Areislinie er 
fennen. Diefe würde auf eine ähnliche Abforption der Satelliten- Eigentümliche Erſcheinun— 


È é . ; gen am erften Satelliten 
atmojphare Bhindeuten, mie man fie am Rande der Planetenz pes su beobadtet am 





{cheibe beobacdhtet. 8. Sept. 1890 und am 3. Auguſt 
‘ i 1891 auf ber £Lid=Sternwarte. 
Es ereignen fil) aber auch fogenannte dbunfle Vor- Val. Tert, S. 166 u. 168, 


iibergange der Trabanten, die namentlich in fegter Beit die 

Aufmerfamfeit der Aſtronomen auf ſich gelentt haben. Unverbofft und ohne alle äußeren 
Voranzeichen tritt ber Satellit al3 dunkle Scheibe in den Planeten ein und fegt fo feinen 
Weg bor ibm Bin fort, erſcheint dbagegen nad) feinem Austritte wieder in feinem ungeſchwäch— 
ten Glanze. Da fein Grund zu erfinnen ift, weshalb der Satellit eine wirkliche Veränderung 
ſeiner Leucdbtfraft gerade in der Beit, während der er in der geraden Linie zwiſchen Supiter 
und Erde ſteht, erfabren fonnte, {o diirfen wir nur an Rontraftmirfungen denfen, 
für die das Auge viel empfindlicher ift als für abfolute Lichtſchätzungen, mie ja überhaupt 
unfere Sinne nur fiir Mejfungen refativer Verſchiedenheiten eingericbtet find. Iſt Die 
Jupiterſcheibe an den Stellen, vor dbenen der Catellit hinzieht, ausnahmsweiſe Bell, die 
Atmoſphäre des letzteren aber befonder3 molfenfrei, jo fann er uns mobl dunfel erſcheinen, 
vie man 3. B. die Sonnenflede dunfel fiebt, obgleich ihr Lit notoriſch mehrere taufend= 
mal Beller iſt al das des Vollmondes. Diefe dbunfeln Voriiberginge würden aud die 
Vermutung ftirfen, daß Jupiter nod) geringe Mengen eigenen, alfo nicht vie bei allen 
anderen Planeten fediglid) bon ber Sonne fommenden refleftierten Li dt e3 befibe, das 
allerdings durch unfere phyſikaliſchen Analyſen nicht mehr nachzuweiſen it. Die etma bon 
einer teilweiſe glühenden Kruſte herrührenden Lichtentwickelungen würden an einzelnen 
Stellen ſtärker auftreten als an anderen. Geht nun ein Satellit über dieſe weg, ſo wäre die 


168 I. 6. Gupiter. 


Urſache zu einer Verdunfelung desfelben als Rontraftivirfung gegeben. Daf allerding3 die 
Urſache zum Teil in den Gatelliten felbft zu ſuchen ift, zeigt die Wabrnegmung, daß dunkle 
Voriiberginge bei ben erften Monden ſehr felten oder gar nicht vorfommen. Diefe {einen 
alſo häufiger bon Wolkenſchleiern umbiillt zu fein al8 die entfernteren Glieder des fefun= 
dären Syſtems. Dies milrde fi) gleichfalls leicht unter der Vorausſetzung erklären, bag 
mir es in Yupiter nod mit einem unfertigen Weltkörper zu tun haben, der wegen der dünnen 
Strufte etwas eigenes Lit und eigene Wärme ausitrabit. Legtere finnte auf den nächſten 
Gatelliten noch faſt ebenfo mwolfenbilbend wirken mie in der Jupiteratmoſphäre felbit. 

Um die zuerſt fo ratfelbaft erſcheinende Verdboppelung des nächſten Satelliten weiter 
gu erklären, haben wir nur anzunebmen, daß fi) in jener Zeit feine Atmoſphäre bis auf 
einen etwa äquatorial berlaufenden Wolfengiirtel in außergewöhnlich heiterem Buftande 
befand. Die nördlichen und ſüdlichen Teile des kleinen Weltkörpers maren deshalb relatib 
bunfel, während der Uquatorftreifen Des Mondes die gleiche Helligkeit hatte mie der des 
Planeten, über den er hinzog. Auf bem oberen rechten Teile der auf ©. 167 ſtehenden 
Zeichnung ift dies veranſchaulicht. Wenn man nun den Augenfebler der Uberftrablung 
beritdichtigt, der alle Bellen Partien über die dunkleren greifen läßt, fo erklärt fi) auch 
Die Abrundung der in Wirklichkeit rechts und links {pig zulaufenden Polarfappen, Die wegen 
ber Kleinheit des Bildes auf keinen Fall etwa in der in unferer Abbildung wiedergegebenen 
Form hätten geſehen merben fonnen. War diefe Erklärung richtig, fo mufte man gelegent= 
lid) aud) die umgefebite Wahrnebmung maden können, wenn der Gatellit einmal über 
eine dunkle Region des Planeten Pinzog. Dann muften feine Polfappen verſchwinden 
und nur der längliche Yquatorgiirtel fiir unfer Auge übrigbleiben. Solches fand wirklich 
am 3. Augujt 1891 ftatt, wie der untere Teil der Zeichnung veranſchaulicht. Die Vermutung 
des bellen Uquatorftreifens fonnte Barnard am 25. September 1893 am 36-Béller direkt 
bejtàtigen, wo zuerft diefelbe Erſcheinung eines Doppelmonbde3 auftrat, wie er fie früher 
am 12-Zöller gefeben Batte, mAbrend dann bald der ganze Mond mit dem Streifen und 
ben bunfeln Fleden an den Polen unziveifelbaft zu erfennen mar. Diefer Satellit abmt 
alfo in feinem Ausfehen feinen Hauptplaneten nad. 

Sb bdiefe bunfeln Flecke auf der Satellitenſcheibe uns bei einem Vorübergange ftet3 
zugewandt find, wodurch betviefen mare, daß der Pond feinem Planeten Îtet3 Ddiefelbe 
Seite zukehrt, mie es bei unferem Monde der Fall ift, hat neuerding3 bon Gutbnid 
auf Der Privatſternwarte des Herrn b. Bülow zu Bothkamp bei Riel durch genaue photo: 
metriſche Meſſungen nachgewieſen merden können, ebenfo fiir ben II. Mond. Erſterer 
ſchwankt zwiſchen 5,5. und 6,4. Größe, lebterer bon 5,7. zu 6,1. Größe, alfo ſehr merklich, 
und die Periode deg Lichtwechſels ftimmt mit ben Umlaufszeiten der Gatelliten iiberein, 
Der vierte aber leuchtet regelmäßig am ſchwächſten, wenn er in feinem Umlauf uns näher 
ſteht als Jupiter, wird dagegen Deller in bem Teife ber Bahn, die hinter bem Planeten 
ltegt. Wendet der Mond feinem Planeten beftindig diefelbe Seite zu, {o fehen mir diefe, 
folange der Mond fi) in bem von uns entfernteren Teile feimer Bahn befindet; auf die 
bem Qauptplaneten abgemandte Seite blicfen mir dbagegen, menn der Mond zwiſchen uns 
und ibm voritberziebt. Die nämliche Erſcheinung würde offenbar für etwaige Bewohner 
Der Venus unfer Mond hervorbringen, fall auf feiner una abgewandten Seite die dunfeln 
Mare⸗Ebenen eine größere Gefamtausbehnung haben ala auf der uns befannten. Ubrigens 
eriveift fi) nad Müller die Reflerionsfabigfeit der Jupitermonde als ſehr gering, mas 


Die Jupitermonde. 169 


gegen das Vorhandenfein bon mit Wolfen erfüllten Atmoſphären ſpricht. Namentlich ift 
der vierte Mond verbaltnismafig ſehr dbunfel und gleicht in diefer Ginfit unferem Monde. 

Von bem zweiten GSatelliten ift nichts Vefondere3 weiter zu fagen. Cr bemegt 
fi) in eimer Entfernung bon etma 91 Halbmeffern des Hauptplaneten oder 670,000 km 
um ibn und ijt etwas kleiner als der erjte, beinabe fo groß mie unfer Mond, nad) Barnard 
mit einem Durchmeſſer bon 3300 km. Sdon in 3, Tagen vollendet er einen Umiauf. 

Der Dritte Jupitermond ift der größte von allen, fogar noch erheblich größer 
al3 der ſonnennächſte Planet Merfur; er mißt im Durchmeſſer etwa 5720 km. Von feinem 
Sauptplaneten fann er fil) um das Fünfzehnfache von deffen Halbmeſſer oder 1,067,000 km 
entfernen. Obgleich alfo der Weg, den er um feinen Planeten zuriidzulegen Bat, faît breimal 
größer ijt al4 ber von unferem Monde um die Erde beſchriebene, legt er ibn doch viermal ſchneller 





Beibnungen ded pritten Jupitermondes, auf der Lid=Sternwarte Bergeftellt von Schaeberle und Campbell im 
September unb Oktober 1891. 


zurück als dieſer, nimlic) in 7 Tagen 3°/, Stunden. Wegen feiner relatiben Größe laffen 
{ich auf dieſem Gatelliten nod) am ebeften Detail8 erfennen. Wir geben oben einige Zeich— 
nungen wieder, dbie Schaeberle auf der Lick-Sternwarte bon den Fleden diefes Mondes ent- 
worfen bat. Ihr Studium läßt vermuten, daß er bem Jupiter ftet3 die nämliche Seite zukehrt. 

Der bierte Mond bemwegt ſich in einem Abſtand bon 261 Halbmeffern des Pla: 
neten oder 1,877,000 km in 16 Tagen 1614 Stunden um den lebteren. Diefer Mond ift zwar 
wieder etwas kleiner al3 der dritte, aber größer als die beiden erften, nämlich 5380 km 
im Durchmeſſer (Barnard); er ift hiernach gleichfall grofer als Merfur. Wir haben Bier 
aljo bier Körper, die an Größe einem der Hauptplaneten nabeftehen und bon bem mad: 
tigen Supiter gezivungen werden, in eiligem Fluge ibn zu umkreiſen. Segt ſchon mögen 
mir Darau3 erſehen, vie Supiter auch an der die Weltkörper in fefte Bahnen lenkenden 
Kraft mit berSonne, der er zwar mit feinen leuchtenden Vafallen dient, zu metteifern vermag. 

Der fiinfte Trabant gehört dagegen wieder zu den fleinften und optiſch ſchwierigſten 
Körpern des Sonnenfbitem3. Wie die beiben Marsmonde feinerzeit nur bon dem damals 
kräftigſten Fernrohre zuerſt gefeben werden fonnten, fo ift Diefer Mond erſt bon dem bis 
vor furzem mächtigſten Sehwerkzeuge der Neuzeit, dem Lick-Fernrohre, ans Lit gezogen 
worden. Varnard mar fo glücklich, am 9. September 1892 ein feines Sternden 13. Größe 
dicht neben Gupiter gu feben, das in ſchnellem Wechſel bald recht3, balb links bon der Bell 


170 I. 6. Gupiter. 


leuchtenden Scheibe des Planeten auftrat, fi aber faum mebr als drei Vierteile des 
Jupiterdurchmeſſers bom Rande des Planeten entfernte. Die dadurch bedingte Uberftrab= 
lung macdte feine Beobadtung äußerſt ſchwierig, fo daß nur wenige Aftronomen aufer 
bem Entdeder das minzige Lichtpünktchen meffend verfolgen fonnten oder mit großen Fern⸗ 
tohren es aud) nur boriibergehend einmal aufbliben faben. Nach jenen Meffungen ift die 
mittlere Entfernung des kleinen Trabanten bom Supiterzentrum gleich etwa 143 Durdb= 
meſſer des Planeten oder 180,000 km. GSeinen Umlauf vollendet er jhon in 11 Stunden 
57 Minuten 22,8 Sefunden. Er braucdt alfo nur etma zwei Stunden mebr, um den Mittel 
punkt ſeines fefundaren Syſtems zu umfreifen, als die Wolfengziige der Jupiteroberfläche 
felbft. Aus der Helligkeit des GSatelliten ift, vie bei den Marsmonden und den Meinen 
Planeten, auf einen Durchmeſſer von eta 160 km zu ſchließen. 

Die Entdbedung nod eines VI. und VII. Supitermonbdes ift ein Erfolg der Himmels— 
photographie, und zwar der gzielbetvuften Anwendung einer neuen Methode, durch die 
zuerſt Pidering einen neunten Saturnjatelliten aufgefunden hat. Daf bei den Planeten 
keine Monde mer gu erivarten feien, die groß genug wären, um durch die auf Seite 147,8 
befchriebene Methode der Aufſuchung kleiner Planeten gefunden zu werden, war vor— 
auszufeben. Cin auf der Platte manderndesz ESternden Bat, menn es zu klein ift, 
nicht Zeit genug, ein Kom der Platte zu ſchwärzen, tvie e3 fleine Firfterne nad) ftundert= 
fanger Belibtung bermigen. Die Monde aber bewegen ſich unter den Sternen fort. Nun 
fonnte man aber annebmen, Daf in grofer Entfernung von ibren Planeten kreiſende Ga= 
telliten wenigſtens zu beftimmten Zeiten die gleiche Bewegung wie diefe felbît unter den 
Sternen befiben. Man führte alfo das Fernrohr durd das Uhrwerk und durd) die Kon— 
trolle mit bem Sucherfernrohr (j. ©. 43) dem Planeten nad und fand nun wirklich auf 
einer Reihe bon Platten ein winziges Sternchen eingezeichnet, das während der Belice 
tungszeit bem Planeten gefolgt var und hierdurch feine Zugehörigkeit zu ibm verriet. 

Die erjte Aufnahme Des VI. Mondes gliidte auf diefe Weife Perrine mit dem photo: 
graphiſchen Crofley=Refraftor am 3. Dezember 1904. Derfelbe Mond fonnte {pater mit 
ben Rieſenfernrohren unferer Beit auch direft alè winziges Lichtpünktchen 14. Größe ge: 
feben merdben. Danach würde fein Durchmeſſer ſich etwa auf 120 km belaufen und mare 
nicht weſentlich feiner al8 der des V. Mondes. Er bemegt ſich in einem fo grofen Abitande 
vom upiter (9,700,000 km), daß dadurch das Syſtem dieſes Planeten in unferer Kenntnis 
um Das Fünffache vergrößert ift. Seine Umlaufszeit beträgt nach Crommelin 253,4 Tage, 
alſo etwa 814 Monate gegen 162/, Tagen beim bisher äußerſten IV. Supitermond. Cine 
weite Lücke flafft zwiſchen beiden, die wohl nod) dburd neue Entdbedungen fleiner Tra: 
banten ausgefiillt werden mird. 

Auf verſchiedenen Platten, die diefen Catelliten verzeichnet hatten, bemerfte nun 
Perrine nod) ein ſehr fMeines Piinftohen, deffen Bewegung es al8 einen meiteren, VII. Gue 
pitermond erfennen lieB, der in nahezu derfelben Cntfernung mie der VI. umiduft. Er 
wurde zuerſt am 2. Sanuar 1905 photographiert. Sein Abjtand bom Zentrum des Gupiter: 
ſyſtems betrigt nad) Roß 11,750,000 km, feine Umfaufs;eit 259,7 Tage. Er ijt nur 
16. Größe, und fein Durchmeſſer mag faum mehr als 50 km betragen. Beide neue Satel- 
fiten betvegen ſich von Weften nad Oſten um ihren Planeten mie deffen übrige Monde. 

Wegen Ddiefe3 geradezu unwahrſcheinlichen Abftandes der beiben Heinen Körper vom 
Supiter Bat man eine Beitlang ernſtlich gezmeifelt, daß fie ibm als Gatelliten wirklich 


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JUPITER uND SATURN. 


Jupiter. (Nach Greer und 7rouvedot.) 


Saturn. (Nach Zarnard, Trouvelot und Mascari.) 





Der V., VI. und VII. Gupitermond. Allgemeines fiber Saturn. 171 


angehörten und nicht vielmehr kleine Planeten feien, die ſich nur zeitmeilig in der Nähe des 
Jupiter auffielten. Es wurde durch Beifpiele an. befannten Afteroiden gezeigt, vie diez 
wohl möglich fei. Die genauere Babnberednung hat nun zwar diefe Zweifel befeitigt, aber 
es ift dafür die Frage aufgetaucht, ob diefe Heinen Himmelsweſen nicht früher cinmal 
wirkliche Planetoidben gemefen und dann ähnlich, vie wir .e3 bom Eros (S. 153) bermuteten, 
durch befondere Umſtände in die Nähe Des mächtigen Gupiter geſchleudert wurden, deffen 
Anziehungskraft im Verein mit der feiner grofien Monde diefe fleinen Körper in ihre viel 
leicht nur boriibergehend angenommene GSatellitenbahn gezwungen batte. Vir fommen 
im theoretifchen Teil auf dieſe Fragen zurück. Jedenfalls haben dieſe und namentlid) die 
beiben neuen Satummonbde neue interefjante Geſichtspunkte über ben Aufbau unfere3 
Planetenſyſtems entitehen laffen. 


— — — — — — — 


7. Saturn. 


Kein anderer Himmelskörper macht beim teleſkopiſchen Anblick einen fo überraſchen— 
den Eindruck wie Saturn mit ſeinem geheimnisvollen Ringſyſtem. Ein breiter, 
glängender Ring umgibt die leuchtende Kugel, wie auf der Drehbank ſcharf und glatt ge— 
zogen Und nicht etwa, wie die meiſten Himmelswunder, an der Grenze der Sichtbarkeit 
im Raume ſchwebend ſehen wir dieſes Gebilde, ſo daß man mehr vermuten muß als be— 
wundern, ſondern es ſteht mit handgreiflicher Deutlichkeit vor uns, ebenſo unerklärlich mie 
zweifellos (ſ. die beigeheftete farbige Tafel). Schon in ſeinem erſten Fernrohre ſah Galilei 
die Wundergeſtalt bed Saturn, wenn er auch nicht ſofort ben Ring als ſolchen erfannte. 
Zuerſt glaubte er zwei Satelliten zu erkennen, die ſich ſo nahe an der Saturnkugel befanden, 
daß fie beinahe an ihm klebten. Es mußte allerdings merkwürdig erſcheinen, daß ſie nicht 
um den Planeten liefen, ſondern ihre Stellung ſtets unverändert beibehielten. Freilich 
vermißte nad) einigen Jahren der große Forſcher dieſe vermeintlichen Satelliten gänzlich; 
Saturn erſchien lange Zeit hindurch, wie die anderen Planeten, als Kugel. Galilei meinte 
ſchließlich, ſich überhaupt geirrt zu haben, und teilte von der ganzen Beobachtung öffent— 
lich zunächſt nichts mit. Nach einiger Zeit aber trat die ſeltſame Erſcheinung, die nb di nq = 
ſel oder Anſen, wieder zu beiden Seiten der Planetenkugel auf. Jetzt ſahen Galileis 
Nachfolger die wahre Geſtalt ſchon deutlicher; das Ganze erſchien nunmehr in der Form 
einer Linſe, aber mit zwei großen Löchern zu beiden Seiten. Der Anblick wurde immer 
rätſechafter, bis endlich ſpäter der Ring als ſolcher von Huygens erkannt wurde. Pie Zeich— 
muta auf Seite 172 veranſchaulichen, wie ſich das Bild des Saturn allmählich bei den 
iltetdie. Beobachtern vervollkommt Bat. 

‘fpeute geigt jedes mittelmaBige Fernrohr nicht nur den Ring mit der darin frei ſchwe— 
beat Kugel, fondern den erfteren noch deutlid) von einer dbunfelnLinie durchzogen, 
Die ff Tn zwei konzentriſch fiegende Ringe trennt.  Diefe Linie nennt man nad) ihrem 
EntBedet: die Caſſiniſche Trennung oder Teilung. In den modernen Tele 
Ttopelk fiebt man nod eine Menge bon CEinzelbeiten, die ſich fajt dille dDurd) ihre Lage und 
Art de Zuſammenhang erweiſen. Diefe augenfallige farmonie im Aufbau eines meit- 
verzweigten ja des reichſten aller ſekundären Syſteme im Reiche der Sonne erweckt auch 
in einem ganz unvorbereiteten Beſchauer erhebende Gedanken über die Einheit und Größe 





172 I. 7. Saturn. 


des Naturgeſchehens. Vor uns ſchwebt im enblofen Himmelsraum eine ſichtlich ab- 
geplattete Kugel, die von helleren und dunkleren Streifen umgeben ift. Diefe liegen gu den 
qu3 der Abplattung ifrer Lage nad) leicht zu beftimmenden Polen und gum Ringe ſym— 
metriſch; der Ring ſcheint gewiſſermaßen nur eine Tortfegung dieſer Streifen über die 
Satumfugel hinaus zu fein, benn auch auf bem Ringe feben ſich die Streifen fort. Je tiefere 
Ginblide wir in die Natur des Ringe3 tun, defto mehr Trennungen werden entdeckt, in defto 
mebr einzelne ineinander gepafite Ringe zerfällt diefer Reif, deffen Griftenz in feiner un= 
wandelbaren Lage bis in unfere Tage hinein den Theoretifern ein unldsbares Ratjel ſchien. 
Nicht genug mit diefer entziidenden Symmetrie des Aufbaues, umgibt noch ein Reigen 
von zehn Monden den Planeten, die 
gleichfalls größtenteils nabezu in dere 
felben &bene mit bem Aquator und den 
Ringen um das Hentrum des ſekundären 
Weltſyſtems in feften Bahnen geleitet 
werden. Wer fonnte nod), wenn aud 
ohne Kenntnis bon den fonjtigen Cin- 
richtungen des Weltgebäudes, beim Un= 
blick dieſes verkleinerten Planetenſyſtems 
daran zweifeln, daß hier gemeinſame 
Urſachen bem Aufbau einer ausgedehn— 
ten Welt zugrunde liegen, daß Cinbeit= 
lichkeit das Grundprinzip iſt, nach dem 
die Natur hier wie überall in unſerer 
näheren Umgebung ſchafft? 

Dieſes ganze Syſtem zieht, in un— 
erſchütterlicher Lage der einzelnen Glie— 
Zeichnungen des Saturn mit ſeinem Ringe aus der der untereinander, ſoweit ſie nicht ihre 
erfien Beit teleffopifger Beobagiung. 09 ouogens relati kreiſende Bewegung haben, bor 

den feften Sternen des Firmamente3 
langfam feine Strafe. Erſt in 2915 Jahren kehrt der Planet mit feinem grogen Gefolge 
zu denſelben Tirfternen zuriid. Die ſynodiſche Umlaufszeit dbagegen, alfo die Beit, na 
welcher der Planet wieder in die gleicme Lage zur Sonne gelangi, und nad) der fi) die 
Beiten regeln, in dbenen er am giinftigften fiir una zu beobacdten ift, betrigt bei Saturn 
nur 1 Jahr und 13 Tage. Offenbar muf diefe ſynodiſche Periode fil um fo mebr einem 
Sabre nähern, je Iangfamer die Bewegung des Planeten unter den feften ©ternen iſt, 
die alle Gare wieder die nämliche Stellung zu un3 einnebmen. Innerhalb der Beit 
von 2915 Sahren dindert fi) die Lage der Ringebene zu unferer Gefichtslinie periodiſch 
derart, daß wir während der einen Hälfte dieſer Beit die obere Seite de Ringes, wäh— 
rend ber anderen die untere Seite ſehen. Oben und unten iſt in dieſem Falle fo zu 
verſtehen, daß wir oben” die Lage nennen, in der mir den bor der Kugel liegenden und 
ſie mehr oder weniger verdbedenden Teil des Ringes tiefer liegend (im umkehrenden Fern⸗ 
rohr) ſehen, den Binter der Kugel befindlichen dagegen oberhalb. Während des Uberganges 
zwiſchen den beiden Lagen ſehen wir eine kurze Zeit lang auf die Schärfe des Ringes und 
bemerken dann mit Staunen, daß er ungemein dünn iſt. Nachdem der Ring immer ſchmaler 





Umlaufszeit, Anblid, Entfernung, Durchmeſſer dea Saturn. 173 


und ſchmaler gemorden ift und allmählich alle Detail auf ihm verſchwunden find, wird 
et gu einer ganz dünnen Licbtlinie, die endlich völlig verſchwindet, fo daß oft felbft in den 
beften Fernrohren einige Tage hindurch Saturn plötzlich ringlos wie irgend ein anderer 
Planet auftritt. Nur zumeilen erfennt man nod eine Spur, die ſich ftellentveife perlen— 
ſchnurähnlich in einzelne Lichtpünktchen auflöſt. AB einzige Andeutung des Ringes bleibt 
ſein Sdhatten fibrig, ben man über die YUquatorgegend der Kugel al feine ſchwarze Linie 
hinziehen fiebt. Nun dffnet fi) der Ring wieder, um die andere Seite zu zeigen, die nabezu 
15 Sabre hindurd) für die irdiſchen Beobachter unſichtbar geworden var, und erreidit in 
etwa 7 Jahren feine grofte Dffnung. | 

Die untenſtehende Abbildung führt den Anblid des Saturn in feinen ertremen Lagen zu 
un3 bor. Die bere, ſüdliche Seite des Ringes (untere Abbilbung) mar von 1878, al3 Hall 
mit bem damals groften Fernrobre der Welt in Waſhington 
das gänzliche Verſchwinden des Ringes wahrnahm, bis 1891 
ſichtbar. Im letztgenannten Jahr, um den 20. Oktober herum, 
verſchwand der Ring gleichfalls für ſämtliche Sehwerkzeuge; 
der genaue Moment des Verſchwindens war aber wegen der 
großen ſcheinbaren Nähe des Saturn zur Sonne nicht zu 
beobachten. Bereits am 25. glaubten Comſtock und Townley 
auf dem Waſhburn⸗-Obſervatorium Spuren des Ringes 
wiederzuſehen, obgleich Holden auf der Lick⸗Sternwarte 
erſt am 29. Oktober den Ring unzweifelhaft auftauchen ſah. 
Seitdem iſt die untere, nördliche Seite des Ringes ſichtbar, 
und im Frühjahr 1907 mußte derſelbe abermals verſchwin— 
den, freilich zu einer Zeit, zu der Saturn wegen ſeiner 
ſcheinbaren Nähe zur Sonne nicht zu beobachten war. 

Außer dieſen durch die verſchiedene Offnung des PS Anbug men nenin ſeinen 
Ringes hervorgebrachten Anderungen des Anblicks hat Sa- 
turn im großen und ganzen ſtets dasſelbe Ausſehen. Phaſen der Beleuchtung durch die 
Sonne, die bei Jupiter noch in den Quadraturen zu bemerken waren, treten ſozuſagen 
nur noch theoretiſch auf. Seine Entfernung von der Sonne und von uns iſt 
ſchon zu groß, als daß der Lichtſtrahl, ben der Planet von ſeiner Oberfläche zu una zurück— 
wirft, einen für die Phaſe merklichen Winkel mit der Richtung zur Sonne machen könnte. 
Saturn iſt 9mal weiter als die Erde oder 1418 Millionen Kilometer von der Sonne 
entfernt. Je nachdem wir uns nun diesſeits oder jenſeits der Sonne vom Saturn aus 
geſehen befinden, wird feine ſcheinbare Größe alſo etwa im Verhältnis bon 9,5—1 und 
9,5+1 ſchwanken. Die Winkelausdehnung des äquatorialen Durchmeſſers variiert 
infolgedeſſen zwiſchen 15 und 21“. Die größte ſcheinbare Ausdehnung der Saturnkugel, 
alfo ohne den Ring, erreicht demnach noch nicht die größte des Mars. Wegen der viel 
größeren Entfernung des Saturn folgt hieraus indes ein viel beträchtlicherer wahrer Durch— 
meſſer, der ſogar dem des Jupiter nicht viel nachgibt: er beträgt 123,000 km (Barnard) 
oder das 9fache des Erddurchmeſſers und anderthalb Erddurchmeſſer weniger als Jupiter. 
Saturn iſt die zweitgrößte Welt im Sonnenreich. 

Auch beim Saturn iſt der polare Durchmeſſer weſentlich kürzer als der äquatoriale: er be— 
trãgt nur 112,300 km. Die Entfernung bon Pol zu Pol iſt alſo dort faſt um einen Erddurch— 





174 I. 7. Saturn. 


mejfer feiner als die zwiſchen zwei Punften des Aquators, durch den Mittelpuntt des Planeten 
gemeſſen. Aus diefer ftarfen Abplattung bon 1:11,5, Der größten unter allen Planeten, können 
mir von vornberein auf eine ſchnelle Umbrebung des Planeten um feine Adbfe ſchließen. 
Das Ringſyſtem des Satum teilt ſich in drei ſichtlich verſchiedene Abſchnitte, die 

auf nebenſtehender Zeich— 
nung unten durch die Buch⸗ 
ſtaben A, B und C fennt= 
lid) gemacht find. A, Der 
Gufere Ring, eritredt 
ſich vom äußeren Rande 
Des ganzen Syſtems bi3 zu 
der ſchon früher ermabnten 
CaffinifbenTren= 
n nung. Sn ibm unterſchei— 
N ce bet man nod) eine feinere 

— e: Ud e va Teilungslinie, die ſoge— 


Bezeibnung der Saturnringe und ber Trennungen: A = dufierer beler = nannte En ckeſche Tren— 
Ring, B = innerer heller Ring, C = dunkler oder Schleier⸗Ring, o — Enckeſche Tren⸗ . "ea: 
nung, c = Gaffinifhe Trennung. Bgl Text, €. 176. nung oder Die Vleijtift- 





linie. (Siehe Zeichnung, 
S. 175, oben.) Dieſe Linie pflegt man gewöhnlich in der Mitte zwiſchen der Caſſiniſchen 
Trennung und bem äußeren Rande des Ringſyſtems zu ſehen, indeſſen konnte Schiapa— 
relli mit dem Verfaſſer 1881 feſtſtellen, daß ſie zeitweilig auf einer Seite des Ringes dem 
äußeren Rande näher gerückt erſcheint, 
während ſie auf der anderen Seite wie 
immer auftritt. Eine ſolche exzentriſche 
Lage wurde auch {pater (1888) von Per- 
rotin in Nizza wieder gefeben, doch fand 
ſie bamals auf der entgegengefebten Seite 
ftatt, als es 1881 in Mailand und Genf 
bemerft mordben mar. Aud Trouvelot 
Eaturn, einige Monate vor und nad dem Verſchwinden ber Ringe. ſah — Lage a MEI 


Die Größe biefer Darftellung gibt im Vergleich zu der obenftebenden Trennungslinie und bemerkte überhaupt, 


Abbildung die relativen Schwankungen der ſcheinbaren Größe des 
Planeten in ſeinen extremen Stellungen zur Erde. Mud 1m Ent⸗ daß gelegentlich alle Zonen des Ringes 


eu — — — — ihre Größe und Helligkeit ſchnell ändern 
rohre in jenen Stellungen zur Erde. können. Namentlich iſt die Helligkeit der 

beiden Ringanſen wechſelnd verſchieden. 

Die veränderliche Lage der Trennungslinien (denn auch von der Caſſiniſchen glaubt man 
gelegentlich eine ſolche wahrgenommen zu haben) läßt ſich auch durch eine wechſelnde ex— 
zentriſche Lage der einzelnen Ringe zueinander und zum Saturnzentrum erklären. Schon 
vor geraumer Zeit hatten Beobachter eine ſolche unſymmetriſche Lage wahrgenommen, und 
andere Batten fie wieder auf Grund genauer Meſſungen beſtritten. Es iſt ſehr wahrſcheinlich, 
daß die dem Saturn nächſte Stelle der exzentriſchen Ringe ſich ſelbſt wieder im Kreiſe herum— 
dreht, und zwar in 10—14 Jahren einmal. Wir werden im theoretiſchen Teile ſehen, daß 
ſolche Bewegung eine notwendige Folge der beſonderen Anziehungskraft iſt, welche die 





Die Ringe des Satum. 175 


größeren Satelliten des Syſtems auf Die vielleicht meteoritaubartigen Körperchen übt, 
qu3 benen die Ringe zufammengefebt fein miiffien. Die mabrgenommene Bemwegung des 
„Periſaturniums“, ber Ringe, beftatigt alfo unjere Anficht über ibre phyſiſche Beſchaffenheit. 
Ferner ſcheinen die einzelmen Ringe aud) gegeneinander etwas geneigt gu fein, nicht in ein 
und derjelben Cbene zu liegen, und auch diefe gegenjeitige Lage ift einem periodiſchen 
Wechſel untermorfen. Die Ringe des Saturn find fomit nur in ihrer mittleren Gejtalt eine 
beitindige Erſcheinung, bei genauerer Unter: 
ſuchung aber in jeber Beziehung einem beftàn= 
bigen Wechſel untermorfen. 

Der gmeiteRingB reicht von der Caf 
ſiniſchen Trennung bid zu einer Gtelle, die ſich 
nur in den beſten Fernrohren al deutliche Be— 
grenzung marfiert. In Genf fonnte fie der Ver 
faffer nicht erkennen, während ſie ihm in dem SÌ 10. Mary 1888. — — 6.174. 
26zölligen Refraftor in Wien unzmeifelbaft ent= 
gegentrat. In mittleren Fernrohren verſchwindet der Ring B an diefer Grenze mit ziemlich 
plötzlicher Libtabitufung in der Dunfelbeit, die das Ringibitem bon der Kugel trennt. 
Von dem dritten Ringe fiebt man in ſolchen Inſtrumenten nur bei ſehr guten Bildern eine 
Spur. Der mittlere Ring B ift dbagegen der Bellite von allen und entſchieden beller als die 
Stugel felbît. In febr giine 
îtigen Augenbliden ſchien 
er mit Hilfe der Traftig= 
îten Sehwerkzeuge in 
eine grofie Zahl einzelner, 
durch feinite Linien ge- 
trennter Ringe zu 3erfal= 
Ten, mie es Die neben= 
ftehende Zeichnung veran⸗ 
ſchaulicht. Wir ſehen in 
ihr auch den Ring A von 
vielen Linien durchfurcht, 
unter denen die Enckeſche Feinfie Teilungen im Ringſyſtem des Saturn. 
nur als die breiteſte auf= 
tritt. Beſonders deutlich glauben Brenner und Wonaszef Teilungen im duferen Ringe A 
gelegentlich geſehen zu haben, der erftere eine innerhalb der Enckeſchen Trennung, der 
letztere außerhalb derſelben. 

Am wunderbarſten erſcheint ber innerſte Ring C, der fogenannte Schleier— 
oder FIorring. Cr beftebt nur aus einem matten, bläulichen Schimmer, dburd) den die 
Kugel bei giinftiger Stellung tvie durch einen Schleier fitbar bleibt. Wenn auch feine 
ganze Erſcheinung nicht die Deutlichfeit der anderen Ringe Bat, fo ift er Dod in den mobdernen 
Fernrohren ein ganz unziveifelbafte3 Objeft und zeigt fi) auch infofern als ein materielles 
Etwas, als er nad) der Kugel zu ſehr ſcharf abgegrenzt iſt und ſich nicht etwa allmählich 
durch die Überſtrahlung der Kugel verliert. Angeſichts des Gitterwerkes von ineinander 
geſteckten Ringen, das man gelegentlich in den übrigen Teilen des wunderbar leuchtenden 








176 I. 7. Saturn. 


Kranzes um den fernen Planeten bemerft hat, mag man mobl auf die Vermutung fommen, 
in bem Schleierringe häuften fi) die dbunfelm Trennungslinien jo ſehr, daß fie weit mehr 
Raum einnebmen als die hellen Linien der Ringe felbit, wodurch diefes ſchleierhaft durch— 
ſichtige Gebilbe entiteht. Barnard fagt, „daß der dbunfle Ring gleichſam auf Koſten des 
Bellen in diefen übergeht“. 

Wenngleich man, wie ermafnt, die Saturnkugel durch den Florring glaubte durd= 
ſcheinen fehen zu fonnen, fo mar doc diefe Wahrnehmung nicht ganz ſicher, und man fucbte 
deshalb {don lange nach einem deutlicheren Bemeis fiir die wirkliche Durchſichtigkeit des 
Florringes. Am bejten Batte man died bei einem etwaigen Voribergange des Satum 
bor einem Fixſtern entſcheiden fonnen. Aber für das Cintreffen eines ſolchen Creigniffes 
var wenig Ausficht. Nemcomb hatte ausgerechnet, daß der Ring durchſchnittlich nur alle 
1000 Jahre einmal bor einem Sterne 3. Größe voriibergeht, bor einem folchen 9. Größe 
allerding3, die entſprechend zahlreicher find, bereit3 alle anderthalb Sabre. Aber die Hellig= 
feit {older Sterne mare fon zu gering, um entſcheidende Beobachtungen zuzulaffen. 
‘Da traf e3 fil) ungemein giinitig, daß nad) einer Vorausberedbnung von Marth der 
Satummond Japetus am 1. November 1889 den Schatten der Ringe durchqueren 
mufte, und daß dieſes eigenartige Phänomen ganz fo, nie ed vorausgeſehen mar, bon 
Barnard mit dem 123ölligen Refraftor der Lid-Sternmarte berfolgt werden fonnte. Bar⸗ 
nard beftimmte nun mit möglichſter Genauigfeit die Verinderungen der Lichtſtärke des 
Sapetu3 während jener Beſchattung und leitete daraus eine Kurbe der Helligkeitsſchwan⸗ 
fungen ab. Aus derfelben ergab fi, vie naturgemafi die Gelligfeit ganz plötzlich bia zu 
ibrem Maximum ftieg, al8 der Mond aus dem Schatten der Kugel, der ibn unſichtbar ge- 
macht Batte, hervortrat. Nun fand aber, noch bebor der etwaige Schatten des Schleierringes 
über ben Sapetus hinſtrich, während alfo die Sonnenftrablen zwiſchen bem Planeten und 
[einem Ringſyſtem hindurchſchlüpften, eine langſame Abnahme der Helligfeit Îtatt. Das 
beweiſt, daß aud) Bier ber Raum nicht ganz durchſichtig ift, alfo vermutlich von einigen 
jener kleinſten Körper durchzogen mird, die das Ringfyitem aufbauen. Sobalb aber der 
Mond in ben Sdhatten des Florringes trat, begann er ſchneller dbunfler zu werden, Dlieb 
jedoch immer noch ſehr gut ſichtbar, bia er von dem hellen Ringe B beſchattet wurde. Kurz 
vorber {on Batte die Helligfeit rapid abgenommen, und nun verſchwand der Gatellit 
wieder gangli) wie im Schatten der Rugel felbîit. Diefe wichtigen Wahrnehmungen, die 
pater von Hugo Buchholz einer ftrengen mathematiſchen Prüfung unterzogen worden 
find, beftatigen durchaus unfere Anfit bon der Bufammenfebung der Gaturnringe. 

Aud die Caſſiniſche Trennung ift, obgleid) fie ganz ſchwarz gu fein ſcheint, nicht frei 
von Materie, bezw. bon kleinen Gatelliten. So ſah der Verfaffer am 29. November 1883 
am großen Wiener Refraftor mit einem anderen Aftronomen auf der öſtlichen Seite de 
Ringes in ber Trennung deutlich zwei Stellen, in dbenen diefe Trennung dunfler, aljo noch 
durchſichtiger mar als in ihrem fonjftigen Verlaufe. 

Die Dimenjfionen der drei Ringe find nad Barnard Meſſungen die folgenden. 
Von einem Ende zum anderen mifit das ganze Ringſyſtem 277,800km; man könnte alfo in der 
grofien Achſe der ſcheinbaren Ringellipfe etwa 21/,Crbfugeln aneinanderreihen. Der RingA, 
aljo die Strede, die auf unferer Abbildung, S.174, oben, auf jeder Seite mit A bezeichnet ift, 
it bis zur Mitte der Caſſiniſchen Trennung, die immerbin eine Kluft von ca. 3600 km bildet, 
17,800 km, alfo etwa anderthalb Erddurchmeſſer breit. Die Strede B hält etwa 30,900 km 


Dimenfionen der Ringe. 177 


der ganze Ring B, bon c linf biz c rechts gemeffen, 238,900 km, die Breite des Schleier= 
ringes, alſo C, auf jeder Seite 17,500 km, fein Durchmeſſer von den inneren Randern ge- 
meſſen 142,000 km, und bon feiner inneriten fante bis gur Oberfläche der Saturnfugel 
jind es noch etwa 9500 km, alfo meniger als ein Erddurchmeſſer. Im ganzen hält das 
Ringibitem auf jeber Seite 67,900 km, d. h. mebr al3 fünf Erdkugeln fonnten auf jeder 
Ringanfe nebeneinander gereibt werden. 

Angeficht3 diefer gemaltigen Dimenfionen iît die ungemeingeringe Dide 
der Ringe um jo auffailliger und wunderbarer. Direft meßbar iſt fie überhaupt nicht mebr. 
Wir wiſſen bereits, bag der Ring ganz verſchwindet, wenn mir gerade auf feine Schärfe 
feben. Beſſel batte daraus geſchloſſen, daß er fimer nicht iiber 220—230 km did fein fonne. 
Es {cheint indes, daf felbît dieſe Annahme noch weſentlich zu hoch gegriffen ift. Aus einer 
Beobachtung des Schattens, den der Ring mahrend feiner Unfibtbarfeit im Oktober 1891 
auf die Kugel warf, folgerte Holden (mit Rückſicht darauf, daß ber Schatten breiter fein 
mufite als ber Ring, da die Sonne um diefe Beit ihre Strablen nicht fo ſenkrecht auf die 
Ringſchärfe fandte, mie unfere Geſichtslinie 
geritet mar), daß der Ring höchſtens 
80 km Did fein finne. Wollten mir alſo 
einem Modell des Ringes die Feſtigkeit bon 
Rartonpapier geben, fo miiften mir, um | 
die Größenverhältniſſe richtig darzuſtellen, E | 
die Ringſcheibe über 1 m groß machen. — — a "n n 

Aber der Ring iſt jedenfalls nicht überall Mme AI uh eremiti nbessbe n” 
gleich dünn; er bat, tvie die befonderen, ſich 
auf ben Ring projizierenden Umriſſe des Schattens der Kugel bemeifen, ein gewiſſes 
Relief, baz nicht ganz unveränderlich zu fein ſcheint. Immer aber fpigen ſich die einzelnen 
Ringe, ſoweit man dies überhaupt aus dben Schattenumriſſen erfeben fonnte, nad der Kugel 
gu, während fie nad) außen Bin ſich aufwölben und abrunden. Der Durchſchnitt jedes 
Ringes ſcheint alfo auf beiben Seiten etwa die Form eines Birnendurchſchnittes zu haben, 
mie es fibertrieben die obenitebende Zeichnung angibt. Die eigentümliche Form des Saturn: 
ſchattens zeigt auch die auf Seite 178 ſtehende Zeichnung, die Guthnid am 20. Oktober 
1904 entmorfen hat. Diefe Soattenform kehrt nad Wonaszef in etma fünfjähriger 
Periodbe mieder. Wir fonnen fie auch fo erflaren, daß die einzelmen Bahnen der Partifel 
eine periodiſch wechſelnde Neigung haben, durd die dann der Ring geitiveilig und nur 
nach oben oder unten aufgewölbt wird. Sein Durchſchnitt batte dann nicht die oben an: 
gegebene Birnenform, fondern ſähe aus mie ein aufgewölbtes Blatt Papier. Irgend— 
welche Detail3, Unebenbeiten oder ungleiche, ſich nicht konzentriſch über ben Ring verbrei— 
tende Helligfeiten hat man nur in fer wenigen Fallen, und dann noch meift unſicher be— 
obachtet, fo daf man iiber die Umdrehungsgeſchwindigkeit des Ringſyſtems Ddirefte un— 
zweifelhafte Wahrnehmungen nicht befibt. Denning glaubt jedoch kürzlich einen Bellen 
Bled auf bem inneren Ringe B genitgend verfolgt zu haben, um aus ibm auf eine Um— 
drehungszeit bon 14 Stunden 24 Minuten ſchließen zu können. Er befindet fi) dabei in 
relativ guter Ùbereinfiimmung mit einer dlteren Veobadtung Secchi, die 14 Stunden 
23 Minuten ergab. Theoretiſch muf die Umlaufszeit in den verſchiedenen Teilen des Ring- 
ſyſtems ungleich fein, fo daf der innerfte Rand des Schleierringes bereità in 5,2 Stunden 

Meyer, Dad Meltgebdubde. 2. Auf 12 











178 I. 7. Gaturn. 


einen Umlauf bollendet hat, während der äußerſte Rand bon A 13,8 Stunden dazu braudt. 
Die oben angeführten Beobadtungen würden alfo mit der Theorie unbereinbar fein. Die 
einzelmen Ringe bewegen ſich bemnad mit fehr verſchiedenen Geſchwindigkeiten, die aber 
alle fer grof find; der innerite Ringrand eilt fogar den ibm am nächſten liegenden Ober— 
flächenteilen des Saturnäquators beträchtlich voraus. 

Eine intereſſante Beſtätigung dieſer theoretiſch als notwendig gefundenen Umlaufs— 
verhältniſſe hat das Spektroſkop zu geben vermocht. Als nämlich Keeler auf dem Alleghany— 
Obſervatorium den Spalt ſeines Spektroſkopes derart auf den Saturn richtete, daß der 
Spalt die Längsachſe des Ringſyſtemes bildete, entſtand ein Spektrum wie das, welches 
wir auf unſerer Spektraltafel, bei S. 331 wiedergegeben haben. Letzteres iſt ſpäter von 
Campbell auf der Lick-Sternwarte mit beſſeren Mitteln in ſonſt gleicher Weiſe hergeſtellt 





Saturnſchatten auf bem Syſtem der Saturnringe. Nach einer Zeichnung von Gutbnid vom 20. Dttober 1904. 
Vgl. Text, S. 177. 


morden. Es mufite fo ein Speltrum der Saturniugel zugleich mit den beiden Ringanfen 
dicht neben ibm herlaufend entftehen. Bum Vergleid erzeugte man noch ober⸗ und unter- 
halb ein Speftrum des Mondlichtes. Die dieſes Syſtem bon Speltren horizontal durch— 
ziehenden Gtreifen entfpreden den Zwiſchenräumen zwiſchen Kugel und Ring und zwiſchen 
Saturn⸗ und Mondſpektrum. Quer verlaufend dagegen gzeigen fi) die Fraunhoferſchen 
Abforptionslinien. Sie miiften eigentlich ununterbrocden das Farbenband durchziehen. 
Da dies aber nicht der Fall ift, fondern gegenitber den Linien des Mondfpeltrum3 die des 
Saturn {rag verlaufen und fi) deutlich verſchoben zeigen, fo miiffen mir ſchließen (S. 60 
u. 61), ba hier Verſchiebungen durch Bemegungen der Libtquelle entitehen. 

n der Zeichnung auf Seite 179 ift ſchematiſch die Art diefer Verſchiebung fiir unferen 
Fall dbargejtellt. Die ben Saturn durchſchneidenden Parallellinien geben die Lage des Spal= 
tes an; Sugel und Ring betvegen ſich in der Pfeilritung von Oſten nad Weſten. Unten 
ijt die Lage einer Abforptionslinie angegeben, mie fie der Rechnung gemäß ftattfindben muf, 
wenn ſich die einzelmen Teile Des Ringes felbitindig nad) den im zweiten Hauptteile diefes 
Werkes näher zu bejprechenden Gefeben bemegen. Die Geſchwindigkeit der Ringteile muß 
danach, vie oben angegeben, bon aufien nad innen zunehmen. Auf der Ditfeite, mo die 


Speltrum bes Saturn und feiner Ringe. 179 


Bewegung zu uns her gerichtet ift, muß alfo eine Gpeftrallinie der Detreffenden Anſe 
überhaupt nad dbem Violett verſchoben fein, aber gegen die Kugel bin noch mehr al nad 
aufen, die Linie muß alfo ſchräg berlaufen. Cine bon der Kugel erzeugte Linie muß eben- 
falls {rag liegen, aber in einer anderen Richtung, weil die Geſchwindigkeit ihrer Teile 
gegen die Gefichtslinie nad) der Mitte der ſcheinbaren PlanetenfMeibe zu, too fie offen= 
bar gleich Null wird, beftindig abnimmt und dann in die umgefebrte Ribtung iibergebt. 
Cine bon der weſtlichen Anſe erzeugte Linie muf im ganzen nach dem roten Ende verſchoben 
jein, aber weniger nad) aufen Din al nad) innen. 

Die ſpektroſkopiſche Aufnabme, die bisher nur auf photographiſchem Wege möglich 
war, bejtatigt diefe theoretiſche Forderung glanzend, tvie der Augenſchein unmittelbar 
Iebrt. Genauere NMeffungen an 50 Linien er 
gaben für die VBemegung eines Punktes der 
Saturnkugel felbît am Rand ifrer {Meinbaren 
Scheibe 10,3 km in der Sefunde, was mit den 
direften Beobachtungen völlig iibereinitimmt, 
und fiir einen Punkt in der Mitte des Dellen 
Ringibitem3 18 km. Die Theorie ergibt dafiir 
18,8 km; die Differenz liegt innerhalb der Un— ii 
ſicherheit der Beſtimmung. Wir haben Bier gleide = | i | a 
seitig eine der bemerfen3merteften Veftitigune = i | 
gen des Dopplerſchen Prinzips für die Meffungen o i i | i 
von Geſchwindigkeiten in der Geſichtslinie vor uns. 

Die Kugel des Saturn ift, wie die ded Gus 
piter, bon hellen und dunfeln Strei— 
{en umgeben, wodurch ihre allgemeine Gelligleit 
merklich geringer wird al3 die des Ringes, wenig— 
ſtens in deſſen mittleren, hellſten Partien. Photo⸗ Theoretiſch ermittelte Lage der Abſorptions⸗ 
metriſche Unterſuchungen über dieſe relativen Hel- linlen im crei e eine. feiner 
ligkeiten haben zu wichtigen Schlüſſen über die 
phyſiſche Beſchaffenheit der Ringe geführt. Wir müſſen jedoch an dieſer Stelle darauf 
verzichten, näher auf dieſe Frage von der geheimnisvollen Zuſammenſetzung dieſer Gebilde 
einzugehen, ehe wir nicht das Weſen der Schwerkraft kennen gelernt haben. Wir haben 
uns hier auf den Hinweis zu beſchränken, daß die Theorie mit Sicherheit nachzuweiſen 
vermochte, daß, wie weiter oben ſchon mehrfach angedeutet, die Ringe aus einer Un— 
zahl ganz Îleiner Satelliten zuſammengeſetzt find, welche in dieſer Kopie 
des Sonnenſyſtemes etwa die Rolle des Gürtels der kleinen Planeten ſpielen, aber ſo dicht 
geſät ſind, wie etwa die einzelnen materiellen Teilchen in einer Staubwolke, die wohl unter 
ſich eine gewiſſe Selbſtändigkeit bewahrt haben, im großen und ganzen jedoch dem allge⸗ 
meinen Zuge der die Wolke treibenden Macht folgen müſſen. 

Die Albedo des Saturn iſt, in Teilen von jener des Mars ausgedrückt, 3,28, alſo 
noch etwas größer als bei Jupiter und nahezu ſo groß wie bei dem relativ hellſten Planeten, 
Venus (3,44). Wir könnten ſchon hieraus nach den bisher gemachten Erfahrungen auf 
eine dichte Wolkenumhüllung des Saturn ſchließen, und in der Tat wird dies durch direkten 
Anblick ſowohl wie durch das Spektroſkop beſtätigt. Huggins, Vogel, Secchi, Janſſen ſtimmen 

12* 








J. 


180 I. 7. Saturn. 


6 


darin itberein, daß Das Speftrum der Satumfugel eine ſehr große Ahnlichkeit mit dem 
Des Jupiter hat, und daß im befonderen aud) das beim Supiter ermabnte rote Band dei 
618 uu Bier wieder erſcheint. Sehr intereffant, aber angeſichts der eben erwähnten Überzeu— 
gung bon der Konſtitution der Ringe vorauszuſehen, iſt die auch mit Hilfe des großen Lid= 
Refraktors bon Keeler und dann 1898 bei einer beſonders günſtigen Gelegenheit mit bem 
grogen Yerkes-Refraktor beftatigte Tatfache, dbaf dieſes Band im Speftrum des Ringes 
nicht auftritt. Diefen umgibt aljo feine Dunithiille. 

Die um die Saturnfugel herumlaufenden Streifen geben ibr ganz das Ausfeben des 
SYupiter, wenn man diejen mit geringeren Vergrigerungen betrachtet, Mie e3 etwa der 
beinabe doppelt fo grofen Entfernung des Saturn entſpricht. Es ift deshalb ſehr wahr—⸗ 
ſcheinlich, daß man auf Saturn ebenfo viele Einzelheiten ſehen würde mie auf ſeinem fonnen= 
naberen grofien Gefabrien, wenn er ſich in gleicher Entfernung befände. In Wirklichkeit 
aber find deutlich zu unterſcheidende Flede auf der Kugel felten, menn aud nidt fo 
jelten mie auf ben Ringen. Aus früheren VBeobadtungen folber Flede hatte man die 
Rotation3z;eit der Kugel gu 10 Stunden 1414 Minuten abgeleitet, was wieder der 
Rotation3zeit des Jupiter ſehr ähnlich iſt. Im Juni 1903 erſchien auf bem YPlaneten ein 
ungewöhnlich deutlicher heller Filed bei etma 36 Grad Norbdbreite, der zuerit bon Barnard 
gefehen wurde. Sn feiner Nähe murden dann bald nod) einige kleinere Flede erfennbar, 
deren Bewegung von Barnard, Denning und anderen bis in dben Dezember jenes Jahres 
verfolgt werden fonnte. Aus diefen Beobachtungen ergab fid die überraſchende Tatſache, 
daß die Rotation des Saturn in diefen Breiten weſentlich langfamer ift, als man bisher 
fand, und ſicher innerhalb ber Minute bei 10 Stunden 38 Minuten liegt. Aus der Disfuffion 
aller bezüglichen Wahrnehmungen geht hervor, daß auf Saturn ganz ebenfo vie auf dem 
ja auch ſonſt ibm fo ſehr vermandten Jupiter eine äquatoriale Strömung erijtiert, die der 
Rotation borauseilt; auf Gupiter betrigt fie wahrſcheinlich etwa 400 km in der Stunde, 
bei Saturn ſcheint fie bis zu 1400 km gu erreidjen. Die Geſchwindigkeit eines Punktes 
am Satumdaquator iſt folglich nicht biel geringer al8 bei Supiter und beträgt etwa 10,1 km 
in der Sefunde. Dieſe enorme Geſchwindigkeit erflart die ftreifenfirmige Ordnung der 
Wolfengebilbe auf Saturn in gleicher Weife vie auf Gupiter. 

Aud eine Cinteilung in eine Pheife, gemaffigte und polare Zonen auf Saturn 
ift burd den bloßen Anblid ähnlich wie bei SQupiter zu bemerfen. Am hellſten ift der 
Gquatoriale Gürtel, deſſen Breite etwa zwiſchen 12 und 18° ſchwankt. Die beiben Giirtel 
der gemdafiigten Bone ſcheinen ſich von Bier nördlich und ſüdlich bis in die vierziger Vreiten= 
grade auszudehnen; die ſüdliche entſprechende Bone reichte 1881 nad) Genfer Mejfungen 
bis gu 47°; die nördliche mar um diefe Beit durd den Ring verdeckt. Das folgende Sid: 
polargebiet erjchien damals etwas Beller al3 das anliegende, aber dunkler als der äqua— 
toriale Giirtel. Die Helligfeit der Polargebiete ſcheint Schwankungen unterworfen gu fein, 
die nad) Herſchels Vermutung mit ben Sahreszeiten im Bufammenbange ſtehen Das 
Jahr des Saturn umfaßt den gleiben Beitraum mie der ſcheinbare Geſtaltwechſel feines 
Ringſyſtemes, nämlich 29% unferer Sabre. Cbenfo mie innerhalb dieſes Sntervalle3 ab: 
medjelyd die eine und die andere Seite des Ringes bon der Sonne beſchienen wird, med: 
jeln auch nur alle 15 Jahre einmal Nacht und Tag in den Polargebieten des fonnenfernen 
Planeten. Wenn nun nach fünfzehnjähriger Polarnadt ein ſolches Gebiet guerit wieder von 
ber Gonne befchienen wird, ſcheint es etwas Beller zu fein als die feit einer gleich langen Beit 


Rotationszeit des Saturn, Zonen auf feiner Oberflide. 181 


beſtändig bon den Sonnenſtrahlen getroffene, gegeniiberliegende Polarregion. Wenigſtens 
glaubte dies Herſchel aus feinen zwiſchen 1793 und 1806 angeftellten Beobachtungen ſchließen 
qu Diirfen. Auf einer Zeichnung von Williams iſt die Siibpolarzone entſchieden dunfler 
bargeftellt al3 die nördliche. Zehn Jahre vorher fab fie der Verfaffer heller als die angren: 
zenden Gebiete, etwa fo, mie auf der Williamſchen Zeichnung die Norbpalorzone auftritt. 
Diefe mar es, die fi) damals langfam von der Nachtſeite her der Sonne zumendete, während 
Dies vorher die ſüdliche Rappe tat. Die Helligfeitàverteilung ſteht alfo in beiben Fallen 
im Cinflange mit der Herſchelſchen Vermutung. Wir haben un3 Pier natürlich nicht etwa 
Verhältniſſe vorzuftellen, mie wir fie auf dem nahen Mars genauer kennen gelernt haben, 
denn mir ſehen von ben Oberflächen Saturns und Gupiters felbit gar nichts; bon Schnee— 
und Cisbededung, die mit den Jahreszeiten wechſelt, fann alfo feine Rede fein. Unfere 
Wabmebmungen bezieben fi Lebiglidh auf die äußere Wolkenumhül— 
Iu ng des Planeten, und vir können nur vermuten, daß auch dort, vie bei uns, die Sonnen— 
bejtrablung einen Einfluß auf die Fülle ber Wolfenentmidelung habe. 

