Die Hauptsätze der Astronomie zum Gebrauche bei seinen Vorlesungen für Gebildete [Reprint 2022 ed.] 9783112624128

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D i e Hauptsätze der

Astronomie znm Gebrauche bei seinen Vorlesungen für Gebildete

zusammengestellt

von August Ferdinand Möbius Professor der Astronomie.

Leipzig,

bei Georg Joachim Göschen 1 8 5 6.

Inhalt.

Seite. I. Von der Erde

1. 2. 3. 4. 5.

7

Von der täglichen Umdrehung der HimwelSkugel

Von der Gestalt der Erde Von der Größe der Erde

Von der Axendrehung der Erde Genauere Bestimmung der Gestalt und Größe der Erde ........................................ .... 6. Von der Atmosphäre II. Von der Sonne 7. Bewegung der Sonne in der Ekliptik . 8. Elliptische Bewegung der Sonne 9. Wahre Größe und Entfernung der Sonne 10. Von der Bewegung der Erde um die Sonne 11. Veränderungen der Elemente, welche die Bewegurg der Erde um die Sonne und um ihre Axe bestimmen . 12. Von den Flecken und der Axendrehung der Sonne . III. Von dem Monde . 13. Vom Laufe des Mondes um die Erde . 14. Lichtgestalten, Entfernung und Größe des Mondeö . 15. Genauexe Bestimmung der Bewegung des Mondes . 16. Von den Mondfinsternissen .... 17. Von den Sonnenfinsternissen 18. Physische Beschaffenheit deS Mondes IV. Von den Planeten ...... 19. Scheinbare Bewegung der Planeten 20. Wahre Bewegung der Planeten .... 21. Genauere Bestimmung der Planetenbewegungen 22. Vom Merkur, Venus und Marö .... 23. Vom Jupiter und seinen vier Monden . . . . 24. Vom Saturn, seinem Ringe und seinen fieben Monden .

8 9

10

11 12

13

14

15 16 17

18

4 25. Von den in neuerer Zeit entdeckten Planeten ... 26. Von den Kräften, durch welche die Bewegungen der Pla­ neten hervorgebracht werden .... 27. Von der Masse und Dichtigkeit der Planeten . . V. Von den Kometen 28. PeußereS Ansehen und scheinbare Bewegung der Kometen. 29. Wahre Bewegung der Kometen 30. Von den Kometen, deren Umlaufszeiten bekannt sind . 31. Physische Beschaffenheit der Kometen .... VI. Von den Fixsternen 32. Von den Fixsternen im Allgemeinen . . . . 33. Von veränderlichen und neuen Sternen .... 34. Von den Doppelsternen 35. Von der Milchstraße 36. Von den Nebelflecken

Seite. 20 21 22 23 — 24 — 25 26 — 27 28 — 29

D i e Hauptsätze der

Astronomie.

1.

Von

der

Erde.

Von der täglichen Umdrehung der Himmels­

1.

kugel. Die Erde erscheint uns als eine große Kreisscheibe, und

der Himmel als ein darauf ruhendes Kugelgewölbe. Horizont.

Verticallinie.

Zenith.

Nadir.

Fast alle Himmelskörper bleiben in unveränderter Lage gegen einander, verändern aber fortwährend ihre Lage gegen den Hori­

zont, so daß es scheint, Hohlkugel,

als ob sie an der innern Fläche einer

in deren Mittelpunkte sich der Beobachter befindet,

befestiget wären und durch gleichförmige Umdrehung dieser Kugel

um eine durch den Mittelpunkt gehende feste Axe eine gemein­ schaftliche Kreisbewegung erhielten.

Wettaxe. Nordpol. Aequator. Parallelkreise. — Meridian.

Mittagslinie.

Nord-, Süd-, Ost-,

Polhöhe.

Aequatorhöhe.— Cul-

mination, obere, untere.

Sterntag. — Aufgang.

Westpunkt. —

Untergang. Folgerungen.

Die Sterne, deren Entfernung vom Nord­

pole (Südpole) kleiner, als die Polhöhe, ist, gehen nie unter

(auf).

Die Zeit von der obern Culmination bis zur untern ist der

Zeit von der untern bis zur obern gleich. — Die Zeit vom Auf­ gange bis zum Untergange wird durch die Culmination halbirt. —

Verschiedene Geschwindigkeit der Sterne in ihren Parattelkreisen.

8 Von der Gestalt der Erde.

2.

1) An jedem Orte der Erde werden

Beobachtungen.

die scheinbaren gegenseitigen Entfernungen der Sterne von dersel­ ben Größe beobachtet.

2)

Dagegen ist die Polhöhe nicht an

jedem Orte von gleicher Größe, sondern ist größer in den nörd­

lich von uns liegenden Ländern, kleiner in den südlich gelegenen. 3) Eben so geht auch ein und derselbe Stern an verschiedenen Orten nicht zu gleicher Zeit auf oder unter, sondern früher an

östlicheren, spater an westlicheren. Aus 1) folgt, daß auch der größte Abstand, den zwei Oer­

ter auf der Erde von einander haben köntten, gegen die Abstände

der Sterne von der Erde unendlich klein ist; aus 2),

daß die

Erde von Norden nach Süden, und aus 3), daß sie von Osten nach Westen gekrümmt ist.

Genauere Beobachtungen zeigen, daß

beide Krümmungen kreisförmig sind, und die Erde der Gestalt einer Kugel sehr nahe kömmt, was auch durch andere Erfahrun­ gen und Beobachtungen vollkommen bestätigt wird.

Dahin ge­

hören: a) die Rundung des Horizonts; b) die Bemerkung, daß von hohen und entfernten irdischen Gegenständen nur die obern Theile sichtbar sind; c) der runde Schatten der Erde bei Mond­

finsternissen; d) die Reisen um die Erde seit 1519. Erdaxe, Erdpole, irdischer Aequator, irdische

Meridiane und Parallelkreise. — Länge, Breite. Die Breite eines Orts ist seiner Polhöhe gleich.

3.

Von der Größe der Erde.

Der Unterschied der Polhöhen zweier Oerter, die in einerlei Meridiane liegen, giebt den zwischen die Oerter fallenden Bogen des Meridians in Graden aüsgedrückt.

selben Bogen

Mißt man hierauf den­

nach einem bekannten Längenmaße,

z. B. nach

Meilen, so erhält man durch Vergleichung der auf den Dogen gehenden Grade und Meilen die Anzahl von Meilen, welche auf 360 Grade, d. i. auf den ganzen Umring der Erde gehen.

Aelteste Ausmessungen:

von Eratosthenes, 400 I. vor

Ehr.; von Posidonius, 200 I. vor Chr.; vom Kalifen Almamum, 827 I. nach Chr.

9 Vervollkommneten Messungen:

(Triangulirung):

von

Snellius

von Picard 1669 (Fernrohre);

1615

von Joh.

und Jak. Cassini von 1683 bis 1718. Von der Axendrehung der Erde.

4.

Die Erscheinung der täglichen Umdrehung der HLmmelskugel um eine feste Axe von Morgen nach Abend kann auch dadurch hervorgebracht werden,

daß die Himmelskugel ruht,

und daß

die Erdkugel sich täglich einmal um dieselbe Axe von Abend nach Morgen dreht.

