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Die Glieder des Sonnensystems.

nommen, Saturn fast ßmal so schwer als die sechs anderen.
Demgemäss ist auch das Grössen verhältniss ein ausserordentlich
verschiedenes. Die inneren Planeten sind alle mittelgross von
beträchtlicher Dichte, wenig abgeplattet, und mit Ausnahme
der Erde und des Mars mondlos. Die äusseren Planeten sind
alle sehr gross, wenig dicht, stark abgeplattet und mondreich.
Die inneren Planeten rotiren langsam, die äusseren sehr rasch.
Was die Dichte der einzelnen Planeten anbelangt, ergiebt

sich, bei Annahme eines Werthes für die Erde von 5% (d. i.
5 '/2mal schwerer als eine Wassermasse von demselben Volumen)für

Mercur...............4-85

Venus................4’34

Mars.................4’i i

I Jupiter................i’jo

Neptun................i'i3

Uranus................0-90

Saturn................o-6g

Nachstehend sind einige

Elemente der Hauptplaneten in

tabellarischer Form zusammengefasst:

	Namen und Zeichen der Planeten	Mittlere Ent- fernung von der Sonne in Mil- lionen Kilometern	(Siderische)  Umlaufszeit in  Tagen	Mittlere tägliche Bewegung in Secunden	Rotationsdauer um ihre Achse	Excentricität der Bahn	Neigung der Bahn gegen die I Ekliptik	Aequatoreal- durchmesser in Kilometern	Abplattung	Oberfläche in j Millionen Qua- dratkilometern	Volumen Erde •= i	Masse		Dichte Erde ’  = i
												Sonne = 1	Erde = i	
(D  <ü	c Mercur £	  7 Venus 2		57'5  1075	87969  224-701	I4-732-5S  5.767-81	87-9 Tage  2247	»	(?)	0'20560  0-00684	7° 0' S“ 3" 23' 35" o° 0' g“	4.816  11.969	O O	73  45°	O 05 083	1, /763G44Ü 7412150	Q 04 078	0-870  0'960
G	§ Erde 		1487	365^56	3-548'33	23 St. 56 M. 4 S.	0-01677		12.7-6	V299	5II	I	7322800	i	i
►—t	2 Mars (J		226-5	686980	i.886'66	24 » 37 » 23 »	0'09326	i° 51' 2“	6-745	7193	143	015	73093500	O'II	0'739
1	c Jupiter i|		773	4-332'585	299-27	9 St. 55 M. 34 S.	0'04825	U 18' 41“	J43-757	7t5	61.963	'334'7	71047	308	0234
OS	~ Saturn J?		1418	10.759'220	120-59	10 St. 16 M.	0-05607	2’’ 29' 40"	119075	V11	41.296	725'9	73490	92	0-126
§ Uranus J)	  < Cu Neptun T			2852  4470	30.686-510  60.186-640	42'37  21-67	?  ?	0-04636  0-00849	o° 46' 21" x° 47y 2"	59-I7I  54-979	710 ?	10.407  9-493	919 8o'i	/22000  719330	15  16	0-162  0-204

Mustert man die vorstehend gegebenen
Zahlen, so ergiebt sich, dass die Erde eine
bevorzugte Stellung im Sonnensystem einzu-
nehmen scheint, indem sie in Bezug auf
Erwärmung und Beleuchtung nicht solchen
Extremen ausgesetzt ist, wie die anderen Pla-
neten. Mercur empfängt beispielsweise 62/3mal
so viel Wärme als die Erde, Mars dagegen
nur noch etwa 3/5, Jupiter gar nur mehr ’/A
derjenigen der Erde. Ebenso verhält es sich
mit dem Lichte der Sonne. Ferner ergeben
die Umlaufszeiten der Planeten, beziehungs-
weise die Geschwindigkeit, mit der sie in ihren
Bahnen fortschreiten, grosse Verschiedenheiten.
Während der sonnennächste Planet Mercur zu
einer einmaligen Wanderung um den Central-
körper nur 88 Tage benöthigt, legt Neptun seine
Bahn um die Sonne erst in 167 Jahren 286 Tagen
zurück. Die Umlaufszeiten stehen in einem cau-
salen Zusammenhänge mit den Entfernungen
der Planeten von der Sonne. Die Umlaufszeit
ist logischerweise umso grösser, je entfernter
der Planet ist, das Mass der secundlichen Be-
wegung in der Bahn entsprechend kleiner. Je
entfernter also ein Planet, desto langsamer
bewegt er sich in seiner Bahn vorwärts. Für
Mercur ergiebt sich diesfalls der Werth von
6’4 Meilen in der Secunde, für Venus 4'7, für
die Erde 4, für Mars 3’2, für Jupiter 17, für
Saturn 13, für Uranus 0'9, für Neptun 07 Mei-
len. Daraus folgert eine sehr verschiedene
»Winkelgeschwindigkeit«; während nämlich
Mercur einen Umlauf (360°) bewirkt, schreiten
in derselben Zeit vor: Venus um i4O,8n, die
Erde um 86'7n, Mars um 46'1", Jupiter um 7-3°,
Saturn um 2'9n, Uranus um 1'03° und Neptun
um 053". (Vgl. Fig. 371.)