Cinen eigentümlichen Reiz hat immer die Aufgabe ausgeübt, fi) in den An blick hinein— 
zubenfen, den für etwaige Bewohner der Satumfugel der Ring gewährt. Sn den meiften 
populären aſtronomiſchen Werfen findet man die wunderlichſten idealen Anſichten davon, tveil 
man ſich mit oberflächlichen Veurteilungen itber die Lageverhältniſſe begniigte. Unferen beiden 
Bildern (©. 182) fiegen jedod die genauen daneben geftellten perſpektiviſchen Ronftruf: 
tionen (6.183) gugrunde. Die geſtrichelten Linien beftimmen die begrenzenden Sebftrablen 
des Bildes und den Abſchnitt des Ringes, der fiir den betreffenden Standpunkt noch fibtbar 
iît. Die erſte landſchaftliche Darjtellung gibt den Anblid von einem Punft unter 70° Vreite 
mieder; auf der perſpektiviſchen Zeichnung auf S. 183 iſt diefer Standpunkt mit S bezeichnet. 
Der Ring zieht ſich in der erſten Landſchaft al Tanggeftredter Bogen, nicht unähnlich un: 
ferem Dammerungsbogen nad Untergang der Sonne, am Horizonte fin, durchaus nicht 
als beſonders auffallige Erſcheinung für ein irdiſches Auge; höchſtens könnte die al Enckeſche 
Trennung bekannte dunkle Linie ſeltſam erſcheinen. Aber dieſer Dämmerungsbogen ändert 
ſeine Lage zum Horizonte nicht, ſondern der Ring behält für jene Breite ſtets dieſelbe Lage 
bei, und nur ſeine Beleuchtung wechſelt mit den Tages- und Jahreszeiten. Der rund be— 
grenzte, auf den Ring fallende Schatten rührt von der Kugel her. Gehen wir nun von unſerem 
Standpunkte weiter nach dem Pole zu, ſo verſchwindet der Ring unter dem Horizont; in 
der näheren Umgebung des Poles iſt er überhaupt niemals zu ſehen. Nähern wir uns 
dagegen dem Aquator, ſo ſteigt der Ring weiter empor, und unter einer ſaturnozentriſchen 
Breite, die für uns etwa der von Berlin entſpricht, zeigt er die Geſtalt wie in unſerer zweiten 
landſchaftlichen Darſtellung. Je weiter wir uns aber dem Aquator nähern, deſto mehr 
verkürzt ſich die Breite des immer ſteiler vom Horizont ſich erhebenden Ringes, bis er am 
Aquator ſelbſt nur als ganz ſchmale, kaum bemerkbare Linie ſenkrecht aufſteigt, beinahe ſo, 
als habe die Natur zur Erleichterung der aſtronomiſchen Arbeit die Himmelskugel in dieſe 
ſichtbar getrennten Hemiſphären zerlegt, und zwar durch eine Linie, die für den Saturn— 
aſtronomen ebenſo die Fundamentalebene bezeichnet, auf die alle Meſſungen und Be— 
wegungen bezogen werden müſſen, wie es mit unſerem Aquator der Fall iſt. x 

Aber noch eine andere ſeltſame Erſcheinung würde unſer Auge am Himmel des merk— 
würdigſten aller Planeten entzücken, das Spiel der zehn Monde, die jenſeit der Ringe 
ihn in den verſchiedenſten Größen, Entfernungen, Geſchwindigkeiten und Phaſen um— 


a 


7. Saturn. 


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182 


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Anblid des Ringe3 vom Saturn. Seine Monde. 183 


Iretjen, jo daf der Himmel des Saturn bei meitem der reichſte und intereffantejte bon allen 

ijt, in Die fil) unfer Geift, von der Hand der Wiſſenſchaft geleitet, zu berjeben bermag. 

Der erfte diefer Monde, Mim as genannt, gehort nebſt feinem nächſten Nachbar in 

eine Categorie mit jenen planetennaben Satelliten, denen wir aud) bei Mars und Gupiter 
È , begegneten. Nur ettva 50,000 km, oder das Vierfache des Erddurchmeſſers, trennen Mimas 
i vom: dugeren Rande Des Ringes. Lom Mittelpunkte ſeines Planeten ift er 3,1 Saturn 
balbmefjer entfernt. Das winzige Lichtpünktchen ift deshalb nur mit den fraftigeren Seh— 
wertzeugen deutlich zu erblicfen. In Wien fab ibn der Verfaffer mit bem Ddortigen 26- 
Zoller faum leichter als in der reinen Luft Genfs mit dem Mefraftor von 10 Boll Offnung. 





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Perfpeftivifbe Ronftruttion bes AUnblidt8 ber Gaturnringe filr zwei verſchiebene Punfte ber Saturns 
oberfläche. Vol. Tert, S. 181. 


Für Die Beurteilung ber Grenzen ber Gichtbarfeit himmliſcher Objefte ift es interefjant, 
bag es dem Verfafjer im Sommer 1906-unter dem flaren Simmel Capris mit einem vor— 
züglichen Viergoller bon Zeiß in Jena wiederholt gelungen ift, Mimas unzweifelhaft zu 
ſehen. (&r imurdbe mit den übrigen gleichzeitig ſichtbaren Satelliten eingezeichnet und dann 
nachträglich durch die Berechnung ſeines Ortes aus den „Ephemeriden“ identifiziert. Dies 
war freilich nur durch jahrelange Übung in der Auffaſſung feinſter Lichtpünktchen mög— 
lich die nur bei längerem Warten in einem Augenblicke beſonders günſtigen Luftzuſtandes 
aufbligen. Sir führten dieſe Wahrnehmungen Bier an, weil unter dieſen Umſtänden bon 
optiſchen Tüuſchungen keine Rede ſein fann, und ſie alſo beweiſen, vie in der Tat kleine 
Inſtrumente mit ben größten gelegentlich konkurrieren können, wenn ſie bon vorzüglichſter 
Qualität find und beſonders günſtige Umſtände für die Sichtbarkeit zuſammenkommen. 
Es ift deshalb bon vornherein nicht recht, mie es in neuerer Zeit fo vielfach im bezug auf 
die Oberflächendetails des Mars geſchehen ijt, inter die Beobachtungen mit fo fleinen 
&nftrumenten ein Sragezeichen zu machen, weil man folche mit größeren Inſtrumenten 





dana 


MAGIA AO dun 


184 I. 7. Saturn. 


nicht fab. Photometriſche Meffungen bon Pidering geben bem Monde bei ciner Hellig: 
feit bon 12,8 Größe einen Durchmeſſer bon 470 km, fo daf er immerbin von den Dimen: 
fionen der größeren Afteroiden ift; nur feine Entfernung von uns läßt ibn fo winzig erſcheinen. 
Sn weniger al einem CErbentage (22 Stunden 37 Minuten) bat er bereit3 dben Umkreis 
feiner Bahn durchlaufen, mele an Ausdehnung der unferes Erdmondes faſt gleichkommt. 

Der giveite Pond, Enceladus, der, 12,3. Grofe, faum größer ift al Mimas, aber 
wegen feiner groferen Entfernung von dem leuchtenden Ringe viel leichter zu ſehen iît, 
betvegt fi) in 1 Tag 8 Stunden 53 Minuten um Saturn in einer Bahn, die ibn um 3,9 
Satumbalbmeffer vom WMittelpunfte Des Planeten entfernen fann. Sein Durchmeſſer 
mag eta 590 km betragen. Tethys, der dritte Mond, ift ſchon beträchtlich größer 
al3 feine näheren Gefährten; nad) Pidering etwa nod) einmal fo grof wie jene: 11,3. Größe, 
mit einem Durchmeſſer von 916 km. Tethys wurde mit dem Zeißſchen Vierzoller in Capri 
nur 3/, Anfentingen von der Ringſpitze entfernt fofort bon einer Dame gefeben und der 
Ort richtig angegeben, ohne daß diefer DoOrher angedeutet worden war. Der größte Nb: 
ſtand des Gatelliten betragt 4,9 Saturnbalbmejfer, feine Umlaufszeit ift 1 Tag 21 Stunden 
18 Minuten. Der folgende, vierte Mond, Dione, ſcheint wieder etwas fleiner gu fein als 
Tethys, 11,5. Größe, mit 870 km Durchmeſſer, doch ift dies nicht ganz ſicher, da fie gleich 
den anderen Saturnmonden in ibren Lichtſtärken offenbar ſchwankt. Dione bewegt fi in 
einem Abſtande von 6,2 Saturnbalbmefjern in 2 Tagen 17 Gtunden 41 Minuten um den 
Planeten. Der fiinfte Mond, Rea, ift entſchieden grofer als die naberen; nad Pide 
ring tft er 10,8. Größe und Malt 1200 km im Durchmeſſer. Sein Abſtand betrigt 8,7 Saturn: 
halbmejfer, feine Umlaufszeit 4 Tage 12 Stunden 25 Minuten. 

Diefe fünf erften Monde, deren Grife untereinander nicht allzu verſchieden iſt, aber 
an die der vier alten Monde des Supiter nicht heranreicht, bildben eine befondere Gruppe, 
Die etwa mit der der fogenannten inneren Planeten bis einſchließlich Mars verglichen mer: 
ben fann. Dieſe Planeten unterſcheiden ſich in faft allen charakteriſtiſchen Zügen von den 
grofen äußeren Planeten. Anderſeits haben mir {don bei der Schilderung der Saturn— 
welt ibre ungemein grofe Ahnlichkeit mit ber des SGupiter in die Augen {pringen ſehen. 

Der ſechſte Mond, Titan, vertritt in diefer munderbaren Sopie des Sonnenſyſtems 
die Stelle des SGupiter. Er ijt bei meitem das größte Glied der Satummelt. Man fann 
ibn bei ftarfen Vergroferungen und giinftigem Luftzuftande noch gerade als Scheibe unter= 
ſcheiden. Nach Meffungen Barnard und Huſſeys am Lid-Refraftor, die teilmeije bei 
2400facher Vergroferung gemacht werden fonnten, hat der Satellit einen Durchmeſſer von 
0,633” und erreicht demnach 4000 km Durchmeſſer. Die photometriſche Grifenbeftimmung 
(9,4. Größe) gibt dbagegen einen fleineren Wert; es zeigte fi aber, als Titan am 11. März 
und am 12. April 1892 vor Saturn voriiberging, daß er bunfler war als der Yquatorial= 
giirtel bes YPlaneten, alfo entſchieden eine geringere Albedo Phat als Tebterer. Die photo: 
metriſche Methode febt eine gleiche Refleftionsfabigfeit vorau3, wodurch die ermabnte 
Differenz einigermafen erklärt ſcheint. Die Zeichnung auf Seite 185 veranſchaulicht das 
Phanomen des Vorilberganges. Der Schatten des Mondes geht dbabei dem Monde boran. 
Erſterer ift entſchieden grofer als der ibn erzeugende Körper, eine gleichfalls haufig in auf: 
falliger Weije bei ben Gupiterfatelliten gemadte Wahrnehmung, die nod der näheren Auf: 
klärung harrt. Deshalb find aud) die Schatten von Mimas und Enceladus viel deutlicher 
auf bem Planeten zu erfennen, al man es bei der Kleinheit diefer Körper erwarten {ollte. 


Die Monde ded Saturn. 185 


Wie die Gruppe der inneren und Guferen Planeten durd eine meite Lücke voneinander 
getrennt find, die im Sonnenſyſteme durd den Afteroidbengiirtel ausgefüllt ift, fo finden 
mir auch einen fer grofen Abſtand zwiſchen Rhea und Titan: Rhea fteht, mie oben 
angegeben, 8,6, Titan 20,22 Satumbalbmeffer oder 2,487,000 km vom Mittelpuntfte 
feines Syſtems ab und bemegt fich in 15 Tagen 22 Stunden 41 Minuten um das Bentrum. 

Wenn ſchon die Lücke zwiſchen Rhea und Titan auffallig war und den Gedanken auf 
fommen lief, e3 könne fil) angeſichts der grofien Ahnlichkeit des Saturn- mit bem Sonnen: 
ſyſtem auch Bier vielleicht ein Gürtel kleiner Satelliten befinden, fo blieb doch vor der Ent- 
bedung des fiebenten Mondes, Hyperion, die faft zu gleider Zeit von Bond in Cambridge 
(Nordamerika) und bon Lajfell auf Malta am 16. und 18. September 1848 geſchah, noch 
eine weit groòfere Kluft zwiſchen Titan und bem bis dahin fegten Monde des Syſtems, 
Japetus, die ſich bon 22,2 bis zu 59 Saturnbalbmejfern erftredt. Gier fand man nun den 
fiebenten Mond, OY perion, mit cinem Durchmeſſer bon ca. 300 km als bei weiten 
kleinſten unter den bis dahin befannten Gliedbern des Syſtems, bon 13,7. Größe, auf. Da 
er ben Planeten in einer mittferen Entfernung bon 24,5 Saturnhalbmeſſern umkreiſt, fo 
bleibt ein weiter Spielraum, in bem man 
Das winzige Lichtpünktchen ſuchen muß, 
wenn man nicht durch Berechnungen ſeinen 
Ort voraus ermittelt hat. Aus dieſem 
Grunde haben wohl nur wenige Aſtrono— 
men dieſen überaus fernen und kleinen Mit 
bürger unſeres Sonnenreiches jemals zu 
Geſicht bekommen. Er vollendet ſeinen Um- SOT e Sgt dest SB var, 
lauf in 21 Tagen 6 Stunden 38 Minuten. 

In dieſer Lücke iſt inzwiſchen wieder ein kleinerer Mond entdeckt worden, auf den wir 
ſogleich zurückkommen. 

Der achte unter den bis vor kurzem bekannten Monden, Japetus, iſt nad Pickering 
etwa von der Größe der Tethys oder der Dione, 780 km im Durchmeſſer und 11,7. Größe. 
Seine Helligfeit ift aber in der auffalligiten Weiſe periodiſchen Schwankungen untermorfen, 
aus denen wir auf die Gleichheit von Revolution und Umlauf3;eit ſchließen müſſen. Be— 
findet ſich Sapetus in feiner weſtlichen Clongation, fo ift er ſelbſt für Fernrohre bon mitt- 
lerer Kraft ein unſchwer gu erfennendes Objeft; im öſtlichen Teile feiner Hahn dagegen 
verſchwindet er faft ganz. Der Mond muß alfo hellere und dunflere Hlede haben, die fer 
ungleich über feine Oberfläche berteilt find. Beſonders auffallig ift hierbei, daß diefe Ver 
teilung auch nicht etwa derart fein fann, daf die bem Saturn beſtändig zugekehrte Seite ſich 
in ihrer lichtreflektierenden Kraft anders verhält als die abgewandte, wie es beim letzten Monde 
des Jupiter feſtgeſtellt werden konnte. Anderſeits iſt es vom kosmogoniſchen Standpunkte 
aus, wie wir ſpäter noch ſehen werden, gar nicht anders denkbar, als daß ein Körper, der zwei 
topographiſch ſehr verſchiedene Hemiſphären hat, dieſe Verſchiedenheit nur durch eine 
dauernde Einwirkung eines anderen Weltkörpers erlangt haben kann. Dieſe beſtändige 
Wirkung ging aber im vorliegenden Falle vom Saturn tatſächlich aus, der den Mond in 
ſeinem Umlaufe feſthielt und ihn zwang, dem Hauptkörper beſtändig dieſelbe Seite zuzu— 
kehren. Wäre aber 3.8. die dem Saturn gegenwärtig ſtets zugekehrte Seite heller als die 
andere, oder auch umgekehrt, dunkler, ſo müßte offenbar Japetus während ſeiner beiden 





186 
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I. 7. Saturn. 


Elongationen gleich hell erſcheinen, dagegen, wenn er jenſeits des Planeten 
ſteht, heller oder dunkler als in den Elongationen werden. Dies findet nicht 
ſtatt, ſondern die Hemiſphären mit ungleicher Albedo ſind ſo geordnet, daß 
Japetus, vom Saturn geſehen, ungefähr ſtets die gleiche Helligkeit zeigt. Wir 
kommen alſo zu dem Schluſſe, daß irgend eine Störung die lange dem Sa— 
turn zugewandte Seite des Satelliten mindeſtens um eine Viertelumdrehung 
gegen jene urſprüngliche Lage verſchoben hat, wo ſie dann ſtehen blieb. 

Gehören auch Schlußfolgerungen mie dieſe eigentlich nicht in den vor⸗ 
liegenden beſchreibenden Teil der Himmelskunde, ſo möge doch damit gleich 
vorweg ein Beiſpiel dafür gegeben ſein, welche intereſſanten Folgerungen 
ſich zuweilen aus Beobachtungen ziehen laſſen, die während ihres Sam— 
melns im gegenwärtigen Teile unſeres Werkes noch recht unbedeutend und 
wertlos erſcheinen mögen. 

Japetus hat eine Umlaufszeit von 79 Tagen 7 Stunden 56 Minuten, 
ſie iſt aſſo beinahe ſo lang mie die des ſonnennächſten Planeten Merkur 
(88 Tage). Tag und Nacht wechſeln demnach auf dieſem Mond in Zwiſchen⸗ 
räumen von beinahe 40 unſerer Tage ab. 

Zu dieſen acht Monden, von denen Hyperion als letzter bereits 1848 
entdeckt wurde, ſind nun in neuerer Zeit noch zwei weitere, äußerſt kleine, 
hinzugekommen und zwar durch die ſchon bei Gelegenheit des 6. und 
7. Jupitermondes geſchilderte photographiſche Methode bei einer Belich— 
tungszeit von etwa einer Stunde. Bereits 1898 hatte Pickering mit dem 
Bruce-Refraktor ber Harvard⸗Sternwarte ein ſehr kleines Sternchen in 
ſehr großer Entfernung vom Saturn auf den Platten entdeckt, das die 
Bewegung des Planeten mitmachte. Er hatte hiervon auch der aſtrono— 
miſchen Welt Mitteilung gemacht; da aber von keiner anderen Seite dieſe 
Wahrnehmung beſtätigt wurde, fand ſie zunächſt nur wenig Beachtung. 
Die betreffenden Unterſuchungen mußten dann einige Jahre lang unter— 
brochen werden, da Saturn ſich damals vor der Milchſtraße hinbewegte, 
unter deren Sternfülle das geſuchte Sternchen nicht hätte herausgefunden 
werden können. Bis zum Jahre 1904 war aber auf ſo viel Platten dieſes 
Sternchen unzweifelhaft verzeichnet, daß an ſeiner Zugehörigkeit wenig= 
ſtens zu unſerem Sonnenſyſtem nicht mehr gezweifelt werden konnte. 
Freilich entſtanden nun dieſelben Zweifel wie bei den neuen Jupiterſatel— 
liten, ob er nicht doch ſich als ein kleinerer Planet entpuppen würde, wenn 
man feine Bahn genügend lange verfolgt hätte. Aber aus 57 Ortern des 
minzigen Körpers, bon denen einer fogar auf direfter Beobachtung berubt, 
die Barnard am 8. Auguft 1904 mit dem 40-Béoller gliidte, fonnte Roß 
vom neuen Carnegie-Snjtitute die Bahn des Poe b e getauften neunten 
Saturnmondes ableiten, die in zweierlei Hinſicht ungewöhnliches Sntereffe 
bietet. Zunächſt wird durch ibn das bereità {o ausgedehnte Saturnſyſtem 
um etwa Das Vierfache gegen unfere bisherige Kenntnis ermeitert, denn 


Die mittfere Entfernung der Phoebe vom Mittelpuntte ihres Syſtems betrigt nicht weniger 
als 214 Satumbalbmejfer, oder mer ala 13 Millionen km, oder den vierten Teil der 


Tie Monde des Saturn. 187 


Cntfernung des Merfur von der Sonne. Diefe Entbedung eine fernen Saturnmondes, 
ebenjo mie die der beiden neuen Jupitermonde bat uns beleBrt, daß mir die Ausdehnung 
ber ſekundären Syſteme innerhalb biel meiterer Grenzen zu bermuten haben, als mir es 
bisher annahmen, fo baf es nicht überraſchen würde, wenn nun aud) bei den anderen 
Planeten oder felbft bei unferer Erde nod) ſolche Meine Vtonde entbedt würden. 

Noch intereffanter aber als diefe grofe Entfernung der Phoebe iſt ihre Rückläufig-— 
feit. Ale Planeten und alle bisher betracbteten Monde bewegen ſich in ein und derfelben 
Richtung, von Weſt nad) Dit um ihre Hauptkörper, alfo auch fimtlidhe neun anderen Monde 
Des Saturn. Nur diefer duferite läuft in umgekehrter Ribtung, bon Oſt na) Weſt. Vir 
merden bei unferen theoretiſchen Betrachtungen im zweiten Hauptabſchnitt erfabren, daß 
alle größeren Rbrper ein und desfelben Syſtems notmendig in ein und derjelben 
Richtung ben Mittelpunft des Syſtems umkreiſen milffen, wenn die ganze Organifation 
beftandfahig fein foll. Hier madt ein Meiner Kirper (er mag etwa 60 km meffen), der 
feinen merklichen Einfluß auf die Bewegungen feiner Geſchwiſter üben fann, eine inter: 





Nord 


Die Babnen der fieben inneren Satelliten Saturn8 mibrend der Oppofition 1905, im umkehrenden Teleftop gefeben. 
Nach bem Nautical Almanac. 


ejfante Ausnahme. Wir werden feben, wie diefe Ausnahme ſich nidbt in die lange Beit 
herrſchende bee der VWeltentftehung bon Rant=Laplace einfügen läßt. 

Nicht in diefer grofen Entfernung, fondern eber in der grofen Lide zwiſchen Titan 
und Sapetu3, die dburd den fleinen Hyperion nur mangelbaft ausgefiilit it, hatte man 
nod neue Satumjatelliten vermutet, und in ber Tat fand Pidering bei der Suche 
nad Cindriiden der Phoebe auf feinen Platten miederholt nod ein anderes nod) min: 
zigeres Lichtpünktchen, bon 17,5. Größe, gegen die Durchſchnittsgröße bon 16,5 bei Phoebe 
(die übrigens Lichtſchwankungen aufmeijt, melche die Gleichheit ihrer Umdrehungs⸗ und 
Umlaufsperiode wahrſcheinlich maden), und zwar zuerft auf einer Aufnahme vom 28. April 
1905, Da3 in einer nur wenig bon der des Hyperion verfchiedbenen Bahn Satum umkreiſt. 
Nach Pidering iſt die mittfere Entfernung Ddiefes zebnten Saturnmondes in ber Reiben: 
jolge ber Entbedungen, des fiebenten in der der Entfermungen, von feimem Bentrum 23,7 
Saturnhalbmeſſer (1,457,000 km) gegen 24,5 beim Ohperion. ‘Der neue Mond murde 
Themis genannt. Ihre Bahn ermeift ſich mie die der Phoebe als ſehr exzentriſch, das 
heißt ſtark von einer Kreisbahn abweichend, fo Daf der Gatellit fi) gelegentlich aud) weiter 
vom Saturn entfernen fann als Ohperion. Beide Bahnen durchkreuzen ſich fo, Daf Die 
HMeinen Körper ſich bis auf 21,000 km nabe fommen foinnen, das ift zwanzigmal meniger, 
als der Mond von uns abſteht. Hier find Verhältniſſe, wie wir fie auch) bei ben kleinen Planeten 
finden, deren Rolle in bem ſekundären Syſtem diefe kleinen Monde vertreten. Themis 


185 I. 7. Saturn. — 8. Uranus. 


bewegt fi) in 20,85 Tagen um Gatum (gegen 21,28 bei Hyperion). Nachdem man nun 
Diefen zweiten Körper Bier gefunden Bat, ijt zu bermuten, daß man nod mebrere andere 
von derſelben Kleinheit in diefer Lücke entbeden wird. 

Wir gaben eine Darjtellung Des Saturnſyſtems in richtigen Verbaltniffen, und zwar 
zunächſt die Entfernungen aller zebn Satelliten und dann die Bahnen der fieben inneren 
Satelliten, mie fie fid) 1905 fiir den irdiſchen Beſchauer auf bem Himmelsgrund projizierten, 
mit Yngaben über ihre Bewegungen innerhalb der beigefiigten Beiten von der öſtlichen 
Clongation gerednet. Wir erfennen daraus zunächſt ſehr deutlich die noch vorhandene 
Lücke zwiſchen Rhea und Titan und dann den ungeheuern Raum, der Japetus von Phoebe 
trennt. Hier werden ſicher noch andere Satelliten kreiſen. 

Seltſam mutet es uns heute an, wenn wir von den alten Aftronomen Indiens Saturn 
mit dem Zeichen eines Auges belegt ſehen, da das ihm beinahe die Geſtalt des ringum— 
kränzten Planeten gibt, die Galilei in ſeinen unvollkommenen Fernrohren ſah. Man Bat 
dieſen Umſtand zu den übrigen Argumenten für das einſtmalige Vorhandenſein eines 
hochentwickelten Volkes gefügt, das bis auf die letzten Spuren in vorhiſtoriſcher Zeit im 
Indiſchen Ozean verſunken ſei. Mehr Wahrſcheinlichkeit ſpricht jedoch für ein merkwürdiges 
Zuſammentreffen: man charakteriſierte den fernſten Planeten als das Auge der Unend— 
lichkeit, für die man auch noch ein anderes, ganz ähnlich ausſehendes Symbol erfunden 
batte, die ſich in den Schwanz beißende Schlange, welche die Weltkugel umgibt. 


— — —— — — — 


8. Uranus. 


Uranus iſt im Gegenſatz zu den ſeit Urzeiten als Sterne von eigentümlicher Art 
befannten übrigen grofen YPlaneten der erſte zufaAlligentbedte Planet. Seine 
Entdeckungsgeſchichte bat einige Ahnlichkeit mit der der erften kleinen Planeten. Herſchel, 
damals noch ein faft gänzlich unbefannter Liebhaber der Sternfunde, der fil) mit eigener 
Hand in feinen Mufeftunden ein feine3 Spiegelteleffop verfertigt hatte, traf am 13. März 
1781 zufällig auf einen verhältnismäßig bellen Stern, der, wenngleich ſehr langſam, feinen 
Ort unter den Fixſternen inderte. Cr und alle iibrigen Aftronomen fonnten damals natiir- 
lid) auf feinen anderen Gedanken fommen, al8 daß man einen neuen Kometen entdedt 
Babe, mie es bekanntlich aud bei Ceres der Fall mar. Wie dort Gauf, fo var es Bier 
Der grofe Laplace, der nad) einiger Verfolgung der Bewegungen des Neuling3 nad: 
mie, Daf er nicht in einer Kometenbahn laufe, die, von ber Unendlichkeit fommend, einen 
auf ifrer Spur einherziehenden Körper auf Nimmerwiederſehen in die Unendlichkeit ent: 
führt, jonbern daß man die Tatſachen dber Beobachtung nur durch die Annahme erklären 
könne, der neue Himmelskörper bewege ſich in nahezu kreisförmiger Bahn, habe alſo von 
jeher dem Sonnenſyſtem angehört. Dies beſtätigte ſich in der Tat, und man fand ſogar 
eine Anzahl älterer Beobachtungen des Planeten vor, die ſeinen wechſelnden Ort unter den 
Fixſternen bis in das Jahr 1690 zurück feſtzulegen erlaubten. 

Uranus iſt unter günſtigen Umſtänden ſchon dem bloßen Auge ſichtbar; einige Südſee— 
Inſulanerſtämme ſollen ihn als Wandelſtern längſt gekannt haben. Im Fernrohr erſcheint 
er als kleines Scheibchen von etwa 4” Durchmeſſer; dieſer aber kann ſich während des 
ſynodiſchen Umlaufes des Planeten, der 4 Tage länger iſt als ein Jahr, nur 


CEntbedung, Umlaufszeit, Größe u. ſ. w. des Uranus. 189 


um 0,7 Bogenfefunden verindern, je nagbem Uranus in Oppofition oder in Konjunktion 
mit ber Sonne ift. Aus Diefer geringen Größenänderung fann man ohne tveiteres auf 
den großen Abſtand {chliefen, der den YPlaneten von uns trennt. Tatſächlich murde durch 
jeine Entbedung die Grenze des Sonnenjbftem3, das bis zum Satum 9,5 Sonnenent: 
fernungen umfaßte, um mebr al3 das Doppelte ermeitert, denn Uranus befindet ſich 
ilber 19 Sonnenmeiten oder 2851 Millionen km bom Zentrum des Syſtems entfernt. 
Nus ben Meffungen von Barnard (4,13) folgt ber Aquatorialdurchmeſſer zu 57,600 
km, das iſt etma das Viereinhalbfache des Erddurchmeſſers. Dieje Angaben fonnen jedoch 
megen des fleinen ſcheinbaren Durchmeſſers und der grogen 
CEntfernung leicht um einige Tauſend Kilometer ungenau ſein; 


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ber zehnte Teil einer Vogenfefunde faft in ber Entfernung È & | 
des Uranus etwa 1500 km. Uranus ift alfo zwar bebdeutend 
fleiner al3 Saturn und Supiter, dbod immer noch beträchtlich A 


groger al3 die inneren Planeten. Barnard fand ben Polar: Sgeinbare Größe des ura: 
durchmeſſer merklich Meiner als den des Aquators, nämlich zu "4 in I —— 
54,600 km. Der Planet wäre alſo ſtark abgeplattet. ‘Dod 

fonnen Beobachtungsfehler das Refultat weſentlich ändern. See, der um diefelbe Beit mie 
Barnard den Uranu3 mit bem 26-Zöller in Wafhington mag, fand feine Spur einer 
Abplattung. Wir werden ſogleich erfabren, daß man den eigentlichen Polardurchmeſſer 
des Planeten wahrſcheinlich überhaupt nicht ſehen fann, fo daß eine wirklich vorbandene 
Abplattung für uns gar nicht in die Erſcheinung treten würde. 


P d D Cc 





28 40 42 54 SG Sa 60 62 04 6é 


Speftrum des Uranus, photographiert von Reeler auf der Lid=Sternmwarte. Vgl. Tert, S. 189. 


Aber nicht nur durch ſeine Stellung und Größe gehört Uranus unter die Gruppe deräußeren 
Planeten, ſondern er hat auch, ſoweit dies bei ſeiner Entfernung noch feſtzuſtellen iſt, alle 
anderen Eigenſchaften, die Jupiter und Saturn weſentlich von den erdverwandten inneren 
Planeten unterſcheiden. Zunächſt zeige Albedo und Spektrum wieder eine ſehr dichte 
At moſphäre an. Die relatibe Albedo des Uranus iſt faſt genau fo groß wie die des Jupiter 
und 2,73mal größer als die relative Marshelligkeit. Daß dieſe bedeutende Reflektionsfähigkeit 
auch hier wie bei Jupiter und Saturn durch dichte Wolkenſchleier hervorgebracht wird, zeigt 
das oben abgebildete Spektrum, das auf der Lick-Sternwarte von Keeler photographiert 
worden iſt. Obgleich Uranus wegen ſeiner großen Entfernung bereits ſo lichtſchwach iſt, 
daß die Fraunhoferſchen Linien des Sonnenſpektrums ganz oder doch faſt ganz verſchwinden, 
treten doch ſehr deutliche breite Banden auf, die ohne Zweifel durch die Abſorption der 
Planetenumhüllung entſtanden find. Am ſtärkſten zeigt ſich auch hier wieder das im Spektrum 
der irdiſchen Atmoſphäre nicht vorkommende Band bei 618 uu, das für die Atmoſphären bon 
Jupiter und Saturn charakteriſtiſch iſt, alſo bon einer ähnlichen chemiſchen Beſchaffenheit 


190 I. 8. Uranus. 


der Atmofpharen diefer Himmelskörper fpricht, zu denen in diefer Ginficht aud) noch der 
letzte der aäußeren Planeten, Neptun, tritt. Uber das Uranusjpeftrum zeigt auferdbem eine 
Anzahl bon kräftig hervortretenden Abforptionsitreifen, die bei den beiben größeren Glie- 
dern dieſer Planetengruppe feblen. Die Uranusatmoſphäre bat alſo neben den mit jenen 
Atmofpharen gemeinfamen nod) ihre befonderen Eigenſchaften. Welcher Art aber die Gas— 
gemenge find, die dieſe Abforptionen hervorrufen, läßt ſich vorläufig 
nicht ſagen. Es bedarf zur Löſung ſolcher Fragen weiterer ſorgfäl— 
tigſter Studien im chemiſchen und phyſikaliſchen Laboratorium, um 
uns darüber Aufſchluß zu geben, inwieweit ſich die Abſorptionsſpektren 
von Gasgemengen durch erhebliche Drud= und Temperaturverände⸗ 
rungen umgeſtalten. 
Bei der Kleinheit des Planetenſcheibchens ſind Einzelheiten auf 
mag & & golben ſeiner Oberfläche fo gut wie gar nicht zu fehen. Wenn man 
jedoch einmal einiger Spuren habhaft wurde, fo trat ein ftreifiger 
Charafter mie bei feinen beidben grofen Verwandten auf. Die obenftehende Zeichnung gibt 
ſehr itbertrieben einen verzweigten Streifen wieder, den Holden mit bem Lid-Refraftor am 
27. April 1891 geſehen zu haben glaubt. Cine ähnliche Geftaltung ift ſpäter bon demſelben 
Aitronomen wieder gefehen morden. Es {chien zu= 
dem, daf ſich auch Uranus febr ſchnell um ſeine Achſe 
drehe. Namentlich tritt Brenner für dieſe Anſicht ein. 
Wo wir eine Abplattung oder doch die Lage 
des Aquators bei einem Planeten erkannten, der 
von Satelliten umkreiſt wird, da liefen dieſe ſehr 
nahe in der Ebene des Aquators. Wäre das Gleiche 
bei Uranus der Fall, fo müßte der kürzeſte Durch— 
meffer der Planetenſcheibe nidbt, mie bei allen 
ilbrigen, in ber Richtung Nord-⸗Süd, fondern gegen 
un3 Ber gerichtet fein, ber bon un3 gefehene Um 
frei3 Des Scheibchens mare nabezu der des YUqua= 
tor3 und fonnte deshalb faum eine Abplattung 
zeigen. Aud eine fpeftroffopifhe Prifung nad 
bem Dopplerſchen Prinzip (CS. 61) führte Des- 
landres zu bem Slug, daß ſich Uranu3 bon 
i Oſten nad) Weſten bewegt, umgefeBrt mie die übri— 
Das Soſtem Der Uranutmonbe ag bem gen Planeten. Jedenfalls bewegen ſich feine vie r 
Monde fo, bag mir nabezu ſenkrecht auf ihre 
Cbenen ſchauen, nicht ſchräg, vie bei denen der anderen Trabantenfbfteme. Unfere Ab- 
bildung geigt diefe Bahnen, mie fie ſich für uns auf die Himmelsdecke projizieren. Ale vier 
Monde bewegen ſich auferdbem, mie der legte zebnte Saturnmond, bon Oſten nad Weſten 
um ben Planeten, fie find „rückläufig“. Hierin erfennen mir ein meitere3 Argument dafür, 
daß an den Grenzen des Planetenſyſtems einſtmals unbefannte Störungen oder überhaupt 
andere Verhältniſſe gewaltet haben als in unſeren Regionen des Sonnenreiches. 
Die vier Uranusmonde heißen in der Reihenfolge ihrer Entfernung vom Hauptkörper: 
Ariel, Umbriel, Titania und Oberon. Ihre Abſtände in Halbmeſſern des 








Oberfliche und Monde des Uranus. Neptun. 191 


Sauptplaneten, bezm. in Kilometern (bei Zugrundelegung der Barnardſchen Ausmeſſung 
des Uranus) find nad Nemcomb in derjelben Reibenfolge 7,0=202,500 km, 9,9= 
285,000 km, 16,1= 464,000 km, 21,5= 620,000 km. Die Umlaufszeiten find 2 Tage 12 Stun: 
den 29 Minuten, 4 Tage 3 Stunden 28 Minuten, 8 Tage 16 Stunden 56 Minuten, 13 Tage 
11 Stunden 7 Minuten. Ariel und Umbriel gehören zu den ſchwierigſten Objeften der 
aſtronomiſchen Beobachtungskunſt. Gie find mit dem Riefentefleftor, ben ſeinerzeit Laffell 
unter dem munbdervollen Himmel Maltas aufgeftellt hatte, am 24. Oktober 1851 entdeckt 
worden. Selbſt photometriſche Meffungen fonnten an ibnen bisher nicht borgenommen 
werden; Dod müſſen wir qua bem Umjtande, daß fie au3 dieſer Entfemung überhaupt 
noch ſichtbar find, ſchließen, daß ir es Pier keineswegs mit wirklich fer Meinen Himmels— 
mefen zu tun haben. Sie werden bermutlic) nicht weſentlich Meiner fein als Titania und 
Oberon, die am 11. Sanuar 1787 bon Herſchel zuerit gefeben wurden, und deren Größe 
Pidering unter ber Vorausfegung einer mit bem Gauptplaneten ibereinitimmenden Albedo 
gu etwa 900 km geſchätzt hat. Oberon ift vielleicht ein wenig kleiner al3 Titania. 


9, Neptun. 

Die Entdeckungsgeſchichte des Neptun iſt einer der groften Triumpbhe der aftro: 
nomiſchen Theorie. Aug ben Bemwegungen des faum entbedten Uranu3, die fil) dem alle 
himmliſchen Bewegungen regelnben einfachen Gravitationsgefege ſcheinbar nicht fiigen 
wollten, ſchloß man auf das Vorhandenſein eines bis dahin noch unbekannten Körpers, 
deſſen Wirkung dieſe Störungen verurſachen müſſe. Zu erörtern, wie dies möglich war, 
bleibt einer anderen Stelle dieſes Werkes vorbehalten. Es iſt hier nur anzuführen, daß 
Leverrier in Paris, der die betreffenden ſcharfſinnigen Rechnungen ausgeführt hatte, 
in einem Schreiben an den damaligen Direktor der königlichen Sternwarte zu Berlin, 
Encke, den Ort angab, wo man den vermuteten Störenfried am Himmel aufzuſuchen 
habe. Der neue Planet konnte nur klein ſein und etwa einem Sterne neunter Größe 
gleichen, deren es Hunderttauſende am Himmel gibt. Dieſe ließen ſich aber zunächſt gar 
nicht von dem Planeten unterſcheiden, da er nur eine ſehr geringe eigene Bewegung haben 
konnte. Wegen ſolcher Schwierigkeit waren die großen Berliner Akademiſchen Stern: 
karten, die noch Sterne bis zu dieſer Größenklaſſe verzeichnet hatten, und deren betreffender 
Teil gerade fertig geſtellt war, von großem Werte, weil man mit ihrer Hilfe durch Ver— 
gleichung ſehr leicht einen fremden Körper zu erkennen vermochte. Dies war der Grund, 
weshalb ſich der Pariſer Aſtronom gerade nach Berlin gewandt hatte, und zwar, wie ſich 
ſehr bald herausſtellte, mit dem beſten Erfolge, denn noch am ſelben Abend des Tages, 
an dem der denkwürdige Brief mit der Bitte um Nachforſchung eintraf, am 23. September 
1846, ſah der mit der Aufſuchung beauftragte Aſſiſtent Galle, nachmals Direktor der 
Sternwarte zu Breslau und jetzt Senior der lebenden Aſtronomen, einen verdächtigen 
Stern in der Gegend der angegebenen Stelle, der auf der Karte nicht verzeichnet war. 
Die Verfolgung ergab, daß es ein bewegliches Geſtirn, und zwar mit Sicherheit das ge— 
ſuchte war, deſſen Ort am Himmel durch Rechnung am Schreibtiſch aus einem Gewühl 
von Zahlen bis auf weniger als einen Grad genau herausgefunden worden war. 


192 I. 9. Neptun. 


Ebenſo vie bei Uranus wurde {pater gefunden, daß Neptun ſchon früher, von Lalande 
1795, als Fixſtern beobadtet worden mar. 

Der {Meinbare Durchmeſſer Neptuns von etwa 215, nad Barnard genauer 2,433 
Bogenfefunden verändert fil) während des ſynodiſchen Umlaufes nicht mehr merklich; 
theoretiſch iſt ein Unterſchied von 0,2% zwiſchen Oppoſition und Konjunktion notwendig. 
Der ſynodiſche Umlauf iſt nur um 2 Tage finger als ein Far. Die Entfernung des 
Neptun bon der Sonne ijt zu 30 Erbbafnradien oder 4467 Millionen km gefunden mor: 
den, woraus ſich der wahre Durdbmeffergleicd 52,900km ergibt. Er ift alfo etwas 
fleiner als ber Uranu3; Dod) muß bemerft merden, daf die geringen, bon den verſchiedenen 
Meſſungen der ſcheinbaren Größe der Planetenſcheibe zurückgelaſſenen Unterſchiede wohl 
immer noch groß genug ſind, um die wahre Ausdehnung des Neptun der des Uranus gleich 
oder ſogar den letzteren zu dem kleinſten der äußeren Planeten zu machen. An dieſen 
letzten Grenzen des Sonnenreiches fehlen uns die Mittel genauerer, direkter Erkenntnis der 
Größenverhältniſſe. Jedenfalls aber übertrifft Neptun in ſeiner Längsausdehnung die 
Erde etwa um das Vierfache. 

Was ſonſt über die phyſiſche Beſchaffenheit des Neptun zu ſagen wäre, kommt faſt 
überall auf eine Wiederholung deſſen heraus, was ſchon über Uranus bekannt geworden 
iſt. Die Albedo iſt nahezu dieſelbe, und das Speftrum, ſoweit es noch zu erkennen 
iſt, itimmt gleichfalls mit dem des Uranus überein. Dieſe Tatſache iſt bemerkenswert, 
denn ſie zeigt, daß alle äußeren Planeten einen gemeinſamen, mit dem der Erde und der 
anderen inneren Planeten nicht übereinſtimmenden Charakter haben, der durch das Spektral⸗ 
band bei 618 uu ausgedrückt wird, Daf aber weiter die beiden äußerſten Glieder des 
Sonnenſyſtems nod andere, allen ibrigen feblende Beſtandteile in ibren Atmofpharen 
haben. Wir haben Bier Wahrnehmungen vor uns, die auf Die Entwickelungsgeſchichte 
ber Geſtirne ein intereffante3 Lit merfen. Aus den {peftroffopi{hen Beobachtungen 
ſcheint bervorzugehen, daß zwar alle Planeten ihr Gemeinfames haben, daß dbagegen in 
ber Reibenfolge ibrer Stellung zur Sonne ftufenmeife Stoffe oder Eigenſchaften bei ihrer 
Bilbung ausgeſchloſſen morben find oder dbod nicht an der Zufammenjegung der Atmo— 
ſphären ſich beteiligt haben. SGupiter und Saturn feblen offenbar Dinge, die Uranus und 
wahrſcheinlich aud Neptun befiben; der Erde und ihren näher verwandten inneren Pla- 
neten feblt wiederum die Eigenſchaft, die das Speltralband bei 618 uu Bervorbringt. 

Oberflächendetails find natürlich auf Neptun noch meniger zu feben ala auf Uranus. 
Dod) fab See die Scheibe einmal bei ganz befonders ginftigem Luftzuftande ,,gefprenfelt”, 
was er einem ftreifigen Bujtande zuſchreibt. Es mill den Beobachtern erſcheinen, al3 ob 
Die Rander feiner Planetenſcheibe nicht ſcharf begrenzt feien. Man hat deshalb vermutet, 
Der în jenen Fernen bon den Wobltaten der Sonne fo ſehr vernachläſſigte Planet babe 
ſich überhaupt nod) nidjt zu einem feften Körper verdichtet, fondern fei ein nebliger 
Gasball geblieben, wie es wahrſcheinlich alle Planeten einmal in ihrem Urzuſtande 
maren. Das ijt wohl möglich, aber die Verwaſchenheit der Rander lift ſich auch, vie bei 
Supiter, durch eine hohe Atmoſphäre ganz gut erfliren, die am Rande der Planetenſcheibe 
jo viel Lit abforbiert, daß der Planet ſich für uns allmählich nebelbaft in den Welten— 
raum zu verlieren ſcheint. 

Nur ein Mond umkreiſt, foviel wir ſicher mijfen, ben langfam wandelnden Plane: 
ten. ‘Da diefer Mond ziemlich grof ijt, ift er nicht fo ſchwer zu ſehen vie die Uranusmonbde. 


Der Neptunmond. Überblick über das Planetenſyſtem. 193 


Roberts gelang es ſogar, in 15 Minuten ein photographiſches Bild des Neptun mit 
ſeinem Monde feſtzuhalten. Immerhin iſt das Sternchen 14. Größe für die Beobachtung 
kein leichtes Objekt, wenngleich aus dieſer minimalen Lichtſtärke in Verbindung mit der 
großen Entfernung hervorgeht, daß der Neptuntrabant ungefähr die Größe des Erd— 
mondes erreicht. Von ſeinem Planeten, den er in 5 Tagen 21 Stunden 3 Minuten 
umkreiſt, iſt er 14—15 Halbmeſſer desſelben entfernt, alſo etwas mehr, als die Entfernung 
unſeres Mondes von der Erde ausmacht. Auch bei dieſem Trabanten bemerken wir eine 
ähnliche Anomalie ber Bahnlage mie bei den Uranusfatelliten; ja ſie weiſt hier auf eine 
noch größere Störung Din. Wir fehen feine Bahn zwar mieder ziemlich ftarf geneigt, 
doch durchwandert er fie ebenfo vie die Satelliten des Uranus bon Often nad) Weften. Ver 
gleichsweiſe iſt baz Syſtem des Uranu3 um etwas mebr als einen rechten VWinfel gegen 
die Qauptebene aller Bemwegungen im Sonnenſyſtem gedrebt worden, die Bahn des Neptun: 
monde aber um mebr al3 140 Grad. 

Tad Analogie mit den fibrigen grofien Planeten ift es wahrſcheinlich, daß Neptun 
weitere Monde befibt, die mir nur wegen ibrer grofien Entfernung von uns nit mehr 
wahrnehmen finnen. Cin verdächtiges Objelt, bas Schäberle mit bem 36zölligen Refraftor 
auf Mount Hamilton am 24. September 1892 unter außergewöhnlich günſtigen atmofphari= 
ſchen Verbaltniffen zu ſehen giaubte, bat ſich als zweiter Neptunfatellit nicht ermeifen laffen. 


Ehe mir, Neptun verlaffend, die Grenzen des Planetenreiches überſchreiten und uns 
jenen unfteten Wanderern, Kometen genannt, zumenden, die gewiſſermaßen die Ver 
bindbung des Sonnenfbftem3 mit bermandten Vereinigungen im Univerfum herſtellen, 
faffen mir in ſchnellem Uberblicke die gemeinfamen Züge zufammen, mele die 
bisher betrachteten Himmelskörper zu befonderen Gruppen orbnen. 

Unjfer Mond ſcheint durch feinen Luft- und Waſſermangel eine Sonderjtellung ein: 
zunehmen, benn die Gatelliten anderer Planeten haben, fomeit fie überhaupt in Diefer 
Hinſicht unterſuchungsfähig und ibm an Größe vergleichbar find, Spuren einer Atmo— 
ſphäre gezeigt. Allenfall3 können mir bei Merfur die Abmejenbeit einer Lufthülle ver- 
muten. Bei allen anderen Planeten ift aber das Vorhandenfein bon Luft, wiewohl nicht 
immer bon der gleichen Zufammenfebung ivie die unfrige, faum zweifelhaft. Unfer Mond 
Bat jedoch mit vielen, vielleidt mit allen Gatelliten der anderen Syſteme die Gleichheit 
feimer Revolutionszeit mit feinem Umlaufe gemein, {o daß alle diefe Trabanten ihrem 
Zentralkörper beftindig diefelbe Seite zufebren. Die gleiche Eigenſchaft haben möglicher⸗ 
meife Merfur und Venus in bezug auf die Sonne. Von der Erde ab befiben alle Planeten 
Monde, und amar in zunehmender Zahl bis zu Satum; die dann wieder eintretende Ab= 
name ift vermutlich nur eine ſcheinbare, infolge unfjere3 Unvermigen3, in fo grofer Ente 
fernung noch Körper bon den Dimenfionen der Meineren Monde der übrigen Planeten zu 
fehen. Erde und Mond haben biele topographiſche Züge ibrer feften Oberfläche gemein— 
fam, obwohl infolge der Nachbarſchaft, die un3 ein ſehr eingehendes Studium der Gebirgs— 
melt des Mondes geftattet, auch viele verſchiedenartige Züge Ddiefer immerbin fremden 
Schöpfung auffallen mußten. Erde und Mars haben neben der beinahe gleichen Tages— 
länge eine Fülle von meteorologiſchen Erſcheinungen gemein, die ſich in der Hauptſache 
als ein ausgeprägter Wechſel der Jahreszeiten darſtellen. Gewiſſe Grundzüge der Luft— 
zirkulation, die ſich durch die ſtreifige Natur der Oberflächen von Jupiter und Saturn 


Meyer, Das Weltgebäude. 2. Aufl. 13 


194 I. 9. Neptun. — 10. Die Pometen. 


verraten, und andere Cinzelbeiten der Wolfenformationen, namentlich auf bem erjteren 
Planeten, erfliren ſich aus erdverwandten Vorgingen. Der rote Fled auf Jupiter ſcheint 
vulkaniſche Vorginge anzudeuten, die auch nod) bei uns, menngleid) in minimalem Mag: 
ftabe, vorfommen. Die bier äußeren Planeten find verhältnismäßig grof, reich an Satel: 
liten (mit der erflirten Einſchränkung bei Neptun), befiben eine febr geſchwinde Rota: 
tion, fotveit wir dieſe überhaupt nod wahrnehmen finnen, und daraus folgende ftarfe 
Abplattung und diefelben dichten, bon der unfrigen verſchiedenen Atmoſphären. Sn Ddiefer 
Gruppe aber bilben einerfeità Supiter und Saturn, anderfeità Uranu3 und Neptun Unter: 
gruppen, die ſich namentlich durch die Verſchiedenheit der Lufthillen und durch die Bahnen 
ihrer Satelliten unterſcheiden; die letzteren ſind bei den beiden äußerſten Planeten und bei 
dem neuentdeckten äußerſten Monde des Saturn, Phoebe, anormal. Saturn nimmt durch 
ſeinen Ring nur ſcheinbar eine Sonderſtellung im Planetenſyſtem ein, denn in Wirklichkeit 
beſitzt die Sonne ſelbſt einen ſolchen Ring in der zahlreichen Gruppe der kleinen Planeten, 
Die ganz und gar den Charakter des Schleierringes bei Saturn haben. Wir werden über— 
haupt im Verfolg unferer Erforſchung des Himmelsgewölbes erfennen, daß die Ringform 
feine feltene Erſcheinung im Weltgebäude iſt. 

Nehmen mir zu diefen phyſiſchen Eigenſchaften noch die, welche mir ſpäter beim Stu: 
bium der himmliſchen Bewegungen näher fennen lernen werden (vgl. Kapitel 10 des zweiten 
Hauptteils), und die namentlich in der gleichen Richtung des Umlaufes aller Planeten 
um die Sonne und ihrer Umdrehung um ihre Achſe beſteht, fo können mir keinen Augen— 
blick mehr daran zweifeln, daß dieſes ſchöne Ganze auch einen gemeinſamen Urſprung, 
eine gemeinſame Entwickelung, ein gemeinſames Ziel haben muß. 


10. Die Kometen. 


Meiſt unverhofft erſcheint zuweilen am nächtlichen Himmel ein langgeſchweiftes Ge— 
ſtirn, ganz verſchieden von allem, was man ſonſt am ſtillen Firmamente wahrzunehmen 
pflegt. Schnell wechſelt es ſeine Geſtalt und Größe, und ſein Weg unter den feſten Ge— 
ſtirnen ſcheint dem oberflächlichen Blick ohne Geſetz und Regel. Langſamer, als es kam, 
pflegt es wieder zu verſchwinden; geheimnisvoll, wie es erſchien. Das ganze Weſen des 
Phänomens iſt ſo ungewöhnlich, ſo abweichend von der heiligen Ruhe, Gleichartigkeit und 
Geſetzlichkeit der übrigen himmliſchen Erſcheinungen, daß es wohl begreiflich iſt, daß man 
die Kometen, Schweif- oder Haarſterne bis vor zweiundeinhalb Jahrhunderten 
überhaupt nicht zu den Himmelskörpern zählte, ſondern ihnen ſublunaren Urſprung zuſchrieb. 
Es ſchien unmöglich, daß fo ungeheure Geſtirne, die oft den ganzen Himmel mit einer leuch⸗ 
tenden Brücke überſpannten, unter den übrigen, ſelbſt mit Einſchluß von Sonne und Mond, 
winzigen Himmelsweſen wandern könnten, ohne Unordnung in das Getriebe der Welt— 
körper zu bringen. Waren dagegen die Kometen entzündete Dünſte, die aus Erdhöhlen in 
unſere Atmoſphäre aufſtiegen, wie es Ariſtoteles glaubte, ſo konnten ſie allem Anſchein nach 
wohl ſolche Ausdehnung gewinnen, ohne für die Geſtirne gefahrbringend zu werden, wäh— 
rend die Menſchen ſie unter dieſer Vorausſetzung nur um ſo mehr zu fürchten hatten. 