Letztere Annahme ist roegeir der größtentheils un­

ermeßlichen Entfernungen der unzählig vielen Himmelskörper un­ gleich wahrscheinlicher, als die Drehung der Himmelskugel.

Seit­

dem man aber in neuerer Zeit die Erdkugel an beiden Polen et­ was abgeplattet gefunden und an verschiedenen Orten Beobach­

tungen über die Schwingungszeiten von Pendeln und über die Abweichung fallender Körper von der Verticaltinie nach Osten an­ gestellt hat, ist die Drehung der Erdkugel bis zur vollkommen­

sten Gewißheit erhoben. 5.

Genauere Bestimmung der Gestalt und Größe

der Erde. Messungen,

wodurch vorzüglich die Gestalt der Erde näher

bestimmt werden sollte, sind die von Douguer,

de la Con­

damine u. a. im nördlichen Theile von Peru

(1735 — 44)

und von Maupertuis, Clairaut u. a. in Lappland (1736

— 37) angestellten.

Es

ergaben

sich

hieraus

die Grade eines

Meridians nach dem Aequator zu kleiner, nach den Polen zu

größer, und man schloß daraus, daß die Erde an den Polen et­ was abgeplattet seyn müsse.

Die berühmteste unter den neueren Gradmessungen ist die

in Frankreich zur Bestimmung einer Maßeinheit (Metre ----- dem 10 000 000sten Theile eines Meridianquadranten) unternommene. Delambre und Mechain 1792—98; — Biot und Arago 1807—8.

Aus dieser und mehrern andern in neuerer Zeit aus­

geführten Messungen ergeben sich

10 der halbe Aequatorialdurchm. — s 271 773 Toisen Zi $Eoife=6\ der halbe Polardurchmesser ----- 3 260 940

=

ein mittlerer Erdgrad

\ paris. Fuß. /

-

57 OO8T7u -

die Abplattung —

Eine geographische Meile

Grades, — 3800/v Toisen.

ist der 15te Theil eines mittlern

Nimmt man die Erde für eine

Kugel an, deren Grade jenem mittlern Grade gleich sind, so ent­ halt der ganze Umfang 5400 und der Durchmesser 1719 geogr.

Meilen.

6.

Von der Atmosphäre.

Die Erde ist ringsum von einer schweren, elastischen und

durchsichtigen Flüssigkeit umgeben, welche die Atmosphäre genannt

wird.

Da hiernach die obern Theile der Atmosphäre die untern

zusammendrücken, so ist sie an der Erdoberfläche am dichtesten und nimmt an Dichtigkeit immer mehr ab, von der Erde entfernt.

je weiter man sich

Ihre Höhe dürfte nicht über 10 Mei­

len betragen. Durch die Atmosphäre werden die Strahlen der Sterne von ihrem Wege etwas abgelenkt, so daß jeder Stern höher erscheint,

als er wirklich steht.

Dieser Unterschied zwischen der wahren und

scheinbaren Höhe heißt die Refraction. Sie ist am Horizonte am größten, im Mittel 33 Minuten, in der Höhe von 43 Gra­

den nur noch 1 Minute, im Zenith null. — Wegen der Refr.

scheinen die Sterne eher auf- und spater unterzugehen. — Ellip­ tische Gestalt der Sonnen- und Mondscheibe am Horizonte. Noch andere durch die Atmosph. bewirkte Erscheinungen sind

die Morgen- und Abenddämmerung, die blaue Farbe des Him­ mels, das Funkeln der Fixsterne.

II. 7.

Von der Sonne.

Bewegung der Sonne in der Ekliptik.

Die Sonne verändert ihre Lage gegen

die Sterne fortwäh­

rend, und zwar dergestalt, daß sie in dem Zeitraume von 365^

10 der halbe Aequatorialdurchm. — s 271 773 Toisen Zi $Eoife=6\ der halbe Polardurchmesser ----- 3 260 940

=

ein mittlerer Erdgrad

\ paris. Fuß. /

-

57 OO8T7u -

die Abplattung —

Eine geographische Meile

Grades, — 3800/v Toisen.

ist der 15te Theil eines mittlern

Nimmt man die Erde für eine

Kugel an, deren Grade jenem mittlern Grade gleich sind, so ent­ halt der ganze Umfang 5400 und der Durchmesser 1719 geogr.

Meilen.

6.

Von der Atmosphäre.

Die Erde ist ringsum von einer schweren, elastischen und

durchsichtigen Flüssigkeit umgeben, welche die Atmosphäre genannt

wird.

Da hiernach die obern Theile der Atmosphäre die untern

zusammendrücken, so ist sie an der Erdoberfläche am dichtesten und nimmt an Dichtigkeit immer mehr ab, von der Erde entfernt.

je weiter man sich

Ihre Höhe dürfte nicht über 10 Mei­

len betragen. Durch die Atmosphäre werden die Strahlen der Sterne von ihrem Wege etwas abgelenkt, so daß jeder Stern höher erscheint,

als er wirklich steht.

Dieser Unterschied zwischen der wahren und

scheinbaren Höhe heißt die Refraction. Sie ist am Horizonte am größten, im Mittel 33 Minuten, in der Höhe von 43 Gra­

den nur noch 1 Minute, im Zenith null. — Wegen der Refr.

scheinen die Sterne eher auf- und spater unterzugehen. — Ellip­ tische Gestalt der Sonnen- und Mondscheibe am Horizonte. Noch andere durch die Atmosph. bewirkte Erscheinungen sind

die Morgen- und Abenddämmerung, die blaue Farbe des Him­ mels, das Funkeln der Fixsterne.

II. 7.

Von der Sonne.

Bewegung der Sonne in der Ekliptik.

Die Sonne verändert ihre Lage gegen

die Sterne fortwäh­

rend, und zwar dergestalt, daß sie in dem Zeitraume von 365^

11 Tagen, welchen man ein Jahr nennt,

der täglichen Bewegung

entgegen einen größten Kreis, die Ekliptik, zu beschreiben scheint. Der Winkel dieses Kreises mit dem Aequator, oder die Schiefe der Ekliptik, betragt 23° 28'.

Frühlings- und Herbstäquinocti alpunkt (21.März

22. Juni);

und

Sommer- und Wintersolstitialpunkt

(23. Sept, und 22. Dec.). — Theilung der Ekliptik in zwölf Zeichen. — Länge der Sonne. — Sonnenzeit.

1 Tag Son-

nenzeit beträgt in Mittel 1 Tag 3' 57" Sternzeit. 8.

Elliptische Bewegung der Sonne.

Die scheinbare Geschwindigkeit der Sonne in ihrer Bahn ist nicht immer von derselben Größe. Am größten ist sie bei einer

Lange der Sonne von 280° (d. 1. Jan.), wo letztere in einem Tage um 61' 10" fortrückt; am kleinsten ist die Geschwindig­

keit bei einer Länge von 100° (d. 1. Juli), wo die Sonne in einem Tage einen Bogen von 57' 11" beschreibt. Auch der scheinbare Durchmesser der Sonne, mithin auch ihre Entfernung von der Erde, ist kleinen Aenderungen unter­

worfen.