Die elliptische Form der Planeten-
bahnen zeigt gleichfalls wesentliche Ab-
weichungen. Neptun und Venus haben

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Fig. 374. Leverrier’s Standbild vor dem National-
Observatorium zu Paris.



eine Bahn, welche sich noch mehr dem Kreise nähert als die der
Erde; die Bahnen von Mars und Mercur hingegen weisen sehr be-
deutende Excentritäten auf. Im Aphel steht Mercur l/.2mal weiter
vom Centralkörper als im Perihel, Mars im ersteren um '/-. Die I
Neigung der Bahnen aller Hauptplaneten gegen die Ekliptik
ist sehr gering, nur bei Mercur erreicht sie 7 Grad, sonst ist
sie kleiner als 3 '/2 Grad. Auch bezüglich der Monde zeigen sich
bemerkenswerthe Verschiedenheiten, und kommen wir auf diesen
Sachverhalt bei den einzelnen Planeten zu sprechen.

Unter dem Eindiucke dieser Vielgestaltigkeit der planetarischen Welten
in ihrem Verhältnisse zur Sonne möchte die nachstehende Betrachtung sich
herausgebildet haben, die sich in Fechner’s »Zend-Avesta« vorfindet: »Die
eine Weltkugel (Sonne) ist ein Riese, wogegen alle anderen winzige Zwerge,
unter diesen wieder eine (Jupiter) ein Riese gegen alle anderen. Die eine
(Saturn) fast platt, andere (Sonne, Mercur, Mond) fast rein kugelig. Die eine
(Mond) rauh von Gebirgen, andere (Erde) verhältnissmässig viel glatter; eine
(Mercur) dichter als die Erde (?), eine andere (Saturn) siebenmal dünner als
die Erde, dünner als Wasser in Oel; auf einer (Sonne) eine Feder bleischwer,
auf anderen (Asteroiden) Blei federleicht; auf der einen (Erde, Mars) Nebel,
Wolken, Wasser, Eis, auf der anderen ewige Trockniss und klarer Himmel;
auf der einen (Mond) ein Tag von einem Monat, auf anderen (Saturn, Jupiter)
nur von 10 Stunden; auf der einen (Mercur) das Jahr 88 unserer Tage, auf
einer anderen (Neptun) mehr als 160 unserer Jahre lang. Die eine um die



Sonne schleichend, die andere eiligst rennend;
die eine (Venus) in fast kreisförmiger Bahn,
die andere (Pallas) in gestreckter Ellipse; die
eine (Mercur) ganz nahe um die Sonne, die
andere (Neptun) unsäglich weit davon; fast
alle rechtläufig, doch einige (Uranusmonde)
rückläufig. Fast alle Bahnen sind umschliessend»
doch einige (der Asteroiden) wie Kettenglieder
ineinander greifend; für die eine (Mercur) die
Sonne gross wie ein Wagenrad und glühend
wie ein Ofen am Himmel stehend, für andere
(Uranus, Neptun) ein ferner kalter Stern, dort
der Tag blendend hell, hier dämmerig dunkel;
manche (Mercur, Venus) ohne Mond, andere
mit 1, 4, 8 Monden.«

Da die Anziehung eine Grund-
eigenschaft aller Materie ist, sind die
Bewegungen der Glieder des Sonnen-
systems das Resultat der Gesammt-
wirkung aller. Die Sonne überwiegt
an Einfluss alle ihrem Systeme ange-
hörigen Körper weit, aber der Einfluss
der letzteren ist doch vorhanden. Der
Theorie nach sollten alle Bahnen regel-
mässige Curven sein, doch sind sie
dies nicht und die Abweichungen hier-
von werden als Störungen bezeichnet.
Alan unterscheidet periodische Stö-
rungen, welche sich auf die Oerter
eines Planeten in seiner Bahn bezie-
hen, und säculare Störungen, welche
die Bahn überhaupt betreffen. Die
periodischen Störungen hängen von
den jeweiligen Standorten ab, welche
die Planeten in ihren Bahnen ein-
nehmen und äussern sich in Verän-

derungen in der Bahnkrümmung, in beschleunigter oder ge-
hemmter Bewegung, in einer Annäherung zur Sonne oder Ab-
lenkung von derselben, schliesslich auch in Schwankungen bezüglich
der Bahnneigung. Im Allgemeinen sind diese Störungen gering-
fügig, obwohl die sonnenähnlichen Planeten, vornehmlich Jupiter,
der in der Mitte des ganzen Systems steht und vermöge seiner
Masse von grossem Einflüsse auf den ordnungsmässigen Verlauf
der Bewegungsvorgänge ist, Erscheinungen zu Tage förderten,
welche zu Zeiten schwere Besorgniss bezüglich des Bestandes
des ganzen Systems aufkommen liessen. Selbst Newton war
nicht frei von solchen Bedenken und erst die Autorität eines
Laplace brachte Beruhigung, indem er durch seine scharf-
sinnige Analyse den Satz aufstellte: Die Erhaltung des Sonnen-
systems sei verbürgt, da die grosse Achse jeder Bahn und folg-
lich — gemäss dem dritten Kepler sehen Gesetze — auch die
Umlaufszeit jedes Planeten eine constante Grösse ist.

Die Berufung auf Kepler veranlasst uns, in die unsterb-
lichen Verdienste dieses Mannes für die mathematische Aus-
gestaltung des Copernicanischen Sonnensystems einzugehen.
Gestützt auf einige Voruntersuchungen Tycho Brahe’s, die
Bewegung des Planeten Mars betreffend, gelangte er nach