Der Kometenaberglaube, ganz beſonders aber die Meinung, daß das Erſcheinen dieſer 
Geſtirne mit der Verbreitung epidemiſcher Krankheiten in Zuſammenhang ſtehen müſſe, 


Sometenabergiaube. 195 


Batte fo lange eine gemiffe Berechtigung, als nicht der unumſtößliche Nachweis ihrer kos— 
miſchen Natur gelang. Wir tun qui, nicht ohne weiteres Ieichtfertig über all die anderen 
Meinungen von hundertfachen Ubeln zu lächeln, die man den Schweifſternen ehemals 
andicbtete. Von einem eigentlichen Kometenabergiauben bdiirfte man nur in unferem 
erleuchteten Jahrhundert reden, meil man heute erſt in der Lage ift, fiere Uberzeugungen 
von Ddiefen Gimmelstirpem zu getvinnen, während bis um die Mitte des 17. Jahrhunderts 
fie fo feBr in allen Stücken Rätſel geblieben waren, daß man geradezu alles bon ihnen 
erwarten fonnte. Es var deshalb zu begreifen, daß die gefamte Menſchheit in nicht geringe 
Aufregung geriet, wenn fold ein ſchrecklich anzuſehendes Zeichen am Himmelsgewölbe 
erſchien, und daß infolge Ddiefer ungebeuern Crregung ganzer Völker wirklich manches 
Unglück geſchah, vielleiht gar Arieg entbrannte, der bei rubigerer Dispofition der Volfer 
ober ibrer Fürſten wohl bermiedben worden mare. n diefem Sinne bracbten die Rometen 
alfo tatſächlich Unbeil, und mir verſtehen die folgenden Betrachtungen des Baſelers Peter 
Ptegerlin, die er in feiner bamal8 febr verbreiteten Schrift ,,Uftrologifche Mutmagungen 
bon der Vedeutung des jüngſt entfitandenen Rometen” 1665 ausſprach: 


„Nun ift e8 an dem, daß ich meine befonderen speculationes und gedanken bon der bebeu- 
tung dieſes nod) jegt ftebenden Kometen kurzlich eröffne; Solche aber, bedundt mid, milfjfe aus . 
ber Harmonia Naturae ober Uebereinitimmung ber himmliſchen und jrediſchen Geſchöpffen her⸗ 
genommen werden, dba man bon viblen Seculis hero beobadhtet, mann etwas newes, alè Cometen 
und andere dergleichen phaenomena am Himmel entitanden, daß auch die Natura sublunaris (die 
Natur unter bem Monde) mit ungewöhnlichen Zufällen in ihren ordinarj lauff turbieret unb 
verftort worden ſeyn; Es follen aber ſolche zufäll nicht fo faft an bem Himmel, al8 auf der Erden 
felbften gefucht werden; denn gleich wie bey einer Mablzeit ein ftarfer trunf bey einem das 
Podagra, beym anderen das Grieß, beym bdritten das Grimmen, beym Vierdten das Haubte, 
Augene, oder Zahn⸗weh fan erweden, nicht daß der Wein an ibm felbît ſo'ſchädlich, al8 welcher 
den geſunden fein hinderung bringt, vihlmehr aber erfrifht und auffmuntert; Sondern ibr ſchwache 
Natur einen fo ftarfen trib nicht erleiben mag: Alſo aud wird die Elementariſche natur durch 
entfteBung eine8 Cometen dermaßen ftarf bewegt oder (wie man allbie pflegt zu redben) ergelftert, 
daß fie bernad in ſolche ungewohnliche zufäll aufbrimt, nad bem an einem oder anderm Ort 
die Dispofition oder zuneigung guvor borbanden var: Wann man nun bon einem Cometen judi⸗ 
ciren folle, ob er ilbermafig Gip oder Kälte, Dürre oder Gewäſſer, Wind oder Erdbidem, Peft 
oder andere Seuchen, Siem ob er eufiere oder jnnerliche Krieg, Auffrubr, Regierungs- oder Reli- 
gions Enbderung, und zwar in welchem Lande er folhes bedeutte, fo wird zu einem guten Pro- 
guofticanten nicht nur ein tieffimniger Phyſikus oder Naturefundiger, fondbern aud ein meitaus= 
febender Politicu3 oder Welt-meifer Mann erfordert, welcher ben jepigen zuſtand underſchiedlicher 
Linder eigentlich wiſſe gu erkennen.“ 


Laſſen wir auch gleich eine Anwendung folgen, die der gelehrte „Phyſikus und Po— 

litikus“ von ſeinen Grundſätzen über das Weisfagen qua den Kometenerſcheinungen macht: 

„Als Anno 1652 in eyner Löblichen Eydgenoſſenſchafft die Landleuth wegen einiger geringen 

beſchwerden einen großen unwillen gegen ihren Oberkeiten von ſich verſpüren ließen, da entſtund 

ein Comet ........ al8 bab id den des folgenden Jahrs darauff entftandenen Bauer Rrieg 

darauß prognofticirt, maßen ſolches biblen und theilè vornebmen Perfohnen albie befannt: C3 

würde aber dieſe empirung, wann der Comet nicht mere darzu kommen, villeicht big zu den 

Waffen nicht ausgebrochen, fondbern auf ein ringere manier geftilit morben fein. Darbey zu 

notieren, daß bdiefer Comet zu Zũrich wegen beftindig trüben Vetter3 niemable hat können 
gefeben merden ....: Alſo ift auch ihre Baurſchafft Anno 1653 ftill gefeffen.”“ 


Man ſieht hier deutlich, wie der gelebrte Wahrſager faſt ausſchließlich etwas auf den 
Einfluß gibt, den der bloße Anblick, gewiſſermaßen durch Autoſuggeſtion, hervorbrachte. 
Es iſt dies jedenfalls ein großer Fortſchritt gegenüber den rein myſtiſchen Anſchauungen, 
welche die meiſten ſeiner Vorgänger über den Einfluß der Kometen verbreiteten und nährten. 

18* 


196 I. 10. Die Kometen. 


Was foll man beiſpielsweiſe dbazu fagen, tvenn bem Kometen don 942 ein „träffentlicher 
fterbend und ſchelmentod an vych und thieren” zugefchrieben wurde, oder gar der von 
1680 ſchuld baran fein follte, daß in Rom eine ,unbefledte” Genne ein Ci legte, auf bem 
der Komet abgebilbet mar, momit fici) das ,,Journal des Savans‘ damals eingehend beſchäf⸗ 
tigte? Können mir ſolche Verirrungen immer nod) einigermafen mit ben Beiten entſchul⸗ 
digen, in denen fie auftraten, und die entſcheidende Aufflirungen über die Natur diefer 
bedrohlich ausſehenden Himmelsweſen nicht zu geben vermochten, fo ift es beſchämend, 
daß noch um die Mitte des 19. Jahrhunderts Schriften erſcheinen konnten, in denen die 
Kometen als Krankheitserreger oder Erzeuger beſonders heißer Sommer, bezw. kalter 
Winter hingeſtellt wurden. Ja, wir können angeſichts der ungemein großen Hartnäckigkeit, 
mit der ſich der Kometenaberglaube durch die Jahrhunderte erhalten hat, heute noch nicht 
ſicher ſein, daß beim Erſcheinen eines großen Kometen nicht ähnliche Meinungen aber- 
mals große Volksſchichten in Angſt verſetzen. Als 1892 der kleine Komet Holmes erſchien, 
wobei durch eigentümliche Verhältniſſe die erſte Rechnung fälſchlich ergab, daß er ſich 
ſchnurſtracks auf uns gu bewege, mögen doch manche nicht ganz unerfahrene Leute beun= 
ruhigt der Frage gegenübergeſtanden haben, ob die „graue Theorie“ der Aſtronomen, bei 
dem erwarteten Zuſammenſtoß in die Praxis überſetzt, ſich auch bewähren würde. 
Ubrigens iſt es bekannt, daß die Kometen nicht immer als Unglücksboten galten; ſie 
beſcheren uns auch einen beſonders guten Wein, wie 1811 und 1882. Der große Komet 
bon 1811 half auch den Goldgräbern in Mexiko nad) ihrer UÜberzeugung beim Auffinden 
einer berühmten Goldmine, und der von 1819 brachte eine gediegene Silberader ans Licht. 
Klärende und beruhigende Anſichten über die Kometen konnten erſt gewonnen werden, 
nachdem die Beobachtungskunſt genügend vorgeſchritten war, um den ſcheinbaren Lauf dieſer 
Geſtirne über die Himmelsdecke feſtzuſtellen, und nachdem die Theorie ſich entſprechend ver⸗ 
vollkommnet hatte, die aus dieſem Schein das Wahre abzuleiten imſtande iſt. Endlich mußte 
auch eine große Anzahl phyſikaliſcher und aſtronomiſcher Tatſachen, die zunächſt gar nichts 
mit den Kometen zu tun zu haben ſchienen, geſammelt werden, um das große Rätſel der 
Schweifſterne zu löſen. Gleichwohl gab es ſchon früh einige klar ſehende Geiſter, die ſich, der 
allgemeinen Meinung entgegen, fehr entſchieden für die kosmiſche Natur der Kometen aus= 
geſprochen hatten. So bemerkte bereits Seneca, daß die Kometen an der täglichen Be— 
wegung der Fixſterne teilnehmen und deshalb nicht irdiſchen Urſprungs ſein könnten, und in 
merkwürdig prophetiſcher Weife ſang der noch vor Seneca lebende römiſche Dichter Manilius: 


Oder es ſchuf die Natur ſie zugleich mit den anderen Sternen, 
Die vom Gewölbe herab uns ſchimmern mit ewigem Lichte; 
Aber es ziehet mit mächtiger Glut ſie Helios zu ſich, 

Der in die eigenen Strahlen ſie bald einſenket, und bald ſie 
Wieder entläßt gleichwie Merkurius oder die Venus. 


Dieſe vereinzelten Meinungen konnten erſt kräftigere Stützen erhalten, feit man an— 
fing, nach der langen geiſtigen, dem Sturze des Römerreiches folgenden Nacht ſich wieder 
lebhafter für die Auffindung der Geſetzmäßigkeit himmliſcher Bewegungen zu intereſſieren. 
Nachdem 1472 Regiomontanus die erſten Meſſungen des Ortes eines Kometen am Himmel 
vorgenommen hatte und nach Erfindung des Fernrohres namentlich Hevel in Danzig 
ſolche Beobachtungen verfeinern konnte, mar es möglich, an das mathematiſch ſchwierige 
Problem zu gehen, den Weg der Kometen im Raume, beziehungsweiſe um die Sonne 
zu ermitteln und dann auch ihre jeweilige Lage zur Erde anzugeben, wodurch allein ſich die 


Stometenabergiaube. Altere Zeichnungen von Kometen. 197 


Frage, ob ſie ſublunarer oder kosmiſcher Natur ſeien, entſcheiden ließ. Der ebengenannte 
gelehrte Danziger Ratsherr hatte zwar ſchon die beſtimmte Uberzeugung ausgeſprochen, 
daß die Kometen fefte Bahnen um die Sonne beſchreiben; aber erſt Newton konnte die 
Methoden angeben, wie man Bahnen um die Sonne aus Beobachtungen, die auf der 
umkreiſenden Erde angeſtellt ſind, berechnet, worauf im Jahre 1705 ſein Landsmann Halley 
die erſten Kometenbahnen praktiſch unterſuchen konnte. Wir kommen hierauf zurück. Ob- 
gleich ſich erſt der zweite Hauptabſchnitt unſeres Werkes mit ben Bewegungen der Himmels- 
körper beſchäftigen ſoll, wird es doch im vorliegenden Fall unmöglich ſein, dieſe Bewegungen 
der Kometen überall außer Betracht zu laſſen, da 
ſie bei unſeren folgenden Ermittelungen über die 
phyſiſche Natur dieſer wandelbarſten aller himmels⸗ 
weſen von grundlegender Bedeutung ſind. Den 
Beweis dafür, Daf Die hier angeführten Bewegun— 
gen und Stellungen zu Sonne und Erde durch Me— 
thoden ermittelt worden find, die Feinerlei Srrtum, 
abgefehen von Unſicherheiten der Rechnung, über 
Diefe Ungaben zulaſſen, werden mir im zweiten 
Hauptabſchnitt zu führen fuchen. 

Betrachten mir zunächſt die äußere Erſcheinung 

der Kometen etwas näher, wie ſie ſich dem bloßen 
Auge darſtellt, fo wird als charakteriſtiſches Merk⸗ 
mal zuerſt ihr Schweif auffallen, bon dem die 
Geſtirne ja auch ihren Namen haben. Da größere 
Kometen ſeltenere Erſcheinungen find (die Statiſtik 
ergibt, daß durchſchnittlich alle vier bis fünf Jahre 
dem bloßen Auge ein ſolches Geſtirn ſichtbar wird), 
ſo müſſen wir uns in Ermangelung von jeweilig 
ſichtbaren Geſtirnen dieſer Art für ihr Studium 
auf Abbildungen beſchränken. Deren gibt es eine 
große Anzahl, aber wir werden leider auf die RR Geacte 
meiften Zeichnungen aus vergangenen Jahrhun— 
Derten verzichten müſſen, da fie offenbar durd die feſtgewurzelte Kometenfurcht fubjeftiv 
entitellt find, mie die obenftehende VWiedergabe eines Kupfers zeigt, das bem Werfe von Hevel 
entnommen ift. Einige diefer Figuren zeigen durch ihr ſchwertartiges Ausfehen nur zu deutlich 
ben Einfluß der dbamaligen Furcht bor den bedrohlichen Himmelszeichen; andere bagegen 
find jedbenfall3 unbefangener aufgenommen und mweifen Spuren von {pater wirklich beobad= 
teten Erſcheinungen auf, 3. B. die Ausftrimungen nach verſchiedenen Ribtungen bin (ſ. oben, 
vierter Romet bon oben), mebrfache Rerne (zweitletzter Komet) u. ſ. w. 

Der einzige unparteiſche Zeichner, der photographifhe Apparat, fonnte bisher leider 
nur wenige grofe Kometen firieren, da feit 1882 fein ſolcher mebr erſchienen ift, der für 
gut auSgerititete Sternwarten unferer Halbfugel erreichbar var. Kaum ein Jahr früher 
aber mar e3, als es zum erften Male gliidte, das vollſtändige Bild eines Kometen auf der 
lichtempfindlichen Platte feftzubalten, nafjbem am 28. September 1858 der berühmte 
Donatiſche Komet ben erften merfbaren Cindrud auf einer naffen Aollodiumplatte 








198 I. 10. Die Fometen. 


hervorgebracht hatte. Die borermabnte erite wirklich geglückte Photographie ift am 30. Funi 
1881 von dem franzöſiſchen Aftrophbfifer Sanffen aufgenommen worden und nad) einer Zeich⸗ 
nung (ſ. untenitebende Abbildung) wiedergegeben. Cine direfte Reproduktion des ſchwachen 
Libteindrudes auf der Platte, ohne Zuhilfenahme der menſchlichen band, mar nicht miglio. 
Die Aufnahme geſchah mit einem eigens fiir ähnliche Zwecke fonftruierten, außerordentlich 
lichtſtarken Spiegel von 0,5 m Offnung und nur 1,6 m YVrennmeite. Die Platte mufite 
Dem Lichte des Ktometen 14 Stunde fang ausgefett werden. Inzwiſchen haben die Forte 
ſchritte ber photographi{chen Kunſt ſich in ganz vorzüglichen Darftellungen viel lichtſchwächerer, 
feither erſchienener Rometen funbdgetan, bon denen mir noch näher gu ſprechen haben. 

Die Janſſenſche Photographie bon 1881 zeigt uns zugleich etwa den normalen Typus 
eines grofen Kometen. Aud die beigegebene farbige Tafel gibt den Cindrud wieder, den 
eine ſolche Erſcheinung inmitten unjferer irdiſchen Natur hervorbringt. Die am ſchärfſten 
begrenzte, paraboliſch Vee Seite, die bei normalen Verhältniſſen der Ribtung 
zugekehrt ift, wo ſich die Sonne unter 
dem Horizonte befindet, nennt man 
den Kopf des Kometen, an dem 
hinten der Schweeif hängt, deſſen 
Lichtſchimmer ſich ganz allmählich 
im Himmelsdunkel verliert. In der 
Regel iſt der Schweif ein wenig nach 
der Seite hin gekrümmt, von der das 
Geſtirn herkommt, ähnlich wie der 

— — dDampf, der aus einer fahrenden Lo- 
Erſte Photographie n em SO SU ein von Janfſen tomotibe ſtrömt. Wenn die Hellig— 
keit des Schweifes im Querſchnitt 
überhaupt Verſchiedenheiten aufweiſt, ſo iſt die dem Laufe vorangehende Seite meiſt heller 
und ſchärfer begrenzt als die nachfolgende, und in der Mitte befindet ſich ein dunklerer 
Kanal. Wie hell auch der Schweif leuchten mag, ſo ſcheinen doch alle Sterne, vor denen 
er ſchwebt, mit ungeſchwächtem Glanze durch ihn zu uns her: eine der wunderbarſten 
Tatſachen, die an dieſen Rätſelweſen ſchon früh bemerkt worden iſt und ſie dadurch nur 
noch weſenloſer, geſpenſtiſcher erſcheinen ließ. 

Das ſind wohl alle Merkmale, welche die großen Kometen für das bloße Auge ge— 
meinſam haben; im einzelnen zeigen fie fo tauſendfältige Variationen ibrer Form, Ausdeh— 
nung und Farbe, ſo viele Eigenheiten und Sonderbarkeiten, daß man, um erſchöpfend zu 
ſein, ihnen einen ganzen Band allein widmen müßte. 

Die Länge der Schweife kann zwiſchen kaum erkennbarer Größe und hundert und 
mehr Graden Ausdehnung ſchwanken, ſo daß ſie, wenn der Kopf am Horizonte gerade 
aufgeht, ihren Lichtſtreif weit über unſere Häupter hinweg mit ſeinem äußerſten Ende 
ſchon wieder dem Untergange zuneigen. Das ganz allmähliche Verſchwinden des Schweif—- 
lichtes im Himmelsgrunde ſetzt übrigens der Meſſung der Schweiflänge große Schwierig— 
keiten entgegen und macht ſie ſehr unſicher. Der momentane Luftzuſtand, die Güte des 
beobachtenden Auges, der Einfluß des etwa vorhandenen Mondlichtes bedingen große 
Schwankungen in den Längenangaben und bringen oft den Eindruck plötzlicher großer 
Veränderungen hervor, die mit den Vorgängen in den Kometen ſelbſt nichts zu ſchaffen 





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Art a 


CANDSCRAFI MIT EINEM GROSSEN KOMETEN VON NORMALER FORM 


Oricinalbila von # Aarder 





Lange der Schweife. Auffallige Kometenerſcheinungen der legten Beit. 199 


haben. Go murde 3. B. bei bem grofen Kometen bon 1861 die Schweiflänge während 
jeiner gròften Cntmidelung zu etiva 40 Grad angegeben, während Schmidt in Utben bei 
bem reinen griechiſchen Himmel mit feinem ganz befonderà ſcharfen Auge die Ausdehnung 
Des Schweiflichtes zeitmeilig bia auf Das Dreifache dieſer Linge, 120 Grad, berfolgen 
fonnte. Zu den glinzenditen und größten Erſcheinungen aller Beiten gehorte der Komet 
von 1680. Sein Schweif fonnte leicht bis auf 80 Grad Lange verfolgt werden. Der 
hellite aller bisher erfchienenen Haarfterne mar aber ungzmeifelbaft der bon 1882, mit 
dem die Ara grofer Kometen, die das 19. Jahrhundert darbot, in auffälliger Weiſe ibren 
Abſchluß fand. Bis zu unferen Tagen iſt feither fein großer Komet mehr aufgetreten. 
Allenfalls finnte man ben Danielſchen Rometen, der im Auguſt 1907 am Ntorgenhimmel 
einen etwa 10 Grad langen Schweif zeigte, zu den mittelgrofen rechnen. Aud bon der 
1882er Erſcheinung werden nur menige etwas gefehen haben, dbenn fie trat ebenfo fiir 
uns in den frühen YMorgenftunden Ende September auf; der Komet mar bamals noch 
in beller Dammerung furz bor Aufgang der Sonne deutlicher gu feben, als in ähnlicher 
Stellung jemal8 einer der grofien Planeten erſcheinen würde. Wir merben die Ge- 
ſchichte dieſes merkwürdigſten aller Kometen noch ausführlich zu erzablen haben. 

Abgeſehen bon den erwähnten ſcheinbaren Veränderungen, erleiden die Kometen= 
ſchweife in ihren Dimenſionen wirkliche Anderungen, und zwar in ganz ungeheuerm Maße. 
Die Regel iſt, daß die Kometen in unſcheinbarer Größe aus dem Weltraume zur Sonne 
hinſtreben, ja in ſehr vielen Fallen bor ihrer größten Sonnennähe mit bem bloßen Auge 
gar nicht ſichtbar werden. Während dieſer größten Annäherung an den Zentralherd unſeres 
Weltſyſtems bleiben ſie unſichtbar, eil ſie am alles überſtrahlenden TageshimmelefteBen. 
Sobald ſie aber dann je nad) der Art ihres Laufes in der Abend- oder Morgendämmerung 
mieder auftauchen, zeigen fie ſich mit einem fangen Schweif geſchmückt, der in diefer Beit 
meijt ſchon feine marimale Länge erreicht hat und nur noch ſcheinbar wegen feine3 weiteren 
Vorbringen3 in ben dbunfeln Nachthimmel wächſt. Nun nimmt der Schweif mieder ab, 
doch viel allmählicher, al8 er fi) entvidelt hatte. Bum Teil ift diefe Abnahme eine Wir 
fung ber Perfpeftibe, dba fil) der Komet wieder auf feinem Weg in ben Weltraum zurück 
von un3 entfernt; zum grofien Teil aber ift die Abnahme der Größe, mie die Rechnung 
unziveifelbaft ergibt, eine wirkliche. Schließlich wird der Komet ſchweiflos, allerdings 
meiſt nur, wenn er dem bloßen Auge bereits entſchwunden iſt. Aber wie keine Regel, die 
man für die Kometen aufſtellen mag, ohne Ausnahme iſt, wodurch ihr Studium fo weſent⸗ 
lich erſchwert wird, ſo hat es auch Kometen gegeben, die erſt weit hinter ihrer Sonnen— 
nähe ihren Schweif entwickelten und Helligkeitszunahmen zeigten, indem ſie ſich von uns 
und der Sonne entfernten. 

Um einen Begriff von der wechſelnden ſcheinbaren Größe eines Kometenſchweifes 
zu geben, ſtellen wir in der Abbildung auf S. 200 den Anblick des großen Kometen von 
1881 dar, wie er ſich in der Zeit vom 26. Juni bis zum 18. Juli für das bloße Auge teils in 
Löwen, teils in Genf zeigte. Im nördlichen Deutſchland war die Erſcheinung, obgleich ſie 
die ganze Nacht hindurch über dem Horizonte blieb, nicht auffällig geworden, weil ſie in 
die Zeit der hellen Sommernächte fiel. Wo die Lage des Schweifes die für eine frühere 
Beit ſtattfindende überdecken würde, iſt ſie nur geſtrichelt angegeben. Die wahre Entfernung 
des Geſtirnes von der Erde in Millionen Kilometern iſt dem Datum beigeſchrieben. Die 
Vergleichung dieſer Zahlen mit der Größe des Schweifes zeigt ohne weiteres, daß ſeine 


200 I. 10. Die Kometen. 


Ausdehnungsänderungen nicht allein aus feiner wechſelnden Entfernung gu erklären find. 
Die rapide Abnahme zwiſchen dem 10. und 12. Gui ift vielmehr eine Folge der Anweſen— 
beit des Mondes, der um diefe Beit feine volle Scheibe leuchten ließ, während man ein paar 
Tage fpéter {on wieder einige Abendftunden bei Abweſenheit des Monde zur Beobad= 
tung de Kometen geminnen fonnten. Wir ſehen deshalb ben Schweif balb wieder merklich 
wachſen und darauf dauernd kleiner werden. Am 3. Auguſt var der Komet in Genf zum 





Scheinbarer Lauf und Schweiflängen des grofen Rometen von 1881, nad Beobadgtungen von Terby in Löwen 
und M. W. Meyer in Gent. Vgl. Text, S. 199 u. 200. 


letzten Male noch gerade mit dem blofen Auge zu fehen, während er mit bem zehnzölligen 
Refraftor dort bia zum 19. Dezember, mit bem 24-Boler in Cambridge (Norbamerifa) 
fogar biz zum 14. Februar 1882 beobachtet werden fonnte. Seinen Schweif aber hatte er 
auch im Fernrohre bereits Mitte Auguft völlig verloren. 

Es mag Dierbei, unter Erinnerung an unfere Erörterungen im Kapitel über da Ferne 
rohr, erwähnt werden, daß gur Beftimmung der Schweiflänge bon grofen Rometen diefes 
Inſtrument feine Hilfe zu Ieiften bermag, weil e3 das matt verglimmende Lit am Schweif⸗ 
ende zu ſehr ausbreitet, als daß es in unferem Auge nod einen Libteindrud bervorbringen 
fonnte; höchſtens fann ein ſchwach vergrößernder Opernguder dienlich fein, meiften3 aber 
fieBt ein gute3 ganz unbemaffnete3 Auge den Schweif am längſten. Anders verhält e3 fi 
dagegen mit bem libtfondenfierteren Ropfe Des Kometen, der eine mehr oder meniger 


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fiupagg at uoa Bunitipiofppiafma(j) 


‘EP8] NOA JALAK{ aiſaag, IIT 














Ausſehen grofer Rometen. | 201 


ftarfe Vergroferung verträgt und deshalb im Fernrohr meift bedeutend mehr Cinzelbeiten 
zeigt, als das bloße Auge zu feben vermag, und den man mit Gilfe diefer Vergrößerung 
noch lange verjolgen fann, nachdem er wegen feiner Kleinheit fonft unſichtbar geworden mare. 

Aus der ſcheinbaren Lange der Schweife und ihrer wirklichen Entfernung von uns fann 
man ihre wahre Lange berechnen, und man fommt dabei zu ganz enormen Zahlen, welche 
dieſe Himmelsweſen als bei weitem die größten erfennen laffen, deren Ausmeffung uns über— 
haupt noch möglich ift. So hatte der Schweif des Donatiſchen Kometen von 1858 am 10. Okto— 
ber des genannten Sabres eine Lange bon 80 Millionen km; wenn man alfo feinen Kopf in 
Die Mitte der Son: 
ne berlegt denti, {o 
reichte bas Ende des 
Schweifes bis über 
die Merkurbahn hin 
aus. Der rieſige Ko— 
met von 1843 aber 
würde die Entfer— 
nung bon der Son 
ne bis zum Mars 
über die Erdbahn 
hinweg haben über⸗ 
brücken können; 
ſein Schweif maß 
250 Millionen km. 

Den eleganten 
Bogen, den wir 
für die Kometen— 
ſchweife als typiſch 
bezeichneten, haben Donatiſcher Komet, mit bloßem pg — — von Bond, Cambridge, Maſſ., 
jedoch nicht alle Ko⸗ —— 
meten. Einige unter ihnen, und zwar gehören gerade dieſe zu den größten Erſcheinungen, 
hatten ganz geradlinige Schweife, vie der Komet von 1843, deſſen Eindruck auf der bei 
gefügten landſchaftlichen Darſtellung wiedergegeben iſt. Aud die 1880 und 1882 erſchie— 
nenen Kometen beſaßen ähnliche Schweife, die ſich bei dieſen der Sonne beſonders nahe 
gekommenen Geſtirnen dann ganz plötzlich entwickelten. 

Nicht wenige Kometen ließen es überhaupt nicht bei nur ein e m Schweife bewenden. 
Cinige zeigten zwei Schweife, von denen, mie bei bem ſchon mehrfach ermabnten Donati: 
ſchen Kometen von 1858, der eine faft gerablinig war, der andere die charakteriſtiſche Krüm— 
mung nad) der Riidfeite Bin befaf (ſ. Die obenfteBende Abbifbung). Es foll fogar Kometen 
gegeben Baben, deren einer Schweif bon der Sonne mie gewöhnlich abgeivandi, der an: 
dere aber ihr zugekehrt war; es ſcheint indes, als vb es fim dbabei nur um Ausjtrimungen 
gehandelt habe, bon denen noch {pater die Rede fein wird. Daf mance Kometen mebrere 
Schweife befeffen haben, von denen einige oft beträchtliche Winfel mit ber Richtung von 
der Sonne meg einſchloſſen, ift allerding3 ameifellos. So mies der berühmte Romet von 
1744 nad) den Aufzeichnangen zeitgenöſſiſcher Aftronomen fünf Schweife auf und bot etwa 





2092 I. 10. Die Kometen. 


den in ber Abbilbung auf S. 203 wiedergegebenen feltiamen Anblid dar. Immer zwei 
der hellen Streifen entſprechen dabei den beiden Seiten eines Schweifes, zwiſchen 
denen ſich ein Hohlraum befindet. So ſieht es aus, als ob dieſer Komet gar zehn 
Schweife gehabt hätte. 

Unſere Anſichten über die Kometen werden begreiflicherweiſe weſentlich ergänzt durch 
das Studium der teleſkopiſchen Erſcheinungen, die viel häufiger als die dem bloßen Auge 
ſich darbietenden find, und deren jedes Jahr mehrere neue bringt. Seit die Kometen— 
jagd namentlich in Amerika ebenſo eifrig betrieben wird wie die Jagd nach kleinen Planeten, 
geben die Kometenverzeichniſſe durchſchnittlich 526 ſolcher Geſtirne für jedes Jahr an. 
Während ſich in den Annalen aller Völker und Zeiten im ganzen etwa 500 Kometen vor—⸗ 
finden, die mit dem bloßen Auge ſichtbar waren, ſind ſeit der Erfindung des Fernrohres 
allein, d. h. ſeit drei Jahrhunderten, an 300 Kometen ausſchließlich durch ſeine Hilfe zu 
unſerer Kenntnis gelangt, ſo daß wir rund 800 Kometenerſcheinungen, einſchließlich der 
Wiederkünfte der periodiſchen Geſtirne, vermerkt haben. Das vollſtändigſte Verzeichnis 
dieſer Kometen und ihrer Bahnen hat Galle veröffentlicht. Es enthält als erſten berechneten 
Kometen den aus dem Jahre 372 v. Chr. von Ariſtoteles erwähnten. Bis zur Epoche der 
Erfindung des Fernrohres nennt es im ganzen 54 Bahnen; für das 17. Jahrhundert ſind 
19 Bahnen angeführt, bis 1799 deren bereits 62, und bis 1893 war die Zahl auf 276 geſtiegen. 

Das Entdecken von Kometen erfordert im übrigen, trotz der beträchtlichen Zahl dieſer 
Weſen, eine ziemlich große Geduld. Denning, einer der geſchickteſten und glücklichſten 
„Kometenjäger“, erzählt, daß er nach jedem der fünf von ihm entdeckten Kometen etwa 
120 Stunden lang geſucht habe. Dieſes Suchen geſchieht meiſt mit eigens dazu konſtruierten 
Fernrohren, Kometenſucher genannt, die große Lichtſtärke mit einem großen Ge— 
ſichtsfelde verbinden, vas oft auf Koſten der korrekten Zeichnung am Rande des Geſichts⸗ 
feldes oder der völligen Farbenreinheit des Bildes erreicht wird. Ferner muß der Kometen⸗ 
ſucher leicht beweglich ſein, weshalb er allen Beiwerkes entbehrt, das bei anderen aftrono= 
miſchen Fernrohren zur Einſtellung auf einen beſtimmten Ort des Himmels oder zu Meſ— 
fungen dient. Unjere Abbilbung auf Seite 204 ftellt den fogenannten Kometenſtuhl der 
Straßburger Sternmarte dar, der bem Beobachter erlaubt, mit dem Snftrumente den 
ganzen Simmel abzuftreifen, ohne vom Stuble aufzufteben. Denning bedient ſich zum 
Rometenfuden eines Spiegelteleffope3 von 10 Zoll Offnung und febr furzer Brennmeite, 
mit bem er bei ber gewöhnlich angemandten 40fachen Vergroferung etwa einen Grad 
Des Himmelsgewölbes zugleich überſehen fann. 

Das Suchen geſchieht in der Weiſe, daß man zunächſt den nächtlichen, mondloſen 
Himmel vorſichtig und ſyſtematiſch abſtreift, bis man ein verdächtiges, d. h. kometenartiges, 
Objekt erblickt. Dies wird verhältnismäßig oft geſchehen, mehrmals in jeder Nacht, denn es 
gibt, wie wir ſpäter ſehen werden, mehrere tauſend ſogenannter Nebelflecke am Himmel, 
die ſich bon den teleſkopiſchen Kometen nicht anders unterſcheiden, als die Fixſterne bon 
den kleinen Planeten. Die Nebelflecke behalten ihren Ort bei, während die Kometen ſich 
von Der Stelle bewegen. Erkennt man nun das aufgefundene Objelt nicht ſofort als 
einen ſolchen Nebel, fo zeichnet man feinen Ort in eine bereitgehaltene Himmelskarte ein, 
beſtimmt dadurch ungefàbr feine Lage zwiſchen den befannten Sternen und fieht dann in 
der Nebelfleckkatalogen nad, ob das Objeft dort aufgeführt ift, mas meiftens der Fall fein 

wird. Findet man aber eine mirflid neue Erſcheinung, fo muß man einige Beit, oft biz 


Kometenverzeichniſſe. Das Entbeden von Kometen. 203 


gu einer Stunde, warten, um eine Bewegung feftzuftellen. Iſt feine vorhanden, fo hat 
man eimen neuen Nebel gefunden, was gewöhnlich bon keiner befonderen Bedeutung ift. 
Im anderen Falle aber hat man wirklich einen Rometen entdedt. Diefer wird darauf 
in einem Fernrohr aufgeſucht, das mit Mefmerfzeugen zur genaueren Ortsbeftimmung 
am Simmel ausgeftattet ift, und ſchließlich wird Diefer Ort in einer unter den Aſtro— 
nomen aller Weltteile vereinbarten abgekürzten Chiffreſchrift nad der Bentraljtelle fiir 


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Fünfſchweifiger Komet von 1744. Wgl Tert, S. 202. 


aſtronomiſche Telegramme in Riel depefchiert, welche die Entdbedung fofort allen Veteiligten 
rings um Den Erdball mitteilt. Dieſe Organifation Des internationalen, aſtronomiſchen 
Mitteilungsweſens iſt in ber Tat mujtergiiltig; wenn auf irgendeiner moblorganifierten 
Sternwarte der Welt heute eine wichtige Entdbedung gemadt mird, fo fennen am Tage 
darauf alle übrigen Sternmarten, die den verhältnismäßig geringen Veitrag zu ben Unfoften 
jährlich zahlen, alles Nötige iiber die Entbedung. 

Iſt ber nenentbedte Komet von der gewöhnlichen Art, derer, die in einer fogenannten 
paraboliſchen Bahn das Sonnenfbitem nur einmal befuden, fo wird er mit derjenigen 
Jahreszahl bezeichnet, die der Beit feiner groften Annäherung zur Sonne entfpridt, 
eventuell werden bei mehreren Erſcheinungen desfelben Sabres der Reihe nad römiſche 
Zablen Binzugefiigt; man ſpricht alfo von einem Kometen 1881 III oder 1890 VII. Stellt 


204 I. 10. Die Kometen. 


e3 fi) aber durd) die Rednung heraus, bag der neue Romet zu der Meinen Gruppe der 
jenigen gehört, die in beftimmten, verhältnismäßig kleinen Beitintervallen die Gonne 
wiederholt beſuchen, fo erbalt der periodifche Romet ben Namen des Entbeder3, ber bann 
bei allen feinen fpateren Wiederkünften mit ibm verknüpft bleibt. 
Die etwa 800 befannten Rometen find begreiflicherweiſe nur ein kleiner Bruchteil 
des offenbar ungeheuern Reichtums der Himmelsräume an diefen feltfamen Wefen. Diefe 
* können aber ihrer Lichtſchwäche wegen, die regelmäßig 
— bei zunehmender Entfernung von der Sonne eintritt, 
in der Regel nicht bis über einen Umkreis von etwa der 
doppelten Diſtanz der Sonne von uns auf ihrem Weg 
in die dunkeln Tiefen des Weltraumes verfolgt werden, 
und die Periode ihrer Sichtbarkeit überſchreitet ſelten 
einen Zeitraum von wenigen Monaten. Ganz abnorm 
zeigte ſich in dieſer Hinſicht der Komet 1889 I, ber am 
2. September 1888 bon Barnard auf der Lick⸗Stern⸗ 
marte entdedt wurde und mit den Unterbredungen, die 
durch den ſcheinbaren jährlichen Lauf der Gonne be— 
dingt wurden, 971 Tage lang, bis zum 1. Mai 1891, wo 
ihn Spitaler in Wien zuletzt ſah, verfolgt werden konnte. 
Der Komet, der niemals beſonders hell, wenn auch um 
die Zeit ſeiner Sonnennähe noch gerade mit bloßem 
Auge erkennbar mar, befand fi bei ſeiner letzten Be— 
obachtung in der früher von keinem anderen ſichtbaren 
Kometen erreichten Entfernung bon 8,2 Sonnenweiten, 
alſo zwiſchen den Bahnumfängen bon Jupiter und Sa- 
turn, letzterem viel näher als erſterem. Es iſt kein Grund 
dafür vorhanden, daß es beſonders viele Kometen gibt, 
deren größte Annäherung zur Sonne innerhalb der Ent⸗ 
fernungen liegt, die wir von der Erde aus mit unſeren 
Fernrohren noch beherrſchen können; es muß im Gegen⸗ 
teil wegen der größeren Räume, die hinter dieſem Um— 
kreiſe noch innerhalb der Wirkungsſphäre der Sonne 
liegen, die weitaus größte Anzahl von Kometen, die ſich 
in unſerem Sonnenſyſtem befinden, uns gänzlich unſichtbar bleiben. Kleiber, ein früh 
verſtorbener Petersburger Gelehrter, hat durch eine Wahrſcheinlichkeitsrechnung, die ſich 
auf die Statiſtik der erſchienenen Kometen gründet, gefunden, daß innerhalb des Umfanges 
der Neptunbahn gleichzeitig nicht weniger als 5900 dieſer Geſtirne vorhanden ſind, und 
jedes Jahr 240 ſowohl hinzutreten als ſich darüber hinaus entfernen. Dies macht für die 
zweitauſend Jahre unſerer Zeitrechnung eine Viertelmillion Kometen, die unfer Sonnen⸗ 
ſyſtem durchlaufen haben müſſen! Kepler hatte alſo völlig recht mit dem Ausſpruche, daß 
die Kometen am Himmel ſo zahlreich ſeien wie die Fiſche im Meere. 
Kleiber fand auch noch, daß unter dieſen zahlreichen Kometen alle 72 Jahre einer 
eine Bahn beſchreiben müſſe, die ſeinen Sturz in die Sonne unvermeidlich mache. Wir 
werden ſpäter ſehen, daß dieſer extreme Fall zwar noch nicht beobachtet worden iſt, 





Repſoldſcher Kometenſucher der Straß⸗ 
burger Sternwarte. Vgl Text, S. 202. 


Anzahl der Rometen. Unſichtbare Kometen. 205 


daß aber ziemlich viele Kometen auftraten, die in ſehr großer Nähe zur Sonne gänzlich 
unverſehrt an dem glühenden Tagesgeſtirn vorüberſauſten. Gerade unter den Erſcheinungen 
mit derartigen Bahnen befinden ſich, wie Holetſcheck nachwies, ziemlich viele, die uns trotz 
dieſer großen Annäherung, ſelbſt wenn ſie dann ganz enorme Schweife entwickeln ſollten, 
niemals ſichtbar werden können, weil ſie beſtändig am Tageshimmel ſtehen. Bei ſo 
geringer Periheldiſtanz, wie man den kürzeſten Abſtand eines Geſtirns von 
der Sonne bezeichnet, müſſen nämlich die paraboliſchen Bahnen ſolcher Körper not: 
wendig eine ſcharfe Kurve um die Sonne machen; die betreffenden Körper aber müſſen 
dann oft ſchon wenige Stunden nach ihrer Annäherung in nahezu derſelben Richtung, 
aus der ſie kamen, wieder in den Raum zurückgeſchleudert werden. Kam nun ein Komet 
aus einer Gegend des Tageshimmels zur Sonne her, fo geht er fofort nach ſeinem Perihel⸗ 
durchgang auch mieder in jene Gegend zurück, und felbît fein Schweif, möge er auch noch 




















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Bahneines unfifgtbaren Rometen. Die kleinen Rreife geben den Ort der Sonne filr die Beigefegten Beiten. Neben ben 
mit ben Scheiben durch gerabe Linien verbunbenen Orten des problematiſchen Rometen find feine theoretiſchen Gelligleiten angegeben. 


* 
ſo lang ſein, bleibt, wenn er der Sonne abgewendet iſt, unſichtbar. Die obenſtehende Zeich— 
nung mag dies veranſchaulichen. Es gibt aber im Jahre nur wenige Minuten, in denen für 
einen ſchmalen Landſtrich auch der Tageshimmel ſich verdunkelt und dann den Aſtronomen 
Gelegenheit bietet, die Umgebung der Sonne nad verdächtigen Objekten dieſer Art zu durch— 
ſuchen, die ſich ſonderbarerweiſe in allzu grellem Lichte zu verbergen wiſſen. Dieſe wenigen 
Minuten ſind die Augenblicke der Totalität einer Sonnenfinſternis. Aber während dieſer 
koſtbaren Minuten haben die Aſtronomen, die oft weite Reiſen zur Beobachtung der Sonnen⸗ 
finſternis unternommen hatten, meiſt Wichtigeres zu tun, als nach etwa bei der Sonne 
vorhandenen Kometen zu ſuchen. 

Da iſt nun wiederum die Photographie hilfreich geweſen, durch die man bereits bei 
zwei Sonnenfinſterniſſen auf den Platten einen Lichteindruck gefunden hat, der nach Lage 
und Form kaum von etwas anderem als von einem Kometen herrühren konnte. Der erſte 
dieſer Fälle ereignete ſich bei der Finſternis vom 16. Mai 1882 in Agypten; das Objekt 
wurde der Komet Chedive getauft. Seiner Erſcheinung liegt die vorſtehend gezeichnete 
ſcheinbare Bahn eines unſichtbaren Kometen zugrunde, indem für deren weiteren Verlauf 
gewiſſe, hier nicht weiter zu erörternde Vorausſetzungen gemacht wurden. Der zweite 
kometenartige Eindruck wurde von Holden auf Platten entdeckt, die während der in Süd— 
amerika am 16. April 1893 beobachteten totalen Verfinſterung die nächſte Umgebung 
































206 I. 10. Die Kometen. 


der Sonne fefthielten. Cine Sfizze diefer Erſcheinung, nad) den Platten bergeftellt, ijt 
unten beigefügt. 

Wenden wir das mächtige Hilfsmittel des Fernrohres auf die Erforſchung der Rometen 
an, fo tritt un3 eine Fülle von Cinzelbeiten entgegen, die uns erft überraſchen, deren Ord— 
nung unter einheitliche Geſichtspunkte aber balb das gebeimnisbolle Dunfel über diefen 
wunderlichen Himmelskörpern lichten wird. Zunächſt erfennen mir, daß eine Bergliederung 
der Kometen in einen Kopf und den Schweif, die wir bisher anwandten, einer Verbeſſerung 
bedarf, da die teleſkopiſchen Kometen häufig überhaupt keinen Schweif beſitzen. Bei weitem 
die Mehrzahl aller Kometen, die im Fernrohr zuerſt geſehen werden, zeigen fich) als 1 u n db = 
liche Nebelmaffen mit einer nad ifrer Mitte zunebmenden 
LibtverdbiMtung, die oft als {darf begrenzter Stern 
auftritt, oft aber aud) ganz verwaſchen bleibt. Diefes YAus- 
ſehen baben anfang3 auch die Geftime, die {pater bei ihrer 
meiteren Annäherung gur Sonne einen nod fo grogen 
Schweif entwickeln mögen. Die Nebelhülle aber feblt 
niemals und iſt deshalb als das Bleibende, als der eigente 
liche Komet zu betrachten. Die Lichtverdichtung in der 
Nebelhülle nennt man den Kern des Kometen. Er ſcheint 
gleichfalls bei allen dieſen Weltkörpern vorhanden zu ſein 
und verbirgt ſich nur bei einigen in der dichten Hülle, die 
man auch Coma gu nennen pflegt. Die auf Seite 207 
ftehende Wiedergabe der vortrefflichen Aufnahme des Ko— 
meten Holme3 oder 1892 III gibt den Cindrud miebder, 
den die teleſkopiſchen Kometen anfangs meift machen. Die 
Aufnahme wurde von Barnard auf der Lick⸗Sternwarte 
ina I 8. November 1892 durch eine dreiſtündige Expoſition 
ben auf einer bei Gelegenheit ber Son: erhalten; der Komet iſt Die am unteren Rande der Ab- 
ten ppotoprapbifge Stumatme crede bildung ſichtbare Nebelmaffe. Rechts oben ift der Andro— 

medanebel mit abgebilbet, in deffen Nähe der Romet zwei 
Tage vorher entdedt morden mar. Diefer Nebel ift gerade nod mit bloßem Auge zu ere 
fennen, ebenfo ber Komet um diefe Zeit, 1003 zu merkwürdigen Schlüſſen geführt bat, auf 
Die wir {pater zurückkommen. Die feinen Pünktchen, mit denen Das Bild überdeckt iſt, 
rühren von den an dieſer Stelle des Himmels fer zahlreichen Firfternen er. Bei genaue= 
rem Hinſchauen wird man erfennen, daß namentlich die feineren derfelben feine Punkte 
oder Scheibchen find, fondern bon oben nad) unten etwas in die Lange gezogen erſcheinen. 
Dies ift eine Folge ber Ortsbewegung des Rometen, benn da er mabrend des Crponie: 
tenz immer auf bemfelben Tlede der Platte, durch Nachſchieben des Fernrohrs mittels 
feiner Schrauben, erhalten wird, fo miiffen fi) alle feften Sterne auf ber Platte von der 
Etelle bemegen. Auf der bei Seite 208 miedbergegebenen Rometenphotographie tritt died . 
noch viel deutlicher hervor, indem dort die Sterne zu langen Strichen ausgezogen wurden. 
Der Komet Holmes batte damals inde3 eine faum merkliche ſcheinbare Bewegung, mes 
halb man glaubte, er bewege ſich ſchnurſtracks auf uns zu (ſ. auch E. 196). 

Bei ber Annäherung eines ſolchen zunächſt teleffopifchen Rometen an die Sonne be: 
merkt man in der Regel eine immer wachſende Unrube in feinem Innern. Die erit ganz 





Nusfeben teleſtopiſcher Rometen. Kometenphotographien. 207 


verwaſchen ſich im Dunkel des Himmelsgrundes verlierende Hülle nimmt ſchärfere Kon— 
turen an, ſie wird heller, verdichtet ſich in der Mitte zu einem deutlicher erkennbaren Kern 
und wird, was ſehr bemerkenswert iſt, nicht ſelten kleiner als zuvor, immer abgeſehen von 
der durch die wechſelnde Entfernung bedingten, nur ſcheinbaren Ausdehnungsänderung. 





Der Komet Holmes (nabe bem großen Anbromebanebel), photographiert von E. E. Barnard auf der Lid-Sternmwarte am 
8. November 1892. NVgl. Tert, S. 206. 


Oft auch zieht fi) die Nebelhülle gegen die Sonne Bin in die Lange, fo daß ihre früher runde 
Geſtalt jegt elliptiſch wird. Bei ben meiften teleſkopiſch bleibenden Rometen wird nichts 
Sonderliches weiter bemerkt; wenn ſie ſich wieder von der Sonne entfernen, wiederholen 
ſich dann die Erſcheinungen in umgekehrter Reihenfolge. In manchen, nicht ſehr häufigen 
Fällen entwickelt ſich wohl auch ein gewöhnlich recht ſchmaler Schweif aus der Coma, wie 
ibn z. B. Komet Gale bon 1894 zeigte, bon dem mir auf Seite 208 die Reproduktion einer 
wiederum von Barnard herrührenden Photographie abbilben. 


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208 I. 10. Die Kometen. 


Bei den Rometen, die in ihrer Sonnennähe einen anſehnlichen Schweif bilden, fiebt 
man meiît leuchtende Maſſen aus dem Kern Bervorbreden, zunächſt nur auf der der Sonne 
zugewendeten Seite, fo daß die Lichtbüſchel gegen die Iegtere hingeſchleudert werden. 
Ausnahmslos aber biegt in ſolchen Fallen der ausgemorfene Strahl kometariſcher Materie 
in einer gemiffen Entfernung bom Kern wieder um und fallt nun oft fontanenartig nad 
beiben Seiten meit inter jenen in paraboliſchem Bogen zurück, indbem er inter bem Rem 
den der Sonne abgemanbdten Schweif bilbet. Die auf ſolche Weife vor bem Kometen ent- 
ſtehende —— nennt man ſeine — Unſere Abbildung des Halleyſchen Kometen 

— — È bei feiner Wieberfehr von 1835 (Ta⸗ 
felII, bei ©. 218, Fig.a), bon Schwabe 
am 15. Oktober des genannten Jahres 
gezeichnet, und die des Rometen 1881 
III, am 26. Suni bon Thury mit Hilfe 
Des Zehnzöllers in Genj entmorfen 
(Tafel II, Fig. c), mbgen dieſe Cr 
{Beinung der Lichtausbrüche mit den 
ſich barau3 entwickelnden Hauben und 
Schweifanſätzen veranſchaulichen. 

Die Ausbrüche von Lichtmaterie 
aus dem Kern behalten aber nicht 
immer die zuerſt eingenommene Rich» 
tung inne, fondern Dei einigen, 3. B. 
bei dem Halleyſchen Rometen von 
1835, bat man bdiefen Strahl deutlich 
um die Richtung nad) der Sonne Bin 
pendeln fehen, während bei anderen 
Erſcheinungen nad und nad) immer 
TN SE mebr Lichtbüſchel aus dem Kern Der 
Romet Gale, am — — — — aufgenommen. vorbrachen, und zwar in allen Richtun⸗ 

gen. Durch dieſe verſchiedenen Aus— 
brüche entſtehen dann auch verſchiedene Hauben, die ſich, wenn die Ausbrüche nacheinander 
erfolgten, übereinander lagern. So ſieht man auf unſeren beiden Kometentafeln bei 
bem Kometen 1881 III, ber am 26. Juni (Tafel II bei ©. 218, Fig. c) nur eine Haube 
befaf, am 27. (Sig. d) zwei, am 28. (Big. e) drei derfelben. Sehr {Mon zeigte dieſe über— 
einander liegendben Hauben aud der oft ermabnte Donatifhe Komet, wie die treffliche 
Zeichnung bon Bond erfennen läßt (Tafel I, Fig. a), endlich auch der Romet Coggia von 
1874 (Zafel I, Fig. b). Wenn die Gauben ſich ſehr meit vom Kern hinweg nad der Sonne 
gu bewegen und doch noch deutlich genug ſichtbar bleiben, fo können fie beim Anblick mit 
bem blofen Auge den Cindrud eines der Sonne zugewandten Schweifes machen. Die 
Hauben liegen aud nicht immer konzentriſch zueinander. Wenn bei nicht fonzentrijcher 
Lage jede für ſich einen Schweif entwickelt, ſo können dieſe verſchiedene Richtungen annehmen, 
ſo daß der Komet mehrfach geſchweift erſcheint. Sehr eigentümlich geſtalteten ſich dieſe 
Verhältniſſe bei dem großen Septemberkometen von 1882, deſſen eine Haube ſich mit 
ihrem Schweife ſo weit vorgeſchoben hatte, daß man deutlich ſehen konnte, wie der eine 















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brite entſtehen bammn am berigfedeme Gouben, die ſich wenn die 2 
erfolgten, fibercimander lager. So fiebt man auf unferen beiben ® 


Dem Stometen 1881 ILI, der am 26. Suni (Tafel II bei . 218, Fig: e) m 
bejaf, am 27. (Mia. d) givei, am 28 (ig. e) Drei derfelben. Seht ſchon ge 
eimander liegenden Hauben ant der oft erwähnte Donatifbe Rometi © 
Zeichnung von Bond — laft (Tafel I, Fig. a), enblio) aud-ber $ 
1874 (Tafel I, Fig. b). Wenn die Gauben fi ſehr weit bom Rem bintoeg ne 
gu Deregen und dod) noch deutlich genug ſichtbar bleiben, fo Firmen fie 6 
dem blofien Auge ben Gindrud eines der Sonne zugewandten Sciioeifes. nac 
danben hegen auch nicht immer lonzentriſch zueinander. Wenn bei nicht lon 
Lage jede für fi) einen Schweif entwickelt, fo Hinnen dieſe verſchiedene Ribt 
lp daß der Stomet mehrfach geſchweiſt erſcheint. Sebr eigentümlich gé 
Werholtmafke bei bem grofien Septemberlometen von defjen eine He 
ijuerm Samoefe jo iveit vorgeſchoben batte, daß man deutlid) feben Fonte, 


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HELLERE KOMETEN MIT SCHWEIFEN, 





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Zerfall und Helligkeitsſchwankungen von Rometen. 209 


Schweif in dem anderen ftedte, alſo gemiffermafien zwei ineinandergeſchachtelte Kometen 
entftanden waren. Cine fehr charakteriſtiſche Zeichnung dieſes Kometen mit feinem Nebel= 
rohr geben ir auf unferer beigeBefteten Tafel I (Fig. c) wieder; fie wurde auf der Stem= 
marte gu Itizza am 16. Oktober 1882 von Thollon und Goub angefertigt. 

Blieben Pier die beiben Teile des Kometen berbaltniamafig nabe beieinander, fo 
daß fie im grofen und ganzen nur den Cindrud eines einzigen madten, fo haben andere 
Teile diefe3 Rometen fil) doch endgültig boneinander getrennt. Cr zerfplitterte ſich förm— 
li. Sn einem anderen berühmten Falle, beim Bielaſchen Kometen, ber uns nod) vielfach 
beſchäftigen wird, mar die Zweiteilung eine fo bollfommene, bag neben dem urfpriing= 
lichen Individuum ein im ganzen Ausfeben faft identiſches, nur fleinere3 durchaus getrennt 
einberlief (ſ. die Struveſche Zeichnung auf Tafel II, Fig. g, bei Seite 218). Sie entfernten 
ſich damals bis zu 310,000 km oder 24 Erddurchmeſſern voneinander und erſchienen ſechs 
Jahre fpater, al3 fie einen Umlauf um die Sonne miteinander bollendet Batten, in diefer 
Doppelgeftalt wieder, wenngleich fie fi nun um mebr als das Neunfade des früheren 
Abſtandes, bia auf 205 Erddurchmeſſer, voneinander entfernt hatten. Diefe Bmeiteilung 
eines Kometen ſteht nicht bereinzelt da: 1860 entdeckte Liais einen ähnlichen, aus zwei Ntebele 
maſſen beftehenden Meinen Kometen, der leider nicht weiter berfolgt werden fonnte, und 
e3 {cheint, al3 ob einige Mitteilungen aus dilteren Beiten durch ſolche Rataftrophen gedeutet 
werden fonnen, welche die Ber{plitterung eined grofen Himmelskörpers zur Folge Batten. 

Daf in der Tat zumeilen grofartige UmIagerungen der Rometenmaterie ſich 
ereignen, beie3 der merkwürdige Romet von 1882 mit einer Anzahl anderer, deren Kerne 
fi in mebrere Libtpunfte oder Lichtverdichtungen fpalteten, ohne daß ein äußerer Anlaß 
dazu gu entbeden gemefen mire; denn dieſes Berplagen findet nicht immer in den groften 
Annaberungen der Rometen an die Sonne Îtatt, in dbenen man der ungeheuern und ziem— 
lid) plötzlichen Erwärmung wohl eine ſolche Wirkung zuſchreiben fonnte. Cinen allmab= 
lichen Zerfall eines Kometen in viele für ſich beſtehende Teile hat man unter anderem auch 
bald nach der Erfindung des Fernrohrs an der Erſcheinung bon 1618 wahrgenommen. 

Solche inneren Vorgänge gewaltigſter Art deuten auch die unvermittelt auftretenden 
Helligkeitsſchwankungen an, die man bei verſchiedenen dieſer Geſtirne be— 
obachtet hat. Zuerſt geſchah dies in auffälliger Weiſe im Jahr 1883 und 1884 an bem perio» 
diſchen Kometen von Pons-Broofs, wie ed unter anderem bon Müller in Potsdam nachge⸗ 
wieſen wurde. Man ſah dabei, daß der Kern ſich abwechſelnd ausdehnte und zuſammenzog, 
alſo kräftig pulfierte. Viel deutlicher traten derartige Lichtſchwankungen an dem Kometen 
Sawerthal (ſ. beigeheftete Kometentafel I, Fig. e) oder 1888 I hervor. Das Geſtirn, das 
am 18. Februar des genannten Jahres am Kap der Guten Hoffnung mit dem bloßen Auge 
entdeckt worden war, zeigte einen furzen doppelten Schweif von etwa 2 Grad Länge, mie 
ibn unſere Zeichnung nad Spitaler wiedergibt. Nachdem der Komet ſeinem Lauf ent- 
ſprechend immer ſchwächer geworden war, aber inzwiſchen ſeinen Kern auffällig in die 
Länge gezogen und dann in drei Stücke geſpalten hatte, leuchtete er plötzlich in hellgelbem 
Licht auf, ſo daß Franz in Königsberg ihn für einen Fixſtern hielt, der etwa neu aufge— 
leuchtet wäre, da die Verzeichniſſe hier keinen Stern von ſolcher Helligkeit enthielten. In 
kräftigeren Fernrohren zeigten fi) nun aber zwei mächtige, bom Kern ausgehende Licht— 
büſchel. Die allgemeine Helligkeit war um 31 Größenklaſſen geſtiegen, mas einer 25fachen 
Intenſität entſpricht. Hier iſt alſo der mächtige Vorgang des plötzlichen Me Don 


Meger, Das Weltgebäude. 2. Aufl. 