Am größten ist ihr Durchmesser, = 32' 36", folglich

ihre Entfernung am kleinsten, da,

größten ist. folglich

wo ihre Geschwindigkeit am

Am kleinsten ist der Durchmesser, — 31' 31",

die Entfernung am größten,

in dem entgegengesetzten

Punkte der Bahn, wo die Geschwindigkeit am kleinsten ist. Aus diesen und

vielen

scheinbaren Durchmesser und

andern Beobachtungen die

über

den

scheinbare Geschwindigkeit der

Sonne hat man gefunden, daß die Soune alljährlich eine Ellipse beschreibt, in deren einem Brennpunkte die Erde ruht, und daß

die gerade Linie vom Mittelpunkte der Erde nach dem Mittel­

punkte der Sonne

(Radius Vector der Sonne) in gleichen

Zeiten gleiche Flächen der Ellipse überstreicht. — Die Excentricität dieser Ellipse ist —

9.

Wahre Größe und Entfernung der Sonne.

Aus dem mittlem Werthe des scheinbaren Sonnendurchmes­ sers, 32/ 3", folgt, daß die Sonne im Mittel um 107-^ ihrer Durchmesser von der Erde entfernt ist.

Aus den in den Jahren

12 176t und 1769 beobachteten Vorübergängen der Venus vor der Sonnenscheibe hat man berechnet, daß die Erde von der Sonne aus unter einem Winkel von 17£ See. erscheint.

Hieraus folgt,

daß der Durchmesser der Sonne 112 mal, ihre Oberfläche 12 563 mal und der körperliche Inhalt 1 408 040 mal größer, als der

Durchmesser, die Oberfläche und der körperliche Inhalt der Erde

ist, und daß die Sonne um 12023 Erddurchmesser oder20 666 800 Meilen von der Erde im Mittet entfernt ist.

10.

Von der Bewegung der Erde um die Sonne.

Das Phänomen der jährlichen Bewegung der Sonne um die Erde läßt sich auch dadurch

erklären,

daß die Sonne ruht,

und daß die Erde alljährlich um die in dem einen Brennpunkte

stehende Sonne eine Ellipse von derselben Größe und Form mit

derselben Richtung

und

Geschwindigkeit

Sonne um die Erde zu beschreiben scheint.

beschreibt,

welche die

Diese Erklärung ist

schon deshalb viel wahrscheinlicher, weil die Sonne ein fast andert­

halb Millionen mal größerer Körper, als die Erde ist, und wird durch kleine in der Mitte des vorigen Jahrhunderts an den Fix­ sternen entdeckte Bewegungen (Aberration des Lichts) auf das unumstößlichste bewiesen.

Perihelium, Aphelium, Apsidenlinie.

11.

Veränderungen der Elemente, welche die Bewe­

gung der Erde um die Sonne und um ihre Axe

bestimmen.

Während sich die Erde jährlich einmal um die Sonne be­ wegt, dreht sie sich täglich einmal um eine sich zwar nahe, aber doch nicht ganz vollkommen, parallel bleibende Axe.

dreht sich nämlich in

Diese Axe

dem Zeiträume von fast 26 000 Jahren

nach einem der Bewegung der Erde um die Sonne entgegenge­

setztem Sinne nahe immer

um die Axe der Ekliptik, mit welcher Axe denselben Winkel

sie

(— der Schiefe der Ekliptik)

macht. Folgen dieser Drehung der Axe sind:

das Rückwärtsgehen

der Aequinoctialpunkte in der Ekliptik um 50^ See. jährlich, — die langsame Aenderung der Lage der Sterne gegen den Aequator

13 und dessen Pole, —

der zu

machende Unterschied zwischen den

Zeichen und den Bildern der Ekliptik, — der Unterschied zwischen dem tropischen Jahre = 365 Tage 5 St. 48 Min. 50 See. und dem siderischen

-

— 365

-

Die Schiefe der Ekliptik hat seit Zeit fortwährend abgenommen z

6 -

9

10

-

-

der ältesten historischen

diese Abnahme beträgt in 100

Jahren 46 See. Die Avsiden rücken jährlich 12 See. vorwärts. Die Excentricität vermindert sich in 100 Jahren um T5^TT.

12.

Von den Flecken und der Axendrehung der

Sonne. Nicht selten erblickt man auf der Sonne schwarze Flecken, die in der Regel vor einem lichtschwachen grauen Nebel umgeben

sind.

Aus der Bewegung derselben folgt, daß sich die Sonne

in 25 Tagen und 10 Stunden nach derselben Richtung, wie die Erde, um eine Axe, dreht, die mit der Axe der Ekliptik einen Winkel von 7t Grad macht,

und deren Nordpol

nach dem

340. Grade der Ekliptik zu liegt. Größe und Veränderlichkeit der Flecken. — Herschels Hypo­

these über die Natur derselben. — Sonnenfackeln. — Zodiakallicht.

III. 13,

Von dem Monde.

Vom Laufe des Mondes um die Erde.

Unter allen Himmelskörpern hat der Mond größte eigene Bewegung.

scheinbar die

Seine Bahn, in der er eben so, wie

die Sonne, von Abend nach Morgen fortrückt,

durchläuft er

in Bezug auf die Sonne: in 29 Tag. 12 St. 44'

3 " — synodischer Monat

-

- Sterne:

- 27

-

7 -

43' 12" — siderischer

-

- Aequinoct. - 27

-

7 -

43 '

5" — periodischer

-

13 und dessen Pole, —

der zu

machende Unterschied zwischen den

Zeichen und den Bildern der Ekliptik, — der Unterschied zwischen dem tropischen Jahre = 365 Tage 5 St. 48 Min. 50 See. und dem siderischen

-

— 365

-

Die Schiefe der Ekliptik hat seit Zeit fortwährend abgenommen z

6 -

9

10

-

-

der ältesten historischen

diese Abnahme beträgt in 100

Jahren 46 See. Die Avsiden rücken jährlich 12 See. vorwärts. Die Excentricität vermindert sich in 100 Jahren um T5^TT.

12.

Von den Flecken und der Axendrehung der

Sonne. Nicht selten erblickt man auf der Sonne schwarze Flecken, die in der Regel vor einem lichtschwachen grauen Nebel umgeben

sind.

Aus der Bewegung derselben folgt, daß sich die Sonne

in 25 Tagen und 10 Stunden nach derselben Richtung, wie die Erde, um eine Axe, dreht, die mit der Axe der Ekliptik einen Winkel von 7t Grad macht,

und deren Nordpol

nach dem

340. Grade der Ekliptik zu liegt. Größe und Veränderlichkeit der Flecken. — Herschels Hypo­

these über die Natur derselben. — Sonnenfackeln. — Zodiakallicht.

III. 13,

Von dem Monde.

Vom Laufe des Mondes um die Erde.

Unter allen Himmelskörpern hat der Mond größte eigene Bewegung.

scheinbar die

Seine Bahn, in der er eben so, wie

die Sonne, von Abend nach Morgen fortrückt,

durchläuft er

in Bezug auf die Sonne: in 29 Tag. 12 St. 44'

3 " — synodischer Monat

-

- Sterne:

- 27

-

7 -

43' 12" — siderischer

-

- Aequinoct. - 27

-

7 -

43 '

5" — periodischer

-

14 Die scheinbare Mondsbahn ist ein größter Kreis, der die Ekliptik unter einem Winkel von 5° 8' 47" schneidet.

punkte heißen die Knoten. —

Die Schneide­

Aufsteigender — nieder­

steigender Knoten. Die Knoten haben eine rückgängige (der scheinbaren eigenen

Bewegung der Sonne oder des Mondes entgegengesetzte) Bewe­

gung, welche in 365 Tagen 19° 19' 42" betragt. "Siderische Umlaufszeit der Knoten: 18 jul. Jahre.219 Tage.