210 L 10. Die Kometen. 


Libtmaterie aus bem Kern, ben man ſonſt nur in grofer Nähe zur Sonne wahrnimmt, 
noch einmal erfolgt in einem Teile der Rometenbabn, der ſchon beträchtlich weit von dem 
Bentralgeftirn entfernt fag. Analog waren die beobacdbteten Vorginge an bem Rometen 
Holme3 von 1892, deffen Bahnbeftimmung ergab, daf er drei Monate lang, bevor er ent- 
bedt wurde, fil) in Gegenden des Himmelsgewölbes aufgehalten haben mufte, in denen 
er ber Aufmerffamfeit ber Aftronomen nicht Batte entgeben fonnen, wenn er ſchon damals 
ungefàbr die gleiche Gelligfeit wie am Tage der Entbedung befeffen hatte; der Regel nad) 
wäre er, da er fic) feit Mitte Nuni von der Gonne entfernte (er murde am 6. Nobember 
zuerſt gefeben), feit Monaten im Abnehmen begriffen geweſen. Namentlich in den letzten 
Wochen vor feiner Entdbedung bemegte fil) der Romet ganz in der Nähe des grofen Andro⸗ 
medanebels, ben ſicher um diefe Beit Hunderte von Hreunden der Sternfunde anſchauten, 
mobei fie unzmeifelbaft ein verdächtiges Objeft dbabei Batten fehen miiffen. Mit einem 
Male trat er für das blofe Auge fibtbar auf. Aud fernerbin wurde das Geſtirn nod) weſent⸗ 
lid) beller. Da die erfte Bahnberechnung nun ergab, daß der Körper fi nabezu in einer 
geraden Linie bewege, die auf un3 zu gerichtet war, bem Rechner aber die Wahl zur Ent: 
ſcheidung lief, ob feine Bewegung in diefer Linie felbft auf una zu oder bon un3 hinweg 
gerichtet war, fo entſchied man ſich für den erfteren Fall, weil der Romet beftindig Deller 
wurde. Der Fall eines ſchnurſtracks auf uns zueilenden Rometen hat namentlich in Amerifa 
niet wenig Beſtürzung Pervorgerufen. Da aber der meitere Verlauf der ftreng mathe— 
matiſchen Behandlung feinen Zweifel darilber fief, daß der Romet längſt feine Sonnen⸗ 
nähe paffiert habe und ſich von uns entferne, fo war auch in diefem Fall eine abnorme 
Lichtſchwankung feftgeftellt. Cine neue Lichtſchwankung zeigte der Romet Mitte Sanuar 
1893. Palifa in Wien bermifte um bdiefe Beit das Geftirn in feiner gemobnten Gejtalt, 
ſah dagegen, ebenfo wie e3 früher mit bem Rometen Samerthal geſchah, an feiner Stelle 
einen Bellen gelben Stern, der mit einer leichten Nebelbiille umgeben mar. So verſchwand 
er allmählich in den Tiefen des Uniberfums. 

Bu diefen plötzlichen Lichtſchwankungen treten nun noch periodiſch anbaltende, 
die gum minbdeften bermutet werden. Die periodiſchen Rometen bon Ende (Tafel II, Fig. b, 
bei ©. 218) und Vrorfen haben bei ibren verſchiedenen VWieberfinften zur Sonne ungleiche 
Lichtſtärken gezeigt, die ſich durch ihre jeweilig veränderten Stellungen zur Erde und Sonne 
allein nicht erklären ließen und Berberich nad gewiſſen Zuſammenſtellungen zu der Ver⸗ 
mutung führten, dieſe Kometen, oder vielleicht alle ohne Ausnahme, beſäßen eine größere 
Lichtintenſität zu den Zeiten, in denen die Sonne am meiſten Flecke hat. Die Zahl der tele— 
ſkopiſch entbedien Kometen ſcheint nämlich in diefen Jahren der erhöhten Sonnentatigleit 
größer zu ſein als in den Ruheperioden des Zentralgeſtirnes. Da nicht anzunehmen iſt, daß 
die aus den entfernteſten Weiten des Univerſums zu uns gelangenden Kometen wirklich in den 
Sonnenfleckenjahren in reicherer Fülle als ſonſt zu uns herabgeregnet kommen, ſo läßt ſich 
jene periodiſche Schwankung der Zahl der Entdeckungen ungezwungen ſo erklären, daß alle 
Erſcheinungen zu dieſen kritiſchen Zeiten heller als ſonſt und deshalb leichter aufzufinden ſind. 

Daß die Art der kometariſchen Lichtſtrahlung großen Veränderungen unterworfen iſt, 
Die im allgemeinen mit ihrer Stellung zur Sonne zuſammenhängen, hat auch das Spek⸗ 
troffop klar gezeigt. Die prismatiſche Zerlegung des Kometenlichtes wies zunächſt nad, 
daß dieſe Himmelskörper, abweichend von allen bisher betrachteten, hauptſächlich in eigenem 
Lichte leuchten, da ihr Spektrum aus hellen Linien oder Banden beſteht. Cin ſchmales 


Spektrum ber Rometen. 211 


kontinuierliches Speftrum dagegen, das fil) namentlich bei den helleren Erſcheinungen mit 
deutlichem Kern über die charakteriſtiſchen Kometenbanden lagert (ſ. die Spektraltafel bei 
S. 52), rührt wenigſtens zum Teil von Sonnenlicht her, das von Partikeln des Kernes 
reflektiert wird. Es iſt Huggins am 24. Juni 1881 gelungen, das Spektrum der Kometen 
1881 II und 1882 I zu photographieren, das deutlich Fraunhoferſche Linien zeigte. Das 
Speltroffop lift allerding3 noch daritber in Zweifel, ob nicht ein Teil des kontinuierlichen 
Speftrum3 von eigenem Lichte bed Kometen erzeugt wird, Das etwa von gliibenden feften 
Maffen ausgebt. (Giehe megen der allgemeinen Bier in Betracht fommenden Prinzipien 
Das KRapitel iiber die Speftralanalbfe, S. 52 ff.) Jenes Bandenfpeftrum der Rometen aber 
Tann nur von glühenden oder auf andere Weiſe ſelbſtleuchtenden Gafen herrühren. Die 
genaue Sbentifizierung diefer Banden mit irdiſchen Libtquellen ſtieß jedoch auf Schwierig⸗ 
feiten, eil fie febr berwafchen auftraten und deshalb der Meſſung feine feften Anbalts= 
punkte boten. Die Verwaſchenheit rührt daher, daß man megen der Lichtſchwäche der Ob= 
jefte ben Spalt des Spektroſkopes ſehr meit öffnen muß, um möglichſt viel Licht einzulaſſen. 
Da aber die Linien immer minbdejten3 fo breit erſcheinen mie der Spalt, denn fie find ja 
ein Bild desfelben, fo greifen fie, wenn fie fehr nabe beieinander fteben, iibereinander und 
verwiſchen fi) gegenfeitig. 

Das ganze Ausfehen des Kometenſpektrums erinnerte aber fofort an da3 der Kohlen-— 
mafferftoffberbindbungen, gu denen 3. B. das Leuchtgas gehört. Ihre Speltren haben 
nämlich die Eigentümlichkeit, aus einer grofen Anzahl gruppenbilbender, dicht aneinander 
jtebender Linien zu beſtehen, die beim roten Ende ſtets mit ibrer Belliten Linie beginnen 
und innerhalb derfelben Gruppe nad dem Violett Bin immer ſchwächere Linien zeigen. 
(Siebe die Speftraltafel bei S. 52.) Wenn man nun aud beim Speftrum des Kohlen— 
waſſerſtoffes den Spalt meit dffnet, fo gewährt dieſes Speftrum in der Tat eine grofe 
Ahnlichkeit mit bem ber Rometen. Allerdings befit e3 noch zwei Banden diefer Art, die 
im Kometenſpektrum feblen, aber diefe find ſchwächer al die anderen drei, jo Dag man 
wohl annefmen fann, fie feien im Rometenfpeftrum vorhanden, aber in unferen Inſtru⸗ 
menten nicht mer wahrnehmbar. Wirklich ſcheint auch Vogel beim Rometen Wells von einer 
biefer Banden Spuren geſehen zu haben. Bei diefer blofen Feſtſtellung einer Ahnlichkeit 
beiber Speltren durfte es natürlich fein Bewenden nicht haben. Scheiner Bat für acht 
Kometen die gemeſſenen Wellenlängen der Lichtmaxima jener Banden zuſammengeſtellt 
und dafür im Mittel 563,0, 516,6 und 471,9 Mikron gefunden. Die hellen Anfangslinien 
des Kohlenwaſſerſtoffſpektrums (e3 wurde Azethlen gewählt), die ben Kometenbanden ent= 
ſprechen, haben nun die Wellenlängen 563,5, 516,5 und 473,8, ſtimmen alſo, bis auf die 
letzte Gruppe im Blau, bortrefflid mit jenen iiberein. Die Meffungen der blauen Gruppe 
aber find fiir die Rometenfpeftren nod mit einer Unſicherheit bebaftet, welche die Abwei— 
chung mobl erflaren fann. Cingebende Unterſuchungen von Vogel, die fi auf befondere 
Eigentümlichkeiten der Speltren beziehen, haben diefen Forſcher indes zu der Uberzeugung 
geführt, bag die Kometen aufer bem Kohlenwaſſerſtoff auch Kohlenoxyd entbalten. 

Das Dreibandenjpeftrum gzeigten feit 1864, mo zuerſt das Speftroffop auf einen Ko— 
meten bon Donati in Florenz gerichtet wurde, ſämtliche daraufhin unterſuchbare Kometen, 
mit der einzigen Ausnahme des erwähnten merkwürdigen Kometen von Holmes, der nur 
ein kontinuierliches Farbenband ohne Unterbrechungen oder Verdichtungen hatte. Ein im 


Jahre 1882 von dem Amerikaner Wells entdeckter Komet jedoch machte anfangs inſofern 
14* 


212 L 10. Die Kometen. 


eine febr intereffante Ausnahme bon der allgemeinen Regel, als er in der erfien Beit das 
normale Speftrum nur ſchwach erfennen lief, dafür vielmehr ein ziemlich Pelle3 kontinuier⸗ 
lies Speftrum zeigte und dieſes ſchließlich, als er der Gonne am nächſten ftand, ganz plòg= 
lich mit der allbefannten Dellen gelben Linie bertaufohte, die das berbampfende Kochſalz 
ergeugt, der Natriumlinie. Der Komet enthielt alfo unzweifelhaft diefen Stoff, 
ber jedoch erft bei beträchtlicher Annäherung zur Sonne in Glühen geriet. Als fi dann 
der Komet wieder bon der Sonne entfernte, verſchwand aud die Natriumlinie, und das 
gewöhnliche Speftrum griff bon neuem Plab. 

Es ift nun bemerfensmert, daß vordem keines diefer Geftirne ber Sonne fo nabe wie 
der Komet Well gefommen mar und zugleich ſpektroſkopiſch unterſucht worden mire. Seine 
kürzeſte Entfernung von der Sonne, die er am 11. Juni einnahm, betrug nur etwa 9 Millionen 
Kilometer, alfo faum den fiinften Teil derjenigen Des Merfur. Die Warmemenge, die der 
Somet in diefer Stellung vom glühenden TageSgeftirn erbalten mufte, übertraf bolle 
270mal diejenige, die ir empfangen. Daf diefe Nähe eine mächtige Wirfung auf den Ko— 
meten ausiibte, zeigte aud) feine ungemein große Helligleit, die ibn zuerft am 5. Funi am 
bellen Tage dicht bei ber Sonne im Fernrohr fibtbar made. Bereit3 Ende Mai mar der 
gelbe Teil des Speftrum3 weſentlich beller gemorden, und am 31. bemerkte zuerjt Vogel 
in Potsbam die Natriumlinie. Sehr auffallig war Bierbei das ebenfo plötzliche Verſchwin⸗ 
den des normalen Speltrum3, dba3 nad) Unterſuchungen von Haſſelberg in Petersburg nur 
durch die Einmiſchung elektriſcher Erſcheinungen in die Vorginge um den Ropf des Ko— 
meten erklärlich iſt. Crbit man nämlich ein Gemiſch bon Kohlenwaſſerſtoff und Natrium= 
dampf auf gewöhnliche Weiſe, fo erſcheinen die Speltren beider Gafe ibereinander ge- 
lagert; läßt man aber den elektriſchen Funken hindurchſchlagen, fo erbigt fi) Ddarin das 
Natrium fo ſehr viel mebr als das Kohlenwaſſerſtoffgas, daß legtere3 im Speltroffop ganz» 
lid) iiberftrabit wird und verſchwindet. 

Gleich der nächſtentdeckte Komet follte eine Beſtätigung der Anſicht bringen, daß die 
Sonnenbeftrablung Ddiefe merfiviirdige Ummanbdlung ded Kometenſpektrums hervorruft. 
Der grobe Septemberfomet von 1882 fam der Sonne nod) bedeutend näher als 
der Komet Vell3. AB er am 17. September in ſehr furzem Bogen um die Sonne ſchwenkte, 
befand er ſich nur 1,130,000 km bon ibrem Mittelpunkte, 440,000 km bon ibrer Oberfläche 
entfernt, aljo nur wenig mebr, als die Entfernung des Mondes von uns betragt. Die ftrab= 
Tende Kraft ber Gonne, ihre Libt- und Warmemirfung mufte dort 16,600mal größer fein 
al3 die un3 zufommende. Wie ungebeuer Ddiefer Cinfluf der Sonnenbeftrablung var, 
erfannte man an der ſonſt nie wieder gefehenen Lichtentwickelung des Rometen. Er ging 
für unferen Standpuntt nicht nur nahe an der Sonne vorbei mie fein Vorginger, der Komet 
Wells, fondern pajfierte fogar ihre Scheibe, ein bisher niemal8 beobachteter Vorgang. Am 
17. September berfolgten die Uftronomen der Kapſternwarte und bon Cordoba in Argen: 
tinien ben Kometen, mie er immer näher an die Sonnenſcheibe trat und doch dabei fo Dell 
Dlieb, Daf er im Fernrohr auf da3 deutlichite in Negionen zu feben mar, in denen niemal8 
gubor irgend ein Geſtirn auch nur annabernd genfigende Leuchtkraft befefjen batte, um mit 
ber Sonne fonfurrieren zu fonnen. Als nun der Komet über den Rand der Gonne trat, 
geſchah etwas wie ein Wunder: das nod) eine Sefunde borher fo bell leuchtende Geftim 
verſchwand vollftindig und mar während ſeines Voriiberganges vor der Gonne, deffen 
eg man auf das genauefte fannte, auch nicht al geringfte belle oder dbunfle Spur zu 


Der grofe Septemberkomet bon 1882. 213 


erfennen. Der Komet befaf alfo genau die gleiche Helligfeit ivie die Sonne. Dagegen trat 
ber Komet am anderen Rande wieder unverfebrt herbor. Die Erſcheinung mar fo über— 
raſchend, daß Gould in Cordoba meinte, ber Komet fei Binter ber Sonne boriibergegangen, 
was aber erjt einige Stunden fpater geſchah, al3 ber Komet fein Perihel durchraſt hatte. 
Die untenjftehende Zeichnung gibt den ſcheinbaren Lauf in den Nachmittagsſtunden des 
17. September wieder. Die Heiten gelten fiir den Meridian von Berlin. Die Bezeich— 
nungen v= — 120° und +120° beziehen fi auf Die fogenannten wahren YAnomalien 
Des Kometen, deren Bedeutung ſpäter erklärt werden wird. Es folgt aus ihnen, daß diefe3 
wunderbare Geſtirn in der Zeit von h 44 m bis 11 h 5 m, bon dem Mittelpunkte der Sonne 
au3 gefeBen, einen Bogen bon zweimal 120 Grad durchlief. Als fi) nun der Komet noch 
meiter von der Sonne entfemte, wurde er für einige Tage unſichtbar, meil fein Licht fo 





Pe 
v*-120 
Scheinbarer Lauf des grofien Septembertometen von 1882 in ber Nibe feine8 Peribel?. Nad Areug. 


bedeutend abnahm, daß er am Tageshimmel nicht mehr wahrzunehmen mar; als ibn fein 
Lauf dbagegen dem Morgenhimmel entgegenführte, fab man in mit einem faſt ganz gerad= 
linigen ungeheuern Schweif gegiert. 

Am 18. September beobacdbtete zuerit Thollon in Nizza das Speltrum des damals 
nur drei Grad weſtlich von ber Sonne befindlichen Rometen. Es zeigte nicht nur ſehr intenfiv 
bie doppelte D-Linie, fondern nod eine größere Anzabl anderer Beller Linien, von denen 
einige al3 die des Eiſens zu identifizieren waren; durch das Ganze aber zog ſich ein leuch— 
tendes kontinuierliches Spektrum. Da die Beobachtung am Tage und fo nabe bei der Sonne 
ausgeführt wurde, mar das gewöhnliche Sonnenjpeftrum mit feinen Fraunhoferſchen Linien 
zugleich mit ſichtbar. In bemjfelben erſcheint aud die D-Linie, aber dbunfel. Es fiel nun 
Thollon fofort auf, daß die beiben dunfeln Linien nicht mit den beiden Bellen zuſammen⸗ 
fielen. Die Größe der Verſchiebung fonnte in diefem Fall ohne Anwendung befonderer 
Hilfsmittel [eicht beftimmt werden, indem man fie mit bem Abſtande der beiden D-Linien 
verglich. Nun erinnern vir una aus unferen Betrachtungen über die Speftralanalbfe (S. 58), 
daß eine ſolche Verfchiebung eine Bewegung der Lichtquelle berràt. Cine Ver{hiebung 
um den Betrag der Entfernung beidber D-Linien entſpricht einer Bewegung von 305 km 
in der Sekunde; die Vergleihung ergab, daß der Komet fi) dbamals zwiſchen 61 und 76 km 


214 IL 10. Die fometen. 


in ber Sefunde von uns entfernt babe. Diefen Vetrag beftimmte feiner Beit Thollon, ohne 
von der wahren Bahn des Geſtirnes irgendwelche Kenntnis zu haben. Die Rednung ere 
gab ſpäter, daß die Bewegung in der Tat faft genau 76 km pro Sefunbde betrug. Sobald 
Der Komet fi) wieder meiter bon der Sonne entfernte, blafte die Natriumlinie mehr 
und mehr ab, während das gewöhnliche Speftrum an Deutlichfeit zunabm. Nach dem 
7. Oftober var jede Spur der Hellen Linien verſchwunden. 

Nach diefem grofen Rometen ift zwar 1887 noch ein ähnlicher erſchienen, ber der Sonne 
vielleicht fogar noch etwas näher gefommen ift; er mar aber leider nur auf der ſüdlichen 
Erdhalbkugel ganz furze Beit hindurch fibtbar, fo daf fein Speftrum nicht unterfudt wor⸗ 
den ift. Es ift deshalb feither die Natriumlinie bei feinem Kometen wieder gefeben worden, 
außer in einem zweifelhaften Falle bei dem periodifchen Gejtirne bon Pons-Broots (1884 I), 
bei bem Vogel zuweilen die D-Linie aufbliben zu fehen glaubte, ala ber Romet bei dem 
ſchon früher ermabnten Pulfieren feiner Licbtintenfitàt befonder3 Dell aufleuchtete. 

Beim Durdgang durch das Peribel erlitt aber der grofe Septemberfomet bon 1882, 
mit bem mir uns vorbin beſchäftigt haben, offenbar ganz erbebliche innere Storungen, fo 
daß man ibn bald darauf in eine grofere Anzabl von Stücken, Nebelfeben, zerfallen 
{ah, die fig allmablià immer meiter bon der Hauptmaffe entfernten. Zuerſt zerrif der 
Kern am 2. Oktober in zwei, {pater nod in mehrere Stücke (am 18. Oftober ſah Tempel 
in Florenz bier Terne); dann flogen, nachdem ſich der Komet in das früher ermabnte (S.209; 
Tafel I, Fig.c, bei ©.208) eigentümliche Nebelrohr geftedt hatte, verſchiedentlich Rebelmaſſen 
von ifm ab und begleiteten den Gauptfometen in immer größer werdender Entfernung. Um 
9., 10. und 11. Oktober ſah Schmidt in Athen neben bem Kometen ſolche Wolfengebilbe, am 
14. Ottober bemerfte Barnard, am 21. Oktober Brooks nod weitere ähnliche Bildungen. 
Bredichin, Zelbr, Gepperger haben Bahnen diefer ſekundären Körper berechnet und dabei 
zwar gefunbden, bag fie einen ganz ähnlichen Weg mie der grofe Komet gingen, aber fie 
haben zugleich feftitellen finnen, dbaf diefe Bahnen unter fi) feinen Punkt gemeinfam 
haben. Man muß alfo annebmen, daß mabrend der Sonnennabe des grofen Kometen 
unberechenbare Vorginge diefe Nebelmaffen aus der normalen Bahn ihres Muttertirper3 
geſchleudert Batten. 

Daf bei fo ungemein grofer Annäherung an den glühenden Sonnenball wohl außer⸗ 
gewöhnliche Wirfungen eintreten können, lift fi begreifen, menn man bedentt, daß der 
Sonnenkörper biz in dieſe Entfernungen hinaus feine mächtigen Cruptionen glitbender 
Gaſe, die Protuberanzen, ſchickt. Das Zeugnis des Speltroffope3 ftellt e3 aufier Zweifel, 
Daf die Kometen aus materiellen VBeftandteilen aufgebaut und nicht nur etiva optiſche oder 
elektriſche Phänomene find, woran man eine Zeitlang ernſtlich gedacht hatte. Man Tann, 
vie wir faben, fogar die Art des kometariſchen Stoffes angeben. Dasfelbe gilt von jenen 
Ausbrüchen ber Sonne, durch die der Septembertomet von 1882 und noch zwei andere 
jonnennahe Kometen mit ungebeuerer Geſchwindigkeit hindurMeilten. Von diefen Ges 
itirnen batte das zwei Fabre vorber auf der Südhalbkugel erſchienene (1880 I) fi) der Sonne 
noch viel mebr genähert al8 das bon 1882. Es befanbd fil) am 27. Februar bei feinem Perihel⸗ 
durchgange nur noch 185,000 km von der Oberfläche des Sonnenballe3 entfernt, alfo nur 
um Die Hälfte unferer Mondentfernung, und raſte in der erften Minute nad bem Peribele 
durchgang mit der unfafbaren Geſchwindigkeit von durchſchnittlich 540 km in der Sekunde 
um basfelbe herum, alfo taufendmal ſchneller, als unfere ſchnellſten Geſchoſſe fliegen. Für 


Ter grofe Septemberfomet bon 1882. Die verſchiedenen Formen der Sometenbahnen. 215 


das andere verwandte Geftim bon 1843 fand Plantamour fogar eine erſte Bahn, die es 
unter der Oberfläche ber Gonne vorübergeführt hatte. Stellte fi) diefe Rechnung auch 
infolge ungenauer Pofitionsangaben des beobacbteten Rometen al3 nicht zutreffend heraus, 
fo ermies fi) doch die Annäherung an die Sonne in diefem Falle noch immer etwas be: 
trächtlicher al3 die der vorbin genannten. Diefe drei Rometen, zuſammen mit dem erwähn⸗ 
ten von 1887 I und einem anderen von 1680, die aud) ſonſt eine febr grofe, ſogleich naber 
zu behandelnde Verwandtſchaft miteinander zeigen, fteben mit ihrer grogen Annäherung 
zur Sonne in der Geſchichte der Kometenerſcheinungen bereinzelt da, und höchſtens finnte 
man den Ariſtoteliſchen Kometen von 372 Db. Chr., über den einige Angaben borliegen, 
Die einer immerbin ſehr unſicheren Rechnung zugrunde gelegt werden fonnten, mit zu 
diefer merkwürdigen Gruppe zählen. 

Je größer aber die Geſchwindigkeit iſt, mit der ein materieller Körper einen anderen 
durchdringt, um ſo mächtiger iſt auch der Widerſtand, den dieſer der Bewegung entgegenſetzt. 
Nun iſt es eines der größten Rätſel, welche die wunderbaren Himmelskörper den Forſchern 
aufgeben, daß ihre Bewegung während ihres Durchganges durch dieſe ſonnennahen Regionen, 
die zweifellos mit Gaſen und ſelbſt feſten Materieteilen erfüllt ſind, doch keinerlei bemerk— 
bare Verzögerung erfahren. Wir müſſen, um die bei Erörterung dieſer Frage in Betracht 
kommenden Verhältniſſe verſtehen zu können, einiges über die Eigenſchaften der Bahnen 
dieſerHimmelskörper aus dem zweiten Hauptabſchnitte dieſes Werkes vorwegnehmen. 

Alle Himmelskörper, deren Bahnen überhaupt mit Sicherheit zu ermitteln waren, be: 
wegen ſich in Ellipſen, Hyperbeln oder Parabeln um ein Maſſenzentrum, im Falle der 
Planeten und Kometen um die Sonne. Von den Eigenſchaften dieſer drei Gruppen von 
Bahnlinien intereſſiert uns hier zunächſt nur, daß von ihnen allein die Ellipſe eine geſchloſſene 
Form beſitzt, ſo daß ein in ſolcher Linie ſich bewegender Körper periodiſch immer wieder 
denſelben Standpunkt zu bem von ibm umkreiſten Zentrum einnehmen muß. Es iſt be— 
kannt, daß die Planeten ſich in ſolchen Ellipſen um die Sonne bewegen. Hyperbel und 
Parabel haben die Eigenſchaft gemeinſam, daß ein in ihnen einhergehender Körper nur 
einmal das Zentrum umkreiſt, das ſeine Bewegung veranlaßt hat; ſolche Körper kommen 
für uns ſcheinbar aus der Unendlichkeit und kehren auch wieder in dieſe zurück. Von allen 
Himmelskörpern können nur die Kometen in allen drei Arten bon Bahnen einhergehen, 
wie denn dieſe Weſen faſt alle Eigenſchaften in ſich vereinigen, die man an irgendwelchen 
anderen Himmelskörpern jemals beobachtet hat. Die bei weitem überwiegende Anzahl 
ber Kometenbahnen find Parabeln, während nur ſehr wenige deutlich ausgeprägte Hh— 
perbeln ſich in den Bahnverzeichniſſen befinden; unter der ganzen Schar zählt man deren 
kaum mehr als ein halbes Dutzend. Elliptiſche Kometenbahnen gibt es dagegen einige 
ſiebzig, die zweifelhaften Fälle abgerechnet. Dieſe Geſtirne müſſen alſo in beſtimmten 
Zeitintervallen wieder zur Sonne zurückkehren, obgleich dies nicht Don allen auch wirklich 
beobachtet worden iſt. 

Die verſchiedenen Bahnformen ſind durch die Beobachtungen meiſt in unzweideutiger 
Weiſe zu beſtimmen, ebenſo die Lage der Bahnen in bezug auf feſte Ebenen und die Ge— 
ſchwindigkeiten, mit denen ſich die Kometen zu einer gegebenen Zeit bewegten. Um nun 
zu entſcheiden, ob zwei zu verſchiedenen Zeiten beobachtete Kometen miteinander identiſch 
ſind, wird man, da bei der Veränderlichkeit des äußeren Ausſehens dieſer Geſtirne auf die 
etwaige UÜbereinſtimmung im Ausſehen als Anhaltspunkt für die Identitätsfrage nicht das 


216 1. 10. Die Kometen. 


mindeſte Gewicht gelegt werden fann, zunächſt die elliptiſche Natur ibrer Bahnen feftge- 
itellt haben milffen, ferner miiffen die Bahnen beider Erſcheinungen im Raume innergalb 
der UnfiMerbeitsgrenzen der Berechnung zufammenfallen, und endlich mu nadgemiefen 
merden, daß die Geſchwindigkeit beiber Rometen oder ihre Umlaufszeit dem Sntervalle 
zwiſchen beidben Erſcheinungen entſpricht. 

Mit der Entſcheidung über die Identität des großen Septemberkometen von 1882 
mit anderen vorher oder ſpäter erſchienenen hängt aber die Frage nach dem etwaigen 
Widerſtande, den die oberſten Schichten der Sonnenatmoſphäre der Bewegung dieſer Ge— 
ſtirne entgegenſtellten, eng zuſammen, da dieſer Widerſtand die Bahnellipſe verkleinern, 
die Wiederkunft des Geſtirnes zur Sonne alſo beſchleunigen müßte. 

Wir greifen, im Hinblick hierauf, zu dem großen Südkometen von 1880 zurück. Dieſer 
wurde am 31. Januar zugleich von vielen Bewohnern der Südhalbkugel mit freiem Auge 
geſehen, aber es war zunächſt nur ſein etwa 40 Grad langer Schweif in der Abenddämmerung 
aufgetreten, während ſich der Kopf offenbar in allernächſter Nähe der Sonne verbarg. 
Selbſt am 3. Februar konnte Gill von der Kapſternwarte an den Königlichen Aſtronomen 
in Greenwich nur ſchreiben: „We have a comet by the tail, and I am sorry to say that 
we only have him by the tail still.“ (Wir haben einen Kometen beim Schwanze, und 
ich muß leider hinzufügen, daß vir ibn immer noch nur beim Schwanze haben.) Erſt am 
5. Februar gelang es Gould in Cordoba (Argentinien), den Kopf zu ſehen und ſeine Pofi- 
tion gu beſtimmen. Der Kern war ziemlich ausgedehnt und verwaſchen, fo daß die Meſ— 
ſungen ſehr unſicher blieben. Der Komet nahm ſchnell an Helligkeit ab und war am 19. Fe⸗ 
bruar bereits für die Fernrohre ber Südſternwarten unerreichbar geworden; diesſeits des 
Aquators iſt er dementſprechend überhaupt nicht ſichtbar geweſen. Die Rechnung ergab 
nun, daß das Geſtirn während dieſer kurzen vierzehn Tage ſeiner Sichtbarkeit im Raume 
von der Sonne weg beinahe eine gerade Linie durchlaufen hatte. Dieſe gerade Linie fiel 
faſt genau mit einem Teile ber Bahn des großen Kometen von 1843 zuſammen. Es tauchte 
alſo ſofort die Frage auf, ob beide Geſtirne wohl identiſch ſeien. Letzteres Geſtirn war, 
mie das früher mehrfach erwähnte von 1882, in unmittelbarer Nähe der Sonne am 28. Fe— 
bruar 1843 am Tageshimmel aufgetaudi, und es gelang damals fogar, eine Pofittons= 
beftimmung vorzunehmen. Abends fonnte es am 4. März guerft wieder auf der Stapftern» 
marte beobacbhtet werden; dann nahm ebenjo vie bei der Erſcheinung von 1880 der gleich= 
fall3 40 Grad lange, faît ganz gerade geftredte Schweif ſchnell an Linge und Helligfeit ab, 
bi3 das Geftim am 19. April verſchwunden mar. Die Beitdauer der Sichtbarkeit mar aljo 
1843 gròfer als 1880 und dementſprechend die Bahn fimerer zu ermitteln, denn es iſt natiire 
lich leichter, beijpielmeife eine Ellipſe aus einem größeren von ihr befannten Stücke zu er- 
ginzen ala aus einem kleineren. 

Aus bem Umjtande, bag die von beiden Bahnen befannt gemorbenen Stücke zufammen= 
fiefen, fonnte in diefem Falle nod nicht auf die Ubereinftimmung aud) der übrigen Teile 
ber Bahnen geſchloſſen werden, ba die befannten Stücke leider fo klein waren, daß man 
ile in der verſchiedenſten VWeife berbollitindigen fonnte, mie die Zeichnung auf S. 217 
veranſchaulichen mag. Wir haben darauf eine Ellipfe, eine Parabel und eine Hyperbel 
jo nebeneinander gelegt, daß ibre in der Nahe Des gemeinfamen Brennpunktes (F) befind- 
lichen Zweige zufammenfallen. Nur in diefen zufammenfallenden Teilen aber fonnten 
jene Stometen beobacdhtet werden. Die Identitätsfrage wäre dagegen fofort entſchieden 


Rometengruppen. 917 


gemefen, wenn aus den Beobachtungen beider Erſcheinungen eine Umiaufszeit bon etwa 
37 Jahren, die zwiſchen ihnen lagen, batte gefolgert werden finnen. Das aber gelang 
nibt. Aud die Annahme eines Widerftand leiftenden Mittel in jener grofen Sonnen— 
nabe, durch das die Umlaufszeit dauernd verkürzt worden mire, führte zu uniibermind- 
lichen Widerſprüchen. 

Der 1882 erſchienene große Komet gab dagegen eine überraſchende Löſung der ver— 
wickelten Frage. Cr lief genau in derſelben Bahn einher mie die bon 1880 und 1843, be— 
ziehungsweiſe aud die von 1668 und 372 v. Chr., und fein Ausfeben mar ebenfall8 von 
der gleichen Art. Die Möglichkeit aber, daß dieſer Komet mit dem bon 1880 identifd mare, 
mufte ganz ausgeſchloſſen werden. Denn einmal mar e3 unmöglich, die Beobachtungen von 
1880, die ſämtlich nad dem Peribel, alſo na cd dem geſuchten Cinfluf angeftellt worden 
waren, mit einer fo kleinen Ellipſe von etwa 214, Jahren Umlauſszeit in Cinflang zu bringen, 
und andernteil3 ergaben aud) die 1882er Veobadtungen eine bedeutend größere Umlaufs— 
zeit, die im letzteren alle mit biel größerer 
Sicherheit als bei den vorher erfchienenen 
Kometen der fraglichen ruppe zu ermitteln 
mar, weil die Erſcheinung bedeutend länger 
ſichtbar blieb. ‘Die erfte Ortsbejtimmung 
dieſes merfiviirdigiten aller Rometen wurde 
am Morgen des 8. September 1882 auf der 
Kapſternwarte gemacht, die fegte in Cordoba 
am 1. Suni 1883. Er fonnte aljo auf einem 
verbaltnismafig langen Wege ſowohl bor 
feiner Sonnennähe mie nad ihr verfolgt , ettipfe, b Parabet, e Hyperbel. gl Tert, 6. 216. 
werden. Daf ſehr wichtige Beobachtungen 
desſelben glückten, während er dieſe Sonnennähe gerade paſſierte und dabei am hellen 
Tage ſelbſt für das bloße Auge intenſiv leuchtete, erwähnten wir bereits. 

Die ſorgfältig durchgeführten Rechnungen von Kreutz in Kiel über die Bewegung 
dieſes Kometen ergaben feine Umlaufszeit zu 772 Jahren, mit einer theoretiſchen Unſicher— 
heit von kaum mehr als drei Jahren auf oder ab. Die Annalen berichten nun von einem 
Kometen vom Jahr 1106, der alſo 776 Jahre hinter dem 1882er zurückliegt, und der wie 
er am 4. oder 5. Februar des genannten Jahres am hellen Tage dicht bei der Sonne ge— 
ſehen worden iſt. Auch die übrigen europäiſchen wie chineſiſchen Mitteilungen, die man von 
dieſem Geſtirn beſitzt, ließen ſich zur Not mit der Bahn von 1882 vereinigen. Es wäre 
alſo die Identität dieſer beiden Erſcheinungen nicht ausgeſchloſſen; aber die Kometen von 
1880, 1843, 1668 u. ſ. w. können unter keinen Umſtänden mit bem bon 1882 identiſch ſein. 

Damit war nun die merkwürdige Tatſache erwieſen, daß in ein und derſelben Bahn 
oder doch in ſehr nahe übereinſtimmenden Bahnteilen nacheinander verſchiedene Kometen— 
individuen ihre Straße ziehen können. Dies wurde ſehr bald darauf noch weiter durch den 
Kometen 1887 I beſtätigt, der wieder in derſelben Bahn ganz nahe an der Gonne vorüber— 
flog. Wir fonnen im ganzen neun Erſcheinungen von Kometen nachweiſen, bon denen 
vier ſicher, fünf andere wahrſcheinlich in faft gleichen Bahnen liefen, bon denen aber nur 
zwei, höchſtens drei Individuen wirklich identiſch waren. Wenn man die theoretiſche Une 
ſicherheit der Umlaufszeit des Kometen 1882 praktiſch auf etwa 20 Jahre ausdehnt, was 


(e) 


218 I. 10. Die Kometen. 


in bem außergewöhnlichen Talle wohl geftattet ijt, fo liegt der ſogenannte Ariſtoteliſche 
Somet, der ſicher auch fehr nabe bei der Sonne voriiberging, drei Umläufe binter 1882 
zurück. Die iibrigen acht Erfbeinungen find die von 1106, 1668, 1680, 1843, 1880, bann 
der bei ber Sonnenfinfternia im Mai 1882 gefehene problematiſche Komet Chedive, endlich 
ber Hauptkomet der Gruppe aus dem legteren Jahre und der von 1887. 

Cin zufälliges Sichdecken einer fo grofen Anzabl bon Rometenbafnen mar begreif= 
liMermeife bon bornberein unwahrſcheinlich; es mare nicht zu verſtehen, mie die Natur, 
der die unendlichen Räume des Univerfum3 zu Gebote fteben, ohne befondere Urſache, 
aljo ohne daf die betreffenden Erſcheinungen miteinander in innerem Zufammenbange 
itinden, verſchiedenen Weltkörpern denfelben Weg vorgeſchrieben haben finne. Wir mere 
den {pater nod) ſehen, wie dies ganz und gar den Prinzipien zuwiderläuft, die im übrigen 
den Bau des Weltalls beherrſchen, in dem die Stabilitàt des Ganzen foviel wie möglich da= 
durch geſichert iſt, daß ungeheuere Riume zwiſchen die gleichartigen Himmelskörper gelegt 
ſind. Der 1882er Komet hat nun die Löſung des Problems direkt vor Augen geſtellt. Wir 
haben ſchon oben geſehen, daß ſich Teile von ihm ablöſten und allerdings mit etwas ver⸗ 
ſchiedener Geſchwindigkeit neben ihm hergingen. Dieſe Teile hatten meiſt deutlich unter— 
ſchiedene Kerne, verhielten ſich alſo mie ſelbſtändige Rometen. Aud der Kern des Haupt⸗ 
kometen ſpaltete ſich in vier Teile (ſ. die beigeheftete Tafel, Fig. f; ein anderer Zuſtand 
desſelben Kometen iſt in Fig. h derfelben Tafel dargeſtellt), von denen mindeſtens einer 
neben dem Hauptkern ſeine eigene Haube und ſeinen Schweif für ſich entwickelte, ſo daß 
ſelbſt der Hauptkomet ſich ſeiner ganzen Länge nach in zwei Individuen zerſpalten hatte, 
die nahezu, aber nicht völlig, denſelben Weg am Himmel beſchrieben. Die Entfernung aller 
dieſer Teile untereinander nahm beſtändig zu, und wenn der Hauptkomet nach ca. 770 
Jahren zur Sonne zurückkehren wird, fo find dieſe Nebenkometen ſchon um ein fo beträcht⸗ 
liches Stück von ihm abgewichen, daß ſie viele Jahre vor oder nach ihm die Sonnennähe 
paſſieren müſſen, wie es die Kometen von 1880, 1843 u. ſ. w. taten. Es iſt alſo kaum noch 
daran zu zweifeln, daß alle dieſe Geſtirne einſtmals ein einziges bildeten, das durch 
die unvorſtellbar gewaltige Einwirkung der Sonnenſtrahlung in ſo ungewöhnlicher Nähe 
vielfach zerriſſen wurde und nun den Inhalt ſeines Körpers mehr und mehr über ſeine 
Bahn ausſtreut. Neuere Rechnungen von Kreutz über jene ganze Gruppe von Kometen 
haben gezeigt, daß Die Bahnen der Erſcheinungen bon 1843 und 1882 in ihrem Perihel 
eine Stelle gemeinfam haben, in der fie ſich bi3 auf 300,000 km nähern würden, menn fie 
das Peribel gleichzeitig paffierten. Ahnliches fann man aud mit allerding3 geringerer Sicher⸗ 
Beit bom Rometen 1880 nachweiſen. Hier ſcheint e3 alfo, daf fi) ein urſprünglicher Romet 
einmalin einzelne Stücke zerfpalten Bat, mie wir e3 ja an dem 1882er Kometen bereit3 
gefeben hatten. Die einzelmen Teile haben fi) dann immer mehr boneinander getrennt. 

Beifpiele von geziveiteilten Rometen haben tir ſchon angefiibit (Liai, Viela); aber 
e3 follte nod) zwiſchen der Erſcheinung bon 1880, mele die Frage aufrollte, und Der bon 
1882, Die fie entſchied im Sommer 1881 ein Komet auftreten, der entſchiedener, al died 
. fonjt irgendwie geſchehen fonnte, das Vorbandenfein bon paarmeife erſcheinenden Ko— 
meten illuftrieren mufte, deren Individuen in ihrer gemeinſchaftlichen Bahn um biele 
Sabre voneinander abiteben. Das 1881er Geſtirn wurde während mebrerer Monate be 
obachtet, und feine Ortabeftimmungen maren wegen des deutlichen fternartigen Kernes, 
ber es auszeichnete, bon außergewöhnlicher Genauigleit. Die 423 Beobadtungen, die zur 


KOPFE VON KOMW 


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RKöpfe von Kometen. 


— — — 


a. Kopf des Halleyschen Kometen, gezeichnet von Schwabe am 15. Oktober 1835. 
b. Enckescher Komet, gezeichnet von Schwabe am 12. November 1838. 


n, d, e. Kopf des Kometen 1881 III, gezeichnet von M. Thury am 192z0}igen 
Refraktor der Sternwarte zu Genf am 26., 27. und 28. Juni 1881. 


f. Kcpf des grofen September-Kometen von 1882, gezeichnet von William Win- 
lock am 26z6lligen Refraktor zu Washington am 8. Mfrz 1889. 


g. Der doppelte Komet Biela, gezeichnet von Struve am 19. Februar 1 846. 


h. Kopf des grofen September-Kometen von 1882, gezeichmet von William Win- 
lock am 10zélligen Refraktor zu Washington am 19, Okteber: 1882 


‘ Sn: 


Tafel Il. 


KOPFE VON KOMETEN. 





Rometengruppen. Die Verzigerung des Enckeſchen Kometen. 219 


Bahnbeſtimmung borlagen, ergaben eine Umlaufszeit bon 2954 Jahren, ein Refultat, Das 
theoretiſch nur um menige Jahre unſicher ift. Nun aber gzeigen die übrigen Eigenſchaften 
und die Lage der Bahn ſehr grofie Ahnlichkeit mit ber des grofen Rometen bon 1807, der 
gleibfall8 fehr flange und gut beobadtet werden fonnte, und deffen Bahnbeftimmung zu 
den klaſſiſchen Arbeiten Beſſels gehört. Die 74 Sabre Zwiſchenzeit laffen ſich aber unter 
feiner Bedingung mit ben Beobachtungen in Cinflang bringen; auferbem fand Beſſel 
für die Erſcheinung bon 1807 eine Umlaufszeit von 1713 Jahren. Schon die Verfohieden= 
heit diefer Umlaufszeiten zeigt, daf die Bahnen bon 1807 und 1881 nicht völlig überein— 
ſtimmen: die Ellipſen find einander nur ähnlich, aud mas ihre Lage im Raume betrifft. 
Dasfelbe gilt bon der vorhin ausführlich behandelten Rometengruppe. Es ift na) dem 
Vorangegangenen ſelbſtverſtändlich, daß bei der gemalttitigen Zerſpaltung in der Sonnen= 
nähe die entitehenden Nebentfometen mehr oder tveniger von der urſprünglichen Ribtung 
abweichende Wege einſchlagen müſſen. 

Durch dieſen Nachweis des Vorhandenſeins von Rometengruppen waren 
die Anhaltspunkte für oder wider den problematiſchen Widerſtand der Gaſe in der Sonnen— 
nähe hinfällig geworden. Ja, es war mit Sicherheit zu zeigen, daß die Bahn des Kometen 
von 1882 vor wie nach ſeinem Periheldurchgang ein und derſelben großen Ellipſe von ca. 800 
Jahren Umlaufszeit angehörte, daß alſo ſeine Bewegung keine Spur eines etwaigen 
Widerſtandes der gaſigen Umhüllung der Sonne, die der Komet damals mit ſo großer 
Geſchwindigkeit durchjagte, erkennen läßt. 

Dagegen ſchien es, als ob ein anderer Komet, der der Sonne bei weitem nicht ſo nahe 
fam, regelmäßige Verzögerungen erlitt, die durch ben Widerſtand eines den Weltraum er- 
füllenden Mediums zu erklären wären, jenes Weltäthers, der ſchon als Träger des Lichtes 
und der übrigen das Weltall durchſtrahlenden Wirkungen notwendig vorhanden ſein muß. 
Es iſt ber periodiſche Komet von Ende, ein an ſich unſcheinbares Geſtirn, das alle 344 Jahre 
zur Sonne zurückkehrt und ſeit 1786 bei 29 ſeiner Wiederkünfte beobachtet werden konnte 
(. die beigeheftete Kometentafel II, Fig. b). Encke, der 1822 zuerſt die Periodizität des Ge— 
ſtirnes entdeckte, wies durch umfangreiche Rechnungen nach, daß es trotz der ſorgfältigſten 
Berüchkſichtigung aller bekannten Einwirkungen nicht möglich ſei, die Bewegung des Kometen 
mit dem ſonſt allgemein befolgten Geſetze der Schwerkraft ganz in Einklang zu bringen. 
Die erwieſene Verkürzung der Umlaufszeit ſchien gleichmäßig mit der Zeit fortzuſchreiten 
und hätte infolgedeſſen wohl dem problematiſchen Weltäther zugeſchrieben werden können. 
Aber auch hier ergab die fortgeſetzte Verfolgung des Geſtirnes ein negatives Reſultat. 
Backlund, der ſich nach Enckes, reſp. Aſtens Tode der ſchwierigen und namentlich auch ſehr 
langwierigen Aufgabe ber Neubearbeitung des gefamten Beobachtungsmaterials unter 
zog, fand ſchließlich, daß der Komet wohl zwiſchen 1819 und 1858 regelmäßig in dem be— 
wußten Sinne beeinflußt geweſen zu ſein ſcheint, in dem er ſich bei jedem ſeiner Umläufe 
gegen 3 Stunden verfrühte und dabei jedesmal der Sonne um 18,000 km näher rückte, 
daß jene ratfelhafte Wirkung indes ſeitdem aufgehört oder doch merklich abgenommen babe. 
Als 3. B. das Geftirn 1881 der Vorausberechnung gemäß wieder erfchien, befand e3 ſich 
zuerft 40 Sefunden Pinter dem mit Beachtung der Einwirkung eine3 widerſtehenden Mittels 
vorausberecdneten Ort guritd, ein Fehler, der ſich {pater nod) bedeutend bergroferte. Bri: 
(en 1871 und 1891 trat dann zwar wieder eine Verzigerung ein, aber fie betrug nur 
zwei Drittel des friiberen VWertes. Man mufte nun mobi zugeben, daß andere, nur 


220 L 10. Die Pometen. 


zeitmweilig mirfende Hinderniffe ſich der Bewegung diefer und anderer 
Stometen entgegenftellten. So hat in jüngſter Zeit der periodiſche Komet von Fave, der bis 
dahin zu den pünktlichſten feiner Gattung gehörte, einige Spriinge gemacht, die man ſich 
vorläufig noch nicht zu erfliren bermag. Auf den ebenfalls in diefer Hinſicht verdächtigen 
Kometen bon Vrorfen fommen mir nod) zu ſprechen. Nad v. Hepperger zeigte aud) der 
mehrfach erwähnte Komet von Biela zwiſchen 1805 und 1826 eine regelmäßige Verzö— 
gerung bon 1,3 Tag bei jedem Umlauf, die fi) 1832 bia 1846 auf 1,1 Tag verminderte. 
Dagegen fonnte man bei zivei anderen Kometen mit ähnlichen Umlaufszeiten, die beſon— 
ders genau unterſucht werden fonnten, nicht die geringfiten Abweichungen vom ftrengen 
Gefe der Gravitation entdbeden. Es find dies die Kometen bon VWinnede und Wolf, der 
erfte wurde bon b. Haerdtl, der zweite bon Pfarrer Thraen bearbeitet. 

Daf iibrigen3 nicht alle Rometen, die daraufhin unterſucht werden fonnten, Spuren 
ſolcher Verzögerung zeigten, wäre nicht auffallig gewefen, da feiner Natur nad der Gin: 
fluf des Weltather3 auf verſchiedene Individuen ganz verſchieden ift. Der Wiberjtand 
mufte ſich etva fo vie die Verzigerung des Falles bon Körpern in unferer Luft erhalten; 
jebermann aber meif, Daf eine Teder viel langſamer fallt al etma eine Kanonentugel, 
mabrend doch im luftleeren Raume beide genau gleich ſchnell fallen. Auf einen je Meineren 
Raum ein Körper feine Maſſe verteilt, defto meniger wird fil) der Luftmwiderftand geltend 
machen. Man fann alfo durd) die Beobachtung der Verlangiamung des Falles eines Kör— 
pers fein ſpezifiſches Gewicht beſtimmen, woraus man auch das wirkliche Gewicht mit Leich— 
tigkeit abzuleiten vermag, wenn man die Raumausdehnung des Körpers kennt. Derartige 
Beſtimmungsmethoden aber, die optiſch, d. h. ohne in Berührung mit dem zu unterjuden= 
den Körper gu fommen, ausgefiibrt werden können, intereffieren den Aftronomen immer 
in hohem Grade, da fie unter Umſtänden auf die Geftime anmendbar werden. Daf die 
Planeten bon einem ſolchen Widerſtande der bermuteten „Himmelsluft“ nichts durch ibre 
Bewegungen verraten, erklärt fi zur Geniige aus ihrem verhältnismäßig grofen ſpezifi— 
ſchen Gewicht das andermeitig mit aller Prozifion feftzuftellen mar. Aber aud die ganz 
ungemein leichten Kometen laſſen ſolchen Einfluß nit mit Sicherheit erfennen. 

Daf die Kometen wirklich ſehr leichte Körper find, dafiir miiffen vir den Beweis bis 
zu unjferen theoretiſchen Crorterungen im zweiten Teile diefe3 Buches ſchuldig bleiben, um 
nicht nod) weitere Ubergriffe in deffen Bereich zu tun. Hier fann nur angeführt werden, 
Daf Die berjchiedbenartigiten Verſuche gemacht morden find, die Maffe der Rometen zu be: 
ftimmen, bag man aber immer gu dem Refultat gefommen iît, fie feien für unjfere aftrono= 
mifchen Methoden ganz unwägbar leicht. Babinet nannte fie dDeshalb ſehr bezeichnend 
„des riens visibles‘. 

Daf anderjeità dbiefe Wefen aus Stoîffen beftehen, die bei uns vorfommen und in un: 
jeren Laboratorien keineswegs unwägbar find, hat das Speltroffop unwiderleglich nachge— 
wieſen. Es {chien fogar in einem Falle möglich, durch die direfte Beobachtung etwas über 
Die Dichtigfeit der ben Rem unmittelbar umgebenden Gafe zu erfabren. Der SGulifomet 
von 1881 bewegte ſich ganz nahe bor Firfternen borbei, die durch die Nebelmaffen ſeines 
Kopfes hindurch ihr Licbt zu uns herabſchickten. Verhielten fil die ben Rem umgebenden 
Gafe nach den in unferen phyſikaliſchen Laboratorien erfannten optiſchen Gefeben, fo mußten 
fie bas durchdringende Sternenlicht bon feinem geraden Weg ablenfen, denn es gibt auf 
Der Erbe feine noch fo durchſichtige Subſtanz, die nicht diefe lichtbrechende Wirfung zeigte. 


Der problematiſche Widerſtand des Weltather3. Periodiſche Kometen. 221 


Deren Größe aber hängt einerſeits von der Art der Subſtanz, anderſeits von ihrer jewei— 
ligen Dichtigkeit ab. Um nun eine ſolche Ablenkung eventuell feſtzuſtellen, machte der Ver 
faſſer an jenen drei Abenden eine größere Anzahl von möglichſt genauen Meſſungen der 
wechſelnden Diſtanz zwiſchen Kometenkern und ben davon bedeckten Fixſternen. Die 
rechneriſche Behandlung dieſer Meſſungen nach einer zu dieſem beſonderen Zwecke von 
G. Cellérier entwickelten Theorie ſprach für das Vorhandenſein einer ſolchen „ko me— 
tariſchen Refraktion“. Bei einer ähnlichen Unterſuchung an einem anderen 
Kometen fand jedoch Perrine auf der Lick-Sternwarte keine Spur einer Lichtbrechung. 
Auf jeden Fall ſehen wir, daß die Kometen, obgleich an Ausdehnung die bei weitem 
größten Körper unſeres Sonnenſyſtems, doch ſo leicht gebaut ſind, daß ſie in dem Konzert 
der ineinandergreifenden Kräfte des Univerſums keine irgendwie merkliche Rolle ſpielen. 
Man konnte unter gewiſſen Vorausſetzungen ableiten, daß mindeſtens 23,000 dieſer 
Kometen erſt eine Erdmaſſe, 290 einen Erdmond, 120 den erſten Jupiterſatelliten aus 
machen würden. Sie beeinfluſſen die Bewegungen der permanenten Himmelskörper 
überhaupt nicht, werden dagegen von dieſen ihrerſeits oft ſo erheblich von ihrem Weg 
abgelenkt, daß ihre urſprünglich paraboliſchen Bahnen ſich in Ellipſen verwandeln, ſie 
ſelbſt aſo gu periodiſchen Kometen werden. 

Dieſe nehmen begreiflicherweiſe das beſondere Intereſſe der Aſtronomen in Anſpruch, 
da ſie ſäändige Glieder des Sonnenreiches wurden. Nennt man konſequent alle elliptiſchen 
Kometen periodiſche, ſo muß man ſie in drei Kategorien ordnen, nämlich in Ko— 
meten mit ſehr großen Ellipſen, die ſie erſt in vielen Jahrhunderten oder gar Jahrtauſenden 
zur Gonne zurückführen, zweitens in ſolche mit kleineren Umlaufszeiten, die aber trotz- 
dem noch nicht während einer zweiten Wiederkehr beobachtet werden konnten, und endlich 
in die eigentlichen periodiſchen Kometen, die wiederholt der Rechnung gemäß in ihren 
Sonnennähen geſehen worden find. Die erſte Klaſſe bildet ein Ubergangsgebiet, denn es 
iſt in vielen Fällen unſicher, welche Individuen man noch dazu rechnen ſoll. Bei ſehr 
großen Ellipſen wird die Rechnung immer unſicherer, weil die unvermeidlichen Beobachtungs⸗ 
fehler, mit immer größerem Faktor multipliziert, auf die Beſtimmung der Umlaufszeit 
einwirken. Einige intereſſante Repräſentanten dieſer Gruppe haben wir bereits kennen 
gelernt, die zugleich mit Sicherheit als elliptiſch erkannt wurden; es find die Kometen bon 
1807, 1881, 1882 u. ſ. w. Im allgemeinen aber nimmt diefe Art von Rometen fein mefent- 
fil) grofere3 Intereſſe ala die parabolifchen in Anfprud, von denen man übrigens aus 
{pater gu erbrterndben Griinden glaubt, daß fie alle in Wirklichkeit fer lange Ellipfen be- 
figen, die fich nur fiir uns auf dem kleinen, von un3 verfolgbaren Wege von Parabeln nicht 
unterſcheiden laffen. Danach gehören alfo die bei weitem meiften Rometen unferem Sonnen— 
ſyſtem an und müſſen periodiſch wiederkehren. 