14.-

Lichtgestalten,

Entfernung und Größe des Mondes.

Die Veränderung der Lichtgestalt des Mondes hängt mit

seiner scheinbaren Entfernung von der Sonne genau zusammen. Es beweist diese Veränderung, daß der Mond eine an sich dunkle

von der Sonne erleuchtete Kugel ist, und daß er uns um vieles näher, als die Sonne, seyn muß.

Aus dem zu

gleicher Zeit

von verschiedenen Orten der Erde beobachteten verschiedenen Stande

des Mondes gegen die benachbarten Sterne hat man geschlossen,

daß vom Monde aus der Halbmesser der Erde im Mittel unter dem Winket von 57' 1" erscheint, daß folglich der Mond von der Erde um 60^ Halbmesser der letztem, d. i. um 51800

Meilen im Durchschnitte von dem Mittelpunkte der Erde ent­ fernt ist, und uns damit 399 mal näher, als die Sonne, steht.

Der scheinbare Durchmesser des Mondes ist im Mittel — 31' 7".

Hieraus folgt sein

wahrer Durchmesser — T3T des

Durchmessers der Erde — 469 Meilen; seine Oberfläche = TlT

und sein körperlicher Inhalt = Vg- der Oberfläche und des In­ halts der Erde. 15.

Genauere Bestimmmung

der Bewegung des

Mondes. Die scheinbare Geschwindigkeit des Mondes und sein schein­

barer Durchmesser sind kleinen Veränderungen unterworfen, die

sich ziemlich befriedigend erklären lassen,

wenn man annimmt,

daß der Mond sich in einer Ellipse bewegt, in deren einem Brenn­

punkte die Erde sich

befindet; und daß der Radius Vector des

15 Die Excen-

Mondes in gleichen Zeiten gleiche Flächen beschreibt. tricität dieser Ellipse ist — TV

Perigäum, Apogäum, Apsidenlinie. Die Apsidenlinie hat eine vorwärts gehende Bewegung von Ihre tropische Umlaufszeit beträgt 8 julian.

40° 40' jährlich.

Jahre 309 J- Tage. Der Mond kehrt uns immer nahe dieselbe Seite zu und dreht sich daher bei jedem Umlauf um eine auf der Ebene seiner

Bahn nahe perpendicular stehende Axe.

Diese Umdrehung ist

vollkommen gleichförmig, und die Axe macht mit der Axe Ekliptik einen Winkel von 1° 30'. tion

oder

das

Schwanken

der

Hierdurch wird die Libra-

des

Mondes

Länge und

in

Breite erklärt. 16.

Von den Mondfinsternissen.

Die von der Sonne erleuchtete Erde wirft einen kegelförmi­

gen Schatten hinter sich, der 108^

Erddurchmesser lang ist.

Tritt der nur 30 Durchmesser der Erde von ihr entfernte Mond

in diesen Schatten,

so erleidet er eine Finsterniß.

In der Ge­

gend, wo der Mond durch den Schatten geht, ist der Durchmesser

des Schattens 2|- mal so groß, als der Durchmesser des Mon­

des. — Es folgt hieraus, daß eine Mondsinsterniß nur zur Zeit des Vollmonds, und wenn der Mond nahe bei dem einen seiner

Knoten steht,'statt finden kann.

Im Durchschnitte ereignet sich

eine solche, wenn der Vollmond weniger als 10| Grade von dem

einen der beiden Knoten entfernt ist.

Totale, partiale Finsternisse. —

Eine Mondsinstemiß

beginnt am östl. Rande des Mondes und hört auf am westlichen. —

Unsicherheit des Anfangs und Endes wegen des Halbschattens. —

Röthliche Farbe des Mondes bei totalen Finsternissen. 17.

Von den Sonnenfinsternissen.

Die Länge des Schattens, den der von der Sonne beleuch­ tete Mond hinter sich wirft, ist nahe dem Abstande des Mon­

des von der Erde gleich.

Der Durchmesser des Halbschattens

an der Spitze des ganzen Schattens ist 4 des Durchmessers der

16 Erde. Trifft nun der Halbschattenkegel die Erde, so wird in allen

den Landern,

welche innerhalb des Kreises des Halbschattens lie­

gen, eine Sonnensinsterniß, d. i. eine ganze oder theilweise Be­

deckung der Sonne von dem Monde, wahrgenommen, und der bedeckte Theil der Sonne ist um so größer, je näher der Beobach­ ter dem ganzen Schatten ist.

Sonnenfinsternisse ereignen sich daher nur zur Zeit des Neu­ mondes, und wenn der Mond nahe bei dem einen seiner Knoten,

durchschnittlich nicht mehr als 160 von ihm entfernt, ist.

To­

tale, partiale, ringförmige Finsternisse.

Eine Sonnensinsterniß nimmt für einen bestimmten Ort der Erde

ihren Anfang am westlichen Sonnenrande und hört auf

am östlichen.

Gebrauch der Mond- und vorzüglich der Sonnenfinsternisse zu geographischen Längenbestimmungen.

18.

Physische Beschaffenheit des Mondes.

Mondcharten von Galiläi, Hevel, Riccioli, Cassini, Tobias Maier, Schröter, Lohrmann, Beer und Mad­

ie r. — Ausmessung der Erhabenheiten und Vertiefungen

auf

der Mondfläche. Die Erhabenheiten sind größtentheils Wall- oder Ringgebirge,

die zuweilen Ebenen, meistens aber tiefe Krater einschließen; außer­ dem noch einzeln stehende Berge, fortgehende Gebirgsketten und flache Bergadern. Außer den genannten Kratern giebt es noch viele Vertiefun­ gen ohne Wallberge und nicht sehr tiefe Rillen oder Kanäle.

Die Ebenen haben eine graue Farbe, sind aber nicht Meere, wie man ehedem glaubte. Ueberhaupt findet sich auf dem Monde

keine Spur von Wasser, so wie auch die den Mond umgebende Atmosphäre viel dünner als die unsrige seyn muß. Wahrscheinliche Bildung der Mondfläche.

änderungen auf derselben.

Beobachtete Ver­

17 IV.

Von den Planeten.