Auch für die zweite Kategorie iſt es ſchwer, eine beſtimmte Grenze anzugeben, bis zu 
der man die Ellipſen noch als verbürgt annehmen will. Aber es iſt hierbei ſehr auffällig, 
daß unter dieſen Geſtirnen die mit verhältnismäßig geringen Umlaufszeiten ſtark vorherrſchen. 
Es gibt alſo ſehr viele Kometen, die ſcheinbar aus der Unendlichkeit zu uns gelangen, ferner 
ſehr wenige, deren größte Entfernung von der Sonne, ſoweit ſie berechnet werden konnte, 
erheblich größer iſt als der Umfang der Neptunbahn, und wieder bedeutend mehr von ſolchen, 
deren ganze Bahn nahezu innerhalb der Grenzen unſeres Planetenſyſtems liegt. Ferner 
ſtellt ſich bei näherer Unterſuchung die merkwürdige Tatſache heraus, daß faſt alle dieſe 


222 I. 10. Die Kometen. 


bauernd bem Sonnenſyſtem angebirigen Rometen einen Pun ibrer Bahn mit einem 
folchen einer Planetenbahn gemein haben, oder daß doch menigften3 beide Bahnlinien nahezu 
einander ſchneiden. Soler Kometen fennt man 70 mit Einſchluß der zur legten Klaſſe 
gehörenden, die alfo fon wiederholt beobacdtet find. Ordnet man fie nad den Planeten: 
babnen, die ſolche gemeinſchaftliche Sonittpunfte mit ihnen haben, fo fommen auf 


Mertur. . . 4 Someten | Gupiter. . . 23 Kometen 
Venu8 . . . 7 ” GSatum. . . 9 » 
Eide. . . . 10 - Uranu3 . . . 8 

Mar . . . 4 ⸗ Neptun. . . 5 


Bis gum Gupiter ftehen diefe Bahlen merkwürdigerweiſe ungefähr im Verhältnis zur 
Größe der Planeten. Daf aber jenfeit3 des Gupiter dieſes Verhältnis fi) verwiſcht, fann 
nicht weiter wundernehmen, wenn man bedenkt, daß Bahnen, die fo weit hinausreichen, 
zum großen Teil auch ihre Sonnennähe ziemlich weit hinausſchieben und deshalb von uns 
in keinem Teil ihrer Bahn mehr geſehen werden können. Wir ſind deshalb ſchon aus dieſer 
Zahlenzuſammenſtellung gu der Vermutung berechtigt, die Planeten möchten einen ge— 
wiſſen Einfluß auf die Kometen ausüben, derart, daß ſie dieſe in engere Bahnen zwingen. 
Denn anders kann man ſich die Erſcheinung nicht erklären, daß faſt alle Kometen dieſer 
beiden Klaſſen ſolche Schnittpunkte beſitzen. Selbſt vier Ausnahmen von dieſer Regel be— 
ſtätigen ſie unter einer Vorausſetzung, die durch anderweitige Gründe einleuchtend zu machen 
iſt. Dieſe vier Kometen ſchneiden nämlich die nahezu gemeinſame Ebene der Planetenbahnen 
alle in einem Abſtande von etwa 70 Sonnenentfernungen, alſo in etwas mehr als dem dop— 
pelten Abſtande vom Zentrum des Syſtems, als ihn der äußerſte Planet Neptun beſitzt. 
Nach der früher (S. 148) mitgeteilten Bodeſchen Regel über die Entfernungen der Planeten 
könnte mobL ungefähr in dieſem Abſtande von 70 Einheiten noch ein weiterer Planet 
exiſtieren, den wir nur wegen zu großer Entfernung nicht mehr ſehen können. Dieſe vier 
Kometen ſind kaum mißzudeutende Fingerzeige auf einen problematiſchen Weltkörper, 
Den transneptuniſchen Planeten, der vielleicht ſpäter einmal eines der merk— 
würdigſten Kapitel der „Aſtronomie des Unſichtbaren“ bilden wird. 

Wir müſſen auch hier wieder ſpäteren Betrachtungen etwas vorgreifen, indem wir 
dieſe Gefangennahme der Kometen durch Planeten der allgemeinen 
Anziehungskraft zuſchreiben, die allen Körpern nach Maßgabe ihres Maſſeninhaltes anhaftet 
und alle Bewegungen der Himmelskörper beherrſcht. 

Zwei Weltkörper, deren Bahnen ſich ſchneiden, werden ſich nach einer gewiſſen Anzahl 
von Umläufen irgendwann einmal gleichzeitig in der Nähe dieſes Schnittpunktes befunden 
haben. Dann wirken ſie durch ihre Anziehungskraft aufeinander ein, und Größe und Art 
dieſer Einwirkung läßt ſich, wenn die Lageverhältniſſe und die Maſſen der Körper bekannt 
ſind, rechneriſch auf das genaueſte beſtimmen. Die Theorie ergab in Übereinſtimmung mit 
unſerem ſtatiſtiſchen Reſultate, daß ſolche Einwirkungen der Planeten auf die Kometen 
ſtattfinden müſſen, die ihre urſprünglich paraboliſchen Bahnen in elliptiſche verwandeln. 
Nun ſind aber von den 70, reſp. 74 derart aufgefangenen Kometen nur 18 mit Sicherheit 
dauernd unſerem Sonnenſyſtem einverleibt worden; alle übrigen hat man nicht öfter als 
einmal in ihrer Sonnennähe beobachtet. Die Gründe dafür ſind ſehr verſchiedener Art. 
Eine beträchtliche Anzahl dieſer Geſtirne konnten ſeit ihrer Entdeckung der Rechnung ge— 
mäß noch nicht wiederkehren, eine andere Anzahl war ſo ſchwach oder kam bei ſpäteren 


Gefangennahme von Kometen durd Planeten. 223 


Wiedererſcheinungen der Crde fo biel meniger nabe als bei ihrer Entdeckung, daß ihre Wieder⸗ 
auffindung nicht gelang, obgleidh die betreffenden Kometen wohl an dem borausberedneten 
Plage fi) befunden haben können. Dagegen gibt e3 auch einige unter ihnen, die unerklär— 
licherweiſe vermift werden, und andere, deren Nichtwiedererſcheinen in denfelben Einflüſſen 
feine Urſache findet, die fie einft in jene engen Bahnen gezwungen Batten. 

Bu diefen legteren gebort der Romet von Lerell Derfelbe wurde am 14. Suni 
1770 bon Meſſier al unſcheinbares, bem bloßen Auge nicht ſichtbares Geſtirn aufgefunden. 
So verſchwand er aud) wieder am 2. Oktober desfelben Gahres. Bot alfo der Unblid des 
Kometen nichts Merkwürdiges dar, fo führte doch die theoretiſche Unterſuchung feiner Bahn, 
an der ſich die berühmteſten Rechner jener Zeit wie auch des 19. Jahrhunderts wiederholt 
beteiligten, zu mancherlei Überraſchungen. Zuerſt fand Lexell, daß fi) die Beobachtungen 
nicht anders als durch eine Ellipſe bon 514 Jahren Umlaufszeit darſtellen laſſen, ein bis 
dahin ganz alleinſtehendes Reſultat, da von den periodiſchen Kometen damals nur der 
Halleyſche bekannt war, der eine viel größere Ellipſe beſchreibt. Obgleich die Theorie keine 
andere Umlaufszeit zuließ, fo konnte man ſich doch nicht entſchließen, ihr Glauben zu ſchenken, 
weil der Komet niemals vorher noch nachher wieder geſehen wurde, wiewohl er in jener 
Bahn der Erde wiederholt ebenſo nahe gekommen ſein müßte wie zur Zeit ſeiner Entdeckung. 

Um die geheimnisvolle Urſache dieſes gänzlichen Verſchwindens zu entdecken, haben 
unter anderen Clauſen, Leverrier, Brünnow umfaſſende Rechnungen angeſtellt, von denen 
namentlich die des franzöſiſchen Forſchers, deſſen Rechnertalent wir die Entdeckung des 
Neptun verdanken, Meiſterwerke der aſtronomiſchen Rechenkunſt ſind. Dabei zeigte es ſich, 
daß der Komet 3 Jahre vor ſeiner Entdeckung, alfo 1767, ſehr nahe am Jupiter voriiber- 
gekommen war, ja wahrſcheinlich mitten durch das Syſtem der Jupitermonde geflogen iſt und 
dabei ſo erhebliche Störungen ſeines Laufes erfahren hat, daß ſeine urſprünglich ſehr viel 
größere Bahn, in der er der Erde nicht genügend nahe kommen konnte, um entdeckt zu werden, 
gu Der kleinen tatſächlich berechneten Ellipſe umgewandelt wurde. Nachdem der gefangene 
Himmelskörper wahrſcheinlich 1775 in feiner neuen Bahn wieder zur Sonne zurückgekehrt 
mar, ohne bon un3 bemerft zu werden, fam er 1779 abermal8 dem Supiter außergewöhn⸗ 
lich nabe, und diesmal waren die Störungen, wie ſich rechneriſch mit Sicherheit nachweiſen 
ließ, derart, daß die umgekehrte Wirkung wie 1767 eintrat und der Komet abermals in 
eine große Ellipſe und damit aus dem näheren Bereiche der Erde gewieſen wurde. Auch 
der letzteren kam der Komet näher als jemals ein anderer. Seine Entfernung von uns 
betrug am 1. Juli 1770 nur 363 Erdhalbmeſſer oder das Sechsfache der Mondentfernung. 
Es konnte berechnet werden, daß, wenn der Komet die gleiche Anziehungskraft beſeſſen 
Batte wie die Erde, er deren Bewegung fo erheblich geſtört haben müßte, daß ihre Umlaufs— 
zeit um Die Sonne, alſo die Länge des Jahres, um nahezu 3 Stunden verändert worden 
wäre. Da aber gar keine Anderung eintrat, oder doch eine Anderung bon mehr ala 2 Se- 
funben in Diefer Lange fofort hatte entbedt werden miiffen, fo ließ fi) zeigen, daß der 
Komet unter feinen Umſtänden mebr al den 5000. Teil ber Anziehungskraft unferer Erde 
beſaß, wahrſcheinlich aber noch biel weniger. Bu dem gleichen Schluſſe filbrte auch der 
Nachweis, daß der Komet bei ſeinem zweifachen Beſuche des Jupiterſyſtems nicht die min: 
deſte mit unſeren Mitteln zu bemerkende Veränderung in den Bewegungen der Satelliten 
des Jupiter hervorzubringen vermochte. Ahnliche Annäherungen erfuhren noch mehrere 
andere Kometen: {o ſtreifte der Komet Brooks am 16. Juli 1886 faſt die Oberfläche des 


224 I. 10. Die Kometen. 


Supiter. Diefer legtere Komet wurde 1889 entdeckt und feine Umlaufszeit zu 7 Jahren feît- 
geftellt. Die Rückrechnung machte es wahrſcheinlich, daß er mit jenem unfteten Lexellſchen 
Someten identiſch fein möge, der abermal3 in das Syſtem des Supiter geraten mar. Komet 
Brooks fam 1896 und 1903 pünktlich in feine Sonnennähe zurück; man fand jedoch, daß 
er 1921 nochmals dem Jupiter fo nahe fommen mirò, daß feine Bahn von neuem bollitandig 
verindert und das Geftirn gänzlich aus dem Sonnenfbitem bermiefen werden dürfte. 

Achzehn von jenen gefangen genommenen Kometen find zwar in verſchiedenen 
Wiederkünften gur Sonne der Rechnung gemäß beobactet worden, aber dbennod haben 
fig nicht alle ganz folgfam ertviefen. Der berühmteſte und in unferer Erkenntnis ditefte 
unter den eigentlichen periodiſchen Kometen ift der wiederholt ermabnte Halley ſche. 
Er hat zugleich die größte Umlaufszeit (von 7614 Jahren) unter den Geſtirnen dieſer Klaſſe 
und iſt das bei weitem auffälligſte und hellſte unter ihnen. Auch unterſcheidet er ſich in— 
ſofern von allen anderen ſeiner Gattung, als er in umgekehrter Richtung wie die Planeten 
ſich bewegt. Solche retrograde Bewegung beſitzen zwar noch ſehr viele gewöhnliche Ko— 
meten, aber unter den periodiſchen findet ſie ſich ſonſt nicht wieder. Das Geſtirn kommt 
der Sonne bis auf etwas mehr als die Hälfte unſerer Sonnenentfernung nabe, ſteht da⸗ 
gegen im „Aphel“, der größten Sonnenentfernung, 35,4 Erdbahnhalbmeſſer bon ihr ab, 
reicht dann alſo noch etwas über die Neptunbahn hinaus. 

Die Periodizität dieſes Kometen fand Halley, als er es zuerſt unternommen hatte, nach 
den von Newton gegebenen Formeln die Bahnen von 24 Kometen zu berechnen. Es ergab 
ſich dabei die Bahn des kurze Beit vorher erſchienenen Kometen bon 1682 fo ähnlich den— 
jenigen der Kometen von 1607 und von 1531, zwiſchen welchen Epochen ein gleiches Zeit— 
intervall lag, daß an der Identität dieſer Erſcheinungen nicht wohl gezweifelt werden konnte. 
Da der einen etwa 20 Grad langen Schweif beſitzende Komet ſehr gut mit bem bloßen Auge 
geſehen werden kann, ſo iſt man bei jeder ſeiner Wiederkünfte auf ihn aufmerkſam geworden; 
man kann dieſe Wiederkünfte ſogar bis zum Jahre 12 v. Chr. mit ziemlicher Sicherheit 
lückenlos zurückverfolgen. Nach der 1682er Erſcheinung machten ſich nun die Rechner daran, 
das nächſte Auftreten des Geſtirnes genauer im voraus zu beſtimmen. Clairaut, der ſchon 
mit 18 Jahren Mitglied der Pariſer Akademie wurde, Batte ein volles Jahr an der lang— 
wierigen Rechnung zu tun, obwohl er dabei weſentlich von Madame Lepaute, der Frau 
eines damals berühmten Uhrmachers, unterſtützt wurde, die ſich dadurch in der Geſchichte 
der rechnenden Aſtronomie einen bleibenden Namen geſichert hat. Am 14. November 
1758, nur 5 Monate vor der zu erwartenden Rückkehr des Kometen, konnte Clairaut der 
Akademie die Reſultate der gemeinſamen Arbeit vorlegen, die den Durchgang des Ge— 
ſtirnes durch ſeine Sonnennähe mit einem Monat Unſicherheit auf ben 13. April 1759 an⸗ 
kündigte. Der Bauer Palitzſch in Prohlis bei Dresden, gleichfalls wie die beiden Vor: 
genannten ein ſeltener Geiſt, von bem Herſchel in ſeinen „Outlines“ fagt: ,,A peasant by 
station, an astronomer by nature‘, fand den Kometen nad) ſyſtematiſchem Suchen, das 
ſpeziell auf dieſes Geſtirn zugeſchnitten war, am Weihnachtstage 1758, und der meitere 
Lauf des Kometen ergab, daß er feine Sonnennähe am 12. Marz 1759 erreichte, alfo um 
nicht mehr als den durch die Rechnung borausgefagten Monat bon dem theoretiſch ermittel- 
ten Peribelburdgange verſchieden. Die neue Erſcheinung gab der Vorausberechnung 
der für 1835 zu ermartenden Erſcheinung ſehr biel beffere Grundlagen, fo daß man dies 
mal die Genugtuung einer faft bollitindigen Ubereinitimmung zwiſchen Beobachtung und 


Periodiſche Kometen. 225 


Vorausberechnung hatte. Die Rechnung wurde von verſchiedenen Seiten unabhängig aus— 
geführt. Am nächſten fam der Wahrheit Pontéecoulant, der die Rückkehr zum Perihel für den 
15. November angab, nur einen Tag zu früh; Roſenbergers Rechnungen wichen um 5 Tage 
in demſelben Sinne ab. Der Komet wurde am 6. Auguſt jenes Jahres zuerſt von Dumouchel 
am päpſtlichen Obſervatorium in Rom aufgefunden. Angeſichts der großen Pünktlichkeit, 
mit der dieſes intereſſante Geſtirn der Theorie folgte, iſt kaum ein Zweifel darüber möglich, 
daß es abermals nach der Vorausſage Pontécoulants am 17. Mai 1910 wieder durch ſeine 
Sonnennähe gehen wird. Dies iſt der einzige Fall, in dem die Aſtronomen imſtande ſind, 
das Erſcheinen eines für alle Welt ſichtbaren Kometen mit ähnlicher Sicher— 
heit vorherzuſagen, wie man etwa das Eintreffen einer Finſternis verkündet. Wann freilich 
der Komet zuerſt wieder von unſeren optiſchen Hilfsmitteln wird geſehen werden können, 
läßt ſich nicht mit Sicherheit vorausſagen. Cr befindet ſich vor ſeiner größeren Annäherung 
in einer Himmelsgegend, die im Dezember am günſtigſten für uns liegt. Im Dezember 
1908 wird ber Komet nur nod) etva fiinf Erdbahnradien bon uns entfernt fein. Da bei: 
ſpielsweiſe der erfte Romet bon 1889 nod) in 6,4 Erdbahnradien geſehen werden fonnte, 
jo ift einige Wahrſcheinlichkeit, daß das intereffante Geftirn zuerft Ende 1908 in unferen 
bejten Inſtrumenten mieder aus der Nacht des Univerfum3 für uns auftauden wird, in der 
es mebr als 70 Sabre ſich berborgen hielt. 

Bis 1884 blieb der Halleyſche Komet der einzige unter den periodifchen, der eine {o 
große Umlaufszeit bon einigen 70 Jahren Batte. Su dem febtgenannten Jahr aber paffierte 
noch ein andere3 Geſtirn diefer Art feine Sonnennähe, zwar ermartetermafien, aber doch 
längſt nicht ſo pünktlich nie das von Gallen. C3 mar der 1812 bon Pons entdeckte teleſkopiſche 
Komet, deffen Periodizitàt Ende zuerſt erfannte, der dementſprechend feine Rückkehr für 
Das Jahr 1883 borausfagte. Später haben die Parifer aſtronomiſchen Redner Schulhof 
und Boffert die Rechnung wiederholt und dbaraufbin einen ftarfen, ganz mit Zahlen ange— 
filliten Band berausgegebden, der nur dazu Dienen follte, die Auffindbung Des Geftirnes zu 
erleichtern. Am 1. September 1883 aber fand der amerikaniſche Kometenjäger Brooks 
zufaillig einen fi) bemwegenden Nebel, der ſich {pater durch die Rednung al der geſuchte 
Komet Berausjtellte. Das Geftirn fam diesmal der Erde etma3 näher al 1812 und fonnte 
deshalb einige Beit bindurd mit blobem Auge gefeben werden, blieb jedoch ftet3 unauf= 
fallig. Es traf 9 Monate [pater cin, al3 e3 Ende, und 7 Monate früher, al3 e3 die Parifer 
angegeben Batten. Diefe mangelnde Îbereinftimmung ift aber im vorliegenden Falle durch 
die Unſicherheit der beobachteten Unterlagen der Rechnung zu erklären, fo daß feine dritte 
Wiederkunft im Jahre 1954 gewiß fon beſſer ftimmen wird. Diefer Komet fann ſich biz 
auf 0,775 der aſtronomiſchen Cinheit, d. h. etwas mehr al3 die Venus, der Sonne nähern 
und entfemt fil) bis auf 33,67 ſolcher Cinbeiten; feine Bahn reicht alfo, ebenfo Wie die des 
Halleyſchen Rometen, nod immer etwas über die Neptunbahn Binaus. 

Bu diefen beiben Kometen gefellte ſich 1887 noch ein Ddritter, der zuerſt am 6. März 
1815 von Olbers in Bremen gefeben und dann von Gauß und Belfel als periodiſch mit einer 
Umlaufszeit von etiva 74 Jahren erfannt wurde. Die ausführlichſte Bearbeitung lieferte 
Ginzel, der eine Umlaufs3eit für dieſes Geſtirn fand, die vermöge der Unſicherheiten der 
Beobadtungen zwiſchen 72,3 und 75,7 Jahren ſchwankte. Nadbem lange bergeblid nad) 
bem ſchwachen Gelli geſucht worden war, fand ibn mieberum Brooks am 24. Augujt 
1887 auf, und die Rechnung ergab eine Umiaufszeit bon 72,5 Sahren, die Ri J an der 

Meyer, Das Weltgebäude. 2. Aufl. 


226 I. 10. Die Pometen. 


unteren Grenze der angegebenen Unſicherheit liegt. Der Romet iſt demgemäß 1960 wieder 
zu ervarten. Seine kürzeſte Gonnenentfernung ift 1,2 der unferigen, feine grofte faft genau 
gleich der des borigen Rometen. (S. die Abbilbung auf unferer Tafel I, bei ©. 208, Fig. d.) 
Bu diefen periodiſchen Kometen mit gròferer Umlaufszeit iſt mit der Einſchränkung, daf er 
noch nicht wiederholt gefehen worden ift, noch der von Wejtphal, 1852 IV, zu rechnen, mit 
60,5 Sabren Umlaufszeit. Cr mite alfo 1912 wiederkehren. 

VWeiterhin zeigt die Tabelle der periodiſchen Rometen einen grofen Sprung bezüglich der 
Umlaufszeiten: die nächſtgrößte beträgt nur noch 13,76 Sabre und gehört bem Rometen von 
Tuttle an. Tuttle entbedte ibn am 4. Januar 1858 und erfannte bald durd eine vorliufige 
Bahnrechnung, daß er mit einem 1790 von Mechain gefehenen Rometen identiſch fein müſſe. 
Es zeigte fich in der Tat, daß das Geftirn inzwiſchen viermal, und zwar wegen feiner Kleinheit 
unbemertt, zur Sonne zurückgekehrt mar. Die Rechnungen Tiſchlers gaben darauf den nächſten 
Periheldurchgang für die Nacht auf den 1. Dezember 1871 an, während er in den Morgen⸗ 
ſtunden des 2. irflich ftattfand. Die zweite Vorausberednung von Rabts in Rinigsberg für 
den 11. September 1885 ftimmte bis auf ein noch Geringere3 mit ber Wahrheit überein. 

Die ilbrigen 14 periodiſchen Kometen gehören alle zu einer und derjelben Familie 
Des Fupiter, d. h. fie wurden durch deffen Cinfluf zu dauernden Mitgliedern des 
Sonnenſyſtems gemacht. Auf der Abbildung Seite 227, auf der ſämtliche Rometenbabnen 
Diefer Familie eingezeichnet find, aud) die, bei denen nur eine Erſcheinung beobachtet wurde, 
ilberjehen ir fofort, bag nur wenige diefer Kometen die Jupiterbahn merklich überſchreiten, 
Daf Der bon Denning, nur einmal 1881 beobachtet, am meiften über diefe Grenze hinaus 
reicht, und daß der von Ende der Sonne am nächſten fommt und überhaupt die kleinſte 
von ben Kometenellipſen Pat. 

Die vierzehn wiederholt beobacdteten Rometen diefer Gruppe find die folgenden: 









Epochen der — i Sonnenentfernung Ungabi 

Name Peribelburdbginge in in aftron. Einheiten Wieder⸗ 

Gabr | Monat, Tag Gabren | Meinfte | gròfte | kunfte 
Fanes. LL... | 1908 '! ZGuni4 7,390 | 1,650 | 5,9% 9 
Broo8 . . ..... | 1903 Dezember 6 7,101 1,959 5,43 3 
Golme8 . |... ... | 1899 April 28 6,874 2,128 5,102 2 
Voli... 0... | 1898 | Gul 5 6,84 | 1,603} b,e1 3 
d'Arreſt.. .... 1897 Guni 3 6,666 | 1,397 | 5,77 6 
ginlayg . |... ... I 1900 Februar 17 6,558 | 0,960 | 6,04 3 
VBiela. |. |... ... i 1866 Januar 26 6,692 0,879 6,22 6 
Tempel I... ... | 1898 | ©Oftober 4 6,538 2,091 i 4,90 6 
De Vico-E. Smift . . . | 1901 |! Februar 14 6,400 1,670 5,2 | 4 
VWinnede . ..... | 1904 ! Sanuar21 5,828 0,923 | Bs 8 
TempeleL Swift . . . 1903 | Sanuar 24 5,678 1,152 i 5,21 |! 5 
Vrorfen. ...... ' 1890 | Februar 24 5,456 0,588 | Ser | 5 
Tempe DI... ... | 1899 Zuli 29 5,81 | 1,380 ° 4,68 4 
Ende. |. |... | 1901 | Geptember 15 3,30 | 0,342 | 410 | 29 


Die meiften diefer Rometen find feit ibrer Entdbedung innerhalb der Grenzen der zu 
ermartenden Unſicherheit der Rechnung pünktlich wiedergekehrt. Was in diefer Hinſicht 
einſchränkend betreffs des Enckeſchen Kometen zu erwähnen iſt, wurde ſchon geſagt. 

Zwei Kometen jedoch aus dieſer Liſte, die eine Zeitlang regelmäßig zurückkamen, 
ſind ſeither verſchollen: der von Biela und der Brorſenſche. Der letztere wurde 


Kometenfamilie des SGupiter. 227 


am 26. Februar 1846 von Brorſen in Kiel entdeckt. Es war ein teleſkopiſcher und ziemlich 
lichſſchwacher Komet. Brünnow und d’Arreft erkannten zuerſt ſeine Periodizität und gaben 
ſeinen nächſten Periheldurchgang auf den 26. September 1851 an. In dieſem Jahre wurde 
er aber nicht wieder aufgefunden, allerdings wohl auch nicht ſehr eifrig geſucht. Am 18. März 
1857 aber entdeckte ihn Bruhns aufs neue und erkannte durch die Rechnung ſeine Identität 





Die Kometenfamilie be8 Jupiter. Vgl. Text, S. 226. 


finden, aber auch diesmal wurde der Komet nicht gefunden, was immer noch nicht auf 
fallen konnte, da die Aſtronomen damals nicht beſonders auf ihn aufmerkſam gemacht worden 
waren. Nun aber wurde die rechneriſche und beobachtende Verfolgung der periodiſchen 
Kometen beſſer organiſiert, und Bruhns übernahm dabei die Sorge für das Brorſenſche 
Geſtirn. Seine Rechnungen legten den nächſten Periheldurchgang auf den 18. April 1868. 
Nachdem die Wiederauffindung Schmidt in Athen am 11., Bruhns ſelbſt am 12. April 
gelang, ſtellte ſich die Rechnung bis auf einen Tag richtig heraus, um den das Geſtirn früher 
zur Sonne zurückgekehrt war. Ebenſo kam es 1873 und 1879 wieder, aber es wurde jetzt 
die merkwürdige Tatſache entdeckt, daß die aus den Erſcheinungen von 1868 und 1873 be- 
ſtimmte Umlaufszeit mit der aus dieſer letzteren Rückkehr und der von 1879 hergeleiteten 


15* 


228 I. 10. Die Kometen. 


nicht in Cinflang zu bringen tvar. Ausführliche Rednungen find hierüber bon Schule 
in Döbeln und bon Lamp in Riel angejtellt worden. Sie ergeben eine Verzigerung des 
Stometen, die der Wirfung jenes problematiſchen miderftebenden Mittel entgegengefebt iſt. 
Der Cinfluf desfelben nabert die Körper unbedingt der Sonne, mabrend der Brorſenſche 
Komet fil) von ihr entfernte. Im Jahre 1884 follte ber Romet zurückkehren, fam aber 
in feine giinftige Stellung zur Erde und wurde, aus diefem oder aus anderen Griinden, 
nicht gefunden. Bedeutend giinitiger aber mar die Lage des Kometen 1890, ja, e3 var 
die giinftigfte von allen feinen Erſcheinungen mit Ausnahme der bei der Entdbedung 1846. 
Die Lagenverbaltniffe waren jebenfalls befjer al3 zu der Beit, dba ibn Schmidt in Athen 
jogar eine Beitlang mit bloßem Auge geſehen hatte. Dennod iſt das Geſtirn trog des eifrigften 
Suchens mit Inſtrumenten, mele den bei den früheren Erſcheinungen angemandten weit 
überlegen tvaren, nicht aufzufinden geweſen. Unter anderen ftreifte Barnard mit dem 
12⸗Zöller der Lid-Sternmarte die Himmelsgegend um der angegebenen Ort des Rometen 
in fo weiten Grenzen ab, daf felbît ein theoretiſch nicht erklärlicher Fehler von dem Gunbderte 
fachen der vorauszuſehenden Unficherheit die Auffindung nicht verbindert batte. In Pul 
fotva bei Petersburg bemiibte fi) Renz mit einem 15zölligen Inſtrument in gleicher Weiſe 
und in Wien Spitaler gar mit dem gemvaltigen 26-Boller. Der Komet aber Dlieb unſichtbar. 

Nur zwei Erklärungen find für dieſes fonderbare Verſchwinden dbenfbar: entweder bat 
der Komet irgendeine unbekannte Störung erlitten, die ihn völlig aus ſeiner Bahn riß, 
ſo daß er der Erde nicht mehr nahe kommen konnte, oder ſeine Helligkeit hat dermaßen 
abgenommen, daß er wohl den vorausberechneten Weg ging, aber ſelbſt für die mächtigen 
Fernrohre der Gegenwart zu lichtſchwach geworden iſt. Für beide Vermutungen liegen 
Anhaltspunkte vor. Ale Beobachter haben ſich über die für einen teleſtopiſchen Kometen 
ungewöhnlichen Schwankungen der Lichtſtärke und der Dimenſionen dieſes Brorſenſchen 
Geſtirnes gewundert. Es trat meiſt als eine verſchwommene Nebelmaſſe mit kaum bemerk⸗ 
barer Verdichtung nad ihrer Mitte zu auf, die bei ihrer Annäherung zur Sonne fchnell 
an Helligkeit zunahm, aber dann nod) ſchneller wieder verblafite und dabei fi) ausdehnte. 
Die Nebelmafjen der Coma nahmen ſcheinbar weſentlich an Dichtigkeit ab und ließen bann 
oft ein oder mebrere Lichtpünktchen durchſchimmern, von denen vorher nichts ſichtbar war. 
Aud von einer beobacdteten Wiederfunft biz zur nächſten zeigte der Komet entſchieden 
Helligfeit3inderungen, die durch die veränderte Stellung allein nicht zu erklären find. 
Schmidt fagt, daß ihm eine fo plötzliche Lichtſchwächung nad dem Peribel nod an feinem 
der 50 Kometen, die er bis dahin beobadtet Batte, borgefommen fei. Wir dürfen alfo wohl 
annehmen, daß befondere Dinge im Innern diefe3 Rometen borgehen, die auch das ginz- 
lie Verſchwinden erklären tinnten. Lamp ift diefer Meinung zugeneigt und glaubt, daß 
Ausftrimungen, die zwar an diefem Kometen nicht wahrzunehmen maren, aber deshalb 
doch mwobl ftattfinden fonnten, die Lichtſchwankungen einerfeità3 und ferner die Verlang= 
ſamung feiner Umlaufszeit, bon der wir oben ſprachen, bemirit haben fonnten. Wenn bei 
Diefen Ausftrimungen Materie den Kometen verlàft, um ſich in den Weltraum zu berlieren, 
jo muf Damit notwendig eine Abſtoßung verbunden fein, vie man fie bei allen Aus 
ſtrömungen bon Waſſer, von Dampf, Elektrizität u. ſ. w. beobachtet. Findet die Ausftrimung 
nun nach der Sonne hin ſtatt, wie man es bei den Kometen zu beobachten pflegt, ſo muß 
die Rückwirkung in dem Sinne ſich bemerkbar machen, wie es die Verlangſamung des 
Brorſenſchen Geſtirnes anzeigt. 





Die Kometen bon Brorfen und Biela. 229 


Aber auch das Cingreifen der anderen Urſache, ungewöhnlich grofer Storungen, fann 
im borliegenden Falle wahrſcheinlich gemacht werden. Die Bahn fommt nämlich ſowohl 
jener der Venus mie des Supiter und nod) einiger feinen Planeten fehr nafe. Daraus 
folat die Möglichkeit, daß aud) die Körper felbft, die diefe Babnen befchreiben, bem Rometen 
gelegentlich nahe kommen können. Mit dem Gupiter fand dies 3. B., mie Die Rednung 
ergab, vier Jahre vor der Entbedung des Kometen am 27. Mai 1842 ftatt, an welchem 
Tage Die gegenfeitige Cntfernung nur 0,055 Cinbeiten oder etwa 8 Millionen Rilometer 
betrug. Selbſtverſtändlich werden die Wirfungen der Anziebungsfraft, die bei ſolchen 
Annaberungen ftattfinden, fo genau vie mbglic in Rednung gezogen. Aber leider bleiben 
hier grofe Unſicherheiten übrig, bon denen im zweiten Hauptabſchnitte die Rede ſein wird. 
Ferner merden mir nachher feben, daß im Weltraume Maffenanfammlungen eriftieren, die 
uns nur unter außergewöhnlichen Umſtänden fitbar werben, und die wohl den Lauf eines 
$tometen, wenn er ſehr nabe an ihnen voriibereilt, beträchtlich verändern fonnen. Erſt die 
Zukunft wird zwiſchen diefen Mbglichfeiten, die unter Umſtänden beide zugleich mitgewirkt 
haben können, zu entſcheiden geſtatten. Aud der periodiſche Komet de Vico ſcheint ähn⸗ 
lichen Helligkeitsſchwankungen unterworfen geweſen zu ſein. 

Ein höchſt intereſſantes Licht auf die Umſtände, die ein derartiges Verſchwinden auch 
bei dem bisher in Rede ſtehenden Kometen bewirkt haben können, wirft die Geſchichte des 
gleichfalls verſchollenen Kometen bon Biela, bei dem man die Urſache zufällig etwas 
genauer kennen gelernt hat. Zuerſt wurde dieſer teleſkopiſche Komet 1772 geſehen, ohne 
durch irgend etwas aufzufallen, dann am 10. November 1805 von Pons wieder entdeckt 
und, nachdem die Bahn dieſer letzteren Erſcheinung unter anderen auch von Beſſel und 
Gauß berechnet worden war, als identiſch mit dem von 1772 erkannt. War die hierdurch 
gefundene Ellipſe bon 614 Jahren Umlaufszeit richtig, fo mußte der Komet im Jahre 1826 
wieder zur Sonne zurückkehren. Dies war dem öſterreichiſchen Hauptmann v. Biela, der 
damals in Joſefſtadt in Böhmen in Garniſon lag, bekannt, und er fahndete deshalb mit 
ſeinen geringfügigen Mitteln nach dem zu erwartenden Gaſte mit größtem Eifer; es heißt 
ſogar, daß er ſeine Wachtpoſten angelernt habe, gleichfalls mit zu ſuchen. Sein Eifer war 
vom ſchönſten Erfolge gekrönt, indem er am 27. Februar 1826 jenes Geſtirn auffand, das 
ſpäter ſo berühmt werden ſollte. Der Entdecker ſelbſt berechnete die erſte Bahn für die 
neue Erſcheinung und ſtellte dadurch die Identität unzweifelhaft feſt. Unabhängig von 
ibm entdeckte 10 Tage ſpäter der franzöſiſche Kometenjäger Gambart in Marſeille dasſelbe 
Geſtirn, jedoch ganz zufällig, ohne nach ihm zu ſuchen, und berechnete dann ſeine Bahn. 
Die Franzoſen belegten deshalb bis vor kurzer Zeit, wider alle Gepflogenheit, den Ko— 
meten mit dem Namen Gambarts. 

Er erſchien 1832 zuerſt der Rechnung gemäß, und zwar ziemlich pünktlich; aber er ſetzte 
dennoch die Welt in nicht geringe Aufregung. Die Rechnung hatte nämlich ergeben, daß 
die Bahn dieſes Kometen faſt genau die Erdbahn kreuzte. Wenn nun beide Himmelskörper 
zugleich in dieſem Kreuzungspunkt eintrafen, fo mar ein Zuſammenſtoß in der Tat unver— 
meidlich, und man durfte, namentlich bei der damals noch großen Unkenntnis über die 
Natur der Kometen, nichts Geringeres als den Erduntergang von einem ſolchen Zuſammen⸗ 
ſtoß erwarten. Schon 1773 var deswegen einmal ganz Paris in gewaltigen Schrecken ge: 
raten, als der berühmte Lalande in der Akademie eine Vorleſung über Kometen halten 
wollte, die ſich der Erde nähern können. Es hatte ſich damals, man weiß nicht mie, das 


230 I. 10. Die Kometen. 


Gerücht verbreitet, bem GeleBrten fei von der Polizei verboten worden, diefe Vorlefung 
gu halten, weil er darin fiir den 12. Mai jenes Sabres den Weltuntergang durch Bufammen= 
itof mit einem Kometen hätte ankünden mwollen. Obgleich hiervon nicht im entfernteſten 
die Rede fein fonnte, mie die ſchleunige Veröffentlichung der Lalandeſchen Rede ermies, 
{o maren doch die Gemüter nicht mehr gu berubigen. „Dieſes bloße Gerücht reichte Din, 
einen fo paniſchen Schrecken zu berbreiten, daß nicht nur ganz Paris diefem Tage ente 
gegenjammerte, fondern fogar infolge der Angſt Frühgeburten, Todesfalle u. Î. w. eintraten, 
und unwürdige Geiftlime, welche um ſchweres Geld Abfolution anboten, die beften Ge- 
ſchäfte machten.“ (Wolf, Geſchichte der Aftronomie.) Laplace felbît, der groge Geometer, 
konnte ſich feinerzeit nicht enthalten, die Folgen einer folchen Rataftrophe mit den düſter⸗ 
iten Farben zu ſchildern: „Der Schrecken“, ſchreibt er, ,,melMen feinerzeit das Erſcheinen 
eine3 Kometen einflößte, hat der Furcht Plag gemadt, daß unter der großen Zahl der 
felben, welche das Planetenſyſtem in allen Ribtungen durchkreuzen, fi) vielleicht einer 
befinden möge, der die Erde über den Haufen mirft, und es ift in der Tat leicht, fi die 
Wirfung eines ſolchen Zuſammenſtoßes borzuftellen. Die Rotationsachſe der Erde und 
ihre Umſchwungsbewegung würden verändert, die Meere miirden ihre bisherigen Becken 
verlaffen, um ſich gegen den neuen Aquator hinzuſtürzen; Menſchen und Tiere müßte 
dieſe allgemeine Gintflut ertrinfen, wenn fie nicht ſchon der heftige Stoß zugrunde richtet, 
den die Erdkugel erfuhr. Ganze Geſchlechter würden vernichtet und die Denkmäler der 
menſchlichen Intelligenz umgeſtürzt werden, wenn die Maſſe des Kometen, der dieſen 
Zuſammenſtoß hervorbringt, mit der der Erde vergleichbar iſt.“ 

Obſchon dieſer Nachſatz von der der Erde vergleichbaren Maſſe für den Aſtronomen 
auch damals ſchon ungemein beruhigend wirken mußte, da die Geringfügigkeit der Kometen⸗ 
maſſen zu jener Beit außer Zweifel ſtand, fo wollen doch viele an ſolche theoretiſchen Re— 
ſultate niemals recht glauben, ſolange keine handgreiflichen Beweiſe vorliegen. Immer⸗ 
hin könnte auch eine Maſſe, die aſtronomiſch ganz unbeſtimmbar klein iſt, alſo etwa eine 
ſteinerne Kugel von nur einem Kilometer Durchmeſſer, die mit einer Geſchwindigkeit von 
mehreren Kilometern in der Sekunde gegen unſeren mütterlichen Planeten ſtieße, eine 
Weltkataſtrophe für deſſen lebendige Natur herbeiführen, wenngleich ein ſolches Ereignis 
in dem Spiele der himmliſchen Bewegungen keinerlei bemerkbare Wirkung haben würde. 
Auch könnte ein ſolcher Körper, ſelbſt wenn er nicht in unmittelbare Berührung mit der Erde 
fame, ſondern nur nabe an ihr vorüberſchöſſe, durch ſeine Anziehungskraft Das Meer {o 
getvaltig aufiviiblen, daß die ungebeure Flutvelle, die er Binter fi) herzöge, für die Erde 
zur allgemeinen Gintflut werden müßte. 

Olbers in Bremen, der berühmteſte Rometenfenner feiner Beit, hatte bei Gelegenheit 
der für 1832 zu erwartenden VWiederfehr des Bielaſchen Kometen darauf bingemiefen, 
legterer milffe am 29. Oktober jenes Jahres fo nahe an der Erdbahn voriiberftreifen, daß 
feine Nebelhülle bon ihr durchſchnitten würde. Jedenfalls würde der Romet, wenn er gleich- 
zeitig mit der Erde in dieſem Schnittpunkt einträfe, dieſer mindeſtens dreizehnmal näher 
kommen als der Mond. Die Welt, blind geworden durch Furcht oder Senſationsluſt, überſah 
natürlich auch dieſen Nachſatz, der deutlich ausſprach, daß wohl die Bahnen dieſer Körper 
ſich ſo beträchtlich einander näherten, daß aber die Erde mit ihren allzu ängſtlichen Be— 
wohnern in demſelben Augenblick, in welchem der Komet die gefährliche Stelle paſſieren 
würde, volle 11 Millionen Meilen von ihr entfernt ſei. Es koſtete ſehr viel Mühe, um 


Bahnlage des Bielaſchen Kometen. Seine Zweiteilung. 231 


diesmal ähnliche Wirren wie die vorhin geſchilderten zu verhüten. Namentlich hat eine darauf 
bezügliche Schrift des genialen J. J. v. Littrow, damaligen Direktors der Wiener Stern» 
warte, viel zur Beruhigung beigetragen. Dieſer Schrift iſt auch die untenſtehende Zeich— 
nung der Bahnlage unſeres Kometen, des bon Ende und der Erbe entnommen, aus der 
ir zugleich erfehen, daß auch die beiben genannten Rometenbahnen einen Punft gemein 
haben, wo fie aufeinander ftofen fonnten. 

Littrow fagt Dierzu: ,, Wenn jene Begegnung der beiben Kometen um die Mitte 
unferes Oktobers ſich ereignen ſollte, ſo würden ir das bisher nod nie gefehene Schau— 
ipiel bes Kampfes und vielleicht der gegenfeitigen Berftirung beider Himmelskörper mit 
unferen Fernrohren und mobl felbît mit freiem Auge beobachten fonnen. So intereffant 
Diefer Unblid auch für viele bon uns fein mag, fo merben doch die meiften nach alt herae= 
brachter Weife fich febr menig um das befiime  _ | * 
mern, was in fo großer Ferne bon ihnen bor 
geht, möchte es auch Millionen von Weſen das 
Leben koſten und einer ganzen Welt den Unter— 
gang bereiten, wenn nur fie felbit fil) wohl be- 
finden und dabei fiir ihr eigene3 files Ich keine 
Gefahr zu befürchten haben. Aber wie wird es 
mit bem gerühmten Gleichmut bdiefer Leute 
ſtehen, wenn fie nun hören, daf derfelbe Komet 
aud) ihnen felbît gefährlich werden, und daß er 
fie vielleicht auf eine fehr unfanfte Art aus ibrem 
Schlaf meden fonne?” Littrom zeigte ferner, 
daß Die (in ber Wbbilbung mit a bezeicnete) _— RT RR ER 
Schnittftelle ber Babnen bon Erbe und Biela- —endesten someten: a,b, ) Erdbabn, a, e, g) Bahn 
Komet von der erfteren zwar alle Jahre einmalelaſden Mometen, dè © Napn des Endeſchen 
am 30. November durdblaufen würde, daf aber 
ein Zuſammenſtoß hier nur möglich fei, wenn der Komet feine Sonnennabe an eimeni 25. De» 
zember babe. Diefer Fall tritt aber nur alle 2500 Sabre einmal ein, wie eine einfache War 
ſcheinlichkeitsrechnung ergibt. Annäherungsweiſe würde diefe Bedingung zuerſt 1933 erfüllt. 

Wie nicht anders zu erwarten war, ging das Jahr 1832 ohne jede Störung vorüber, 
und der Komet entfernte ſich wieder von uns in völlig vorſchriftsmäßigem Laufe. Bei 
ſeiner nächſten Wiederkehr konnte er wegen zu ungünſtiger Stellung nicht beobachtet werden, 
dagegen erſchien er 1845 wieder und ſetzte diesmal die Aſtronomen in nicht geringe Vere 
wunderung durch ſeine faſt vor ihren Augen ſich vollziehende Zweiteilung. Das Geſtirn 
war am 26. und 28. November in Rom und Berlin zuerſt wie ſonſt geſehen worden; Ende 
Dezember aber bemerkte man bereits eine ſeltſame Verlängerung ſeiner Geſtalt, am 
13. Januar 1846 ſah ihn Maury in Waſhington ſich gabeln, und am 27. Januar erkannte 
d'Arreſt deutlich zwei Köpfe mit zwei parallelen Schweifen daran, wie es die Zeichnung 
auf unſerer Tafel II (bei ©. 218), Fig. g, darſtellt. Die beiden Kometen gingen nun ruhig 
nebeneinander her, jedoch ſo, daß der urſprünglich viel kleinere Nebenkomet immer größer, 
der andere kleiner wurde, als ob der „Ableger“ ſeinen Mutterkörper langſam aufſöge. Beide 
blieben dabei von einer ſchwachen, gemeinſamen Nebelmaſſe umgeben. So kamen ſie 1852 
wieder zur Sonne zurück, nur war jetzt die Entfernung beider Kometen beträchtlich größer 





932 IL 11 Dic kosmiſchen Meteore und die phyſiſche Beſchaffenheit ber Kometen. 


gemorden (ſ. auch S. 209). Aud diesmal änderten die Rometen das Verhältnis ihrer Hellig— 
feiten in auffalliger Weife. 

Zum legten Male ift das merkwürdige Doppelgeftitn am 28. September 1852 in Pul⸗ 
forma geſehen worden. Seitdem ift es verſchollen. Bei der nächſten Wiederfehr von 1859 
mar die Lage ungünſtig, aber 1865—66 waren die Verhältniſſe viel beſſer, und es iſt ſehr 
lange vergeblich nad) ibm geſucht worden. Es blieb angeficht3 des Mißerfolges kaum etwas 
anderes übrig, als anzunehmen, der Komet habe ſich bei abermaliger Spaltung allzuſehr 
geſchwächt, um noch wahrgenommen werden zu können, denn ſchon 1852 waren die beiden 
Teile recht lichtſchwach. Für die etwaige 1872er Wiederkehr waren deshalb gar keine Vor: 
ausberechnungen mehr geliefert; man hatte ihn ein für allemal für verſchollen erklärt. 

Aber gerade 1872 erinnerte der wunderliche Irrſtern durch ein prachtvolles Feuerwerk 
an ſeine Exiſtenz, das an jenem Tage, an dem die Erde den gemeinſamen Schnittpunkt 
der Bahnen alljährlich durchläuft (er hatte ſich ſeit Littrows Zeiten vom 30. auf den 27. No— 
vember verſchoben), den nächtlichen Himmel erleuchtete. Ein Sternſchnuppen— 
regen, wie man ihn kaum je vorher geſehen hatte, entzückte die ganze Welt; gut, daß 
es damals noch niemand wußte, daß Das gefürchtete Ereignis eines Zuſammenſtoßes menig: 
ſtens mit einem Teile des Bielaſchen Kometen ſich durch dieſes wundervolle Phänomen 
darſtellte; das Entzücken hätte ſich vielleicht noch in dieſem aufgeklärten Zeitalter in Furcht 
und Entſetzen verwandelt. 

Der gerade durch dieſes epochemachende Ereignis außer Frage geſtellte Zuſammen⸗ 
hang zwiſchen den Kometen und den Sternſchnuppen macht es aber notwendig, uns zunächſt 
dieſen letzteren zuzuwenden, ehe wir unſere Erfahrungen über die Kometen zu einem 
Geſamtbilde vereinigen. 


11. Die kosmiſchen Meteore und die phyſiſche Beſchaffenheit 
der Kometen. 


Nod abweichender von der hehren Ruhe der Vorgänge am Firmament als das Auf— 
treten eines Kometen iſt die Erſcheinung einer vorüberhuſchenden Sternſchnuppe, 
das Aufleuchten einer Feuerkugel oder gar das vom Donner begleitete Herabſtürzen 
eines Meteorſteines ſelbſt aus heiterem Tageshimmel. Wir dürfen uns deshalb 
nicht darüber wundern, daß dieſe Phänomene noch viel längere Zeit als die Kometen 
für irdiſche Dinge gehalten wurden, die ihren Urſprung in unſerer Atmoſphäre oder in 
unſeren Vulkanen hätten. Sie gingen ja augenſcheinlich in unſerer Atmoſphäre vor ſich, 
wie auch die ſpätere ſtrenge Unterſuchung beſtätigte, im Gegenſatz zu der Entwickelung 
unſerer Kenntniſſe von den Kometen. 

Vor 100 Jahren würde deshalb ſelbſt das umfaſſendſte Lehrbuch der Aſtronomie von 
den Gegenſtänden, die uns im gegenwärtigen Kapitel beſchäftigen, gar nichts enthalten 
haben. Noch in der 1823 erſchienenen Auflage des ſeiner Zeit als vortrefflich anerkannten 
Werkes von Bode, „Anleitung zur Kenntnis des geſtirnten Himmels“, finden wir dieſen 
„Lufterſcheinungen“ nur zwei Seiten gewidmet, deren Inhalt ſich in folgenden Zitaten 
zuſammenfaſſen läßt: „Die Sternſchnuppen müſſen über allen Wolken und in der höchſten 
Luftregion entſtehen. Wenn ſich daſelbſt eine Miſchung ſubtiler brennbarer Teile durch 


Frühere Anſichten über Meteore. 233 


die Elektrizität der Luft oder einer chemiſchen Gärung und Zerſetzung ſchnell entzündet 
und dann ſenkrecht herunterſchießt. . . Der fogenannte ziehende Drache, die hüpfende 
Ziege, Fackeln, brennende Balken und andere leuchtende Meteore haben vermutlich teils 
mit den fallenden Steinen einerlei Art und Beſchaffenheit und ſind von denſelben nur in 
der Größe und Figur unterſchieden, teils können dieſelben auch aus zähen und groben 
Dünſten der unteren Luft, die durch eine Gärung ihrer Urſtoffe ein phosphoriſches Licht 
von ſich geben, und vom Wind in allerhand zufällige Geſtalten und Bewegungen fort— 
geführt werden, entſtehen ... Zuweilen find auch dieſe Erſcheinungen wirklich keine Meteore, 
ſondern werden von gewiſſen leuchtenden Inſekten bewirkt, die oft bei nächtlicher Weile 
in großen Scharen herumfliegen. Man ſieht auch dann und wann des Nachts größere 
Feuer⸗ oder Glanzkugeln ſchnell durch die Luft fahren . .. Ihre Geſchwindigkeit übertrifft 
vielmal den Flug einer Kanonenkugel. Daher haben die neueren Naturforſcher die Mei: 
nung aufgegeben, felbige nod von den Diiniten unferer Atmofphare herzuleiten, und halten 
ſie (vie ſchon ehedem Gallen) fiir gewiſſe Teile, die fi) durd) die allgemeine Anziehungs— 
fraft im Weltenraume zuiveilen hier und da zufammenballen, und welchen die Crde in 
ihrem Laufe begegnet.” | 

Es muß uns heute in Staunen feben, daß ſonſt verſtändnisvolle Manner, ja ganze wiſſen— 
ſchaftliche Akademien ſich lange Beit hartnäckig gegen jede nähere Unterſuchung der Frage 
auflehnten, ob dieſe in unſerer Dunſthülle für uns in die Erſcheinung tretenden Vorgänge 
nicht doch ihren Urſprung im Weltenraume haben könnten. So erklärte der Direktor des 
Wiener Naturhiſtoriſchen Muſeums (das heute die reichſte Sammlung von Meteorſteinen 
überhaupt beſitzt), Stütz, im Jahre 1790, daß es wohl um die Mitte ſeines Jahrhunderts ſelbſt 
„aufgeklärte Köpfe“ gegeben haben möge, die wirklich an die Fabel glaubten, es könnten 
Steine vom Himmel fallen, daß aber zu ſeiner Zeit kein der Naturgeſchichte Kundiger dies 
mehr annehmen dürfe. Ja, als im ſelben Jahre 1790 in der Gascogne bor 300 Augen— 
zeugen ein Stein vom Himmel gefallen war, und darüber der franzöſiſchen Akademie offi— 
ziell Mitteilung gemacht wurde, ſchrieb der bekannte Phyſiker Berthelon wörtlich: „Wie 
traurig iſt es nicht, eine ganze Munizipalität durch ein Protokoll in aller Form Volksſagen 
beſcheinigen zu ſehen, die nur zu bemitleiden ſind. Was ſoll ich einem ſolchen Protokoll weiter 
beifügen? Alle Bemerkungen ergeben ſich dem philoſophiſchen Leſer von ſelbſt, wenn er 
dieſes authentiſche Zeugnis eines offenbaren falſchen Faktums, eines phyſiſch unmöglichen 
Phänomens lieſt.“ Allerdings war es ein hartes Stück, an das Herabfallen zentnerſchwerer 
Steine aus der Luft zu glauben, wenn man nicht ſelbſt Augenzeuge eines ſolchen Wunders 
geweſen war, und man begreift anderſeits, daß man dieſen Steinen nicht recht trauen 
wollte. Es wird erzählt, daß man einen am 7. September 1514 in Ungarn niedergefallenen 
Stein bon 250 Pfund Gewicht mit ſchweren Ketten in der Kirche anſchmiedete, damit er 
nicht wieder davonfliegen könne. 

Gegenüber jenen einſeitigen und ſich ſchroff aller Uberzeugungskraft der Tatſachen 
verſchließenden Anſichten muß auch Bier wieder feſtgeſtellt werden, daß bereits im griechi— 
ſchen Altertum vereinzelt richtigere Anſichten über dieſe Erſcheinungen aufgetaucht waren. 
Go ſoll um 465 v. Chr. Anaxagoras die Meinung ausgeſprochen haben, cin damals gefallener - 
Meteorit möge aus der Sonne ſtammen, und Plutarch ſagte: „Sternſchnuppen ſind 
nach der Meinung einiger Phyſiker nicht Auswürfe und Abflüſſe des ätheriſchen Feuers, 
das in der Luft unmittelbar nach der Entzündung erliſcht, noch auch eine Entzündung 


2394 I. 11. Die kosmiſchen Meteore und die phyſiſche Beſchaffenheit ber Kometen. 


und Entflammung der Luft, die in der oberen Region fil) in Menge aufgelöſt hat; fie find 
vielmeBr cin Fall himmliſcher Körper, dergeftalt, daß fie durch eine gewiſſe Nachlaſſung 
der Schwungkraft und durch ben Wurf einer unregelmafigen Bewegung herabgeſchleudert 
werden, nicht blofj nad) der bewohnten Erde, fondern aud) außerhalb in das große Meer, 
weshalb man fie dann nidt findet.“ 

Yu den berühmteſten Steinféllen aus früherer Beit, die ſachgemäß beſchrieben wurden 
und deshalb zu eingehenderer Prüfung der Erſcheinung hätten Anlaß geben follen, gehört 
der bon Enſisheim. Der Stein wurde in der Kirche des Orte eingemauett, iſt aber 
bei einem Neubau des Turme3 in den fiinfziger Jahren des vorigen Jahrhunderts in das 
Rathaus des Ortes gebradit worden, wo man ihn beute noch feben fann. Er wiegt jebt noch 
etwa 40 Kilo. Cine feinerzeit in der Kirche neben dem Stein aufgehängte Tafel bejchreibt 
den Fall. Wir geben ibren Inhalt teilweiſe wieder, da er die typiſchen Erſcheinungen eines 
Eteinfalle3 redjt qui ſchildert und zugleich wieder ein Zeugnis bon der Verlegenbeit gibt, 
in welche die Gelebrten durch ein ſolches Ereignis verſetzt wurden. Der Bericht lautet: 
„Anno Domini 1492 uff Mittwochen nächſt vor Martini den fiebenten Tag Novembris 
geſchah ein feltfam Wunderzeichen. Denn zwiſchen der eilften und zwölfften Stund zu 
Mittagszeit fam ein grofer Donnerfopff und ein lang getöß, welches man meit und breit 
hörte, und fiel ein Stein von den Liifften herab bei Enfisheim in ibrem Bann, der mog 
zweihundert und ſechzig Pfund, und mar der Klopff andermo biel gròfer, bann alfbier. 
Da fahe ibn ein Knab in eim Acker im oberen Feld, fo gegen Rhein und SI zeucht, bei dem 
Gisgang gelegen, ſchlagen, der mar mit Waitzen geſäet und that ibm fein Schaden, als 
Daf ein Lod) innen würd. Da führten fie ihn hinweg und ward ettva mannig Stück davon 
geſchlagen: das verbot der Landvogt. Alſo ließ man ihn in die Kirche legen, ibn willens 
dann gu einem Wunber aufzubenfen und famen viel Leut allber den Stein zu feben, aud 
murden viel feltiam Reden von dem Stein geredet. Aber die Gelebrten fagten, fie wiſſen 
nicht was es wär, denn es wär übernatürlich, dbaf ein folder Stein follt bon den Liifften 
herabſchlagen, befonder3 es mar ein Wunder Gottez, denn es zuvor nie erhört, gefehen 
noch geſchrieben befunden worden wär. Da man aud) den Stein fand, da lag er bei halb 
Mannestief in der Erden, welches jedermann dafür halt, daß e3 Gottes Wille war, daf 
er gefunden würde. Und hat man den Klopff zu Lucem, zu Pfillingen und ſonſt an viel 
Orten fo groß gebort, daß die Leut meinten, ed wären Häuſer umgefallen.”“ 

Suchen wir nun an der Hand der heute über diefe Erſcheinungen vorliegenden Beobach— 
tungstatſachen ihre bia vor furzem noch fo geheimnisvolle Natur zu ergründen, ohne uns 
dabei an die hiſtoriſche Entwidelung diefer Erkenntnis weiter zu halten. 

Von ben drei Klaſſen von Erſcheinungen, den SternfOnuppen, Feuer= 
fugelnund Meteoritenfallen, die mir gemeinfam bebandeln, find e3 die Fener 
fugeln oder Voliden, die fil) dburd) ihre Größe und relativ langfamere ſcheinbare Bewegung 
(gegentiber ben Sternſchnuppen) nod am ebeften als kosmiſche Phänomene anſprechen 
laſſen, ſo daß fie nach den Rometen Bier in die erfte Reihe zu ftellen find. 

Eins ber impofanteiten Schauſpiele am geftirnten Himmel, das der Augenblid un: 
erwarteterweiſe bringen fann, iſt unjtreitig das Crfcheinen einer Feuerfugel Plog: 
lic, fo bag man den Anfang des Phänomens felten fieht, fondern erft durch die bligartig 
auftretende, bann aber einige Beit andauernde Helligkeit ber Landſchaft den Blid nad 
der Quelle derfelben wendet, taucht unter den feften Sternen oder im Dämmerſcheine des 


Schilderung der Erſcheinungen bon Meteoren. 235 


beginnenden oder endenden Tage3 eine tvundervoll, meijt in grünlichem oder bläulichem 
Licht erſtrahlende rundliche Maffe auf, die ſchnell, in wenigen Sekunden, größer und Beller 
wird, als käme ſie direkt auf den Ort zu, an dem wir, erſchreckt und bewundernd zugleich, 
dem majeſtätiſchen Phänomen zuſchauen. Dieſer Eindruck wird noch dadurch erhöht, daß 
die anfangs große ſcheinbare Geſchwindigkeit des Phänomens gewöhnlich raſch abnimmt 
und die Bahn faſt immer gegen unſeren Horizont geneigt iſt. Die Feuerkugel hat nun 
ihren Hemmungspunkt erreicht. Es entwickelt ſich mit einem Schlage die ganze 
Pracht der wundervollen Erſcheinung: der Feuerball zerplatzt und ſchleudert ſchlängelnde 
Raketen nad allen Richtungen, ein wahrhaft himmliſches Feuerwerk, in deſſen Glanz die 
Landſchaft magiſch erſtrahlt. Einen Augenblick ſpäter iſt alles verſchwunden. Zuweilen 
nur folgt der Erſcheinung ein mächtiger Donner, und noch ſeltener ſtürzt dann ein Stein 
aus der Höhe, der ſich nicht allzu tief in den Erdboden eingräbt und, an ſeiner Oberfläche 
wenigſtens, glühend heiß iſt. 

Oft wird die Bolide von einer plötzlich mit ihr auftretenden Wolke begleitet, die am 
Tage zuweilen ihr einziges Merkmal ſein kann, wenn die Tageshelle den übrigen Teil 
der Erſcheinung verhüllt. Aus dieſer Wolke ſtürzen dann gelegentlich Meteorſteine herab. 
Der Eindruck, daß das Ereignis, auch wenn kein Stein niederfiel und kein Donner gehört 
wurde, in nächſter Nähe des Beobachters vor ſich ging, iſt meiſt ſo ſtark, daß letzterer oft 
mit Beſtimmtheit Teile des Meteors vor irdiſchen Gegenſtänden niederfallen zu ſehen 
glaubte. So behaupteten bei Gelegenheit einer am 5. Dezember 1880 über Genf erſchienenen 
Feuerkugel drei verſchiedene Beobadhter, die meilenmeit boneinander entfernt waren, 
dieſe Feuerfugel ganz in ibrer Nähe niederfallen gefeben zu haben; der erite mafe über 
ben Bäumen am See in einer Vorftadt, fo daß die Stücke zwiſchen den Zweigen hindurch— 
flogen und auf das Strafsenpflafter fielen, vo fie ſich praffelnd und funkenſprühend zer⸗ 
ſchlugen. Die Leute feien an diefer Stelle zufammengelaufen, hätten aber nichts mehr 
gefunden. Der zweite Beobadter hatte das Meteor zwiſchen fil) und einem Gebaubde in 
Collonge niederfallen fehen, einem Dorfe, das etwa eine Meile nördlich von Genf am Fufe 
des Saleve liegt. Das Meteor miifje notwendig dort in den zu jenem Gebäude geborigen 
Garten gefallen fein. Aud Pier maren alle Nachforſchungen vergebens. Der dritte be— 
bauptete allen anderen gegentiber, daß die Feuerfugel ganz in der Nähe von Chillon, alſo 
am anderen Ende des Gees, in diefen gefallen fei. Die ſchneebedeckten Berge Savoyens 
unb unten die fpiegelnden VWaffer feien in bem blauen Licht einige Sefunden lang bon 
einem unbeſchreiblichen Zauber iibergoffen erſchienen. Dann fei das Meteor ſchnurgerade 
vor den hellſchimmernden Bergen Pingeftiirzt, fo daß man dieſe deutlich Pinter der leuch— 
tenden Rugel gefeben habe, und einen Moment ſpäter fei fie in den aufziſchenden Wogen 
erloſchen. 

Gegenüber dieſen Schilderungen ergab eine nähere Erörterung der Erſcheinung aus 
allen Berichten, daß die Bolide jedenfalls viele Meilen über Genf und Savoyen hingezogen 
und bon ihr höchſtwahrſcheinlich nirgends ein Teil, jedenfalls nicht in den Umgebungen 
des Genfer Sees, zur Erde gefallen war. Dennoch waren jene drei Beobachter moraliſch 
einwandfrei; ſie hatten ſich täuſchen laſſen. 

Wir haben den intereſſanten Fall ausführlicher erzählt, weil er ein Licht auf die merk— 
würdigen pſychologiſchen Vorgänge wirft, welche die Beobachtung aſtronomiſcher Ereig— 
niſſe entſtellen können, namentlich wenn ſie von kurzer Zeitdauer ſind; mit ihnen hat der 


236 I. 11. Die kosmiſchen Meteore und die phyſiſche Beſchaffenheit der fometen. 


Aftronom bei der Unterſuchung zu rechnen. Es dibt nicht nur Nachwirkungen phyſiologiſcher 
Art, 3. B. auf der Netzhaut unferes Auges, fondern auch ſolche, die nur in unferem Geiſte 
vor ſich gehen und eine im Augenblid unerklärliche Erſcheinung in unferer Phantajie zu 


Meteor, gefeben am 27. Nuli 1894 über Ralifornien. 





einem verſtändlichen Abſchluſſe 
bringen, wie im vorliegenden 
Fall durch das vermeintliche 
völlige Herabſtürzen der meteo— 
riſchen Maſſe. 

Eine vorzügliche bildliche 
Darſtellung eines am 27. Juli 
1894 über Kalifornien explo— 
dierten Meteors iſt zuerſt in den 
von der Lick⸗Sternwarte Per: 
ausgegebenen „Publications of 
the Astronomical Society of 
the Pacific‘ erſchienen und in 
nebenftehender Abbilbung mie: 
dergegeben. Aud von diefem 
Meteor ift, foviel ermittelt mer 
den fonnte, nichts bis zur Erde 
berabgefallen. 

Die obige Schilderung ent: 
ſpricht der normalen Erſchei— 
nung einer Feuerkugel, doch 
zeigen fich hier wie bei den Ko— 
meten ſehr viele Abweichungen. 
So explodieren unter anderem 
durchaus nicht alle Feuerkugeln; 
viele verſchwinden ſo, wie ſie 
gekommen ſind, nachdem ſie 
einen majeſtätiſchen Bogen über 
die Himmelsdecke beſchrieben 
haben, ohne in ihrer ſcheinbaren 
Geſchwindigkeit weſentlich ge— 
ſtört zu werden. Andere be— 
ſchreiben gekrümmte Bahnen, 
die oft ganz ſcharfe Kurven 
und namentlich Schraubenlinien 


(wie das oben abgebildete Meteor) haben; wieder andere, anſtatt eine gegen den Horizont 
geneigte Bahn zu durchlaufen, wie es die Regel iſt, ſteigen ſcheinbar gegen den Zenit 
empor, wenngleich dieſer Fall zu den Seltenheiten gehört. 

Ein in ſeiner Art einzig daſtehendes Meteor, das wegen ſeiner Kometenähnlichkeit 
beſonderes Intereſſe gewinnt, beobachtete am 3. Juli 1845 Jahn in Leipzig. Die Erſcheinung 
war 26 Minuten lang ſichtbar und durchlief während dieſer Zeit, vom Großen Bären 


Erſcheinungen von Meteoren. i 237 


beginnend, die Sternbilber des Luchſes und des Fubrmanns mit einer Geſchwindigkeit, die 
viel geringer Ivar als alle an anderen Meteoren mabrgenommenen, die felten mebr als 
einige Sefunden lang leuchten, um dann zu erplobdieren oder gu verſchwinden. Das Ge: 
itirn hatte zuerſt zwei, dann fogar drei Schweife und feucdhtete auch fonît in jenem matten 
Glanze, ben man von Kometen, nicht aber an Meteoren, gemobnt ift. Sogar ein deutlicher 
fem mar bvorbanden, 
und das Licht des Phä— 
nomens ſchwankte merk⸗ 
lich auf und ab. Einer 
der Schweife war bis 
17° [ang und 1,5° breit. 
Gegen das Ende nabm 
die Qelligfeit und Da: 
mit auch die Linge ded 
Schweifes weſentlich 
ab, zum großen Teile 
wohl auch wegen der zu⸗ 
nehmenden Tageshelle 
während der Morgen— 
dämmerunggegenZ3Uhr. 
Der Lauf des Geſtirns 
war ſcheinbar gegen die 
Sonne gerichtet. Jahn 
hielt es für einen wirk— 
lichen Kometen, der der 
Erde ungewöhnlich nahe 
gekommen war; eine 
Anſchauung, die durch 
unſere folgenden Be— 
trachtungen unterſtützt 
werden wird. 

Die meiſten Me— 
teore laſſen eine leuch— 
tende Spur hinter ſich Merkwürdig verſchlungene die beobachtet — 16. Ditober 
zurück, Die bis zu einer 
halben Stunde am Simmel fichtbar bleiben fann. Diefer Umjtand würde, folange Die 
geometriſche Beſtimmung nicht alle Bmeifel darüber vernichtet Bat, einen augenſcheinlichen 
Beweis dafür abgeben, daß diefe Körper dburd ein miderftehendes Mittel, wahrſcheinlich 
alſo unſere atmoſphäriſche Luft, hindurchgehen, wobei ſie infolge der ſtarken Reibung in 
einen leuchtenden Zuſtand verſetzt werden: dieſer Zuſtand kann übrigens nicht nur durch die 
erzeugte Hitze, ſondern auch durch elektriſche Erregung hervorgebracht werden. | 

Alle bisher angeführten äußeren Merkmale teifen die Meteore mit den Sternſchnuppen, 
Die aud) geradlinige ſowohl mie frumme Bahnen mit verſchiedener und wechſelnder Ge— 
ſchwindigkeit durchlaufen; aud ihr Lauf ift in den bei meitem meiften Fallen gegen den 





238 I. 11° Die kosmiſchen Meteore und die phyſiſche Beſchaffenheit ber Rometen. 


Horizont geneigt, und nicht felten laſſen fie Schweife Pinter ſich zurück. Aud Sternſchnuppen 
können zerplagen, menngleid) dies viel feltener vorfommt al3 bei ben impofanten Erſchei⸗ 
nungen der Meteore, und man beobadtet begreiflicherweiſe megen der Kleinheit des Vor- 
gange3 feine Schallerſcheinungen; doch ift ein Fall durch Sueß befannt gemorden, mo 
eine Sternſchnuppe zur Erde niederfiel, alfo einen Meteoritenfall erzeugte. Dies geſchah 
am 31. Juli 1859 bor der Kirche zu Montpreis in Steiermark. Die Bruchſtücke, die den 
Crbboben auf einem talergrofien Hlede {marz firbten, waren einige Sefunbden lang nod 
{o heiß, „daß fil) der Bürger Fr. Romich, al er eines dbavon aufflauben mollte, berb am 
Singer verbrannte”. Da nun die ſcheinbare Größe der Feuerfugeln bon der Ausdehnung der 
Mondſcheibe und noch darüber hinaus biz herab zu derjenigen der größten Sternſchnuppen 
variiert, Die man gewöhnlich von der Helligfeit ber Venus an als ſolche anfpricht, fo mufte 
man unwillkürlich auf ben Gebanfen fommen, es eriftiere iiberbaupt fein innerer Unter- 
ſchied zwiſchen beiden Phänomenen: die Sternſchnuppen feien alfo entmeder în 
Wirklichkeit nur fleinere Feuerfugeln oder 
aud nur ſcheinbar kleiner wegen ibrer viel groferen Ente 
fernung. Sn der Tat wird eine Lichterſcheinung, die in den 
oberften Schichten unferer Atmofphare vor fi geht, bon 
verſchiedenen Orten der Erdoberfläche aus in ſehr verſchiede— 
ner Ausdehnung und Gelligfeit gefehen merden. So ſchreibt 
Schiaparelli in feinem epochemachenden Werke über „die 
aſtronomiſche Theorie der Sternſchnuppen“ bon dem Meteor 
von Pultust, das am 30. Januar 1868 fiel (fiehe nebenftehende 
ce galtust. °° Abbildung; ud) Nr. 1 der farbigen Meteoritentafel bei S. 243 

gehört diefem Steinfall an): „Während die Bemogner in der 
Nähe bdiefer Stadt von mebreren Taufenden von Steinen bombarbdiert wurden, ift das 
Meteor in Vrestau mie bon einem wahrhaft prachtvollen Feuermeere begleitet beobachtet 
worden, aber ohne daf eine Detonation bemerft wurde. Sn Ragendorf in Ungam murde 
e3 ala ein ungewöhnlich Bell leuchtendes Meteor gefehen, welches nabe bem Horizonte 
zwei⸗ bis dreimal Deller als Venus mar. An vielen Orten bot der Anfang des Meteora 
feinen bon bem einer Sternfchnuppe verſchiedenen Anblid dar. Es ift wohl glaublich, 
Daf an noch meiter entlegenen Orten das Meteor bon Pultusf die Erſcheinung einer ge- 
wöhnlichen Sternſchnuppe wird dbargeboten und gerade aus diefem Grunde die Aufmert 
famfeit ber Beobachter nicht auf fi) gelentt haben.“ 

Mit ihrer Kleinheit nimmt die Anzahl der auftretenden Meteore ſehr ſchnell zu. Wir 
müſſen deshalb annehmen, daß die Grenzen, innerhalb deren man die Größe der Meteore er⸗ 
fahrungsmäßig einzuſchließen hat, zunächſt nur durch äüßere Umſtände gezogen wurden. Wenn 
man wenig oder gar keine Feuerkugeln fab, welche die ſcheinbare Größe des Mondes mefent: 
lich übertrafen, ſo iſt deswegen doch nicht der Schluß zuläſſig, daß der Größe der Meteore 
überhaupt durch die Natur eine obere Grenze geſetzt ſei. Nach untenhin iſt tatſächlich keine 
Grenze vorhanden. Der beobachtende Aſtronom ſieht ſehr häufig durch das Geſichtsfeld 
ſeines Fernrohres Lichtſtreifen von ungemeiner Feinheit ziehen, die zweifellos von Stern— 
ſchnuppen herrühren. Bedenkt man, daß im Geſichtsfeld eines ſolchen Fernrohres meiſtens 
nur einige Hunderttauſendſtel des Himmelsgewölbes überblickt werden, ſo muß man ſchließen, 
Daf teleſkopiſche Sternſchnuppen außerordentlich häufig die betreffenden Regionen unſerer 





a = n — 


Teleſtopiſche, fpeftroffopifhe und photographiſche Beobachtung der Meteore. 239 


Atmofphére durcheilen und in jedem beliebigen Augenblide bon jedem Ctandpunfte auf | 


ber Erde gefehen tverben fonnten, menn ſich unfer Sehvermögen ohne Anwendung des 
in diefem Falle räumlich beſchränkenden Fernrohres entſprechend verſchärfen ließe. Ahn— 
liches kann auch von den bei ſolchen Phänomenen herabfallenden Körpern behauptet werden. 
Es fallen, wie wir ſpäter ſehen werden (ſ. S. 245), oft ungeheure Mengen feinſten Staubes 
vom Himmel, deſſen mineralogiſche oder chemiſche Zuſammenſetzung ihren meteoriſchen 
Urſprung unzweideutig kundgibt. 

Im übrigen iſt es nur ſehr felten gelungen, größere Meteore teleffopifd zu 
betrachten. Sie kommen zu unverhofft. Bevor man imſtande iſt, das Inſtrument auf 
die Erſcheinung zu richten, iſt fie ſchon wieder verſchwunden. Nur ein Fall iſt bekannt, 
in bem es Schmidt in Athen gelang, eine größere Bolide im Kometenſucher zu vere 
folgen. Die Erſcheinung trat am 19. Oftober 1863 auf und bauerte die ungewöhnlich 
lange Beit bon 21 Sekunden; 14 Sefunden hindurch fonnte Schmidt den munderbaren 
Unblid im Fernrohre geniefen. Während das Meteor mit freiem Auge ein zujammen- 
hängendes Ganze von etma dem halben Durchmeſſer des Mondes zu fein ſcheint, löſte es 
fi im Fernrohr in zwei 
Hauptferne von leuchten- 
bem ©maragdgriin auf, 
die einen ziemlich grofien 
Abjtand zwiſchen ſich hat- 
ten, und Pinter ihnen ber 
zog eine grofe Menge 
HMeinerer, ebenfalla griiner 
Stücke, die feuerrote Schweife zurückließen (j. obenſtehende Ubbilbung). Es zeigte ſich bei 
dieſer Gelegenheit deutlich, wie ſehr ſelbſt die gewiegteſten Beobachter die Größe ſolcher 
plötzlichen Erſcheinungen zu überſchätzen pflegen. Im Fernrohr, in dem keine Täuſchung 
in dieſem Sinne möglich iſt, war jeder der beiden Hauptkerne mindeſtens zwanzigmal 
kleiner, als Schmidt die ganze Erſcheinung mit dem bloßen Auge geſchätzt hatte. 

Hier und da iſt es möglich geweſen, das Spektroſkop auf ein Meteor gu richten, 
wobei man helle Linien und meiſt auch, wo die Helligkeit dies zuließ, ein kontinuierliches 
Speltrum aufblitzen fab. An eine Meſſung dieſer Linien konnte natürlich nicht gedacht 
werden; man mußte ſich damit begnügen, den allgemeinen Eindruck ihrer Farbe und Lage 
im Gedächtnis feſtzuhalten, um dann nach Analogien irdiſcher Spektren zu ſuchen. Die 
hellen Linien an ſich beweiſen die Exiſtenz glühender Gaſe während der Entwickelung 
des Phänomens; man ſah ſie bei Feuerkugeln ſowohl als auch bei Sternſchnuppen. Das 
kontinuierliche Farbenband verrät feſte Körper, die glühend leuchten. v. Konkoly und 
Thollon ſahen wiederholt die helle Natriumlinie, die ein geübter Beobachter kaum zu 
verkennen vermag. Das Natrium, jenes den Hauptbeſtandteil unſeres Kochſalzes bildende 
Metall, fehlt alſo auch in den kosmiſchen Meteoren nicht, wie es denn faſt überall am Aufbau 
des Univerſums teilgenommen zu haben ſcheint. 

Die Photographie hat zur Kenntnis der Meteore bisher nur geringe Beiträge zu 
liefern vermocht. Wir geben auf Seite 240 eine von Wolf in Heidelberg am 7. September 
1891 photographierte Sternſchnuppe wieder. Der Genannte, einer der eifrigſten Himmels⸗ 
photographen, teilt mit, daß auf allen ſeinen von 1890 bis 1902 gemachten Aufnahmen, 





Meteor, beobachtet am 19. Oktober 1863 von Schmidt in Athen. 


240 I. 11. Die kosmiſchen Meteore und die phyſiſche Beſchaffenheit der ſtometen. 


bei denen der Apparat im ganzen 625,5 Stunden lang gegen den Himmel gerichtet war, 
fich bod nur 19 Sternſchnuppenbahnen verzeichnet finden. Daraus folgt ilbrigens, daß 
am ganzen Simmel täglich Dod) etwa 300 Sternſchnuppen bis zur 4. Größenklaſſe abwärts 
aufleuchten. Aufnahmen derfelben Erſcheinung gleichzeitig an verfchiedbenen Orten find nur 
ſehr felten geglückt. 

Dieſe wären für 
die Höhenbeſtim— 
mung der Meteore 
von der größten 
Wichtigkeit. Letztere 
läßt ſich theoretiſch 
mit derſelben Ge— 
nauigkeit ermitteln, 
mit der irgendwelche 
Feldmeßarbeiten auf 
der Erde ausgeführt 
werden. Wir haben 
auf die betreffen— 
den Methoden näher 
in unſerem zweiten 
Hauptabſchnitt einzu⸗ 
gehen. Hier mag der 
Hinweis genügen, 
daß zu dieſer Beſtim⸗ 
mung die ſcheinbare 
perſpektiviſche Ver 
ſchiebung dient, die 
eine und dieſelbe 
Sternſchnuppe für 
zwei entfernt vonein⸗ 
ander aufgeſtellte Be— 
obachter an verfchie= 
benen Stellen Des 
fternbededten Fir— 


Sternſchnuppe. Photograpbiff aufgenommen von M. Volf, FOSSE am 7. Sept. 1891. : 
(Die Querlinie gibt den Dellinationefrei8 an) gl Text, 6. 239. mamente3 erſcheinen 


läßt. SBuerft haben 
{ole forrefpondierende Beobachtungen Benzenberg und Brandes in Gittingen 1798 unter= 
nommen, indem fie bon zwei verſchiedenen Standpunkten aus alle gefehenen Sternſchnuppen 
in Karten einzeichneten und die Beit der Erſcheinung vermerften, um die zuſammengehörigen 
Beobachtungen identifizieren zu fonnen. Die beiben Genannten famen dabei zu biel 
groferen Höhen, ala man ermartet hatte. Die äußere Grenze der Lufthülle unfere3 Pla— 
neten, in der doch das Auffeudten ber Meteore erjolgen mufte, mar aus bem Studium 
ber Dämmerungserſcheinungen in eine Entfernung bon ettva 80 km über der Oberfliche 
verlegt worden. Die Sternſchnuppen aber blieben faft ausſchließlich in größeren Abitinden 








Höhe mb Geſchwindigkeit der Meteore. 241 


von der Erdoberfläche. Neuere Unterſuchungen von Weiß und bem Amerifaner Nemton 
Baben ergeben, daß dieſe Körper durchſchnittlich in Entfernungen von 180—150 km auf: 
leuchten und in 90—100 km mieder verlöſchen. Der Durchſchnitt alfo gefangt gar nicht 
mebr in Diejenigen Regionen unferer Atmofphare, welche die Sonnenitrabien nod) in 
merklicher Weiſe zurückzuhalten und diffus zu zerftreuen vermigen. Der Luftmantel aber 
verliert fid) offenbar ohne wahrnehmbare Grenze im feeren YWeltraume, fo daß die Stern— 
ſchnuppen felbft in fo bebeutenden Höhen nod eine geniigende Luftmenge vorfinden, 
um durch Reibung daran aufzugliiben. | 

Cinzelne Sternſchnuppen gehen nod) meit über die oben angegebenen Grenzen hin— 
au3. (3 ift nad) Erman3 Unterjudbungen anzunehmen, dafj in feltenen Fallen Stern: 
ſchnuppen in Entfernungen von mer als 700 km auftraten. Aud der meift ret lang- 
ſamen Bewegung der teleſkopiſchen Sternſchnuppen, die ſchon Schröter in Lifienthal auf 
fiel, und die bei der doch hundert- und mehrfachen Vergrößerung des Fernrohres nicht 
größer erſcheint als eine mit bloßem Auge geſehene Bewegung, glaubte man ſogar durch 
einen Wahrſcheinlichkeitsſchluß noch auf weit größere Entfernungen geleitet zu werden; 
doch iſt in dieſem Falle auch die Deutung zuläſſig, daß es ſich um ſehr kleine Individuen 
handelt, die in der Luft einen entſprechend größeren Widerſtand finden und ſich deshalb 
in Wirklichkeit, nicht ſcheinbar infolge der grofieren Entfernung, langſamer bewegen. In 
einem merkwürdigen Falle hat Wolf in Heidelberg am 12. Auguſt 1904 eine Sternſchnuppe 
zugleich in zwei nur um 68 cm voneinander entfernt ſtehenden Apparaten aufgenommen, 
und aus der Lageverſchiedenheit der Spur auf beiden Platten ſchließen können, daß ihr 
Lauf nur in einer Entfernung bon 14 bia 4 km lag. Es ift bei ben Meteoren der Schluß nicht 
zuläſſig, Daf die lichtſchwächeren im Durchſchnitt aud) die entfernteren fein miiften. Die 
mit geringerer Geſchwindigkeit die Atmofphire durdbringenden werden aud durch die 
Reibung am langſamſten verzehrt werden und können deshalb, ſchwachleuchtend, am tief= 
iten gu un3 berabfommen; dagegen tverden die mit groger Geſchwindigkeit bebafteten gleich 
in den oberen Schichten der Luft höchſt glänzende Lichterſcheinungen bemirfen fonnen 
und durch den dazu nötigen Kraftverbrauch ſchnell berzebit werden. 

Aus der Geſchwindigkeit der ſcheinbaren Bewegung und der ermittelten Entfernung, 
aus der ir ſie beobachten, kann man die wahre Geſchwindigkeit der Meteore, 
etwa in Kilometern pro Sekunde, ableiten. Man gelangt dabei zu Geſchwindigkeiten, die 
durch irdiſche Urſachen nicht mehr hervorgebracht werden können, und die durchaus von 
der Ordnung der an den Himmelskörpern gefundenen Geſchwindigkeiten find. Einige Bei— 
ſpiele von größeren Meteoren, die fi) auch in dieſer Hinſicht vie die Sternſchnuppen bere 
Balten, mugen Pier Pla finden. 

Am 15. Oktober 1889 abends erſchien ein ungewöhnlich glinzende3 Meteor, das in 
ganz Deutſchland von der öſterreichiſchen Grenze im Süden big im Norden in Stralfund 
und im Weften in der Rbeinprovinz ſichtbar war. Aus einer grofen Anzahl von guten Beob⸗ 
adtungen vermochte Körber in Berlin die Bahn diefes Körpers ret genau zu ermitteln. 
Es ergab ſich daraus, daß das Meteor in der furzen Zeit von 3,6 Sefunden nicht meniger 
als 185 km durchlief, d. h. 50km in der Sefunde. Unfere modernen Wurfgeſchoſſe bemegen 
ſich etwa hundertmal langfamer; ſelbſt die Erde in ihrer Bewegung um die Sonne Batte 
dieſes Meteor nicht einholen können, ba fie nur 30kmin der Sekunde zurücklegt. Wir haben 
es alſo hier mit einer kosmiſchen Geſchwindigkeit zu tun und können nicht mehr daran 

Meper, Das Weltgebäude. 2. Aufl. 16 


242 1. 11. Die kosmiſchen Meteore und die phyſiſche Beſchaffenheit ber fometen. 


zweifeln, daß kosmiſche Gemalten diefe Körper ihre Bahn fiibren. Das ermabnte Meteor 
zerplabte, al3 e3 etva 48 km über Nordhaufen am Südrande des Harzes ftand. Triimmer 
Davon find indes nicht entbedt worden. 

Bei einem anderen nicht durch befonderen Glanz auffallenden Meteor, das am 7. Juli 
1892 über Oſterreich und Stalien Pinzog, ergab die Berechnung von v. Nießl die fiir uns 
unfaßbare Geſchwindigkeit von 87km per Sefunde, mit der die auf einer Linge bon 1100 km 
ſichtbare Bahn durchlaufen wurde. Die Bahn zeigte die fonft nicht wieder beobacbtete 
NMerfmiirdigfeit, daß fie ben vorüberraſenden Körper nad feiner groften Annäherung 
gur Erbe, Die in 68 km Höhe über Rumanien ftattfand, wieder von ihr entfernte. Erſt als 
er menige Sefunbden ſpäter eine Höhe bon 158 km über bem Tyrrheniſchen Meer erreicht 
Batte, verſchwand er wieder fiir uns, ohne zu zerplaten. Man fann deshalb wohl annefmen, 
daß er in diefem Punkte die Erdatmoſphäre mieber verlaffen hat. Auf bem ganzen Wege 
{ah man Teife von ibm nad) allen Ribtungen abfpriben. 

Wir fteben fonad vor der Tatſache, daß Körper aus den Himmelsräumen mit unge- 
heurer Geſchwindigkeit in unfere Atmofphire dringen, dort erglühen und dann meiften3, 
nachdem ihre Geſchwindigkeit weſentlich abgenommen Bat, er plodieren. Es ift von 
vornherein wahrſcheinlich, daß die Urfache diefer femmung und Vernicbtung in bem Wider⸗ 
ftand zu fuchen ift, ben die Luft jenen Körpern entgegenftellt. Uber die Wirfungsart 
dieſes Widerſtandes Tiegen Don einer Seite Ber ſehr forgfaltige Unterſuchungen vor, die 
weniger friedlichen Zwecken al3 die himmliſche Wiſſenſchaft dienen follten, nämlich Unter— 
ſuchungen über den Einfluß der Luft auf ein fliegendes Geſchoß. Indem man die für unſere 
modernen Geſchoſſe, die doch ſchon mit großen Geſchwindigkeiten geſchleudert werden, ſehr 
genau theoretiſch und experimentell ermittelten Verhältniſſe auf die der Meteore übertrug, 
kam man zu ſehr merkwürdigen und klärenden Reſultaten. Da man das Geſetz, nach dem die 
Verdünnung der Luft über die uns noch zugänglichen Höhen hinaus zunimmt, nicht kennt, 
wäre die Ermittelung des Luftwiderſtandes in den für uns unerreichbaren Höhen, in denen 
die Erſcheinungen der Meteore ſich abſpielen, von unüberwindlichen Schwierigkeiten begleitet 
geweſen, wenn es ſich nicht gezeigt hätte, daß die Abnahme der Geſchwindigkeit infolge 
dieſes Widerſtandes nur von der Menge der durchdrungenen Luft, nicht von ihrem 
Dichtigkeitsgrad abhängt. 

Es ergab ſich aus dieſen balliſtiſchen Unterſuchungen, daß ein Meteor, das mit einer 
Geſchwindigkeit von 72 km in der Sekunde die erſten Spuren unferer Atmoſphäre trifft, 
diefe enorme Geſchwindigkeit bereità bia auf einen halben Rilometer berloren hat, ivenn 
es fo viel Luft durchdrang, mie dazu gehört, um die Quechſilberſäule eine3 Barometers 
quf 12 mm fteigen gu laffen. Sn welcher Höhe nun dieſer äußerſt geringe Luftdbrud bon 
12 mm nod) herrſcht, wiffen mir nicht, aber wir können mit Beſtimmtheit fagen, daß es 
ſich babei nur um die allerhöchſten Schichten der Atmoſphäre bandeln fann. Auf der Erd- 
oberfläche iſt diefer Drud bekanntlich 700 mm, auf den höchſten Bergen der Erde finft er 
faum unter 300 mm; es ift hier alfo immer noch 25mal mebr Luft über unferen Häuptern 
al in jenen Regionen, ivo durd die Reibung die kosmiſche Geſchwindigkeit der Meteore 
auf eine irdiſch nachahmbare bermindert morden ift. Cinen Augenblid fpater aber wird 
diefe Geſchwindigkeit gleich Null, und der Körper ift nun den gewöhnlichen irdiſchen Falle 
gefegen untermorfen. Sehr merkwürdig ift noch das weitere theoretiſche Refultat, daß auch 
ein mit viel geringerer Anfangsgeſchwindigkeit eindringender Körper ungefähr in der 


- 


JOH rrRAR 
LIELAZI. 


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TVPISCHE ME FEORSTEENE 


aus der Sammlung des k. u. k. Hofmuseums in Wien. 































Mibtentivicdelttna und Ynzabl ber NSteteonitert. 34 
A dist, Aetebrztehze. 
ca baila Ta chia it pPIOBI 
ica ipgnneneni. uuine Dantit gu erplodieren. “Die In ibenjormia: ; Bain vieler Wet 
© 230) tetlen Dieje mit menſchlichen Wurfgeſchoſſ fie erllärt du 






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co "Tani n — — ud Quota 
na "Pa fi FUN A0t i e i 
Sel dI e Bruchfliche mit grobexen Chondren, .. 
dem. der Qktaedrite ,gehòrigen. Meteoreisen von. ,, 
Ren t), das aus einem nach den,Hexaederfliichen;geschnittenen, wit ,,, wa 
* andel oltenWiirfel erhalten wurde und deutlich den oktaedrischen 
i anderen (Oktaederfiiche; auschaalich, macht... Erploſion mei 
sile nm 7. Ma 1886, /Cabin Oreek, —— Arkan⸗ 
ron ——— im Fall beobachtete Eisenmasse, die 
Vorderseite mit \zahlreichen, fingerartigen Bimdribckiemi | 
@n"1888)! Wella d) ‘Ontario, ‘Ranada.  Gehòrt ‘zu den 
Getitzte Schiittfliche; die sopen. Witmanmstittenschen 
de È Sii be 
fon — ch Bben Polief i pu 
1 finden Ti ha m vo? svi \tLtxg Ya Us retper 






€ te, Zeigt einen Teil, der. charakteristi- 
La n nu vor ftt -Das Bild zeigt. ein yrilrfelformiges, Skelett; Fon 
J und, das, abvwechselnde Wachstum der Lamellen nach der 
": zùreiGruppe der | oktaedrischen'Eisen | Vollstindig. erhal- 
a cuudbnten, befinden ſich etwa 270 dille, in denen man die 
pf "a diefen 440 Meteoritenjiillen befit das Wiener 0 
vera 












Ò isenkc) È tte e sheni 
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È Epi Wl ion, unter. Freilegung der Lamellen. .. Gehòrt,,, 
i chen. E ni: ìe;; Soll.Cliftonit-K-nollen (Graphit pseudomorph nach .,,, 
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N° 


Lichtentwickelung und Anzahl der Meteoriten. 243 


gleiden Region unferer Atmofphire ganz gebemmt wird. Wir haben fo das Auftreten 
be femmungapunfites einfach erklärt, in bem Die Meteore meijt plötzlich ſtill— 
suftehen ſcheinen, um dann gu erplodieren. Die ſchraubenförmige Bahn vieler Meteore 
(|. Abbilbung, S. 237) teilen dieſe mit menſchlichen Wurfgeſchoſſen; fie erklärt fi) durch 
verſchiedenen Widerſtand bei nicht ganz fugelformiger Geftalt diefer Körper. 

Die ungebeure Energie, Die diefe Himmelskörper mitbringen und in wenigen Sefun= 
den ganz verlieren, fann nad) dem oberjten Gefebe alles Weltgeſchehens von der Erbaltung 
der Kraft nicht an fid) berloren geben. Sie muf fi in Wärme umfeben, die in ebenfo 
enormen Quantitaten dburd den gemaltigen Vorgang der Hemmung frei gemadt mird. 
Diefe Wärmeerzeugung tritt uns durch die Lichtentwickelung der Meteore unmittelbar vor 
Nugen. Für eine Feuerfugel, die am 30. Dezember 1905 über England Binzog, und Die 
befonder3 qut barauffin unterſucht werden fonnte, fand man beiſpielsweiſe, Daf fie eine 
Lichtſtärke von 6,200,000 Kerzen entmidelte. Dazu gehört, mie man nad Prinzipien der 
Wärmetheorie berechnen Yann, eine Kraft, die ausreichen würde, das Gewicht eines Rilo- seg 4oto 
gramms um 24,000 km gu beben/ Der binnen weniger Sekunden ftattfindbende Ubergang 
qu3 der Kälte des Weltraumes in eine Hitze, die imſtande iſt, Metalle momentan zu ver⸗ 
dampfen, erzeugt dann die Exploſion des Gibringling3. Durch die Exploſion werden 
zweifellos die meiſten Meteore gänzlich in Gafe verwandelt; dies iſt auch der Grund, wes— 
halb jo ſelten aus ihnen Steine, AXerolithen oder Meteoriten, herabſtürzen. 

Die letzteren gehören darum zu den koſtbarſten Stücken unſerer Naturalienfamm- 
lungen. linter den 634 Meteoritenfallen, die bia 1902 befannt geworden find, eingefchloffen 
alle nur in ben Chronifen erwähnten, befinden ſich etwa 270 Falle, in benen man die 
Steine, die man vom Himmel ſtürzen fab, auch wirklich fand und in unferen Mufeen auf: 
bemabrte. Dazu fommen nod etwa 170 Steine, die unzweifelhaft Aerolithen find, obgleich 
man fie nicht fallen fab. Von diefen 440 Meteoritenfällen befibt bas Wiener Hof— 
mujeum allein 400 Steine, die reichite derartige Sammlung der Welt. (S. die bei: 
gebeftete farbige Tafel.) Brezina, der ebemalige Vorftand der mineralogiſchen Abteilung 
Diefe3 Mufeum3, erzählt, daß ein einziger unter diefen Steinen, ein Stück Eiſen von 39 kg 
Gewicht, das 1751 in Hraſchina bei Ugram vom Himmel ſtürzte, nad den heutigen Preifen 
fur Meteorfteine cinen Wert von mindeſtens 100,000 Gulben habe. 

Aber nicht immer find die Meteoriten mit Hreuden als unverboffte Shake begrüßt 
worden, nicht felten maren fie die Urjachen beklagenswerter Unglücksfälle. So mird in 
chineſiſchen Annalen berichtet, daß im Jahre 616 zen Menſchen von einem Steinregen 
getötet wurden; 823 follen in Sachſen 35 Dörfer durch cin ähnliches Ereignis in Brand 
geftedit ivorben fein. Am 4. September 1511 fielen zu Crema mehr als taufend Steine 
plòglid vom Simmel berab, bon denen einige mehr als zentnerſchwer maren und Vogel, 
Schafe und Fiſche, fogar einen Priefter erſchlugen. Sn Mailand fiel 1650 ein ganz kleiner 
Stein in das Alofter Santa Maria della Pace und erſchlug einen Franziskanermönch. 
Mit bem blofen Schrecken fam zu Siena ein Rind bavon, dem am 16. Suni 1794 von einem 
Meteorfteine der Gut durchbohrt wurde. 

Daf dieje Steinmajfen, aud wenn fie grifere Dimenfionen haben, keineswegs mit 
grofer Wucht den Erdboden treffen und verbaltnismafig feine grofien Löcher in ihn ſchlagen, 
ift uns nad) dem Obigen verſtändlich; der Luftmantel ſchützt uns auch in diefem Falle wieder 


ausgleichend bor Ungemach, bas leicht eintreten könnte, wenn die urſprünglich oft wohl 
16* 


944 LI 11 Die kosmiſchen Meteore und die phyſiſche Befbaffenbeit der Rometen. 


recht grofen Körper mit ihrer kosmiſchen Geſchwindigkeit auf unferen Erbboden ſchlügen. 
Die ungeheure Wärmemenge, die ſie doch erſt im Lauf einiger Sekunden an einen elaſtiſchen 
Körper abgeben, wodurch ſie ſich zum größten Teil oder ganz in für uns ungefährlichen 
Dunſt in den höchſten Schichten der Luft auflöſen, würde durch den Anprall auf die Erd- 
oberfläche bei Abweſenheit einer ſchirmenden Lufthülle momentan entbunden werden. 
Nicht nur mächtige Erdbeben würden die Folge ſolcher Kataſtrophen ſein, ſondern es würden 
auch die Geſteinsmaſſen der Erdrinde an der Stoßſtelle in glühenden Fluß geraten müſſen, 
ber kosmiſche Körper tief in dieſelben einzudringen vermögen und vielleicht fogar eruptive 
vulkaniſche Erſcheinungen auslöſen können. Die zurückgelaſſene tiefe Grube würde dann 
eine große Ahnlichkeit mit einem Monbdiratergemwinnen, wenn man ſich den erzeugen— 
Den Meteoriten 
geniigend groß 
und rund denkt. 
Da nun in Wirk— 
lichkeit der Mond 
keine Atmoſphäre 
hat, kann man ſich, 
wie wir ſpäter nä⸗ 
her ſehen werden, 
dieſe Gebilde dort 
auf eine ähnliche 
Weiſe entſtanden 
denken. 
Unſere Dunſt⸗ 
hülle aber wirkt 
wie ein uniibere 
Der ,eijerne Berg” von ber Melvillebai. Nad Photograpbie. Vol. Zert, S. 245. windlicher Puffer 
gegen alle noch ſo 
heftigen Stöße von außen her und hält ſie entweder ganz von der Oberfläche fern, oder 
ſchwächt ſie doch erheblich ab. Deſſenungeachtet kann man die Möglichkeit nicht beſtreiten, 
daß einmal ein weltkörpergroßer Meteorit den Weg unſerer Erde durchkreuzen könne, 
deſſen Maſſe und Geſamtenergie zu groß iſt, als daß er von den hemmenden Wirkungen 
der Atmoſphäre zum größeren Teile verzehrt werden könnte. Solch ein Eindringling dürfte 
dann allerdings die Urſache eines Untergangs unſerer Menſchenwelt und ihrer Werke werden. 
Nach unſeren bisher über dieſe Körper geſammelten Erfahrungen wächſt jedoch die Armut 
des Weltenraumes an ſolchen ſporadiſchen Himmelskörpern ſehr ſchnell mit ihrer Größe, 
ſo daß ein gefährlicher Zuſammenſtoß der Wahrſcheinlichkeit nach in vielen Hunderttauſenden 
von Jahren kaum einmal ſtattfinden wird. 

Der größte Meteorit, den man jemals fallen fab, wiegt 325 kg und erreichte 
am 12. März 1899 bei Borgo in Finnland die Erbe. Er zerſchlug da3 dreiviertel Meter 
dide Gis am Meeresufer und wühlte fi) dann nod) 6 Meter tief in benTonboden des Meeres: 
grundes ein. Der nächſtgrößte Stein ging am 6. Suni 1866 beim Orte Knyahinga in Ungarn 
nieder und wog 250 kg, nach anderen 290 kg. Man fand aber noch viel ſchwerere Steine, 
die man igrem ganzen Charafter nach für Meteorite erfliren mufte. Unter diefen ijt der 





Grofe Meteoriten und meteoriſche Staubfdalle. 245 


fogenannte ,,eiferne Berg” der größte, von bem die Eskimo der Melvillebai fi) eiſerne 
Waffen madten. Dadurd erfubr ſchon der Polarfahrer Roß 1818 bavon, 1894 fand ibn 
Peary, und 1903 wurde er unter grofem Koftenaufmande nad New NYork geſchafft. Er 
mwiegt an 40,000 kg. Unfere Abbildung auf Seite 244 gzeigt ibn, vie er feinen Cinzug 
in die amerifanifije Metropole hält. Cinen anderen Cifenblod von 15,000 kg fand 
man in Merito, nod einen in Oregon in Nordbamerifa von 10,000 kg. Im Cafion Diablo 
im Arizona entbedte man 1891 eine grofe Anzabl bon Cifenmeteoriten, von denen die 
grofiten 425, 300 und 150 kg wogen, und die um ein getvaltige3 Lod) bon 190 m Tiefe und 
3,4 km Umfang 3erftreut lagen. Es ift faum zu bezweifeln, daß dieſes einem Mondkrater 
ungemein ähnliche Lod, das aud) den entſprechend aufgeworfenen Rand befak, von einem 
mächtigen Meteoriten hervorgebracht wurde, der bielleicht erft bei feiner Berihrung mit 
bem Crbboden erplodierte. Von allen Spuren, welche die Erdrinde von den VWirfungen 
eine3 Bufammenftofie3 mit einem anderen VWeltforper zuriidiief, würde dies, fomeit be- 
fannt, die bedeutendite fein. 

Kleinere Steine werden viel zahlreicher gefunden als grofie, nur die ganz fleinen 
finb mieber feltener, ma3 ſich einfach durd ihr ſchwieriger werdendes Auffinden erklärt. 
Vie ſchwer e3 in der Tat ift, folMe gefallenen Steine im freien Telde zu finden, mag daraus 
erbellen, daß bei Gelegenbeit einer 1833 über Blansko in Mähren zerplagten Feuerfugel 
120 Mann 600 Arbeitstage darauf verwenden muften, um ſchließlich fieben Steinchen bon 
insgefamt 300 Gramm Gemiot ala Beute beimzubringen. | 

Daf inde3 bei ben Steinregen gelegentlich auch ganz kleine Stücke mit berabfallen, 
alfo ber Aleinbeit der Meteoriten nicht etiva eine beftimmte Grenze geſetzt iſt, zeigte ſich 
bei bem Falle von Heßle (Schweden), wo 1869 eine Anzabl bon Meteorſteinen auf die 
Eisdecke des Arnö⸗-Sees fielen, fo daß fie leicht aufzufinden maren. Man fand barunter 
Steinden bon 1/,, Gramm Gewicht. In ungeheuern Mengen aber fallt Materie in bem 
Zuſtande allerfeiniten Staube3 aus der Luft berab und verrät durd) ihre Zufammen= 
fegung ihren außerirdiſchen Charafter, während ſich andere Staubfälle gelegentlich durch 
vulkaniſche Ausbrüche erklären ließen. Namentlich kann man in den einſamen Regionen 
des hohen Nordens, wohin die vielfachen Vermiſchungen der Luft durch den ruheloſen 
Menſchen nicht mehr gelangen können, und wo eine weitgedehnte Schneedecke die herab— 
gefallenen Maſſen leicht ſichtbar macht, häufig Spuren ſolcher Meteorſtaubfälle antreffen, 
die infolge des Oxydierens der beigemengten Eiſenteile (viele Staubfälle beſtehen aus— 
ſchließlich aus gediegenem pulveriſierten Eiſen) ben Schnee oft auf weite Strecken rot färben. 
Nordenſtiöld hat ſich bem Studium dieſer Staubfälle eingehend gewidmet und berichtet 
unter anderm bon einem ſolchen Falle, der fi) am 3. Mai 1892 ereignete, und deſſen 
Spuren in Dänemark, Schweden, Norddeutſchland und Finnland auf einem 1650 km 
Tangen und 300—500 km breiten Gebiete zu berfolgen maren. Er ſchätzt die bamals gefallene 
Menge Staub auf 500,000 Tonnen. 

Unfer Gemabrsmann führt noch folgende Staubfalle an: Um 6. November 1472 
fenîte ſich auf Ronftantinopel eine ſchwarze Wolfe berab, aus der eine handhohe Schicht 
unangenehm riechenden heißen Staubes niederfiel. Um 3. Dezember 1586 fiel bei Verden 
in Hamnover unter Donner und Blig ein ſchwarzer Staub, der fo heiß var, daß er Pretter 
verfoblte. Cine rote Wolfe verfiniterte am 13. und 14. Marg 1813 grofie Gebiete im ſüdlichen 
Stalien, ,,jo daß man um 4 Uhr nagmittag3 Licht anziinden mufite und das Volf nad den 


246 L 11. Die kosmiſchen Meteote und die phyſiſche Beſchaffenheit ber Kometen. 


Kirchen eilte, in bem Glauben, die Welt merde untergehen. Aus diefer Wolfe fielen bei 
Cutro in Kalabrien Meteorfteine und an vielen Etellen in Stalien ein roter Regen nebft 
einem gziegelbraunen Staube nieder.“ Die chemiſche Unterſuchung dieſes Staubes ergab 
außer anderen Stoffen aud Chrom, das wohl in Meteorſteinen, niemal8 aber in vulfani- 
ſchem Staub gefunden wird. Ahnliche Fälle werden meiter noch 1819 aus verſchiedenen 
Orten Süd⸗ und Nordamerikas, vom 30. OTtober 1814 
von der Mündung des Lorenzitromes und 1881 bon 
Seniffeiff (Sibirien) gemeldet. Es mag Bier gleich eine 
gefligt werden, daß auch Salz gelegentlich bom Hime 
mel fallt: ,,Um 30. Auguſt 1870 fand ein äußerſt beftiger 
Salzbagelfall in Gegenwart dreier Augenzeugen bei der 
Lucendrobriide auf der Höhe des Gotthardpafjes ftatt. 
Die Hagelkörner fielen bei einem friſchen Nordwinde 
mabrend einer Beit Don ohngefähr fünf Minuten nieder.“ 

ÙUbrigens find die Sternſchnuppen faum von weſent— 
lich höherer Ordnung als dieſer meteoriſche Staub, denn 
es konnte durch ſinnreiche Anwendung des Geſetzes von 
der Erhaltung der Kraft aus dem Aufwande von Ma— 
terie, den die zerſtörte Bewegungsenergie zum Erglühen 
der Sternſchnuppen gebraucdt, auf die wahre Größe 
berjelben ge- 
ſchloſſen mer 
den. Es er- 
gaben ſich für 
die allergröß⸗ 

ten Stern⸗ 
ſchnuppen von 
der Leucht—⸗ 
kraft der Ve— 
nus im Durch⸗ 

ſchnitt nicht 
mehr als zwei 

Kilogramm 
Materie, für 
die von der Der Meteorit von Butſura, Dſtindien. Vgl Text, S. 247. 
Größe eine 
Sternes erfter bi ziveiter Größe aber nur feh3 Gramm. Wenn alfjo die Meinften tele- 
ffopifhen Sternſchnuppen nicht erheblich weiter al3 die Delleren bon uns entfernt find, 
{o find fie wirklich verſchwindend Meine Stäubchen, die nur durch ihr heftiges Erglühen 
un3 nod) aus fo großen Entfernungen fitbar merben. 

Daf nicht immer nur ein oder menige Steine fallen, fondern gelegentlich auch 
ganze Steinregen ftattfinden, ift vorhin ſchon ermabnt worden. ©o find bei]piel3- 
meife bei bem berühmten Falle von l'Aigle am 26. April 1803 etma 2—3000 Steine zu» 
gleich herabgeſtürzt. Man fann nun die Frage aufwerfen, ob diefe einem und bemjelben 


















Steinregen. Serplagte Meteoriten. 247 


Himmeölskörper, der in unfere Atmoſphäre eindrang und dort erplodierte, angehorten, oder 
ob es in Wirflichfeit ganze Schwärme von ſolchen Körpern gibt, die gemeinfame Bahnen 
bejchreiben und fo gemeinfam zur Erdoberfläche gelangen. Selbſt in bem Falle, daß zuerſt 
nur eine Feuerkugel erſcheint, die dann zerplabt und einen Steinregen herabſchüttet, mare 
man nicht ganz ſicher, ob man diefe Steine einem einzigen urſprünglichen Individuum zu— 
{chreiben bdiirfte, weil ja das fritber ermabnte Meteor, das Schmidt in Athen im Fernrohre 
fab, feine Bufammenfegung aus verſchiedenen nebeneinander hergehenden Körpern ver: 
raten bat. Sn anderen Fallen fonnte man dagegen das Zerplagen unzweifelhaft nad» 





Der Eifenmeteorit von Hraſchina. Vol Tert, E. 248. 


meijen. Unter ben Gteinen, die am 12. Mai 1861 bei Butſura in Oftindien fielen, fand 
man bier Stücke in gegenfeitigen Entfernungen bon einigen Rifometern, die bollfommen 
gujammenpaften, ivie die Abbilbung auf Seite 246 zeiat. Die ganze Form verrät ferner, 
daß aud) dieje Stücke offenbar nur Teile eines noch weit größeren Körpers find; linfs zeigt 
ſich eine biertelfreisformige Bruchfläche, mele die Griffe des urſprünglichen Eindring— 
fimges bermuten läßt. In einem anderen alle pafiten zwei Steine an ihren Bruchflächen 
genau zuſammen. 

Fallen viele größere und kleinere Steine, ſo macht man die Wahrnehmung, daß die 
Ausſtreuung auf emer langgeſtreckten Bahn erfolgt, die dem beobachteten Laufe des vorher 
geſehenen Meteors entſpricht, und daß immer die kleineren Steine zuerſt fallen. Dies iſt 
merkwürdig, da man nad) dem gewöhnlichen Lauf der Dinge das Umgekehrte annehmen 
ſollte, denn lleinere Körper fallen in der widerſtehenden Luft langſamer als große. Wir 


248 1. Il Die fo3mifben Meteore und die phyſiſche Beſchaffenheit der Rometen. 


müſſen alfo annebmen, daf die feineren Steine wirklich friiber bon dem Hauptkörper ab: 
geſchleudert werden als die grofien, mas aud duro die Wahrnehmung des Sprühens vieler 
geuerfugeln auf ihrem Wege bor bem Zerplatzen beftatigt wird. Sprechen die Tegtange: 
filbrien Tatfachen dafiir, daß meift wohl die Steinregen urſprünglich eimem einzigen Körper 
angehören, fo ijt anderfeità Dod) beftatigt worden, daß gelegentlich mebrere parallel laufende 
Meteore bon grifieren Dimenfionen getrennt in unferen Luftfreis dbringen. Man bat oft 
fchnell bintereinander oder in Zwiſchenzeiten von Stunden und Tagen Boliden diefelbe 
Strafe zieben feben; aud die Sternſchnuppen pflegen häufig paariveife aufzutreten, und 
daß gu Zeiten Myriaden Sternſchnuppen, aus derfelben Gegend des Univerjum3 kommend, 
auf un3 eindringen, wird un3 gleich noch beſchäftigen. 

Das Zerfplittern derartiger harter Steine in der Luft ſpricht wohl am deut— 
lichften fiir die ungemein Deftigen inneren Vorginge, die fi) dort bei der plötzlichen Um: 
fegung der Bewegung in Wärme abfpielen. Die ungeheure Hitze hat offenbar feine Beit, 
{o {chnell bis in dba3 Innere des Körpers einzudringen, der urfpriingli) die äußerſt niedrige 
Temperatur bes Weltraums befigen mufte. Es entftehen febr hohe Spannungen, die zum 
Abjplittem von Oberflächenſtücken führen. Wiewohl nun dieſe Stiide febr bei zu uns 
herabfommen, {o ijt doch wenigſtens bei einer Gelegenbeit, al3 man beim CSteinfalle bon 
Quenggout in Oftindien einen Stein fofort nach feinem Herabſtürzen zerſchlug, feine große 
Kälte im Innern nadgemiefen. 

Die plötzliche Erhitzung gebt auch deutlich aus der ſtets ſehr dünnen O melzrinde 
hervor, die alle Meteoriten mit einem ſchwarzen Überzug umgibt und ihnen mit ihren 
fingermalartigen Eindrücken das Ausſehen von Schlacken verleiht. Auf 
unſerer farbigen Tafel bei S. 243 iſt bei Nr. 2 die Schmelzrinde teilweiſe zu ſehen. Man 
konnte dieſe Schmelzkruſte künſtlich nur durch ganz plötzliches und ſtarkes Erhitzen erzeugen. 
Die erwähnten fingermalartigen Eindrücke ſind gleichfalls deutliche Merkmale des plötzlichen 
Schmelzprozeſſes. Der auf Seite 247 abgebildete große Meteorit von Hraſchina zeigt dieſe 
Eindrücke ſehr deutlich. Ein normaler Meteorit iſt ſtets etwas koniſch zugeſpitzt und hat 
eine Bruſt- und eine Rückenfläche. Nur die erſtere weiſt die Fingereindrücke auf. 
Die Abbildung auf Seite 249 zeigt an einem Meteoriten au3 bem berühmten Steinregen 
von Stannemn (22. Mai 1808) Ddiefe beidben Seiten. Aud der auf der farbigen Tafel (bei 
©. 243) Dargeftellte Meteorit Nr. 4 läßt die Cindriide auf ber Bruſtfläche gut erfennen. 