19. Scheinbare Bewegung der Planeten. Die bei weitem meisten Sterne verändern ihre gegenseitige Lage nur unmerklich und werden deshalb Fixsterne genannt. Nur einige wenige haben eine auffallende eigene Bewegung und heißen daher Planeten. Fünf derselben, Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn, lassen sich mit bloßen Augen wahr­ nehmen und unterscheiden sich von den übrigen Sternen, außer ihrem Fortrücken, noch durch ihr weniger funkelndes Licht. Durch Fernrohre beobachtet, zeigen sich die Planeten als kleine Scheiben. Alle Planeten, die vier zuletzt entdeckten ausgenommen, ent­ fernen sich von der Ekliptik nie über 9 Grad. Zodiakus. Merkur und Venus halten sich immer in der Nahe der Sonne auf. Abend- und Morgenstern. Conjunction, größte östliche und westliche Digression. Die übrigen Planeten können in Bezug auf die Sonne jede Stellung einnehmen. — Conjunction, Opposition, östliche und westliche Quadratur. — Den größten Theil der Zeit sind diese Planeten rechtlaufig. Ihre rechtlaufige Be­ wegung ist in der Conjunction am größten, jedoch immer noch kleiner, als die der Sonne. Einige Zeit vor und nach der Op­ position sind sie rückläufig. — Synodische Umlaufszeit. 20. Wahre Bewegung der Planeten. Die einfachste, von Copernikus (geb. 1473, gest. 1543) gegebene, Erklärung der scheinbaren Bewegung ist folgende: Die Planeten beschreiben, jeder mit nahe gleichförmiger Geschwindigkeit, nahe kreisförmige und von der Ebene der Ekliptik nur wenig abweichende Bahnen um die Sonne. Die Bahnen des Merkurs und der Venus werden von der Erdbahn, und letztere wird von den Bahnen der übrigen Planeten eingeschlossen. Die Erde ist hier­ nach gleichfalls ein Planet. — Untere, obere Planeten. — Methode, die siderischen Umlaufszeiten und die Entfernungen der Planeten von der Sonne zu bestimmen.

18 Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn

21.

Entf. v. b. Sonne. Synod. Uml. Sider. Uml. — Jahr 116 Tage — Jahr 88 Tage 0,387 0,723 1 - 219 — = 225 == 1,000 — - 365 1,524 49 1 - 322 2 5,203 34 11 - 315 1 9,539 1 13 29 - 167 Genauere Bestimmung der Planetenbewe-

guugen.

Die Bewegungen der Planeten richten sich nach folgenden drei von Kepler (geb. 1571, gest. 1630) entdeckten Gesetzen: Jeder Planet bewegt sich in einer Ellipse, in deren einem Brennpunkte die Sonne sich befindet. Der Radius Vector eines Planeten beschreibt in gleichen Zeiten gleiche Flächen. Die Quadrate der Umlaufszeiten der Planeten verhalten sich wie die Würfel ihrer mittlern Entfer­

nungen von der Sonne. Die Elemente einer Planetenbahn, d. i. die zur Bestim­

mung des Laufs eines Planeten nöthigen Stücke, sind hiernach folgende sechs: Länge des aufsteigenden Knoten, Neigung, Länge

des Perihels, Excentricität, halbe große Axe, Länge in der Epoche. 22.

Vom Merkur, Venus und Mars.

Neigung. Excntr.

Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn

Scheinb. | Wahrer Durchnreffer.

i 5" bis 12" 7° 0' 5 1 10% 61" 3° 23' , tttt

i •g"ü

1° 51' 1° 19' 2° 30'

TT 1 TT 1 .1 «

0,389 0,975 1,000 4" -- 18" 0,517 30"- 46" 10,86016"- 20" 1 9,982

Inhalt TT

TT

1 1 T 1281 995

Axendrehung.

24 St. 23 23 24 9 10 -

5' 21' 56' 39' 56' 29'

Merkur und Venus glänzen mit weißem Lichte. — Pha­ Vorübergang des M. und der D. vor der Sonne. — Atmosphärische Erscheinungen auf denselben. Mars hat ein röthliches Licht; er erscheint in den Quadra­

sen derselben. —

turen nicht völlig rund.

Die Flecken auf ihm sind größtentheils

49 beständig; besonders merkwürdig sind die glänzenden Flecken an sei­ nen Polen.

23.

Vom Jupiter nnd seinen vier Monden.

Jupiter ist nach

der Venus der glänzendste Planet; sein

Licht ist gelblich. — Dunkle Streifen auf seiner Oberfläche. Ver­ änderlichkeit derselben.

Dunkle Flecken,

aus deren Bewegung

man eine Axendrehung von 9 St. 56 M. hergeleitet hat. Axe ist perpendicular auf den Streifen.

Die

Der Aequator Jupiters

macht mit der Ebene der Ekliptik einen Winkel von 3° 6'.

An

den Polen ist I. in dem Verhältniß von 107 zu 100 abgeplattet.

Um den Jupiter laufen in nahe kreisförmigen Bahnen und

nahe bei der Ebene seines Aequators vier Monde,

die wir fast

in gerader Linie und fast parallel mit den Streifen sich hin und her bewegen sehen.

Ihre Abstände von I. Mittelpunkte, ausge­

drückt in Halbmessern I., sind:

6-^, 9T%-, 15T4T, 27;

Umlaufzeiten:

3 T. 13 St.,

7 T. 4 St.,

A, T'T,

des Durch­

1 Tag 18 St.,

16 T. 17 St.; ihre Durchmesser: messers des I. —

ihre

Merkwürdige Verhältnisse bei ihren Bewe­

gungen. — Verfinsterungen der Monde durch Jupiters Schatten.

Die Beobachtung dieser Finsternisse veranlaßte den dänischen Astro­ nomen Olaus Römer im I. 1675 zur Entdeckung der Ge­ schwindigkeit des Lichts; er fand, daß das Licht in 8' 13" den

Halbmesser der Erdbahn und

daher in 1 See. 41000 Mei­

len durchläuft. — Veränderlichkeit in der Helligkeit der Jupiters­ monde.

Man hat hieraus gefolgert,

daß jeder von ihnen dem

Jup. immer dieselbe Seite zukehrt.

24.

Vom Saturn, seinem Ringe und seinen sieben

Monden. Saturn hat eine matt weiße Farbe und helle und dunkle

Streifen,

die aber breiter und weniger scharf begränzt, als die

Streifen auf dem Jupiter sind.

Auch bemerkt man oft dunkle

Flecken, woraus man auf eine Axendrehung geschlossen.

Die Axe

ist gegen die Ekliptik um 60° geneigt. Satum ist, nach Hu yg he ns Entdeckung im I. 1660, von einem frei über dem Aequator des S. schwebenden Ringe umgeben.

2e

20 Die Breite des Ringes und sein Abstand vonS. Oberfläche verhal­

ten sich zum Halbmesser des S,, wie 67 und 43 zu 90; die Dicke

des Ringes

ist kaum

des Halbmessrrs des S.

Die Breite

des Ringes ist nach den Beobachtungen neuerer Astronomen durch

der Breite, von außen nach in­

einen dunkeln Streifen, —

nen im Verhältniß von 5 zu 8 getheilt, und der Ring ist hier­ nach eigentlich aus zwei concentrischen Ringen zusammengesetzt. —

Erscheinung des Ringes von der Erde aus, vom Saturn aus. — Umdrehung desselben um die Axe Saturns. — Excentrische Lage des Ringes gegen den Saturn, von Schwabe 1832 bemerkt.

Saturn ist von 7 Monden umgeben.

Den 6. entdeckte

Huyghens im I. 1655; den 7., 5., 4., 3. Ende des 17. Jahrhunderts;

Jahren 1787 und 1789.

Cassini gegen

den 1. und 2. Herschel in den Die Bahnen der 6 ersten Monde

sind nahe kreisförmig und liegen nahe in der Ebene des Ringes;

der 7te bewegt sich in einer wenig gegen die Ekliptik geneigten Ebene.