Nachdem die kosmiſche Natur der Meteoriten aufer allen Bmeifel geftellt ift, erſcheint 
es um fo munberbarer, bag man in ihnen feinerlei chemiſche Clemente vorfand, 
die man nicht auch ſonſtwo auf der Erde gefunden Bitte. Nur ihre mineralogifohe Zufammen= 
fegung weicht bon diefen ab. Gie find aber im allgemeinen der unferer tiefften Erdſchichten 
Gbnlio. Man teilt fie in zwei Hauptgruppen, die Stein- und die Eifenmeteo- 
riten. Die erjfteren haben im allgemeinen den Charafter unferer kriſtalliniſchen Urgefteine, 
befigen aber in der Regel nod) eine höhere Dite. Da legtere auf der Erde mit der Tiefe 
beftindig gunimmt, fo liegt der Schluß nabe, daß man in filtr un3 unzugänglichen Tiefen 
Gefteinsarten finden würde, die mit ben Meteoriten noch größere Ahnlichkeit beſäßen. Viel 
wahrſcheinlicher fann das fiir dbie Cifenmeteoriten gemact werden, die Eiſen ge- 
diegen, doch ftet3 mit Nidel gemifcht, enthalten. Gediegenes Cifen trifft man in ben Erd⸗ 
ſchichten nur höchſt felten an, ja man giaubte früher überhaupt nicht an fein irdiſches Vor⸗ 
fommen. In neuerer Beit find indes Cijenadbern entbedt worden, die ihren Urjprung 


Somelzringe und Tingereindrilde ber Meteoriten. Ihre chemiſche Bufammenfebung. 249 


wahrſcheinlich in den tieffiten Tiefen unfere3 Erdkörpers haben. Die ehemals für meteoriſch 
gebaltene Eiſenmaſſe von Ovifat in Grinland ſcheint aus diefen Adern herzuftammen. Da 
nun die Dichtigkeit der gefamten Crbfugel, die wir in unferem zweiten Hauptabſchnitt er— 
mitteln werden, eine biel größere ijt 
als bie ber un3 zugänglichen Ober 
flächenſchichten, fo miiffen mir an: 
nebmen, daß im Inneren auferor: 
bentlid) ſchwere Stoffe, zu denen die 
gebiegenen Metalle gehören, aufge= 
{peichert find. In diefem Sinne 
weiſen alſo auch die Cifenmeteoriten 
auf die Tiefen unſeres Erdkörpers hin. 
Obgleich unter den 440 Fallen, 
bon deren man in den Sammlungen 
Meteoriten befigt, fi) 157 Eiſen⸗ und 
283 Steinmeteoriten befinden, die 
letzteren aljo nicht weſentlich vorherr⸗ 
ſchen, {o iſt es doch ſicher, daß bedeu= 
tend weniger Eiſenmaſſen als Steine 
aus dem Weltraume zu uns gelangen; 
denn nur 8 von dieſen Eiſenmaſſen 
(unter ihnen den von Hraſchina) ſah 
man wirklich fallen, gegen 262 beob- 
achtete Steinfälle. Dagegen fand 
man nachträglich 149 Eiſenſtücke und 
nur 21 Steine meteoriſchen Charak⸗ 
ters. Der Grund dieſes eigentüm⸗ 
lichen Mißverhältniſſes iſt in der 
Verwitterung zu ſuchen, welche die 
Steine weit mehr angreift als die 
Eiſenmaſſen, die ſich infolge der 
ſchnell gebildeten, ſchützenden Oxyd⸗ 
ſchicht faſt unverändert erhalten. 
Folgende Stoffe fand man bis 
jetzt in Aerolithen auf: Waſſerſtoff, 
Kohlenſtoff, Stickſtoff, Sauerſtoff, 
Schwefel, Phosphor, Chlor, Na— 
trium, Kalzium, Silizium, Kalium, 
Magneſium, Aluminium, Mangan, Ein Meteorit a i — Bruftfeite, 2) Rildfeite. 
Cifen, Nidel, Kobalt, Arſen, Chrom, | 
Kupfer, Binn, Titan, Argon, Helium. In neuerer Zeit find aud (bon Haſſelberg) Spuren 
bon Platin und Iridium und aud) von dem auf der Erde fo ſehr jeltenen Vanadium gefunden 
worden. Argon und Helium find befanntlic) erft vor furzer Beit auf der Erde überhaupt 
entdedt worden. Das Argon iſt ein beftindiger Teil unferer atmoſphäriſchen Luft und vom 





250 1. 11 Die kosmiſchen Meteore und die phyſiſche Be{Maffenbeit der Kometen. 


Gtiditoff nur ſchwer zu trennen, weshalb es von vornherein wahrſcheinlich war, bag Argon 
auch in den ftidtoffhaltigen Meteoriten enthalten fei. Die Geſchichte des Heliums werden 
ir in bem Kapitel über die Gonne ausführlich fennen lernen. Es ift einer der fchönſten 
Triumphe der Uberzeugung von der Gleichheit aller meltbilbenden Stoffe, daß bdiefes 
Clement, das man bisher nur fpeftroffopifch auf ber Sonne und einigen Firfternen wahr⸗ 
nahm, nad) langem ber 
geblichen Suchen nidt 
nur in irdiſchen Stoffen, 
ſondern ſelbſt in den Me— 
teoriten entdeckt worden 
iſt, die, wie wir bald ſehen 
werden, ihren Urſprung 
weit außerhalb des Son⸗ 
nenſyſtems in den Tiefen 
der Fixſternwelt haben. 
Höchſt wunderbar iſt es, 
daß trotz ſorgfältigſter 
Analyſen, die namentlich 
von Cohen in Greifswald 
an faſt ſämtlichen Meteo⸗ 
riten vorgenommen wur⸗ 
den, ſich kein einziges uns 
unbekanntes Element ge⸗ 
funden hat. Da wir nun 
durchaus nicht annehmen 
können, daß uns alle Ele⸗ 
mente, die am Aufbau 
unſerer Erde teilnahmen, 
bekannt ſind, ſo dürfen 
wir den Schluß ziehen, 
daß auch das Verhältnis, 
in bem feltene und viel— 
— J— verbreitete Stoffe bei uns 
Bidmannſtättenſche Flguren im Meteoreiſen. Bgl. Text, S. 251. auftreten, ungefähr das 

gleiche in jenen Himmels⸗ 
körpern iſt, von denen uns Proben in den Aerolithen vorliegen. Daß noch längſt nicht 
alle irdiſchen Elemente in ihnen wiedergefunden ſind, darf nicht überraſchen, da die meiſten 
ber verbreiteten Clemente in unſerer obigen Liſte enthalten und anderſeits doch die unter⸗ 
ſuchten Mengen meteoriſcher Stoffe nur gering ſind. Höchſtens könnte das Fehlen von 
Blei und Zink auffallen. 

Der Kohlenſtoff kommt in den Meteoriten in Form von Graphit und kriſtalliſiert, 
als Diamant, vor. In letzterer Form fand ihn Friedel in dem ſchon erwähnten Meteoriten 
des Cañon Diablo. Es war ganz feiner (karboniſierter) Diamantſtaub. Der Entdecker 
glaubt, daß ſich dieſer Staub aus der Kohle direkt gebildet habe. In der Tat iſt es kürzlich 


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Vorkommen von Helium und Kohlenſtoff in Meteoriten. Widmannſtättenſche Figuren. 251 


gelungen, aus Graphit unter ſehr hohem Drude ähnliche ſehr Meine Diamanten künſtlich 
su erzeugen. 

Das VBorfommen bon A o BIe überhaupt in den Aerolithen ift höchſt merkwürdig. Auf 
der Erde tritt Roble nur Dort auf, wo organiſche Stoffe verkohlt wurden. Iſt nun aud in 
den bom Himmel gefallenen Steinen die Kohle organifcben Urfprunges, und beweiſt fie uns 
dadurd das Vorhandenſein empfindender Geſchöpfe auch auferbalb unfere3 feinen Plane- 
ten? Die grofe Frage fann leider nicht beftimmt beantwortet werden, da fiere Spuren 
organifcger Formen in Pteteoriten nicht entdbedt wurden. Die Spuren von Rorallen und Ur= 
tieren berfchiebener Art, die man früher gefunden zu haben glaubte, find inzwiſchen anders 
gebeutet worden. Daf die Meteoriten den kriſtalliniſchen Gefteinen verwandt find, in denen 
man auch auf unferer Erde feine verſteinerten Reſte Di von Organismen findet, iſt bereits geſagt 
worden. Aufjenen 
Weltkörpern alſo, 
von denen uns 
dieſe Proben vor⸗ 
liegen, hatte das 
Waſſer die geſtein⸗ 

umgeſtaltende 

und lebenerwek—⸗ 
kende Arbeit nicht 
geleiſtet, welche 
die irdiſchen Sedi⸗ 
mentſchichten und 
die darin eingebet⸗ 
teten Weſen ſchuf, 
wenigſtens ſoweit 
varati Das Cifen von Dregon. Rad Photograpbie. Vgl. Text, S. 252. 

Selbft die Miſchungsv erbaltniffe, durch die bei un3 die verſchiedenen 
kriſtalliniſchen Gefteine gebilbet wurden, wiederholen fil) in bielen NMeteoriten genau, 
während andere weſentlich abweichen. Bu letzteren gehören der aus Eiſenchlorür beftehende 
fogenannte Lamrencit, dber aus Cifen, Nidel und Phosphor beftehende Schreiberſit, der 
Daubréelith (Chromeifen) und namentlich das Nideleifen der eigentlichen Cifenmeteoriten. 
Nidel fommt zwar auch in den irdiſchen Cifenerzen faft immer bor, aber bei weitem nidt 
in fo grofem Prozentſatz, bor allem nicht in ähnlich friftallinifcjer Form. Durch diefe ent- 
ftehen die fogenannten Widmannftitten{bgenTiguren (f. die Abbildung auf 
S. 250 und Nr. 5 der farbigen Tafel bei S. 243), die erſcheinen, menn man einen ſolchen 
Stein anſchleift und die Fläche mit berdiinnter Salpeterjiure dgt. Die Shure frigt dabei 
die amgreifbareren Teile berau3 und läßt ein {ones kriſtalliniſches Gefüge der barteren 
Stoffe ſichtbar werden, das fein der Erde urſprünglich angehörendes Geftein aufmeift. Man 
fann fie indes künſtlich erzeugen, wenn man Gifen und Nidel, im richtigen Verhältnis ge 
miſcht, zu einem künſtlichen Cifenmeteoriten zuſammenſchmilzt. Diefe kriſtalliniſche Struk— 
tur in den Meteorſteinen iſt ein ſprechender Beweis für die gleichartige Gültigkeit der 
geheimſten Kräfte der Natur, welche die Kriſtalle bauen. | 








252 I 11. Die kosmiſchen Meteore und die phyſiſche Beſchaffenheit ber Rometen. 


Von den Gifen- zu ben Steinmeteoriten fommen die verſchiedenartigſten Uberginge 
vor, die betveijen, daß nicht etwa getrennte Gruppen bon Gimmelsforpern die einen oder 
Die anderen geliefert haben könnten. Unſere farbige Tafel bei ©. 243 enthält verſchiedene 
dieſer mineralogiſch intereffanteften Ubergangsformen. Die betreffenden Meteoriten be— 
finden ſich ſämtlich im Wiener Sofmufeum. 

Sebr intereffant iſt der auf Seite 251 abgebildete riefige Cifenblod, der im Herbſt 1902 
in einem Urwalde in Oregon gefunden murde, wo er offenbar {on feit Jahrtauſenden 
flag. ‘Die großen Löcher, in benen auf unferer Abbilbung Rinder mit dargeftellt find, um 
eimen Unbalt für die Dimenfionen zu geben, find durch Vermitterung entftanden. Sie 
entbielten vielleicht Schwefeleiſen, vie man es bei anderen Meteoriten fand. 

Von einem anderen Cifen, da3 man kürzlich in Mukerop (Deutſch-Südweſtafrika) 
entdedte, ift auf Seite 253 ein Querſchnitt abgebildbet, der eine ſehr merkwürdige Gliede— 
rung zeigt. Nach Berwerth, bem gegenmartigen Konſervator der Wiener Meteoritenfamm: 
lung, haben ir es hier mit einem ungeheuern Bmillingsfriftall zu tun, ie die deutlich her— 
vortretende verſchiedene Orientierung der kriſtalliniſchen Struftur der einzelnen, Individuen“ 
zeigt, die in ber Abbildung durch die Zahlen 1—4 angedeutet find. So große Kriſtallindivi⸗ 
duen könnten unter irdiſchen Verhältniſſen nicht entſtehen. Es iſt waährſcheinlich, daß fie 
ſich in einem viel größeren Weltkörper als unſere Erde gebildet haben. 

Eine eigentümliche, auf der Erde nicht vorkommende Beſchaffenheit beſitzen auch die 
ſogenannten Moldavite, die lange als Meteorite zweifelhaft waren. Es find mie 
grünes Flaſchenglas ausſehende Steinchen, die zuerſt zu Hunderten an der Moldau (woher 
ſie ihren Namen erhielten) gefunden und für Abfälle von Glasfabriken gehalten wurden. 
Ihre chemiſche Unterſuchung ergab jedoch, daß es ganz waſſerfreie Silikate ſind, wie ſie 
derzeit garnicht hergeſtellt werden können, von ungemeiner Härte und Feuerbeſtändigkeit. 
Später hat man ebenſolche Steine in Auſtralien und Niederländiſch-Indien gefunden, 
und zwar auf weite Gebiete hin verſtreut, mo ihre Herkunft aus Glasfabriken völlig aus: 
geſchloſſen war. Die Form dieſer Fremdlinge iſt durchaus die der übrigen Meteoriten, 
nur ſind die Fingereindrücke und Streifen, entſprechend der größeren Widerſtandsfähigkeit, 
kleiner. Brezina führt zwei Fälle an, wo man ähnliche Steine auch im Falle beobachtet 
hat. Wir haben in dieſen „Glasmeteoriten“ die äußerſten Glieder der mannigfaltigen Uber: 
gänge vor uns, die die Meteoriten von den faſt reinen Eiſen zu den faſt reinen Silikaten 
aufweiſen. Sie müſſen auf Weltkörpern entſtanden ſein, die kein Waſſer enthielten. 

Vielfach haben die chemiſchen Analyſen der Meteoriten wegen der geringen Mengen 
verfügbaren Materials ſpektroſkopiſch ausgeführt werden müſſen. In dieſer Hin— 
ſicht bemerkenswert ſind die Unterſuchungen Vogels über die Gaſe, die den Meteoriten 
entweichen, wenn man dieſe erhitzt. Es zeigte ſich nämlich dabei dasſelbe Kohlenwaſſer⸗ 
ſtoffſpektrum, das die Kometen beſitzen, jedoch gemiſcht mit einem Kohlenoxydſpektrum, 
das um ſo mehr dem erſteren Platz machte, je mehr die Erhitzung durch den durchſchlagen⸗ 
den elektriſchen Funken geſteigert wurde. Vogel iſt der Anſicht, daß dieſes Spektrum der 
Meteoritengaſe ſehr viel beſſer mit dem Kometenſpektrum übereinſtimmt als das des reinen 
Kohlenwaſſerſtoffes. 

Sollen die Meteoriten nun mit voller Beweiskraft für die Übereinſtimmung der welt— 
aufbauenden Materie in den fernſten Gebieten des Univerſums eintreten, ſo muß jeder 
Zweifel darüber beſeitigt werden, daß fie aus bem Weltenraume zu uns 


Meteoriten. Molbavite. Bahnen und Herfunft der Meteorite 253 


gelangen und niemals, auch nicht in einer weit entfegenen Zeitepoche, der Erbe an- 
gebort haben fonnen. Diefe Meinung Batte einmal Lagrange ausgefproden, und der fran: 
zöſiſche Analytiker Tifferand hat nod) vor einigen Jahren eine Lange für diefe beraltete 
Anficht gebromen. Danad) follten diefe Steine A usmiirflinge unferer Vulfane fein, nicht 
in bem Sinne, daß fie vie die befannten vulkaniſchen Bomben in die Luft geſchleudert 
würden und dann wieder herabſtürzten, fondern daf fie einſtmals, vielleicht in den graueften 
Urgeiten der Erdgeſchichte, mit fo großer Araft aus bem Inneren unferes Planeten geftofien 
morden ſeien, daß jie Dem Bereiche der irdijchen Anziehungskraft dauernd entfliehen muften, 
um nun eimen Ning bon Dderartigen Körpern in ben Umgebungen der Erdbahn zu bilden, 
Der in ſeiner phyſiſchen Zuſammenſetzung dann dem Saturnringe völlig gleichen würde. 
Aus dieſem Ringe ſollten gelegentlich Teile wieder zurück zur Erde fallen. Allerdings hat 
man feſtgeſtellt, daß auch 
heute noch vulkaniſche 
Bomben mit weit grö— 
ßerer Geſchwindigkeit 
geſchleudert werden, als 
unſere geſchwindeſten 
Geſchoſſe fliegen, doch 
iſt die Geſchwindigkeit 
niemals ſo groß gefun— 
den worden, daß ein 
wirkliches Abſchleudern 
ſtattfinden könnte. In 
früheren Epochen iſt 
zwar die vulkaniſche Tä— 
tigkeit unſerer Erde ſicher Das Eifen von Mukerop (Deutſch-Sudweſtafrika). Vgl. Tert, S. 252. 
vielgroßartiger geweſen, 

als wir ſie heute kennen; es dürfte indes zu bezweifeln ſein, daß bei dem Vorhanden— 
ſein einer größeren Anzahl bon Vulkanen, die den inneren Spannungen doch leichter 
den Weg öffnen fonnten als die wenigen ber Gegenwart, die Gewalt der vulkaniſchen 
Erſcheinungen zugleich geſteigert geweſen wäre. Dagegen würde die mineralogiſche Zu— 
ſammenſetzung der Meteoriten, die auf tiefere Schichten der Erdrinde als Urſprungsort 
hinweiſt, für dieſe Anſicht nicht ungünſtig ſein. 

Nun läßt es ſich aber unſchwer nachweiſen, was auch Tifférand ſelbſt hervorhob, daß 
Körper, die bon der Erde zu irgendeiner Zeit abgeſchleudert wurden, niemals mit Ge— 
ſchwindigkeiten zu ihr zurückkehren können, welche die der Erde ſelbſt in ihrer Bahn um die 
Sonne überſteigen. Mathematiſch ausgedrückt dürften die Meteoriten niemals in hyper— 
boliſchen Bahnen in die Atmoſphäre eindringen, was wir in unſeren theoretiſchen Erörte— 
rungen im zweiten Hauptabſchnitte verſtehen lernen werden. Inzwiſchen iſt aber durch 
immer genauere Kenntnis der Meteorbahnen, die namentlich durch den Amerikaner Newton 
und durch v. Nießl in Brünn gefördert wurde, mit aller Beſtimmtheit nachgewieſen worden, 
daß ſogar die meiſten Meteore inſſtatrkhyperboliſchen Bahnen eine 
hergehen, eine Eigentümlichkeit, die ſie in ſo ausgeprägter Weiſe mit keiner anderen Klaſſe 
von Himmelskörpern teilen, denn die ſehr wenigen Kometen mit hyperboliſchen Bahnen 





254 1. 11. Die kosmiſchen Meteore und die phyſiſche Be{haffenBeit ber Rometen. 


zeigen diefe Eigenſchaft nur in ſchwachem Maße. Es ift deshalb eber anzunebmen, daß menig: 
ſtens eine große Anzahl von Meteoren, die unſere Atmoſphäre kreuzen, von Gegenden 
zu uns gelangen, in denen ſelbſt die Kometen aus dem Bereich der Sonnenwirkung treten 
oder aus den Tiefen der Sternenwelt unter die Herrſchaft des Tagesgeſtirns gelangen. 
Wie unvorſtellbar weit ſich dieſe Wege bemeſſen, davon werden wir in den nächſten 
Kapiteln mehr erfahren. 

Die UnabbaingigfeitdberMeteorevon der Erde muß ſich aber noch 
durch die Art ihrer Verteilung und ihrer Häufigkeit nachweiſen laſſen, wenn wir in Betracht 
ziehen, daß auch die Erde eine Bewegung im Raum um die Sonne und um ſich ſelbſt aus— 
führt. Wären die Meteore nämlich irdiſchen Urſprungs in dem Sinne der alten Anſichten (mit 
Ausnahme der von Lagrange), ſo müßten ſie an allen Bewegungen der Erde teilnehmen. 
Der tägliche Umſchwung der Erde um ihre Achſe gibt ſich durch den Auf- und Untergang der 
feſten Geſtirne kund, die jährliche Umlaufsbewegung um die Sonne bewirkt dagegen eine 
ganz beſtimmte Stellung, die wir mit unſerem Planeten im Raume immer wieder an einem 
und demſelben Datum jedes Jahres in bezug auf die Sonne einnehmen. Sind alſo die Meteore 
im Raume ungleich verteilt, ſo wird ſich dies durch ihre verſchiedene Häufigkeit an verſchie— 
denen Tagen des Jahres ausdrücken, die ſich jedes Jahr an demſelben Datum wiederholt. 
Außerdem entſteht eine eigentümliche Erſcheinung durch die Verbindung der beiden Be— 
wegungen der Erde. Die Abbildung auf Seite 255 veranſchaulicht zunächſt, in welchem 
Sinne die beiden Bewegungen ſtattfinden. Wir erſehen daraus auch unmittelbar, daß 
diejenigen Teile der Erde, die in ihrer jährlichen Bewegung im Raume vorausgehen, ſich 
immer in den Morgenſtunden befinden, während die Abendſeite hinter ſich den leeren 
Raum zurückläßt. Man hat den Zielpunkt der jährlichen Bewegung der Erde am Himmel 
den Apex genannt. Sind nun die Meteore im Raum ungefähr gleichmäßig verteilt, ſo 
muß für ihr Zuſammentreffen mit der Erde eine Ausleſe ſtattfinden, die in ganz beſtimmter 
Beziehung zu dieſem Apex ſteht. Mit der Morgenſeite der Erde können nur die Meteore 
nicht zuſammentreffen, die ſich ſchneller als ſie ſelbſt und zugleich in derſelben Richtung 
bewegen; auf der Abendſeite aber können nur Meteore für uns ſichtbar werden, die ſchneller 
laufen al3 mir und uns einholen. Sind die Meteore alſo unabhängig bon den beiden Erd⸗ 
bewegungen, ſo müſſen ſie in den Morgenſtunden viel häufiger auftreten als am Abend. 
Wir erkennen aus dieſen Betrachtungen, daß eine ſorgfältige Statiſtik dieſer Erſcheinungen 
zu den wichtigſten Schlüſſen über die Natur und kosmiſche Stellung der ſchießenden Sterne 
und ihrer größeren Verwandten führen kann. 

Für die größeren Meteore werden bei der Seltenheit dieſer Erſcheinungen 
Geſetzmäßigkeiten in dieſer Hinſicht ſchwer zu ermitteln ſein. Meteorſteinfälle ereignen ſich, 
ſeit man die Aufmerkſamkeit ſchärfer auf ſie gelenkt hat, etwa fünf im Jahre. Hieraus kann 
man indes nur mittelbar auf die wirkliche Anzahl der überhaupt auf die Erde fallenden Steine 
ſchließen. Wir haben zunächſt anzunehmen, daß in der Nachtzeit ebenſoviel Fälle unbemerkt 
vorübergehen, als man am Tage beobachtet. Ferner verhält ſich der Teil der Erdoberfläche, 
Der bon ziviliſierten Menſchen bewohnt iſt, zu dem, auf welchem Creigniffe dieſer Art ganz 
unbeachtet vorübergehen würden, mie 1:100. Wir fonnen alfo aus den fünf jährlich bee 
obachteten Steinfällen, ohne uns einer Ubertreibung ſchuldig zu maden, {chliegen, daß in 
Wirklichkeit gegen tauſend Steine vom Gimme! fallen, oder daß die Erde täglich etwa mit 
zwei bis drei ſolcher kosmiſchen Geſchoſſe bombardieri wird. Kommen nun gu jenen fünf 


Beziehungen ber Haufigleit ber Meteoriten zum Aper der Erbbemegung. 259 


Steinfällen nod) eine Anzahl Meteore größerer Dimenfionen, von denen feine Stücke herab— 
falfen, fo bleibt ihre Bahl doch immer nod gu Hein, um eine taglie Periode der Hdufig= 
feit barau3 mit BeftimmtBeit nachweiſen zu können. Aber eine jährliche Periode ift un: 
zweifelhaft vorhanden. Im Herbſt unferer nördlichen Halbfugel erſcheinen mehr grofe 
Meteore als im Frühjahr, und die Kontrolle auf der ſüdlichen Halbkugel beſtätigte nach 
Neumeyer, der in Melbourne entſprechende Beobachtungen anſtellte, dieſe Steigerung in 
derjenigen Jahreszeit, für die der Südpol bei der Erdbewegung um die Sonne vorangeht. 

Dieſe Tatſache darf aber nicht zu dem Schluſſe führen, daß ſich in den Räumen, welche 
die Erde im Herbſt durcheilt, mehr dieſer Körper befänden als in der Frühlingsgegend der 
Erdbahn, ſondern ſie hängt mit der Apexrichtung zuſammen, die mit den Jahreszeiten 
wechſelt. Wir können hier dieſe Verhältniſſe nur andeuten, um uns nicht zu weit in die 
Lagenverhältniſſe der Himmelskörper einzulaſſen, die 
der Gegenſtand des zweiten Teiles des Buches ſein 
ſollen. Durch die geneigte Lage der Erdachſe zur Erd⸗ 
bahn, die ſogenannte Schiefe der Ekliptik, wird bewirkt, 
daß der Apex der Erdbewegung in unſerem Herbſt viel 
länger über dem Horizont der nördlicheren Breiten 
bleibt als im Frühjahr. Da nun die Ausſichten, einem 
Meteore zu begegnen, in der Richtung des Apex die 
größten find, fo bleibt dieſe Möglichkeit im Herbſte län— 
gere Beit beſtehen, und weil in der Richtung des Apex 
fich die Bemwegung des Meteors zu der der Erde addiert, 
fo miiffen mir aus diefer Richtung die Meteore mit 
ihren größten relativen Geſchwindigkeiten fommenfeben. 
Dies wird durch die Beobachtung beſtätigt. Namentlich 
zeigt ſich die intereſſante Erſcheinung, daß im Herbſte, | 
ivo wir die meiften Meteore aus der Umgebung jenes SL e ee 
Aperpnnite3 erhalten miiffen, ihr Hemmungspunkt 
durchſchnittlich viel höher liegt als im Frühjahr; v. Nießl fand ibn bei 29 unterſuchten 
Herbftboliben in 63 km, bei 22 Frühjahrsmeteoren im Durchſchnitt nur in 45 km Höhe 
ilber ber Erdoberfläche. Die weit größere Geſchwindigkeit der erfteren bringt eine ftarfere 
Reibung und ein ſchnelleres Erplodieren hervor. Hiermit im Einklang ftebt aud) die bon 
Remton in Newhaven ermabnte Wahmehmung, daß im Frühjahr weit mehr detonierende 
Meteore auftreten: der Shall muf bei einer tieferen Lage des Erplofionsorte3 leichter 
gu uns gelangen. 

Bu den ftarf detonierenden Frühjahrsmeteoren gehört aud) das vom 10. Februar 1896 
um 914 Ur vormittags fiber Madrid erfoienene, das unter ben Bewohnern dieſer 
Stadt unb denen eines grofen Teil3 von Spanien eine förmliche Panik verbreitete. Gein 
Glanz überſtrahlte felbft die hell am Himmel ftehende Sonne. Aus bem Umitand, daf die 
Lichterſcheinung etwa 155 Minuten bem Donner der Erplofion vorauging, Tonnte man 
die Höhe, in der die letztere ftattfand, auf ungefähr 30 km ſchätzen. Trog diefer Entfernung 
war die Lufterſchütterung noch fo gewaltig, Daf Mauern eingeſtürzt und Fenjter zertrümmert 
wurden. Der Barometerftand ſchwankte plòglio um 11,4 mm auf und ab. ‘Die Sdhall- 
erſcheinung Tonnte in einem Umireife bon 250 km nod mwabrgenommen merben. Steine 





256 I. 11 Die kosmiſchen Meteore und die phyſiſche Beſchaffenheit der Kometen. 


fielen jedoch nur in fehr geringer Menge niedber. Genaue Unterfudungen fonnten megen 
ber auch hier ſich überaus widerſprechenden Nachrichten über die Bahn des Meteors nicht 
angeſtellt werden. Man vermutet, daß damals vielleicht eine ganze Reihe von Meteoren 
gleichzeitig in unſere Atmoſphäre drangen, wie es in einem anderen Falle, vom 16. Januar 
1895, zweifellos nachgewieſen wurde. An dieſem Tag erſchienen über Böhmen, Mähren 
und Schleſien im Laufe von 3 Minuten drei verſchiedene Meteore, die in keinerlei innerem 
Zuſammenhange miteinander ſtanden. 

Unzweideutig treten die geſuchten perio diſchen Beziehungen bei der zahl— 
reichen Schar der Sternſchnuppen hervor. Man macht ſich ohne weiteres keine 
Vorſtellung davon, wie ungeheuer groß die Zahl der Erſcheinungen iſt. Es iſt feſtgeſtellt, 
daß ein einzelner VBeobadtet in dem Teile des Himmels, ben er zu überſehen vermag, 
durchſchnittlich zehn Sternſchnuppen in der Stunde mit freiem Auge ſieht. An einem be— 
ſtimmten Ort der Erdoberfläche werden danach in den Teil der Atmoſphäre, der von dort 
aus überhaupt, nicht nur von einem Beobachter, zu überſehen ift, 30—A0 ſolcher Stern: 
ſchnuppen eindringen. Nun Bat ber Amerifaner Nemton gezeigt, daß dieſes Gebiet nur 
ben 10,460jften Teil der ganzen Atmoſphäre ausmacht. Die ganze Erbe begegnet alfo ftiind: 
lic) nicht weniger als 300,000—400,000 oder tiglio biz 10 MillionenGtern: 
ſchnuppen. Der ganze Weltenraum muß biemad von diefem Himmelsſtaub erfüllt 
fein, beinahe fo, mie unfere Luft mit irdiſchem Staube. Nimmt man das durchſchnittliche 
Gewicht jeder Sternſchnuppe aud nur zu 5 Gramm an, was redit niebrig gegriffen ift, 
{o ergibt ſich, daß der Erde jährlich an 20 Millionen Rilogramm Materie aus dem VWelten: 
raume zugeführt wird, ungerednet die Meteorfteine und den eigentlichen Meteorftaub, der, 
wenn er nicht einmal maffenbaft auftritt, unbemerft eindringt und wahrſcheinlich mindefteng 
ebenfoviel zu dieſer Gewichtsvermehrung der Erde beitrigt wie die Sternſchnuppen. Wir 
werden mit diefem Faktum zu redinen haben, wenn mit die Erde in ihrer Wechſelwirkung 
mit anderen Weltkörpern betrachten. 

Die ſtündliche Häufigkeit der Sternſchnuppen ſtellt fio nad 35jabrigen Be: 
obactungen bon Schmidt in Athen folgendermafen: 

abends 6 7 8 9 10 11 12 1 2 3 4 Uhr morgens 
Anzahl 38 4,6 5,6 6,8 82 98 11,5 131 144 15,0 14,8 

Die Zunahme gegen die Morgenftunde Bin ift Pier unverfennbar. Die von 3 Uhr 
morgen3 ab wieder merklich werdende Abnahme erklärt ſich aus der anbrechenden Dimme- 
rung, welche immer weniger Sternſchnuppen ſichtbar werden läßt. Das theoretiſch um 
6 Uhr früh eintretende Maximum iſt deshalb praktiſch nicht feſtzuſtellen. Wir haben alſo 
Die Tatſache zu verzeichnen, daß praktiſch das Maximum der Sternſchnuppenhäufigkeit 
um 3 Uhr früh ſich einzuſtellen pflegt. 

Beſtimmt man hieraus die mittlere ſtündliche Häufigkeit einer jeden Nacht und dann 
die Nonatsmittel, ſo erhält man die folgende Reihe für diejährliche Periode: 
Januar Februar März April Mai Juni Juli Auguſt September Oftober November Dezember 

8,6 5,6 65 64 60 61 11,1 20,6 9,8 14,1 13,3 12,2 

Die größere Häufigkeit in der zweiten Hälfte ded Jahres ift augenfallig. Nimmt man 
ben Auguft aus, in bem ein befannter, noch näher zu beſprechender Schwarm auftritt, 
der die Statiſtik für das gewöhnliche Mittel ftort, fo erbalt man für die erſte Jahreshälfte 
ala Monatamittel der ſtündlichen Häufigkeit 6,5 und für die zweite Hälfte 12,1, alfo beinahe 


Tägliche und jährliche Periode der Sternſchnuppen. Die Novembermeteore. 257 


doppelt ſoviel. Der Einfluß der Stellung des Aper zum Beobachtungsort iſt durch dieſe 
Zahlenreihen ſowohl in ſeiner täglichen wie in ſeiner jährlichen Anderung beſtimmt nach— 
gewieſen und der kosmiſche Charakter des Phänomens dadurch dargetan. 

Die zuletzt gegebene Zahlenreihe der Monatsmittel zeigt aber nicht dieſelbe gleich— 
mäßig fortſchreitende Geſetzmäßigkeit wie die ſtündlichen Mittel. Es kommen darin Sprünge 
vor, namentlich für ben Auguſt. Diefe erklären fi) durch die wirkliche ungleichmäßige Vere 
teilung der Sternſchnuppen im Raume, die am deutlichſten in den Sternſchnuppen— 
ſchauern hewortritt. Wie mir es nämlich unter der Vorausſetzung der kosmiſchen Natur 
der Sternſchnuppen als theoretiſch notwendig gefunden hatten, ſtellt es ſich auch praktiſch 
heraus, daß an beſtimmten Tagen eines jeden Jahres ihre Häufigkeit weſentlich zunimmt. 
Die berühmteſten dieſer Schauer find die nach dem 258 zu Rom verbrannten Märtyrer 
benannten feurigen Tränen des Laurentius, die am 10. Auguft jedes 
Jahres erſcheinen, und ein Schwarm, der um den 12. November regelmäßig wieder 
kehrt. Beide Phanomene find hiſtoriſch weit zurück zu berfolgen, der Auguſtſchwarm bis 
830, ber vom November biz 902. Immer trafen fie mit faum mehr al3 einem Tage Un: 
ſicherheit an derfelben Stelle der Erdbahn mit uns zufammen, menngleid im Laufe der Jahr⸗ 
hunderte das Kalenderdatum für dieje3 Bufammentrefjen ſich langſam verſchieben mufte. 

Der Novemberſchwarm war es, der zuerſt durch feine überaus glänzende 
Erſcheinung im Jahre 1799, als ihn Humboldt und Bonplant zu Cumana (Venezuela) 
beobachteten, die Aufmerkſamkeit der Gelehrten auf dieſe bis dahin als bloße atmoſphäriſche 
Erſcheinungen vernachläſſigten Meteore lenkte. Damals erſchienen am 12. November von 
etwa 215 Uhr nachts an plötzlich Tauſende von Sternſchnuppen, mit Feuerkugeln unter⸗ 
miſcht, ſo daß bald der ganze Himmel davon eingenommen war. Sie zogen ſämtlich in ähn⸗ 
licher Richtung. Ihr Auftreten wurde an vielen Orten der Erde bemerkt. Zwar fielen die 
Novembermeteore in den nächſten Jahren, in denen ſie viel weniger häufig waren, noch nicht 
weiter auf; nur aus den Jahren 1823 und 1832 verzeichnete man reichere Falle. Aber 
im folgenden Jahre (1833) entwickelte ſich das wundervolle Phänomen zu einer Pracht, 
wie ſie vordem nie geſehen worden war. „Die Feuerkugeln gingen raketenartig von einem 
einzigen Punkt aus, und zwar in ſo großer Zahl, daß ſie dicht wie Schneeflocken fielen, 
und der Himmel faſt ganz in Feuer zu ſtehen ſchien.“ (Littrow⸗Weiß.) Die hauptſäch— 
lichſten Beobachter dieſes Schauers waren Olmſted und Palmer in Newhaven Nordamerika). 
In Boſton zählte man noch um 6 Uhr früh, als das Maximum längſt vorüber war, 650 
Sternſchnuppen in einer Viertelſtunde; im ganzen werden für den Horizont von Boſton 
etwa eine Viertelmillion gefallen fein, gegen 100, die das gewöhnliche Mittel für die Stern: 
ſchnuppenhäufigkeit um diefe Beit ergeben miirde. Wir müſſen bemnad) die ſporadiſchen 
Sternſchnuppen bon den periodiſchen ftreng trennen. Bei der Vilbung der oben an= 
geführten Mittelmerte ift die fo gut wie möglich geſchehen; ganz ift e3 jedoch praktiſch nicht 
zu erreichen, wodurch die Unregelmafigleiten in ben Monatamitteln entſtehen. 

Es gibt alſo im Raume ganze Wolfen jenes VWeltitaube3, die gelegentlich wie ein un 
gebeurer Mückenſchwarm in unfere Lufthülle cindringen, um dort aufleuchtend zu ber 
puffen. Bei diefer Majffeninbafion bon Körpern, die im Raum eine gemeinfame Strafe 
ziehen, müſſen offenbar bejtimmte Geſetzmäßigkeiten in ber Anorbnung ibrer ſcheinbaren 
Wege eintreten, bon dbenen mir uns zum Teil leicht eine Vorjtellung machen fonnen. Neh⸗ 
men mir am, vir definden un3 auf einer Schienenſtraße, auf der rechts und linfa von un3 

Meper, Veltgebiubde, 2, Aufl. 17 


258 L 11. Die kosmiſchen Meteore und die phyſiſche Beſchaffenheit der Kometen. 


viele Gleiſe in ſchnurgerader Richtung verlaufen, ſo ſcheinen ſich die Schienenſtränge vor 
uns infolge der Perſpektive mehr und mehr zu verengern, bis ſie in der Ferne ſich zu einem 
Punkte vereinigen. Wenn nun zur Nachtzeit aus dieſer Ferne auf jedem Gleiſe Züge auf 
uns zukommen, ſo ſieht man erſt nur den Schein ihrer Laternen in einer ſchimmernden 
Linie vereinigt. Wie ſchnell die Züge ſich uns auch nähern mögen, wir bemerken doch dieſe 
Bewegung anfangs gar nicht, bis ſich die Lichter langſam voneinander trennen, indem ſie 
ſich nach rechts und links mehr und mehr ausbreiten. Dieſes Auseinanderbreiten nimmt 
dann an Schnelligkeit rapid zu, bis die Lichter endlich zu beiden Seiten an uns vorüberſauſen. 

Ebenſo muß das Phänomen der periodiſchen Sternſchnuppen verlaufen, wenn ihre 
einzelnen Glieder wirklich parallele Bahnen im Raume beſchreiben, die in dem betreffenden 
Falle direkt auf uns zu gerichtet ſind. Dies beſtätigt ſich völlig. Zeichnet man nämlich 
die ſcheinbaren Bahnen der Sternſchnuppen eines ſolchen Schwarmes in eine Sternkarte 
ein, wie es unſere Abbildung S. 259 zeigt, und verlängert dieſe Linien nach rückwärts, 
d. h. in der Richtung, woher die Meteore kamen, ſo ſchneiden ſich alle dieſe Linien ungefähr 
in ein und demſelben Punkte, dem ſogenannten Radbiationapuntt. Derſelbe bat 
für jeden periodiſchen Schwarm eine unveränderliche Lage unter den feſten Sternen. Der 
Laurentiusſchwarm kommt z. B. aus dem Sternbilde des Perſeus her, weshalb man ihn 
auch mit dem Namen der Perſeiden bezeichnet; die Novembermeteore haben ihren 
Radiationspunkt im Löwen, ſie heißen darum Leoniden. Brauchte man noch weitere 
Beweiſe für die kosmiſche Natur dieſes Phänomens, ſo würde die unveränderliche Lage des 
Radiationspunktes unter den feſten Sternen ſie in der überzeugendſten Weiſe liefern. Wäh— 
rend nämlich alle periodiſchen Sternſchnuppen einer Nacht, oder ſelbſt bei ausgedehnteren 
Schwärmen in einigen aufeinander folgenden Nächten aus dieſem ſelben Punkt am Himmel 
kommen, macht ex die ſcheinbare tägliche Bewegung aller Sterne mit; er iſt alſo vie alle außer⸗ 
irdiſchen Dinge unabhängig von der täglichen Umſchwungsbewegung der Erde um ihre Achſe. 

Wir geben Bier die Lage einiger Radiationspunkte der bekannteſten Sternſchnuppen⸗ 
ſchwärme, indem wir uns vorbehalten, die Bedeutung der Ortsbezeichnung am Himmel 
nach Rektaſzenſion und Deklination in der vierten und fünften Kolumne an einer anderen 
Stelle zu erläutern. 








Radiationspunkt 

Schwarm Epoche Maximum Rektaſgenſion | Peflination Entdecker 
Quabrantiben . . | 28. Dez. — 4. San. | 2. Januar 15,3b 52,5° Heis 
Lyriben . . . . 16.—22. April 20. April 18,0 32,5 Herrick 
Perfeiben. . . . | 11. Juli — 22. Aug. | 10. Auguſt 3,1 56,9 Musſchenbroel 
Drioniben . . . | 9.—29. Oktober 18. Oktober 6,1 15,5 Schmidt 
Leoniben . . . . | 9.— 17. November | 13. Nov. 10,0 22,9 Humboldt 
Andromediden .. 25.—30. November | 27. Nov. 1,7 43,8 Brandes 
Geminiben . . . 1.14. Dezember | 10. Dez. 7,2 | 32,6 Greg 


Wir feben aus diefer Tabelle, daß die Schwärme fi nicht immer auf einen oder 
menige Tage beſchränken, fondern daf 3. B. die Perfeiben ſich ſchon einen Monat bor dem 
Tage ihres marimalen Auftreten3 bemerfbar maden. 

Der Radiationspunkt eines Sternſchnuppenſchwarmes fagt uns nad den boran: 
gefchidten Erörterungen etwas iiber die Richtung aus, die der Schwarm im Raum vorher 
verfolgte. Da nun alle körperlichen Dinge im Sonnenſyſteme, wie wir ſpäter beweiſen 
werden, notwendig in einem Kegelſchnitt um die Sonne laufen müſſen, ſo iſt es für die 


RabdiationSpunfte bon Sternſchnuppenſchwärmen. Die Perfeiben und Leoniden. 259 


Sternſchnuppen ebenfo wie fiir die Kometen erlaubt, gum Zweck einer erften Annäherung 
für die Ermittelung der kosmiſchen Bahn diefer Meteore eine Form der Kegelſchnitte 
al3 bon ihnen durchlaufen borauszufeben. Man wählt dann zunächſt immer die mittlere 
Form der Parabel. Daf die Entfernung der Sternfdnuppen von der Sonne im Augen= 
blid ihrer Erſcheinung für uns gleich der der Erde ijt, erleichtert des meiteren die Unter— 
ſuchung weſentlich; mir find deshalb imftande, allein au3 der Kenntnis des Rabdiations- 
punfte3 eines Schwarmes feine Bahn in allen ibren Teilen vor und nad dem Zufammen= 
treffen mit der Erde zu berechnen, menigiten3 mit einer Annäherung, die der einer erſten 
Kometenbahnbeſtimmung vergleichbar ift. Genauere Refultate finnen aber megen der 
unvermeidlichen Beobachtungsfehler im borliegenden Falle nicht erlangt werden. 

Da Bat es ſich nun gezeigt, daß die hauptſächlichſten Sternſchnuppenwolken in den- 
felbenBabnen einbergeben, die für 
befannte periodiſche Kome— 
ten gefunden worden find. Die Per— 
ſeiden waren es, die hierfür das erſte 
ſchlagende Beiſpiel lieferten. Schiaparelli 
wies nach, daß dieſer Schwarm in der 
Bahn des Kometen 1862 III einhergeht, 
der, wenngleich mit bloßem Auge ſicht— 
bar, kein beſonders auffälliges Objekt war. 
Seine Bahn ſchneidet die der Erde in 
einem Punkte, den unſer Planet am 10. 
Auguſt durchläuft. Die Umlaufszeit des 
Kometen wurde gleich 123 Jahren ge— 
funden. Noch intereſſanter geſtaltete ſich 
die Unterſuchung bei den Leoniden, 
für welche die Ubereinftimmung der Bahn 
mit bem Kometen 1866 I nadigeimefen  "**Goiton auf der ide Stemmarte. Bal. Test, ©2858. — 
werden fonnte. Dieſer Komet Dildete 
eine verwaſchene, mit blofem Auge überhaupt nicht wahrnehmbare Maſſe, deren Um 
laufszeit zu 33,2 Jahren berechnet worden mar. Es zeigte ſich nun, bag der Stern— 
ſchnuppenſchwarm, für ben man von vormberein überhaupt keine Ellipſe vorausfegen 
fonnte, auch eine Umlaufszeit von 33 Jahren haben müſſe, eil immer nad) einer 
ſolchen Zwiſchenzeit die Novembermeteore in befonders glinzender Weife auftraten. Als 
Humboldt zuerft 1799 auf das Phainomen aufmerffam murde, erzabite man ihm, daß 
Ähnliches bereità 1766 in Bentralamerifa gefehen worden fei, und mir wiſſen ſchon, daß 
1832 und 1833 wieder ungewöhnlich viele Sternſchnuppen in jenen Novembertagen gefallen 
find. Darauf fonnte man ſchon für 1866 eine Wiederholung des himmliſchen Feuerwerkes vor 
herverkünden, das ſich denn auch äußerſt glinzend entfaltete. Aufzeichnungen, die man in den 
Annalen der Völker fand, beftitigten diefe Periode ebenfalls, fo daß man eine Wiederholung 
Des wundervollen Schauſpiels für die betreffenden Novembernächte von 1899 und 1900 
vorausfagen fonnte. Freilich fand man gzugleid) auch durch die Rechnung, daf der Schwarm 
durch die AnzieBungsfraft der grofen Planeten, namentlich des Gupiter, bem er inzwiſchen 
bejondber3 nabegefommen mar, derart abgelentt worden ſei, daß die Erſcheinung bon 1899 

17* 





260 I. 11. Die fosmif@en Meteore und die phyſiſche Beſchaffenheit ber Wometen. 


wahrſcheinlich nicht fo glänzend mie die früheren berlaufen miirde, mas ſich beftatigte. Der 
Schwarm iſt feitbem immer fpärlicher geworden, und es ift leider borauszufeben, daß wir 
jene3 ſchönen Himmelsſchauſpiels fiir immer beraubt fein merben. Nad der Rechnung 
von Downing und Johnſtone Stoneb bleibt die dicbtefte Stelle des Schwarmes jetzt etwa 
2,7 Millionen km bon der Erdbahn entfemt. 

Wie ift dieſe Bufammenfang zwiſchen Rometen und Stern— 
ſchnuppen zu denfen? Der Auguſtſchwarm fommt alle Fabre mit nidbt weſentlich 
ſchwankender Sntenfitàt wieder, während der zugehörige Romet eine Umiaufszeit bon 123 
Jahren hat. Aud die Novembermeteore erſchienen vor 1899 jede3 Jahr, aber mit einer 
zeitweilig ungemein gefteigerten Dichtigkeit. Wir fonnen die Wahrnehmung nur fo deuten, 
daß in der langgeſtreckten Ellipſe der Rometenbabn, in der ſich die Perſeiden bemegen, 
ire einzelmen Körper fi) ziemlich gleichmäßig verteilt haben, daß Bier alfo ein ellip=» 
tiſcher Ringvon Sternſchnuppen ſich befindet, der die Erdbahn freuzt, und 
den die Erde felbft jebesmal am 10. Auguft zu durcheilen hat. Bei den Leoniden dagegen 
muf eine febr ftarfe Anhäufung von Sternſchnuppen an einer Stelle der Bahn vorhanden 
fein, die alle 33 Sabre mit ber Erde zufammentraf, während im fibrigen in diefer Rometen= 
babn überall einzelne Sternſchnuppenkörper verftreut find. Îbrigen3 zeigen aud) die Per 
feiben periodiſche, menngleid nicht ſehr ausgeprigte Häufigkeitsſchwankungen, von denen 
Rud. Wolf (Zürich) auf 13 einzelne Wolfen in diefem Ringe glaubte ſchließen zu können. 

Die Sternſchnuppen, dbenen wir alljährlich bei den periodiſchen Schauern begegnen, 
können alfo nicht identiſch mit Rometen fein, fondern fteben mit ibnen nur in irgend einem 
zu erforſchenden Zuſammenhange. Dagegen mare e3 wohl möglich, daß die dite Wolfe, 
der mir unter anderem auch im Itovember 1866, als der zugehörige Komet gleichfalls er- 
ſchienen war, begegneten, wirklich cin Teil des Rometen mar. Schiaparelli hat nun gezeigt, 
daß, falls die Rometenferne wirklich aus ſolchen Anſammlungen von kleinen Körpern be- 
ſtänden, ſie ſich notwendig durch die Wirkung der allgemeinen von der Sonne ausgehenden 
Schwerkraft, die in allen Teilen theoretiſch zu kontrollieren iſt, allmählich in einen Stern: 
ſchnuppenring auflöſen müſſen, der die Eigenſchaften etwa des Perſeidenringes beſitzt. 
Dieſer Auflöſungsprozeß bedarf allerdings einer ziemlich langen Zeit. Wir hätten daraus 
gu ſchließen, daß der Komet bon 1862 III unſerem Sonnenſyſteme ſchon ſeit langer Beit 
angehört, da ſich die Sternſchnuppen längs ſeiner Bahn ziemlich gleichmäßig und deshalb 
auch nicht allzudicht verbreitet haben. Die ſtündliche Häufigkeit der Perſeiden ſchwankt 
zwiſchen 30 und 160Sternſchnuppenfällen. Aber auch längs der Bahn des Leonidenſchwarmes 
ſind, abgeſehen von der erwähnten Verdichtung, die einzelnen Körper ziemlich gleichmäßig 
und zudem ſehr viel dichter verteilt als in dem Auguſtſchwarm. Auch hier ſcheint daher 
die Auflöſungsarbeit bereits weit vorgeſchritten zu ſein. Die Verdichtung wäre in dieſem 
Falle alſo als ein wirkliches Stück von dem Kometen anzuſehen, das ſich in früheren Um— 
läufen von dem Hauptkörper abgelöſt hatte, wie wir derartiges an anderen Kometen früher 
nachgewieſen haben (ſ. S. 218). 

Dieſe Vermutung von der wirklichen Weſenseinheit wenigſtens der wolkenartigen, 
kernloſen teleſktopiſchen Kometen mit Sternſchnuppenſchwärmen wurde in unerwarteter und 
glänzender Weiſe durch das Auftreten der fogenannten Andromediden beftatigt. 
Es war am 27. November 1872, als plötzlich ein ungemein reicher Sternſchnuppenregen 
eintrat, der in ganz Europa und weit darüber hinaus die Aufmerkſamkeit der geſamten 


Der Sternſchnuppenfall vom 27. November 1872 und ber Bielaſche Komet. 261 


Bevölkerung auf ſich lenfte. Der Verfaſſer hatte Gelegenbeit, da3 wunderbare Schauſpiel 
auf ber Göttinger Sternwarte in der Beit von E—11 Uhr abendg zu beobacdhten. Er 
zählte bamal3 mit einem Freunde in 2°/, Stunden 7651 Sternſchnuppen; es fiel alſo in 
jeder Sekunde durchſchnittlich eine. Die ſtündliche Häufigkeit für einen Beobadter ergibt 
ſich daraus zu etwa 1400, gegen 13 Sternſchnuppenfälle, die wir für dieſe Zeit als mittlere 
Frequenz früher angegeben hatten. Achtzig der hellſten Meteorbahnen wurden in Göttingen 
in eine Sternkarte eingetragen, aus denen fi), in Ubereinftimmung mit ben Refultaten 
anderer Beobachter, die Lage des Radiationspunfte3 im Sternbilde der Andromeda ergab. 

Hieraus berecnete Klinkerfues, der bamalige Direftor ber Gittinger Sternmarte, 
die fosmifche Bahn der fo unermartet in unfere Atmoſphäre eingedrungenen Sternſchnuppen— 
wolke, woraus ihre Übereinſtimmung mit der des feit 1852 bermiften Ro metenbvon 
VBiela offenbar wurde (j. ©. 232). An der Zuſammengehörigkeit beidber Erſcheinungen 
mar hiernach nicht mebr gu zweifeln. Aber Klinkerfues mollte zu ergriindben verjucdhen, ob 
wirklich ein Teil des Kometen felbît mit der Erde während dieſes Ereigniſſes in Berührung 
gekommen ſei; dies war zu vermuten, da in früheren Jahren am 27. November keine be— 
ſonders auffällige Sternſchnuppenhäufigkeit beobachtet worden war, obgleich an dieſem 
Tage, wie ſchon Littrow und andere bemerkt hatten, die Erde durch den Schnittpunkt ihrer 
Bahn mit der des Bielaſchen Kometen ging. Man hatte für dieſes Datum eines damals 
noch nicht beſtimmt vorherzuſagenden Jahres den Zuſammenſtoß dieſes Himmelskörpers 
mit der Erde vorausgeſehen. War er nun 1872 wirklich erfolgt? Das war gewiß eine ſehr 
intereſſante Frage, die bei dieſer Gelegenheit vielleicht entſchieden werden konnte. Wenn 
die Sternſchnuppenwolke, aus der Entfernung geſehen, wirklich zu einem Kometen wird, ſo 
mußte man ſie gleich nach ihrem Zuſammentreffen mit der Erde in der entgegengeſetzten 
Richtung von der, aus welcher man ſie hatte kommen ſehen, auch als Komet wahrnehmen. 
Dieſe Richtung mußte offenbar dem Radiationspunkt am Himmel gerade gegenüberliegen, in 
dem fogenannten Ronvergenzpunit,inbdem die Sternſchnuppenbahnen alle wieder 
sujammenlaufen würden, menn man fie jenfeit3 unferer Atmoſphäre weiter berfolgen könnte. 
Diefer Konvergenzpunkt liegt leider fiir die Andromediden in einer Himmelsregion, die 
für unfere Vreiten nicht ſichtbar ift. Um alfo die Frage entſcheiden zu können, mufte damals 
Klinkerfues an eine ſüdlicher gelegene Sternivarte telegraphieren. Die entſprechende De— 
pejche ging am 30. November nach Madras ab, aber erſt am Abend des 2. Dezember gelang 
es Pogfon, bem Dizeftor jener Sternwarte, den angegebenen Ort unterſuchen gu können, 
wobei er fofort einen Kometen mit einem 8 Minuten langen Schweife fand. Der Komet 
fonnte bis zum anbrechenden Morgen verfolgt werden und zeigte dabei eine ſehr deutliche 
Bewegung, die ber Vorausfebung, daf er mit jenem Sternſchnuppenſchwarm identiſch fei, 
ent{prach. Aber leiber wurde das Wetter an den folgenden Tagen ſchlecht, fo daf der Komet 
nicht wieder gefeben murde. Da indeffen zur Gientifizierung einer Bahn mit der eines 
befannten Kometen drei Beobadtungen des betreffenden Objeftes vorhanden fein miiffen, 
zwiſchen dbenen mindeftens je ein Tag liegt, fo war es nicht möglich, mit mathematiſcher 
Sicherheit gu bebaupten, der gefebene Komet fei wirklich ein Teil des Bielaſchen gemefen; 
aber es mar wenigſtens erwieſen, daß der gefehene Sternſchnuppenſchwarm fi nach feiner 
Entfernung bon uns perſpektiviſch zu jenem tometenartigen Körper zufammengezogen fatte, 
denn daß gerade an diefem Ronvergenzpunft in der betreffenden Nacht ein Komet auf 
getreten fei, ber mit Dem Schwarm in gar feiner Beziehung ftand, und Daf noch dazu diefer 


262 I. 11. Die kosmiſchen Meteore und die phyſiſche Beſchaffenheit der Kometen. 


Komet ſich ebenfo ſchnell von der Erde entfernte, mie e3 ein im gedachten Zufammenbange 
itebender Batte tun müſſen; das alles fann man dem blinden Bufale nicht zumuten. 

Cinige Aftronomen gingen dennoch damals fo weit. Die Aftronomen pilegen die 
blofen Indizienbeweiſe, die faft in allen anderen Wiſſenſchaften als vollgiiltig angenommen 
werden, nicht anzuerfennen und bleiben deshalb, menn einmal feine andere Möglichkeit 
ba ift, al3 diefen nicht mathematiſchen Weg zu betreten, leicht ilbermdafiig ſkeptiſch. ber 
auch diefe Zweifler wurden eines befferen belehrt durch die glinzende Wiedererſcheinung 
Des Schwarmes genau 13 Jahre fpater, am 27. November 1885. Diesmal wurde fie Dor= 
Ber verfiindet. Der Bielaſche Komet hat eine Umlaufszeit von 614 Jahren; befand er fi) 
alſo am 27. November 1872 in der Nähe der Erbe, um jenen Meteorregen zu erzeugen; 
{o mar er zwar nad 6145 Jahren mieder an der gleichen Stelle der Erdbahn, aber die 
Erbe felbit befand ſich um diefe Beit geradbe an der gegenitberliegenden Stelle derfelben, 
300 Millionen km bom Rometen entfemnt. Nad zwei Umläufen des letzteren mußten 
bagegen beide Körper erneut an der kritiſchen Stelle zufammentommen. Der impofante 
Sternſchnuppenregen, der an diefem Abende viele Taufende entziidte, bemie3 die Ricbtig= 
feit ber Schlußfolgerung. Die Hdufigfeit der Meteore war diesmal nod viel gròfer als 
1872. Sn Upfala 3. B. wurden in jener Novembernacdt 40,844 Sternſchnuppen gezabit, 
in einer einzigen Viertelftunde des Marimumsa 4422 Stück oder 5 in der Sefunde. Cin 
Beobacdter in Griechenland mill fogar 40—50 in der Sefunde gezählt haben, und Frei: 
herr bon Tuder, der auf feiner Privatſternwarte auf Malta das grofartige Phinomen 
beobachtete, glaubte au3 feinen Zählungen ſchließen zu miiffen, daß an dem reinen Himmel 
feine3 Beobachtungsortes während der 20 Minuten des Marimums wohl 9000 für feinen 
ganzen Horizont batten gezählt werden finnen. Cr fab felbît 39 Feuerfugeln, die ben Ganz 
ber Venus iibertrafen; ihr Licht mar meift weif, bei einigen jedoch auch gelb und grünlich. 
Viele ließen Belle Lichtſchweife Pinter fi) zurück, und eine derfelben krümmte fi) wie eine 
Schlange vor den Augen des erftauntenBeobacdter3, biz fie endlich wirbelnd inStiide zerriß. 

Ulle Beitungen brachten begeijterte Schilderungen bon der Pracht des auferordent: 
lichen Schauſpieles. Beſonders reizvoll wird der Unblid von einem Beobadter am W o If - 
gangfee gefchilbert: „Der avifierte Sternſchnuppenfall“, fo ſchreibt er, „ſtellte fim 
Freitag, ben 27. November, zwiſchen 6 und 8 Ubr abend3 in feit Menſchengedenken Bier 
nocd nicht gefehener Intenſität ein. Buchſtäblich ,ſchneite‘ e3 die meteoriſchen Teuergarben, 
und es gzeigte ſich das Ganze als ein felten prachtvolles Naturwunder. Das dentbar reinfte 
Firmament, ſternenbeſäet, vollfommen windſtill. Unten der {piegelglatte See, aus welchem 
der ganze Sternenbimmel widerſtrahlte. Das Bild eingerabmt dburd die bunfeln, aber 
mit ſcharfen Ronturen hewortretenden Gebirgskoloſſe, und innerhalb dieſes ganzen herr— 
lichen Raumes fpribte e3 bon Taufenden meteoriſcher Lichtgarben, welche in Form ber: 
knallter Rafeten ihren Feuerſprühregen oft in grofen, ſchlängelnden Libtbahnen iber den 
Himmelsraum Binfandten. Die ganze Biefige Vevdlferung fam in Bewegung.“ 

Die Sternſchnuppen von 1885 famen aus demſelben Radiationspunfte wie Die von 
1872; dadurch war mit mathematiſcher Beſtimmtheit nachgewieſen, daß beide Erſcheinungen 
ein und demſelben Schwarme angehörten. Ferner mußte die Umlaufszeit dieſes Schwarmes 
entweder 13 Jahre oder doch eine Zahl von Jahren betragen, die mit einer ganzen Zahl 
multipliziert 13 ergibt. Hiermit iſt ein neues Argument für die Beſtimmung der wahren 
Bahn des Schwarmes aus dem Radiationspunkte gegeben, und man war imſtande, eine 


Bahn der Anbromediben und des Bielaſchen Kometen. 263 


bejtimmte Wabl für die Form des Kegelſchnittes zu treffen. Nimmt man nun die Umlaufs— 
get gu 13:2 = 615 Jahren an, fo fann man aus dem beobachteten Rabdiationspuntt 
alfein, nunmehr ohne die fonft nbtige willkürliche Vorausfebung einer paraboliſchen Torm, 
die Bahn ftreng berechnen. Der Verfaffer erbielt auf dieſe Weife folgende Zahlen, deren 
ipezielle Bebeutung zwar erſt in dem theoretiſchen Teil unferes Buches erläutert werden 
fann, beren Ubereinftimmung aber mit den in der legten Rubrit gegebenen entſprechenden 
Zahlen für die 1852er Erſcheinung des Kometen von Biela das Yufammenfallen beider 
durch diefe Zahlen beftimmten Bahnen augenſcheinlich maden mird. 


1885 1872 1852 
fnoten . . ... 245,55 245,55 246,19° 
Neigung. . . .. 12,35 12,40 12,33° 
Peribel . . . .. 111,52 110,7 109,36° 
Kürzeſte Diftanz . . 0,8570 0,8662 0,8608 
Craentrizitit . . . 0,7544 0,7518 0, 7559 
Umlaufszeit . . . 6,52 6,52 6,62 Sabre. 


Hält man mit diefer unzmeifelbaften Identität die beiben Tatſachen zufammen, daß 
erjten3 ber Komet bon Biela feither nicht ivieder gefeben murde, alfo bon ibm feine andere 
Spur als eben diefer Sternſchnuppenſchwarm aufzufinden ijt, und daf zweitens in anderen 
Jahren am 27. November nur ganz vereinzelt Meteore auftreten, die in der gleichen Bahn 
einbergehen, fo daß nur diefe eine Verdibtung in bem Ring erijtiert, dann wird man 
minbdeften3 den Indizienbeweis für die wirkliche Ubereinftimmung des Schwarmes mit 
eimem Teile des feit 1846 in Auflöſung begriffenen periodiſchen Kometen bon Biela fiir 
ſchlüſſig genug erachten miiffen. Diefe Auflöſung ſchreitet indes offenbar ſchnell meiter; 
mir erkennen dies daran, das Ende November 1892 wieder mehr Sternſchnuppen als ge— 
wöhnlich aus dem Radiationspunkte des Andromedidenſchwarmes geſehen wurden, obgleich 
ihre Frequenz nicht entfernt der jener denkwürdigen Tage gleichkam. Der Komet war da— 
mals, nachdem ein voller Umlauf ſeit 1885 vollendet war, vor einem halben Jahre durch 
die kritiſche Stelle der Erdbahn gegangen. Um dieſe Beit hatte ſich offenbar der Schwarm 
bereits ſo in die Länge gezogen, daß ſeine letzten Nachzügler noch durch die Erdbahn eilten, 
als die eigentliche Wolke ſchon weit darüber hinausgewandert war. Die Erſcheinung aber 
hatte ſich in dieſem Jahr um 4 Tage verfrüht, was Berberich und Bredichin aus Störungen 
erklärten, die der Komet inzwiſchen durch Jupiter erfahren haben mußte. Dies iſt auch der 
Grund, weshalb der Schwarm abermals 13 Jahre nach ſeiner letzten glänzenden Erſcheinung 
von 1885, alſo 1898, ebenſo wie der Leonidenſchwarm nur noch in ſehr weit verſtreuten 
Individuen erſchien. 

Die Prophezeiung Schiaparellis, der in ſeiner 1866 erſchienenen ,,Theorie der Stern⸗ 
ſchnuppen“ bei Gelegenbeit des Beweiſes für den Zuſammenhang der Kometen mit den 
Sternſchnuppenſchwärmen bon der Teilung des Bielaſchen Kometen ſprach und dann fort- 
fubr: ,, Wenn man ihn wirklich aud in Zukunft nicht wieder erbliden wird, fo werden die 
Ajtronomen ſchon dahin gelangen, zu wiſſen, mas aus ibm gemorden ift”, ging alfo ſchneller 
in Erfüllung, als man es ermarten fonnte, dbenn, mie wir miffen, hatte zwar Littrow ſchon 
in ben 1830er Jahren das Zufammentreffen des Bielaſchen Kometen mit der Erde richtig 
für einen 27. November vorausverkündet, aber erſt für das Jahr 2115. ‘Der Irrtum tvar 
durch eine unrichtig angenommene Umlaufszeit entftanden, die ſich inzwiſchen durch unvor= 
hergefehene Storungen weſentlich geändert batte. So waren mir ſchon 1872 Augenzeugen 


264 I. 11. Die koſsmiſchen Meteore und die phyſiſche VefMaffenbeit der Pometen. 


des ehedem fo febr gefürchteten Zuſammenſtoßes ber Erbe mit einem Teil eines Kometen. 
Alles, was wir dabei empfanden, war da3 Entziiden über eines der herrlichſten und ergrei: 
fenbiten Schauſpiele, dbie uns der geftirnte Himmel zu bieten vermag. 

Von den Kometen, die un3 nod) bis vor furzem die ratfelhafteften Geſchöpſe des Him 
mels tvaren, befiben mir alfo Stücke in unferen Naturalienfammiungen, denn mir miiffen 
Die Meteorite, wenn ſie auch meiſt aus weit entfernten Räumen des Univerſums kommen, 
als ihre Verwandten anſehen. Wir erkennen an dieſen Proben von Himmelskörpern, daß 
ſie unſerer Erde auf das innigſte verwandt ſind, wenigſtens in bezug auf die elementaren 
Stoffe, aus denen ſie aufgebaut wurden. 

Stellen mir unſere Erfahrungen über dbie Natur der Kometen noch einmal 
zuſammen, um uns ein Geſamtbild bon ihnen zu ffizzieren, fo ergibt ſich bor allem, daß 
die Kometen materielle Körper ſind, die, den allgemeinen Anziehungsgeſetzen folgend, um 
die Sonne kreiſen. Ihr Kern beſteht aus feſten Teilen, wahrſcheinlich jedoch derart, daß er 
kein Ganzes bildet, ſondern ein Konglomerat von Meteorſteinen und Sternſchnuppen⸗ 
körpern, die von einer Kohlenwaſſerſtoff- und Kohlenoxydgasatmoſphäre umgeben ſind. 
Dieſe bildet vor allem die Hülle, in der ſich oft der Kern völlig verſteckt, namentlich, wenn 
ber Komet noch in großer Eatfernung von der Sonne iſt. 

Sobald der ſo zuſammengeſetzte Kometenkörper ſich der Sonne genügend genähert 
hat, um auf der der letzteren zugewandten Seite kräftige Wärmewirkungen zu empfangen, 
kommt es zu heftigen Vorgängen auf dieſer exponierten Seite, die ſich durch mächtige 
Ausſtrömungen von Gaſen gegen die Sonne Bin offenbaren. Zuerſt kommt der Kohlen⸗ 
waſſerſtoff zur Verdampfung, wie dies auch bei den Meteoriten geſchieht, die wir daraufe 
bin in unferen Laboratorien unterſuchten. Bei noch friftigerer Strablung während be 
beutender Unnaberung an die Sonne verflüchtigt fi) da Natrium, endlich fogar, in einem 
bisher beobadteten Falle des September:Rometen bon 1882, das Gifen, das den Baupt- 
ſächlichen Veftandteil einer grogen Anzahl von Meteoriten bilbet und dbeshalb nach unferen 
Erfahrungen auch in den Kometen nicht feblen fann. Bei diefen getvaltigen Vorgingen 
find Gtauungen und Spannungen unvermeidlich: mir fehen die Kometen ſich ſchnell ver: 
ändern und infolge plötzlicher Befreiung bon ſolchen Spannungen ungewöhnlich ſchwankende 
Helligkeiten entwickeln. Es kann auch nicht ausbleiben, daß einzelne Stücke über die ſicher 
nur kleine Anziehungsſphäre des Kernes hinausgeſchleudert werden. Geſchieht dies mit nicht 
allzu großer Kraft, ſo werden dieſe Stücke ſich längs der Kometenbahn verſtreuen und einen 
Sternſchnuppenring bevölkern helfen, der ſchon durch die regelmäßige Arbeit der Schwerkraft 
infolge allmählicher Langziehung der Kernwolke gebildet werden muß. Geſchieht diefe Aus— 
ſtoßung aber durch mächtige Exploſionen, die bei der ſchnellen Temperaturänderung der ſich 
der Sonne bedeutend nähernden Kometen unvermeidlich ſind, ſo werden jenen Stücken 
Geſchwindigkeiten erteilt, die von denen eines nur von der Sonnenanziehung beeinflußten 
Himmelskörpers merklich abweichen. Die losgelöſten Körper nehmen alſo unter Umſtänden 
auch hyperboliſche Bahnen an, wie wir ſie an vielen Meteoren von größeren Dimenſionen 
wahrnahmen; ſie mußten dann, in unſere Atmoſphäre mit mehr als planetariſcher Geſchwindig⸗ 
keit eindringend, für Sendboten aus den fernſten Räumen außerhalb unſeres Sonnenſyſtemes 
angeſehen werden. Daß Kräfte dieſer Art in den Kometen wirken, beweiſen deren Teilungen. 

Soweit könnte man die Phänomene der Kometen aus den Tatſachen der Beobachtung 
als notwendige Folgen ableiten. Schwieriger dagegen geſtaltet ſich auch für unſere heutigen 


Natur der Kometen. Die drei Bredichinſchen Typen. 265 


Kenntniſſe die Erilirung der Schweifbildung. Wir haben erfabren, daf die zuerft 
der Sonne entgegengefchleuderten Rometengafe in einer gemiffen Höhe über dbem Kern 
ummenden, indem fie, abweichend bon allen iibrigen materiellen Gebilben, nun bon dem 
Bentralgeftirne kräftig abgeftofen werden. Es entitebt daraus der Schweif, der ein körper— 
loſes Etwas zu fein ſcheint, dba er bei Ausbehnungen, die von feinem anderen, unferem 
Syſtem angehörigen Himmelskörper aud nur entfernt erreicht werden, doch feinerlei 
Wirkungen auszuüben ſcheint, mit Ausnahme des Lichteindruckes auf unfer Auge. Aud 
völlig durchſichtig iſt bekanntlich dieſes rätſelhafte Anhängſel. 

Nehmen wir irdiſche Erfahrungen zu Hilfe, ſo können wir die erwähnte Abſtoßung 
nur als durchelektriſche Kräfte heworgebracht denken. In der Tat hat das eigen: 
tümliche fpeltroffopifche Verhalten derjenigen Kometen, die in ihrer Sonnennähe plötzlich 
die Natriumlinie zeigten, das Vorhandenſein kräftiger elektriſcher Entladungen in den 
Kometenkernen mindeſtens ſehr wahrſcheinlich gemacht. Die mächtigen Ausſtrömungen, 
die bor der Schweifbildung aus dem Kern heworbrechen, müſſen ohne Zweifel in der 
nämlichen VWeife, mie man es bei den fogenannten Dampfeleftrifiermafcbinen wahrnimmt, 
die beiben Cleftrizitàten boneinander ſcheiden. Jeder DampfitrabI, der ſich an feiner Aus 
ſtrömungsöffnung reibt, felbît das Waſſer jedbe3 Waſſerſturzes, erzeugt Cleltrizitàt. Iſt nun 
das ausitrimende Gas 3. B. negati geladen, während im Rern die pofitive Cleltrizitàt 
zurückbleibt, ſo müßte, um die Abſtoßung von der Sonne hinweg zu erklären, ber Sonne 
eine Ausftrablung von negatiber Cleftrizitàt zugefchrieben werden. Cine foldhe eleftrijche 
Fernwirkung der Sonne ift aber bei un3 auf der Erbe nachzuweiſen, worüber mir im Rapitel 
von der Sonne (ſ. ©. 292{f.) noch Näheres erfafren merden. 

Es ift zuerſt bon Beſſel, bann bon Zöllner in feinem VWerfe über die Natur der Rometen, 
endlich von Bredichin näher unterſucht worden, mie fi) die Rometenmaterie unter der 
Annabme folcher abitogenden Kraft berbalten müſſe, und vele äußeren Merkmale fi 
dabei an den Rometen zeigen würden. Zöllners grundlegende Arbeit bewies zunächſt das 
unziveifelbafte Vorhandenſein einer abftogenden Araft; Do mußte fie offenbar für ver: 
ſchiedene Rometen oder ſelbſt verſchiedene Stadien desfelben Kometen verſchieden ſtark 
wirken. Bredichin hat die Größe dieſer Abſtoßung aus der Form der Schweife 
abzuleiten verſucht. Es gelang ihm, ſämtliche bekannten Kometenſchweife in drei deutlich 
zu unterfcheidbende Ty pen zu ordnen. Alle drei Typen können zugleich oder nacheinander 
bei demſelben Kometen auftreten; beim Donatiſchen z. B. war der erſte und zweite Typus 
gleichzeitig vorhanden. Dem erſten Typus gehören meiſt die Kometen mit ſehr kleiner 
Periheldiſtanz an, wie der von 1843 und 1882, die ſich durch lange, faſt ganz geradlinige 
Schweife auszeichnen. Der zweite iſt der gewöhnlichſte und wird in unſeren Abbildungen 
(Tafel bei ©. 218) durch den Kometen 1881 III vertreten; der dritte Typus iſt dagegen 
ret felten. Daf Ddiefe Form der Schweife iiber die in ihnen mirfende bemegende 
Kraft etwas ausfagen mu, ergibt fi) fon darau3, Daf die Kurve, die ein gefchleuderter 
Stein beſchreibt, von der Kraft abbangig ift, mit der er gemorfen wurde. Beim erſten 
Typus werden die Teilchen im Durchſchnitt mit einer Geſchwindigkeit von 4500 m in der 
erften Sekunde abgeftofien, beim zweiten bon 875, beim dritten eta von 300 m. Diefe Ge: 
ſchwindigkeit fteigert fil dann, indem fich die Wirfung beftindig fummiert, tvie beim freien 
Fall der Körper, fo bag am Schweifende ganz enorme Geſchwindigkeiten erreicht werden. 

Die Urfache diefer verſchiedenen Abſtoßung ift in der ungleichen materiellen Bufammen: 


266 I. 11. Die kosmiſchen Meteore und die phyfifhe Be{Maffenbeit der Rometen. 


febung der Kometen zu ſuchen; leichtere Subftanzen merben bon derfelben Kraft natiir: 
lic) ftirfer abgeftofen merben als ſchwerere. Die Schweife des erften Typus Tonnten 3. B. 
aus dem ſehr leichten Waſſerſtoff beftehen, der ja fiher in ben Kometenkernen in verhältnis⸗ 
mäßig grofen Mengen vorhanden fein muf. Beim zweiten Typus fonnte man Natrium= 
dämpfe al3 Gauptbeftandteil annefmen, beim bdritten Cifen. In der Tat berbalten ſich 
die Molefulargemwichte diefer Gaje etwa umgekehrt mie die oben angegebenen Unfangs= 
geſchwindigkeiten fiir die drei Thpen. Gie find 2 fiir Wafferftoffga3, 23 fiir Natrium und 
56 für Cifen. Es ift intereffant, daß es einige Kometen gibt, deren Schweifform eine noch 
größere Anfangsgeſchwindigkeit fordert ala beim erften Thpus. Diefe Rometen müßten 
demnach einen nod) leichteren Stoff al3 den leichteften unter den uns befannten, den 
Waſſerſtoff, ausſtoßen. Wir werden fpéater fehen, bag die Sonne höchſtwahrſcheinlich bon 
fold einem Stoffe, bem Koronium, umgeben wird, das ſich wegen feiner zu grofen Leichtig⸗ 
feit in der Erdatmoſphäre nicht mehr halten fann. Vielleicht beſtehen jene Kometenſchweife 
auch aus Roronium. 

Sn neuerer Beit ift auch das wunderbare Radium zur Erklärung der Schweiferſchei⸗ 
nungen berangezogen worden. Im Inneren der Erde und wahrſcheinlich überhaupt aller 
Himmelskörper miiffen viel mehr radioattive SGubitanzen borhanden fein, als e3 nad 
ibrem Vorfommen an der Oberfläche zu bermuten mar, dbenn es ftrablt aus bem Snneren 
herbor und macht 3. B. in Vergiverfen die Luft radioaktiv. Befinden ſich nun auch in den 
Sometenfernen ſolche Stoffe, deren ,,Umanation” bekanntlich beftindig negati elektriſch 
geladen ift, fo müſſen fie Kometenſchweife bilben, die bon der gleichfalls wahrſcheinlich 
durch ebenſolche Stoffe negativ gelabenen Sonne abgeftofen merben. Da bereit3 für uns 
völlig unwägbare Mengen davon deutlich leuchten, fo erklärt ſich dadurch die ſcheinbare 
Weſenloſigkeit der leuchtenden Schweife. 

Eine ſehr intereſſante und einleuchtende Anſicht über die Weltſtellung der Kometen 
hat in neuerer Zeit Rydberg entwickelt. Er ſtellt dar, daß die Kometen im Weſen nichts 
anderes ſeien als kleine planetariſche Körper, die in ſtark elliptiſchen Bahnen einhergehen, 
und daß ſie ſofort zu wirklichen Planeten würden, ſobald ſie in planetariſche Bahnen ge— 
zwungen werden, wie auch umgekehrt etwa einer der kleinen Planeten unſeres Syſtems 
zu einem wirklichen Kometen würde, wenn ihn ungewöhnliche Störungen in eine ſehr 
langgeſtreckte Bahn zwängen. Sobald ein ſolcher Körper nämlich in einer ſehr exzentriſchen 
Bahn der Sonne nahekommt, muß, wie wir ſchon ſahen, jene Gasentwickelung ſtattfinden, 
die ben Anlaß zur Schweifbildung gibt. Kehrt dann {pater der Körper in ſeiner Sonnen⸗ 
ferne in den kalten Weltraum zurück, ſo kann er während der ſehr langen Zeit wieder Gaſe 
abſorbieren, die dort in außerordentlicher Verdünnung vorhanden ſein müſſen: der Komet 
regeneriert ſich wieder. Falls er dagegen in eine wenig elliptiſche Bahn zurückkehrt, und 
nur noch geringe Temperaturſchwankungen erleidet, bildet ſich eine konſtante Atmoſphäre 
um ihn, deren Größe und Zuſammenſetzung ſeiner Anziehungskraft entſpricht. Er iſt zu 
einem kleinen Planeten geworden. Es iſt unter ſolchen Geſichtspunkten nicht unmöglich, 
daß die Schar der kleinen Planeten zwiſchen Mars und Jupiter einmal Kometen waren, die 
von dem letzteren in dieſe Planetenbahnen gezwungen wurden. Damit mare alſo jede prin⸗ 
zipielle Verſchiedenheit zwiſchen den Kometen und unſerem eigenen Wohnſitze geſchwunden. 

Wir können uns wohl beglückwünſchen, daß heute jene umherirrenden Himmels— 
geſchöpfe, die noch vor einem Jahrhundert faſt in allen ihren Erſcheinungen völlige Rätſel 





ZODIAKALLICHT AM SREROGUEE 


Nach £. Li Tr 





Das Tierkreislicht. 267 


waren und ſelbſt bia bor furzem die Menſchen in faft beftindiger Angſt erbielten, unferer 
Kenntnis naber gerückt find als alle anderen außerirdiſchen Dinge. Wir beſitzen Stücke 
von ihnen in unferen Händen, mir fennen ihre Bujammenfegung ſicherer, al3 e3 das Zeugnis 
Des Lichtftrables una von den anderen Himmelskörpern verraten hat, wir mwiffen, bag auch 
Diefe loſe gefiigten, zerbridelnden, fi) auflofenden Weſen, die au3 unbefannten Tiefen zu 
uns niederſchweben, den unerſchütterlichen Geſetzen untermorfen find, welche die ſchöne 
Ordnung unferer Planetenmelt aufrecht erbalt, und Daf, wenn eines derjelben wirklich in 
den Lauf der Erde trifft, wir anftatt der Schrednifje des Weltuntergange3 da3 überwältigend 
ſchöne Schauſpiel eines feurigen Regens geniegen. Aufflammend vereint fil) dann wieder 
tote Materie, die in dem dunkeln Weltenraume ſcheinbar ziello3 umberirrte, mit einer be— 
mobnten VWelt und fann an den grofen Aufgaben mitmwirfen, die im Kreislauf des emigen 
Geſchehens für un3 in der dbenfenden Erfaffung diefer erhabenen Orbnung aller Dinge gipfeln. 


12. Das Tierkreislidt. 


Unter den Tropen faſt allnächtlich, bei una jedbod nur unter felten günſtigen Gelegen= 
Beiten und nur fiir ein aufmerkſames, geübtes Auge, zeigt fi, bom Horizont in Pyra— 
mibenform auffteigend, ein matter Schein auf dem tiefdbunfeln Gimmelsgrunde, deſſen 
ganzes Wefen bon allen anderen Phanomenen des geftirnten Firmamente3 dem eines 
riefenfaften Kometen am meiften vergleichbar ift. Ebenſo ſcheinbar weſenlos und durd= 
fibtig iiberzieMt es die Sternbilber des Tierfreifes (Bodiafus), mo es ſich ausſchließlich 
zeigt, und woher es feinen Namen Tierkreislicht oder Zodiakallicht erbielt. 

Auf der beigehefteten Tafel ift der Zeil der ganzen Erſcheinung dargeftellt, der am 
auffalligften und deshalb bei uns am Daufigiten zu fehen ift. Se nad) der Lage des Tier 
Treifes gum Beobadtungshorizonte, die mit den Jahreszeiten wechſelt, neigt fil) die Ling3 
achſe Des Pyramidenlichtes gegen den Horizont. Nur unter ben Tropen fann es deshalb 
faft ganz gerade aufragen; für uns fommt der Tierfreis nur im Frühjahr und Gerbit hoch 
genug Binauf, um den feinen Lichtreiz dieſes Scheines noch für und wahrnehmbar zu 
macden. Im Frühjahr ift dies abends, im Herbſt morgens der Fall. Da indes im März 
bereit3 die in den Abend vorſchreitende Dimmerung die Beobachtung zu ftiren beginni, 
ift filr die Abendbeobadbtung des Zodiakallichtes der Februar meift der giinftigite Monat. 

Begibt man fi dann auf ein freie3 Feld, wo weder die Dunſtſchleier einer nahen 
Stadt, no der Schimmer eines fremben Lichtes unfer Auge beeinträchtigt, fo erblidt 
man unter den beſten atmoſphäriſchen Verhaltniffen bei Abmefenbeit des Mondes den zu 
diefer Beit nach links geneigten Schein faft immer. Cr ift am Delliten gegen den Horizont 
in, wenngleich dies megen der Bier lagernden Diinfte nicht immer deutlich Pervottritt. 
Diefe Dellite und Dreitefte Seite ber Phramide rubt auf der Gegend, mo die Gonne unter: 
gegangen war. Nur ganz verwaſchen begrenzt, erftredi ſich das Licht, beftindig an Breiten— 
ausdehnung und an Helligkeit abnehmend, durch die Sternbilber der Fiſche, des Walfiſches 
und Widders, biz ſich die Spige eta in der Gegend der Plejadben und der Hyaden, jener 
albefannten und für ben Winterhimmel charakteriſtiſchen Sterngruppen, berliert. Niemals 
verlift das Licht den Gürtel des Tierfreife3, und ſtets ift die Langsacfe der Phramide 
auf Die unter bem Gorizont befindliche Sonne gerichtet. In diefer Form kennt man die 


268 I. 12. Das Tierkreislicht. 


Erſcheinung bereit3 zwei Jahrhunderte; wahrſcheinlich fogar verehrten die Ugypter diefes 
Lit {Mon in ibren früheſten Geſchichtsperioden in Verbindbung mit ibrem Sonnengotte. 

Gelegentlich aber bemerft man, daß die Pyramide oben feinen eigentlichen Abſchluß 
Bat, fondern ſich durd eine Lichtbrücke ling3 des Tierfreifes fortfebt, fogar bia zum gegen 
überliegenden Qorizont. Zuerſt bemerfte dies mit Sicherheit Humboldt im März 1803 
im tropiſchen Gürtel des Atlantiſchen Meeres. Cr fab), daß der Schein auf der Oſtſeite 
diefelbe pyramidale Form annabm, vie man ibn auf der anderen Seite fannte, nur war 
er ſchwächer. Vervollſtändigt wurden endlich unfere VBeobabtungserfabrungen fiber diefed 
geheimnisbolle Licht durò die Entdeckung des fogenannten Gegenſcheines, den Brorſen 
querit 1854 fab. Es zeigt fi) nimlid, daf die den ganzen Himmel umfpannende Licht⸗ 
briide binter ber Pyrantidenfpibe zwar zunächſt ein Minimum bon Intenſität hat, dann 
aber wieder an Helligleit zunimmt, bia zu der Gegend, die dem ſcheinbaren Ort der Gonne 
an jenem Tage diametral gegeniiberliegt. ier tritt der Gegenſchein ein, der allerdings 
ſchwer zu beobachten ift, da fiir ibn zu den für die Sichtbarkeit deg Vobdiafallichtes geltenden 
Bedingungen nod die weitere fommt, daß er nicht in Die Nähe der Milchſtraße fallen darf, 
die ibn überſtrahlt. 

Cine ungefähre Beftimmung der Vreitenausbehnung des Tierfreislichtes, alfo fent- 
recht zu der Lingsadfe der Pyramide, vom Sonnenmittelpunft gemeffen, gelang N e m 
comb während feined Aufentbalte auf bem Brienzer Rothorn im Juli 1905, indbem er 
um Mitternacht eine Erbellung des Norbhorizonte8 bis zu einer Höhe über der darunter 
befindlichen Sonne wahrnahm, der auf eine Vreite des Scheines bon mindeften3 35 Grad 
liber bem Sonnenmittelpunfte ſchließen ließ. 

Aus den Beobachtungen bon Schmidt, Dechevrens, Heis, Veber, Jones und anderen 
glaubte Sherman in Baltimore ein periodiſches Schwanken feiner Ausdebnung, 
bon der Sonne hinweg biz zu der Pyramidenſpitze gemeffen, feftftellen zu fonnen und 
brachte dieſe Schwankungen mit der Sonnentatigleit in einen hypothetiſchen Zuſammen— 
Bang. Er glaubt nimlid aus den ſehr unſicheren Schätzungen diefer ,,Clongationen” des 
Tierkreislichtes ben Schluß ziehen zu dürfen, daß die unbefannte Urſache des Licbtes ſich 
am weiteſten ausdehne, wenn auf der Sonne die wenigſten Flecke beobachtet werden. 

Das Teleſkop konnte wegen der Lichtſchwäche und diffuſen Ausbreitung der Erſcheinung 
keinen Beitrag gu ſeiner Kenntnis liefern, wohl aber das Spektroſkop, welches das 
Licht als Sonnenlicht charakteriſiert, das von feſten Körpern reflektiert wird. Auch das 
Polariſkop, ein Inſtrument, das reflektiertes von direktem Lichte zu unterſcheiden 
geſtattet, ſchließt fi bem Zeugnis des Prismas an. Das Tierkreislicht hat ein reines kon— 
tinuierliches Spektrum ohne helle oder dunkle Linien; die letzteren bleiben aber offenbar 
nur wegen ſeiner Lichtſchwäche aus. Man hat zwar lange geglaubt, daß das Spektrum des 
Zodiakallichtes eine gewiſſe helle grüne Linie enthielte, die für das Nordlicht charakteriſtiſch 
iſt, und derzufolge man auch dem Zodiakallicht ein Selbſtleuchten zuſchreiben müßte, indeſſen 
hat ſich ſpäter, namentlich durch die Unterſuchungen von Wright, herausgeſtellt, daß dieſe 
grüne Linie, wenn ſie im Zodiakallicht auftritt, auch zugleich am ganzen übrigen Himmel 
gu beobachten mar. Es gibt hiernach ſehr ſchwache Nordlichter, die nur im Spektroſkop 
wahrzunehmen ſind. Mit dem Tierkreislicht im beſonderen aber hat dieſe Linie nichts zu tun. 

Merkwürdigerweiſe hatte man bis vor kurzem trotz der Einfachheit und der Dauer der 
Erſcheinung bisher feine ftiMbaltige Hypotheſe über die Natur des Tierfreislichtes finden 


Weſen des Tierfreislichtes. 269 


können. Jones erklärte es für einen Ring kleiner Körper, alſo etwa von Sternſchnuppen, 
der die Erde umgebe, analog dem Saturnringe nach unſeren heutigen Anſichten über dieſen. 

Sn neuerer Zeit wurde indes von Seeliger gezeigt, daß das Tierkreislicht nicht der 
Widerſchein nur von reflektierenden Körpern in der Nähe der Erde ſein könne, ſondern, 
daß man es ſich als einen ſehr flachen linſenförmigen Raum zu denken habe, deſſen Mittel: 
punkt die Sonne ſei, ber aber nad dem Rande zu immer ſchwächer mit „Weltſtaub“ 
angefüllt, noch etwas über die Erdbahn hinausreicht. Bei ber Beurteilung der unter bdiefer 
Annahme entitebenden Lichtverteilung iſt namentlich die Phafenmirfung der einzelnen Kör— 
perchen zu berüchſichtigen. Gerade ber Sonne gegeniiber, aljo im Punfte des Gegenſcheines, 
menden Die angenommenen Körperchen uns ihre vollbeleucbtete Scheibe zu. Hier miifte 
alfo ein Marimum der Licbtftàrfe ftattfinden, wenn unfere Gefichtalinie hier nicht ſenkrecht 
auf der grofen Linfe ſtünde und dbeshalb nur der geringften Menge von Körperchen über⸗ 
haupt begegnete. Diefe Zahl nimmt biz zu etwa 90° Winfelentfernung bon der Sonne 
beſtändig zu, während die Beleuchtungsphaſe der Körper abnimmt. So erklärt fil) der 
Gegenſchein al3 ein ſekundäres Marimum. 

Daf ber Weltraum fiberall bon Mbriaden kleinſter Körper, ben Sternſchnuppen, an: 
gefüllt ift, Baben mir ſchon vorbin gefehen. Sie reprafentieren in dem großen Linſenkörper 
Des Zodiakallichtes eine Maffe, deren anziehende Wirfung fi) unter Umitinben an den 
Bemegungen der fonnennaberen Planeten nachweiſen laffen fonnte. Nun werden mir 
im zweiten Hauptteil dieſes Werfes noch näher erfabren, daß die allergenaueften Unter- 
ſuchungen namentlich in ben Bewegungen des Merfur ſyſtematiſche Abweichungen von 
bem ſonſt fo ftreng innegehaltenen Gravitationsgeſetz zeigen, die ſich bisher jeder Erklärung 
widerſetzten. GSeeliger hat nun, zuerſt in einem Vortrag auf der von ihm prafidierten 
Verſammlung der Aftronomifchen Gefellicbaft zu Sena im September 1906, dargetan, daß 
diefe Schwierigkeiten fi unter der Annahme eines mie oben definierten Tierkreiskörpers 
befeitigen laſſen, wenn man diefem etwa eine Maſſe von einem Bebntel der der Erde zu— 
ſchreiben würde. Danach würde jedes RPubiffilometer diefe3 die Sonne umgebenden Linfen= 
körpers nur fo viel wiegen mie ein Würfel au3 Waſſer bon 1/, m Seitenlinge. Es ift faum 
zweifelhaft, daß durò diefe Unterſuchungen Seeliger3 das Wefen Des bia dahin immer 
nod fo geheimnisbollen Tierfreislichte3 enthüllt it. 

Ubrigens mußte man, um den Anfordberungen der Theorie zu genfigen, wie auch 
ſchon bdirefte Beobachtungen, namentlich von M. Wolf, angedeutet Batten, die Ribtung der 
Hauptachſe des Linfenforper3 ein menig gegen die Ebene der Erdbahn geneigt annehmen 
und etwa mit der des Sonnenäquators zufammentfallen laſſen. 

Wir werden ſpäter fehen, mie fil) das Sonnenſyſtem aus einem ungefähr linſenförmi— 
gen Körper gebilbet haben muf. ‘Der Veltftaub des Tierfreislichte3 miirdbe demnach ein 
lebter Reft der Urmaterie fein, aus der ſich unſer Syſtem zufammengebalit hat. Wir fommen 
Bierauf noch zurück. 


13. Die Zonne. 


Der Menſchheit mußte ſchon in ihren erften Anfingen bemuft werden, daß die 
Sonne der bei weitem wichtigſte aller Himmelskörper fiir una ift. Deshalb mag es 
befremben, daß mir unfere Betrachtungen über die Geftirne nicht mit bem Bentralfirper 


270 I. 13. Die Sonne. 


unfere3 Syſtems begonnen haben, fondern ibn an das Ende der von ibm beherrſchten langen 
Reihe himmliſcher Welten feben. Im Laufe unfere3 meiteren Cindringens in das Weſen 
ber Sonne werden ivir indes erfennen, daß wir es in ihr mit einer ganz neuen Art von 
Himmelskörpern zu tun haben, die nur ſehr wenige Eigenſchaften mit den fie umfreifenden 
Geftirnen gemein bat und uns viel frember ift als wenigften3 die Planeten, die teilmeife 
durch viele Züge mit der Erde verwandt und fiir uns deshalb verſtändlicher find al3 der 
ftrablende Riefenball, der in unnafbarer Majeſtät einfam am Tagespimmel thront. 
Wollten mir alſo unjeren Weg zur Crfenntnid ber Himmelskörper bon den Feften unferer 
moblbefannten Erbe aus beginnen, fo mar die Bier befolgte Ricbtung gegeben; um fo mebr 
al3 die naben Verwandten der Sonne, wie mir feben iverden, in der fernen Firfternivelt 
gu finden find, beren Darftellung fi nun ganz naturgemaf an die der Sonne reibt. 

Aber felbft menn mir ohne alle Kenntnis von der Orbnung der Geftirne im Weltraum 
ihre Reihung nad) ibrer Auffalligleit vornehmen würden, ſcheint es uns doch, fo paradox 
dies auch auf den erſten Blick ſein mag, daß man der Sonne nicht die erſte Stelle einräumen 
dürfe. Denn die Sonne konnte man nicht ſo unmittelbar beobachten wie die übrigen Ge— 
ſtirne, und es bedurfte einer ziemlich verwickelten Reihe von Schlüſſen, bis der naive Natur⸗ 
menſch die ihn allſeitig umgebenden Wirkungen der Sonne auf jenes Geſtirn bezog, das 
er nur bei günſtigen Wetterverhältniſſen, und dann auch nur während des Auf- und Unter— 
ganges einige Minuten lang von Angeſicht zu Angeſicht betrachten konnte. Noch heute 
bezeichnet unſer Sprachgebrauch häufig die Wirkungen der Sonne mit dem Namen des 
Geſtirnes felbit, 3. B.: Geh mir aus der Sonne. Das Kind benutzt ſolche Sprachwendungen, 
lange bevor es von der Exiſtenz der Sonne als einer Erſcheinung am Himmel eine Ahnung 
hat, während es längſt den Mond und die Sterne als ſolche kennen wird. 

Dies zeigt, wie eng wir in unſeren alltäglichſten Empfindungen mit den Wirkungen 
dieſes mächtigen Geſtirns verwachſen ſind, von dem ja ſeit Anbeginn alle Regungen des 
irdiſchen Lebens, in letzter Linie ſogar alle Bewegungen der toten Natur auf der Erde 
und den Planeten abhängig ſind. Hierdurch unterſcheidet ſich die Sonne, mit der einzigen 
Ausnahme des nahen, Ebbe und Flut bewirkenden Mondes, von allen Geſtirnen, die außer 
der Lichtwirkung keinerlei phyſiſche Eingriffe in unſere irdiſche Welt zu tun vermögen. 
Sicherlich würde unſer Wohl und Wehe durch den Verluſt aller übrigen Geſtirne nur un— 
merklich beeinflußt, während das Verlöſchen der Sonne den ſicheren Untergang alles Irdi—⸗ 
ſchen zur Folge hätte. Die Sonne gehört ſo unzertrennlich zu unſerer Natur, wie das Blut 
zu unſerem Körper. Deshalb eben betrachten wir ihre Wirkungen als ſo innerlich allem 
irdiſchen Weſen anhaftend, daß wir erſt durch eine beträchtliche Anzahl von verhältnis— 
mäßig ſchwierigen Uberlegungen gezwungen werden müſſen, dieſe Wirkungen einem weit 
entfernten Himmelskörper zuzuſchreiben, für den die Erde nichts weiter iſt, als für uns 
alle anderen die Gonne umkreiſenden Planeten, die als winzige Lichtſcheibchen unſeren 
Himmel durchwandern. 

Der Sonnendurchmeſſer beträgt rund 1,390,000 km. Die Sonne iſt alſo immer noch 
etwa zehnmal größer als ibr grofter Untertan Gupiter. Es folgt daraus meiter, daß die 
Oberfläche ber Sonne etwa 12,000mal größer iſt als die der Erbe. Würde unfere ganze 
Erdenwelt, ihre gefamte Land- und Meeresoberfläche, auf die Sonne verfebt, fo würde 
ſie auf ihr im Verhältnis nur fo viel Raum einnehmen mie auf der Erde das Königreich 
Dänemark. Auf unferer das Planetenſyſtem darftellenden Tafel im 2. Hauptteil des Buches 


Bedeutung ber Gonne filr das irdiſche Dafein. Dimenfionen der Sonne. 271 


find die relativen Grofen der Planeten und der Sonne aufgezeichnet. Nod riefenbafter 
wird uns der ungebeure Ball erſcheinen, wenn mir beredgnen, daß mebr als 1,300,000 Rugeln 
von der Grofe unferer Crde in feinem Inneren Plag Batten. Aus der ſcheinbaren Größe 
der Erde in Sonnenentfernung (17,6%; die Halfte ihres Wertes, 8,80%, nennt man die 
Sonnenparallare) folgt unmittelbar die Entfernung der Sonne in Teilen des Crd- 
durchmeſſers; fie beträgt rund 14915 Millionen km. Da der ſcheinbare Durchmeſſer der 
Sonne nur geringen Schwankungen ausgefebt ift, viel geringeren jedenfall8, als mir fie bei 
ben Planeten (mit Ausnahme des fernen Neptun) bemerften, fo bleiben mir von ihr immer 
ziemlich gleichweit entfernt. Am größten erſcheint uns die Sonne jedesmal um die Jahres 
mende, am kleinſten ein halbes Jahr fpiter. Der Unterſchied betragt etma 64” ober den 
30. Teil des ganzen Durchmeſſers. Wir befinden uns im Winter unferer nördlichen Halb— 
fugel alfo ber Sonne um denſelben Teil der ganzen Entfernung oder 5 Millionen km näher 
al3 im Sommer. Diefe runden Zahlen mögen geniigen, um einen Mafftab für das Bild 
der Sonnentätigkeit zu liefern, Das unjere folgenden Betrachtungen entwickeln follen. 

Wir beginnen am beften bei den allgemeinen ftrablenden Wirfungen des Bentral= 
geftirn3, die un3 tagtäglich ſichtbar und fühlbar zuftròmen, bem Sonnenlicht und der 
Sonnenmarme. Streng genommen find, wie ſchon erwähnt, alle Bewegungen der 
Natur um un3 herum oder doch ziveifello3 alle Iebendigen Regungen auf die Sonnenein: 
flüſſe zurückzuführen, alfo kosmiſchen Urſprungs. Der Sonne berdanfen wir ben Wechſel 
von Tag und Nacht, von Sommer und Winter; ihre Wärmeſtrahlung treibt beſtändig die 
ungeheure Maſchine unſerer Atmoſphäre an, die das Waſſer im ewigen Areislauf durch 
die Adern der lebendigen Erde ſtrömen läßt. Die Sonnenwärme lockt den zarten Keim 
aus der feuchten Erde und entfaltet ſeine grünenden Blätter. Und dann beginnt das Sonnene 
licht die noch gänzlich geheimnisvolle Arbeit, mit der das Blattgrün unter ſeinem Einfluß 
die eingeatmete Kohlenſäure wieder in Kohle und Sauerſtoff zerlegt. Hierdurch wird 
allein die Wechſelwirkung zwiſchen Tier und Pflanze ermöglicht, die den beiden großen 
Zweigen der irdiſchen Naturentfaltung das Leben erhält. Ohne dieſe chemiſche Kraft des 
Sonnenlichtes, das hierdurch in viel fundamentalerer Weiſe der Träger alles Lebens wird, 
als der oberflächliche Blick vermutet, würde unſere Atmoſphäre nach und nach durch die 
von den Tieren ausgeatmete Kohlenſäure erſtickend wirken, und anderenteils würden die 
Pflanzen nicht imſtande ſein, uns die aus den Verbindungen mit der freigemachten Kohle 
von ihr hergeſtellten Nahrungsmittel zu liefern, auf welche das Tierreich unbedingt an— 
gewieſen iſt, da es nicht wie die Pflanze mineraliſche Stoffe zu aſſimilieren vermag. So 
liegt in dieſem noch ganz unaufgeklärten Prozeſſe, der im grünen Blatte vor ſich geht, 
ſobald das Sonnenlicht es beſcheint, der Schlüſſel alles Lebens auf Erden. Wie ungeheuer 
groß dieſe Arbeit des Sonnenlichtes iſt, erhellt aus der Angabe, daß die Menſchheit allein 
im Jahr etwa 5 Billionen kg Kohlenſäure ausatmet, die in 600 Jahren den Kohlenſäure— 
gehalt der Atmoſphäre verdoppelt haben und uns das Atmen faſt unmöglich machen würde, 
wenn nicht die Pflanzen die Luft immer wieder mit Hilfe der Sonnenſtrahlen reinigten, 
d. h. ſauerſtoffreicher machten. 

Können auch unſere künſtlichen Lichtquellen bis zu einem gewiſſen Grad dieſe leben— 
unterhaltenden Wirkungen der Sonne erſetzen, ſo ſind ſie doch mit einer einzigen Aus— 
nahme wenigſtens indirekt durch die Sonnentätigkeit vorher erzeugt worden. Unſere Stein— 
kohlen ſind bekanntlich vegetabiliſchen Urſprungs; das Sonnenlicht verſchollener Zeitalter 


272 I. 13. Die Sonne. 


ber Erdgeſchichte arbeitet heute in unferen Dampfmafbinen und flammt wieder auf 
in unferen elektriſchen Lampen. Nur wenn mir die Cleltrizitàt durch den Rontalt zweier 
Metalle erzeugen, können mir den Urfprung der daraus entfpringenden Rraft nicht fiber 
die Grenzen unferes Crbplaneten hinaus verfolgen. Aud) in den wenigen Fallen, in benen 
wir die Getvalt der heranrollenden Flutwellen vermenden, arbeitet die Sonne, gum groften 
Zeile allerdbing3 der Pond, mit am Werfe des Menſchengeſchlechts. Könnte man aud 
aus dem glühenden Snneren der Erde ungeheure Energiemengen ſchöpfen, fo bedarf man 
doch nod nicht diefer fo nafeliegenden Quellen, folange jene meltferne iibergemaltige 
Kraftquelle una verſchwenderiſch mit ibren Gaben überſchüttet. 

Aber alle diefe Wirfungen ber Sonnenenergie gehen ben Aftronomen direkt nichts 
an. ‘Diefer mift fie nur, um barau3 Schlüſſe liber die Natur des gewaltigen Weltkörpers 
zu gieben, ber ben materiellen und ſchöpferiſchen Mittelpunit unfere3 Weltſyſtems ein: 
nimmt. Unterſuchen wir von diefem Standpunfte aus zunächſt bas Sonnenlicht auf feine 
Stärke Pin, fo ergeben photometrifche Meffungen, daß ein von der Sonne bei möglichſt 
beiterem Simmel beſchienenes weißes Stück Papier erft von einer irdiſchen Lichtquelle 
gleichbell beleuchtet werden könnte, die 288,000 Normalferzen in fi) vereinigt und in 1 m 
Entfernung von bem Papier aufgeftellt mire. Cine Bogenlampe von 10,000 Kerzen-Stärke 
gehört fon zu den Ffraftigiten, die gebaut werden; aber fie bermag ein Stück Papier dod 
nur in etwa 2 Degzimeter Entfernung gleichhell wie das Sonnenlicht zu beleudbten. Das 
Licht des Vollmondes ift 570,000mal ſchwächer al das Sonnenlicht. Nach Ceruski in Moskau 
iſt das Licht des Sirius, des hellſten Fixſterns, 17,000millionenmal ſchwächer als das der 
Sonne. Nach Langley und anderen iſt nun aber die bis auf den Grund unſeres Luft: 
meere3 gelangende Intenſität bea Sonnenlichtes faum die Hälfte des wirklich ausgeftrabiten; 
die andere Hälfte gebt für uns völlig verloren. 

Ebenſo unvorftellbar grof find die Wirmemengen, welche die Sonne ausitrabit. 
Nach Sheiner ſtrömt fie an der renze unferer Atmoſphäre der Fläche cine Quadratmeters 
in jeber Minute 4—6 fogenannte Warmeeinbeiten zu. Cine folche bezeichnet die Wärme— 
menge, die erforderlic) ift, um ein Gramm Waſſer bon 15 auf 16 Bentigradb Temperatur 
gu bringen. Man nennt jene Sonnenftrablung die Solarfonftante. Diefe läßt, 
da aud die Warme im Quadrat der Entfemung abnimmt, auf die wirklichen Wärme—⸗ 
mengen fchliefen, welche die Sonne beftindig ring3 um ſich herum in ben Weltraum 
ausftrabit. Man fommt damit auf eine 33jtellige Zahl, die mit 58 beginnt. Von diefer 
Fülle erbalt die Erbe nur etwa den 2000millioniten Teil; das find aber immer noch 96,000 
Billionen Ralorien. Nad den Prinzipien der Wärmelehre ift nun eine ſolche Ralorie, in 
Arbeit umgefebt, imftande, dba3 Gemicht bon einem Gramm 428 m hoch zu heben. Daraus 
ergibt ſich, daß die der Erde allein zufommende Sonnenfraft in jeder Sefunde 32,600 Dl 
lionen Tonnen zu je 1000 kg um einen Rilometer heben fonnte. Angeſichts diefer Zahlen 
miiffen wir mit ber Uberzeugung bon fibergemaltigen Vorgingen im Inneren dieſes Bentral= 
herdes an fein näheres Studium gehen, das namentlich aucd die Frage zu entfcheidben haben 
mird, vie die riefigen Rraftmengen, mele die Sonne in jedem Augenblid verliert, wieder 
erjebt werden fonnen. Offenbar hängt von der Entſcheidung diefer Frage die Zukunft 
des gefamten irdiſchen Daſeins ab. 

G3 barf nicht unerwähnt bleiben, daß der genaueren Beſtimmung der oben angeffibrten 
Solarfonitante der wechſelnde Feuchtigkeitsgehalt unferer Atmoſphäre viel Schwierigkeiten 


Straflung ber Sonne und ihre Arbeitsleiftung auf der Erde. 273 


bereitet. Die lebtere ift in hohem Maße fähig, Warme zu abforbieren, ehe diefe auf der Erd— 
oberfläche gemeffen werden fann; anderfeità läßt fi) die Feuchtigkeitsmenge aller Luftſchich— 
ten über un3 auf feine Weife genau beftimmen. Wir müſſen uns alſo immer auf Schätzungen 
beſchränken. Diefer wechſelnde Teucdtigfeitsgehalt verbedt auch gänzlich den notwendigen 
Einfluß unſerer wechſelnden Entfernung von der Sonne. Die Strahlung müßte offenbar 
für unſere Halbkugel im Winter kräftiger ſein als im Sommer, während für die andere 
Hemiſphäre bas Umgekehrte gelten würde, weil deren Sommer mit der Sonnennähe gue 
ſammenfällt. Selbſtverſtändlich iſt die Strahlung durchaus unabhängig don der herrſchen— 
ben Lufttemperatur, die ſich nur infolge unferer wechſelnden Winkelſtellung zur Sonne 
in den Jahreszeiten ändert. Sehr forgfaltige, 10 Sabre lang fortgefebte Mefiungen haben 
Croba zu folgenden Werten für die Sonnenſtrahlung in unferen Jahreszeiten geführt: 
Pinter: 1,03 Frühjahr: 1,13 Sommer: 1,00 Herbſt: 1,04. 

Die Cinbeit ift hier zwar eine andere al3 die borhin angewandte; aber e3 handelt ſich 
ja nur um relatibe Werte. Wir erfennen aus ibnen, bag im Frühjahr, offenbar megen 
Des ftarf abnehmenden Feuchtigkeitsgehaltes ber Atmofphare, die Strablung wächſt, mabrend 
wir uns von der Sonne entfernen; gegen ben Sommer Din zeigt fi) die normale Abnahme, 
die fi) nod) bis in ben März hinein erftredt. 

Wollen wir un3 einen mehr an irdiſche Verhältniſſe anfnilpfenden Vegriff von der 
Kraftleiſtung der Gonne machen, fo werden einige Bablen über die Arbeit unferer Atmofphare, 
die fie infolge der beftindigen Warmezufubr feiten3 der Sonne auszuführen vermag, gute 
Ynbaltspunfte bieten. Die meteorologiſchen Erfahrungen zeigen, daß jährlich etwa 660 
Villionen ebm Waſſer in ben XAquatorialregionen der Erbe in Dampf verwandelt und 
nach den Polen trandportiert werden, ungerecdnet diejenigen Waſſermaſſen, die zwar am 
Yquator aufierbem aufgelöſt, aber {pater bort mieber niedergeſchlagen, alfo nicht weiter 
befbrbert werden. Würde man jene nad) den Polen alljährlich transportierte Wafferma{fe 
über ein real bon der Größe Curopa3 ausbreiten, fo würde das fo gedachte Meer 66 m 
Tiefe baben. Und eine folle ungeheure Arbeit bollbringt die Sonne fo fpielend leicht, 
daß wir nur in den felteniten Fällen etwas dbabon bemerfen, etwa wenn ein Sturmwind 
an unferen Häuſern riittelt oder das Donnerrollen des Gewitters uns aufſchreckt. 

Diefe Arbeit wird allein auf der Erde geleiftet, Die, wie oben ſchon angeführt, nur 
etma den 2000millioniten Teil der ganzen Sonnenfraft erbàlt. Nur zebnmal mebr, 
aljo den 200millioniten Teil, befommen alle Planeten zujammen gzugejandt. Alles 
übrige, d. h. alle Sonnenfraft bis auf einen verſchwindend kleinen Teil, geht ohne eine 
von uni gu erfennende Wirfung in den Ieeren Weltraum hinaus. Auferhalb des Sonnen= 
ſyſtems fann, wie mir {pater ſehen merden, das Sonnenlicht höchſtens in ſolchen Entfernungen 
bewohnbaren Welten begegnen, in denen die Sonne nicht größer und heller erſcheint 
als uns einer der größeren Fixſterne, die unſer Firmament ſchmücken. 

Un die einzelnen Planeten verteilt die Gonne ihre Gaben im Verhältnis der ſchein— 
baren Flächen, die die Planeten am Himmel der Sonne einnehmen, denn dieſe Flächen ſind 
es ja, die ſich den Sonnenſtrahlen in den Weg ſtellen. Nehmen wir die entſprechende Fläche 
für die Erde zur Einheit, ſo ergeben ſich für die Sonnenbeſtrahlung der übrigen Planeten 
folgende Zahlen: Merkur 0,94; Venus 1,87; Mars 0,12; Jupiter 4,51; Saturn 1,01; 
Uranus 0,05; Neptun 0,02. Wir feben dbaraus, daf die Erbe mit Merkur und Saturn etma 
gleichgeſtellt iſi was die — der Sonnenſtrahlung auf ihren RI betrifft, 

Meyer, Das Weltgebäude. 2. Aufl. 


274 I. 13. Die Sonne. 


und daß nur zwei Planeten erheblich mehr Wobltaten von ihr erhalten: Venus beinabe 
doppelt, Supiter viereinhalbmal foviel. 

Mie bisher angefiifrten, auf die Sonnenftrablung bezüglichen Bablenangaben beruhen 
auf Meſſungen, die mit den an betreffender Stelle (S. 273) bereit3 gefennzeichneten Cin: 
ſchränkungen mit einem ziemlich hohen Grade von Genauigfeit ausgeführt merdben können. 
Ganz anders geftalten ſich jedoch die Verhältniſſe, wenn man verſucht, aus den ermittelten 
Strahlungswerten Schlüſſe auf die wirkliche Temperatur dea Sonnenkörpers 
zu giehen. Diefe Hrage ift offenbar fiir die Bufunft ber Sonne und damit für die Zukunft 
alle3 Leben in ihrem Reiche bon fundamentaler Wichtigkeit, denn e3 wird bon dem in der 
Sonne entbaltenen Wärmevorrat, wenn aud nicht ausſchließlich, abhängen, mie lange 
fie ſolche noch abgeben fann. Nun ſteht aber leider die bon einem Körper ausgeftrablte 
Warmemenge in feinem einfachen Verhältnis zu feiner eigentlichen Temperatur. Jedermann 
meif, daß, wenn ein Stück Holz und ein Stück Cifen big zu einer beftimmten gleichen Teme: 
peratur erwärmt werden und beide ſich unter gleichen Verbaltniffen wieder abkühlen, d. h. 
ibre Wärme ausftrablen, bas Holzſtück feine Warme viel länger ala das Eiſen fefthalt. Aller⸗ 
dings hat e3 auch entſprechend lingerer Beit bedurft, um das Holz auf die gleiche Temperatur 
mie das Eiſen gu bringen. Holz abforbiert alſo und emittiert Wärme langſamer als Eiſen. 

Erſt in neuerer Beit ift es gelungen, ein allgemeine3 Strahlungsgeſetz aufzufinden 
und erperimentell innerhalb fehr meiter Temperaturgrenzen durchzuprüfen, das un3 einen 
einigermafen ſicheren Schluß bon der ausgeftrabiten Wirme auf die abfolute Temperatur 
des ftrablenden Körpers ziehen lift. Das Stephenſche Geſetz fagt, daß Die aus 
geftrabite Warmemenge ſich verbalt mie die vierte Potenz der abfoluten Temperatur des 
(trah