Ihre Umlaufszeiten gehen von 23 St. bis 79 Tage

8 St.; ihre Abstande von S. Mittelpunkte gehen von 3-^ bis 64-nr Halbmesser des S. — Der größte ist der 6te, sein Durch­

messer ist Ty des S. Durchmessers. Aus Lichtveranderungen, die man an den 5 letzten wahrgenommen, hat man geschlossen,

daß

sie dem Saturn immer dieselbe Seite zukehren.

25.

Von den in neuerer Zeit entdeckten Planeten.

Uranus wurde den 13. Marz 1781 von Herschel entdeckt. Umlaufszeit des Uranus 84 Jahre 8 Tage; mittlere Entfer­

nung von der Sonne 19,182; Neigung 0° 46'; Excentr.

;

scheinbarer Durchm. 4''; wahrer Durchm. 4,332; körp. Inhalt 80. — Sein Licht ist weiß; mit bloßem Auge ist er nicht leicht zu erkennen.

Herschel

hat noch 6 den Ur.

begleitende Monde entdeckt.

Jedoch ist nur die Existenz zweier derselben unbestritten gewiß. Sie zeigen einen starken Lichtwechsel, sind um 17 und 23 Halb­ messer des Ur. von diesem entfernt und umkreisen ihn in 8 Tag.

17 St. und 13 Tag. 11 St.

Ihre Bahnen sind auf der Erd­

bahn beinahe senkrecht (79° geneigt),

und die Richtung ihrer

21 Bewegung geht von Osten nach Westen, wahrend sich die Monde

der andern Planeten,

so wie alle Planeten selbst,

von Westen

nach Osten bewegen.

Schon lange vermuthete man, daß sich in dem Raume zwi­

schen Mars und Jupiter ein Planet befände.

Diese Vermuthung

bestätigte sich, als Piazzi d. l.Jan. 1801 die Ceres entdeckte. Bald darauf wurden in demselben Raume noch Z andere Plans­

Pallas von Olbers d. 28. Marz 1802,

ten:

Juno von

Harding d. 1. Sept. 1804, Vesta von Olbers d. 29. Marz 1807 entdeckt. nrittt Entf. v. d. Sonne.

Vesta Juno Ceres Pallas

2,368 2,669 2,767 2,773

Umlaufszeit.

3J. 4 4 4 -

230 T. 132 220 226 -

Neigung.

Excentr«

7° 8' 13° 4' 10° 37' 34° 35'

TT 8 ~3T TZ 7 27

Die Durchmesser dieser vier Planeten sind sehr klein,

nach

Schröter einige hundert Meilen, nach Herschel 20 bis 40 Mei­

Juno, Ceres und Pallas sind mit hohen Nebelhüllen um­

len.

geben.

Ceres und Pallas erscheinen zu verschiedenen Zeiten ver­

schieden gefärbt.

26.

Von den Kräften, durch welche die Bewegungen der Planeten hervorgebracht werden. Das Gesetz

der

Trägheit. —

Kräfte. — Bewegung eines Körpers,

Das Parallelogramm der

der einen Stoß erhalten

hat und von einer nach einem festen Punkte zu gerichteten Kraft

fortwährend getrieben wird.

Die gerade Linie von diesem Punkte

nach dem sich bewegenden Körper

beschreibt

gleiche Flächen. — Die Planeten werden

in gleichen Zeiten

von

einer

nach

der

Sonne gerichteten Kraft getrieben, oder, wie man sich ausdcückt:

sie werden von der Sonne angezogen.

Unter der Voraussetzung,

daß die Planeten in gleichen Entfernungen von der Sonne auf

gleiche Weise von ihr angezogen werden, Kepler'schen Gesetze,

daß

folgt aus dem dritten

die anziehende Kraft umgekehrt dem

Quadrate der Entfernung der Planeten von der Sonne propor­ tional ist.

Dieses Gesetz der anziehenden Kraft,

und damit die

22 gemachte Voraussetzung, werden durch das erste Kepler'sche Gesetz bestätigt. Eben so, wie die Bewegung der Planeten um die Sonne durch eine anziehende Kraft der Sonne, wird auch die Bewegung des Mondes um die Erde durch eine anziehende Kraft der Erde erklärt. Es ist dies dieselbe Kraft, welche alle irdischen Gegen­ stände, wenn sie von der Erde getrennt werden, nach ihr zurück­ treibt. Auf gleiche Art werden auch die Bewegungen der übrigen Monde um ihre Hauptkörper durch eine anziehende Kraft der letztem hervorgebracht. Denn diese Bewegungen richten sich eben­ falls nach Keplers Gesetzen. Neuton sgeb. 1642, gest. 1727) folgerte aus diesen von ihm angestellten Untersuchungen, daß je zwei Theile der Materie sich gegenseitig anziehen, und daß diese an­ ziehende Kraft sich direct wie die Masse des anzie­ henden Theils und umgekehrt wie das Quadrat sei­ ner Entfernung vom angezogenen Theile verhält. Es werden daher nicht nur die Planeten von der Sonne, sondern auch diese von jenen, und überhaupt je zwei Körper des Systems, von einander angezogen. Hierdurch werden alle kleinen Abweichungen von den Kepler'schen Gesetzen in dem Laufe der Planeten, die abgeplattete Gestalt der Erde, das Rückwärtsgehen der Aequinoctien, die Ebbe und Fluth rc. auf das vollkommenste erklärt. — Störungen. — Stabilität des Planetensystems. 27. Von der Masse und Dichtigkeit der Planeten. Durch Vergleichung der anziehenden Kräfte, welche die Erde auf den Mond und die Sonne auf die Erde ausüben, erhält man nach Neutons Gesetz das Verhältniß der Erbmasse zur Son­ nenmasse. Auf eben die Art ergeben sich die Massen des Jupi­ ter, Saturn und Uranus im Vergleich zur Sonnenmasse. Die Massen der Planeten Merkur, Venus und Mars, welche keine Begleiter haben, lassen sich durch die Störungen bestimmen, die jeder von ihnen im Laufe der übrigen Planeten hervorbringt. Aus den Verhältnissen der Massen finden sich die Verhält­ nisse der Dichtigkeiten der Planeten, da sich die Dichtigkeiten

25

zweier Körper direct wie die Massen und umgekehrt wie die Räume der Körper verhalten. Die Dichtigkeit der Erdkugel ist durchschnittlich 5 mal so groß, als die des Wassers. Man hat dieses durch Beobachtung der Ablenkung eines Pendels aus der verticalen Lage durch einen nahe stehenden Felsen gefunden. Daraus, daß ein Körper an der Oberfläche der Erde in der Isten Secunde 15-^- pariser Fuß fallt, und aus den Verhaltnissm der Masse und Größe der Erde zu der Masse und Größe der Sonne und der übrigen Planeten lassen sich auch für letztere Körper die Fallraume in der ersten Secunde berechnen.

Sonne Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn Uranus Mond

V.

Masse.

Dichtigkeit.

357 594 1 7? 8"5 1 Tt 341 102 200 i TT

0,254 2,992 0,960 1,000 1,010 0,266 0,103 0,248 0,615

Von

Fallraum in der Isten See.

430 paris. Fuß. 16 15 15.1 5.4 38.1 15,8 14,6 2.4

den K o NI e t e n.

28. Aeußeres Ansehenund scheinbare Bewegung der Kometen. Die Kometen haben eben so, wie die Planeten, eine eigene Bewegung, unterscheiden sich aber von ihnen schon durch ihr ne­ belartiges Ansehen. — Kern, Kopf, Schweif. — Der Schweif ist in der Regel von der Sonne abgekehrt. Mannig­ fache Form und Größe der Schweife. Kometen ohne Schweife. Einige Kometen sind am Hellen Tage sichtbar gewesen, viele an­ dere nur durch Fernröhre. Die Kometen folgen nicht dem Thierkreise, sondern bewegen sich nach allen möglichen Richtungen, bald geschwinder, bald lang-

25

zweier Körper direct wie die Massen und umgekehrt wie die Räume der Körper verhalten. Die Dichtigkeit der Erdkugel ist durchschnittlich 5 mal so groß, als die des Wassers. Man hat dieses durch Beobachtung der Ablenkung eines Pendels aus der verticalen Lage durch einen nahe stehenden Felsen gefunden. Daraus, daß ein Körper an der Oberfläche der Erde in der Isten Secunde 15-^- pariser Fuß fallt, und aus den Verhaltnissm der Masse und Größe der Erde zu der Masse und Größe der Sonne und der übrigen Planeten lassen sich auch für letztere Körper die Fallraume in der ersten Secunde berechnen.

Sonne Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn Uranus Mond

V.

Masse.

Dichtigkeit.

357 594 1 7? 8"5 1 Tt 341 102 200 i TT

0,254 2,992 0,960 1,000 1,010 0,266 0,103 0,248 0,615

Von

Fallraum in der Isten See.

430 paris. Fuß. 16 15 15.1 5.4 38.1 15,8 14,6 2.4

den K o NI e t e n.

28. Aeußeres Ansehenund scheinbare Bewegung der Kometen. Die Kometen haben eben so, wie die Planeten, eine eigene Bewegung, unterscheiden sich aber von ihnen schon durch ihr ne­ belartiges Ansehen. — Kern, Kopf, Schweif. — Der Schweif ist in der Regel von der Sonne abgekehrt. Mannig­ fache Form und Größe der Schweife. Kometen ohne Schweife. Einige Kometen sind am Hellen Tage sichtbar gewesen, viele an­ dere nur durch Fernröhre. Die Kometen folgen nicht dem Thierkreise, sondern bewegen sich nach allen möglichen Richtungen, bald geschwinder, bald lang-

24 sanier. Gemeinhin nähern sich die Kometen nach ihrem ersten Erscheinen der Sonne, werden unsichtbar und kommen dann auf der andern Seite der Sonne wieder zum Vorscheine. Die ganze Dauer der Sichtbarkeit betragt gewöhnlich nur einige Monate, selten viel über sechs. — Verzeichnisse von Kom. bei älteren Schriftstellern. — Meinungen der Alten über die Natur der Kom.

29.

Wahre Bewegung der Kometen.

Neuton folgerte aus dem von ihm entdeckten allgemeinen Gesetze der Gravitation, daß die Kometen sich nach denselben Ge­ setzen, wie die Planeten, um die Sonne bewegen, nur daß ihre Bahnen nicht nur Ellipsen, sondern auch Parabeln und Hyper­ beln seyn können. — In der Reget ist das von einer Kometen­ bahn zu beobachtende Stück schwer von einer Parabel zu unter­ scheiden, und wenn sich ein Unterschied zeigt, so giebt derselbe eine elliptische Bahn zu erkennen. — Große Excentricitat der Kom.bahnen und daraus folgender großer Unterschied zwischen der Ge­ schwindigkeit im Perihel und im Aphel. — Elemente einer Kome­ tenbahn. — Sie unterscheiden sich von denen einer Planetenbahn noch dadurch, daß die Neigung jeden Werth haben, und daß die Bewegung sowohl rück- als rechtlausig seyn kann. -— Bestimmung der Elemente aus drei Beodachtungeu. — Verzeichnisse berech­ neter Bahnen. 30.

Von den Kometen, deren Umlaufszeiten be­ kannt sind. Komet

von Halley — Encke — Biela

Größte Kleinste Entf. v.' ). Sonne.

35,4 4,1 6,2

0,6 0,4 0,9

Neigung.

Beweg.

18° 14° 13°

rücktf. rechtlf. rechtlf.

Sicherste Art, auf welche sich die Umlaufszeit eines Kom. bestimmen laßt. Der Halley'sche Komet, so genannt nach Edmund Haltey, welcher ihn nach seiner Erscheinung im I.1682 berechnete und das Resultat fand, daß er eine Umlaufszeit von nahe 76 Zähren

23 habe, schon in den I. 1456, 1531, 1607 gesehen worden sey und gegen das Jahr 1759 wiederkehren werde. Verschiedenheit seiner Größe bei seinen früheren Erscheinungen. Merkwürdigkeiten bei seiner letzten Erscheinung im Jahre 1835. Der Encke'sche Komet wurde von Pons in Marseille d. 26. Nov. 1818 entdeckt. Encke berechnere seine Bahn und erkannte daraus seine kurze Umlaufszeit von 3 Jahren und 115 Tagen. Früher war er schon 1786, 1795 und 1805 beobachtet worden. Seit 1818 hat man ihn regelmäßig 1822, 25, 28, 32, 35 gesehen. Er ist nur durch das Fernrohr wahrzunehmen und hat keinen merklichen Schweif. Beobachtete Verringerung seiner Umlaufszeit und daraus ge­ machter Schluß auf ein widerstehendes Mittel, in welchem sich die Himmelskörper bewegen. Der Biela'sche Komet wurde von v. Biela d. 28.Febr. 1826 zu Josephstadt in Böhmen entdeckt. Seine Umlaufszeit betragt 6 Jahre 270 Tage. Man fand, daß er schon in den Jahren 1772 und 1805 gesehen worden; auch hat man ihn 1832 wieder beobachtet. Er erscheint als ein kleiner lichtschwacher Nebel ohne Schweif. Außer diesen drei Kometen hat man keinen mit Gewißheit mehr als einmal gesehen. Von einigen wird es nur mit großer Wahrscheinlichkeit vermuthet, daß sie mehrmals beobachtet worden sind. — Der Olbersche Komet, von Olbers entdeckt den 6. März 1815, hat eine Umlaufszeit von 74 Jahren. 31.

Physische Beschaffenheit der Kometen.

Die Größe des Kerns ist schwer zu bestimmen. Viele Kometen scheinen gar keinen, oder nur einen sehr kleinen Kern gehabt zu haben. Größe des Kopfs bei verschiedenen Kometen. Bei einigen Kometen hat sich der Kopf in der Sonnennähe vermindert gezeigt. Erklärung dieses Phänomens. Der Schweif schließt sich bei den meisten Kometen unmit­ telbar an den Kopf an. Bei einigen, namentlich bei dem von 1811, war er vom Kopfe durch einen dunklen Raum getrennt.

26 Doppelschweif des von 1811, Sechsfächeriger Schweif des von 1744. — Der Schweif ist in der Reget nach der Seite hinge­ beugt, von welcher der Komet herkömmt. — Kometen mit meh­ reren Schweifen. Nebenschweife. — Veränderlichkeit der Schweife. Strahtenschüsse. — Langen verschiedener Schweife. — Hypothesen über die Entstehung der Schweife. Aeußerst geringe Masse der Kometen. — Ob die Kometen mit eigenem, oder von der Sonne erborgtem Lichte glänzen, ist noch nicht entschieden. — Die Anzahl der Kometen kann viele Tausende betragen. — Höchst geringe Wahrscheinlichkeit des Zu­ sammentreffens eines Kometen mit der Erde. Zusammentreffen des Biela'schen Kometen mit der Erde. Folgen eines solchen Stoßes. — Vermutheter Einfluß der Kometen auf unsere Atmosphäre.

VI. Von den Fixsternen. 32.

Von den Fixsternen im Allgemeinen.

Vertheilung der Sterne in Bilder. Namen einzelner Sterne. Bezeichnung der Sterne durch Buchstaben und Zahlen. Stern­ kataloge. Eintheilung der Sterne nach dem Grade ihres Glanzes in Sterne der Isten, 2ten, 3ten Größe u. s. w. Ein gutes Auge sieht noch die Sterne der 6ten Größe. — Sirius, der glän­ zendste unter den Fixsternen, hat 324 mal so viel Licht, als ein Stern 6ter Größe. Man zählt 18 Sterne der Isten, 52 der 2ten, 177 der 3ten und 376 der 4ten Größe. Die Zahl aller Sterne bis zur 6ten Größe beträgt gegen 7000. Die Entfernung der Fixsterne von uns ist nicht meßbar; sie ist größer, als 200 000 Halbmesser der Erdbahn, d. i. größer als 4 Billionen Meilen. Das Licht der Fixsterne kann daher nicht von der Sonne herrühren, sondern muß ihnen eigenthümli­ ches Licht seyn. — Ist Sirius nur 4 Billionen Meilen entfernt,

26 Doppelschweif des von 1811, Sechsfächeriger Schweif des von 1744. — Der Schweif ist in der Reget nach der Seite hinge­ beugt, von welcher der Komet herkömmt. — Kometen mit meh­ reren Schweifen. Nebenschweife. — Veränderlichkeit der Schweife. Strahtenschüsse. — Langen verschiedener Schweife. — Hypothesen über die Entstehung der Schweife. Aeußerst geringe Masse der Kometen. — Ob die Kometen mit eigenem, oder von der Sonne erborgtem Lichte glänzen, ist noch nicht entschieden. — Die Anzahl der Kometen kann viele Tausende betragen. — Höchst geringe Wahrscheinlichkeit des Zu­ sammentreffens eines Kometen mit der Erde. Zusammentreffen des Biela'schen Kometen mit der Erde. Folgen eines solchen Stoßes. — Vermutheter Einfluß der Kometen auf unsere Atmosphäre.

VI. Von den Fixsternen. 32.

Von den Fixsternen im Allgemeinen.

Vertheilung der Sterne in Bilder. Namen einzelner Sterne. Bezeichnung der Sterne durch Buchstaben und Zahlen. Stern­ kataloge. Eintheilung der Sterne nach dem Grade ihres Glanzes in Sterne der Isten, 2ten, 3ten Größe u. s. w. Ein gutes Auge sieht noch die Sterne der 6ten Größe. — Sirius, der glän­ zendste unter den Fixsternen, hat 324 mal so viel Licht, als ein Stern 6ter Größe. Man zählt 18 Sterne der Isten, 52 der 2ten, 177 der 3ten und 376 der 4ten Größe. Die Zahl aller Sterne bis zur 6ten Größe beträgt gegen 7000. Die Entfernung der Fixsterne von uns ist nicht meßbar; sie ist größer, als 200 000 Halbmesser der Erdbahn, d. i. größer als 4 Billionen Meilen. Das Licht der Fixsterne kann daher nicht von der Sonne herrühren, sondern muß ihnen eigenthümli­ ches Licht seyn. — Ist Sirius nur 4 Billionen Meilen entfernt,

27 so muß er wenigstens vier mal so viel Licht, als die Sonne, be­ sitzen. Die Fixsterne erscheinen in den Fernröhren als bloße Punkte, und diese Punkte sind desto feiner, je besser die angewendeten In­ strumente sind. An sehr vielen Fixsternen hat man eine eigene Bewegung beobachtet, und wahrscheinlich gibt es keinen, der eine solche nicht hätte. Diese Bewegung betragt häufig f See. und darüber in einem Jahre. Bei vielen Sternen kann diese Bewegung nur scheinbar seyn und von einer Bewegung unsers Sonnensystems herrühren. Doch läßt sich darüber mit Sicherheit nichts aussprechen.

33. Don veränderlichen und neuen Sternen. Mehrere Sterne erscheinen in Perioden von bestimmter Dauer bald Heller, bald dunkler und verschwinden auch wohl auf einige Zeit. Es gehören dahin Periode. Beränder. der Größe. o im Walisische 331 Tage 10 St. 2 bis unsichtb. 2 - 21 2 - 4 ß im Perseus 3 - 5 5 9 ö im Cepheus 396 - 21 6 - 11 X im Schwan 60 63 - 4 « im Herkules Vermuthungen über die Ursache dieser Veränderlichkeit. Man hat bisweilen Sterne an Orten gesehen, wo vorher keine waren. Tycho entdeckte im Jahre 1572 einen solchen in der Cassiopeia, der sogar am Tage sichtbar war. Kepler entdeckte im I. 1604 einen neuen Stern der isten Größe im östl. Fuße des Schlangenträgers z Anthelm im I. 1670 einen Stern der 3ten Größe am Kopfe des Schwans. Alle diese Sterne sind aber nur wenige Jahre sichtbar gewesen. Bei vielen Sternen bemerkt man eine allmählige Verän­ derung ihres Glanzes und ihrer Farbe. Altair im Adler wird von Ptolemäus zur 3ten, jetzt zur Isten Größe gerechnet. Der Stern ö im groß. Bären ist nach Tycho von der 2ten, jetzt nur von der 4ten Größe. Das Licht des Sirius war ehedem röthlich, jetzt ist es weiß.

28 34.

Von den Doppelsternen.

Es giebt viele Sterne, die, wenn Fernrohre mit hinreichend starker Vergrößerung angewendet werden, in zwei aufgelöst erschei­

nen. Der altere Herschel, und in unsern Zeiten der jüngere H., South und Struve, haben sehr ausgedehnte Kataloge solcher

Doppetsterne geliefert. Man kennt deren schon über 6000. Nach Struve ist jeder 40te Stern ein Doppelstern. —

Größere Zahl

der Fälle, in welchen die zwei Sterne sehr nahe bei einander sind,

als derjenigen, in welchen sie weiter auseinander stehen. — Verhaltnißmaßig größere Zahl von Doppelsternen unter den

helleren

Sternen. — Viel häufiger sind zwei Sterne von gleicher Größe, als von ungleicher, zu einem Doppelsterne verbunden.

Alles dieses beweist, daß die meisten Doppelsterne es nicht bloß optisch, sondern auch physisch sind.

Bei vielen giebt sich die

physische Nähe der beiden Sterne noch kund durch ihr gemein­

schaftliches Fortrücken unter den übrigen Sternen, besonders aber

durch die Bewegung des einen Stems um den andern.

Diese

Bewegung geschieht ganz auf dieselbe Weise, nach welcher sich die Planeten um die Sonne drehen, und das Gesetz der gegenseitigen

Anziehung, welches in unserem Sonnensysteme herrscht, muß da­

her auch

jenseits

in

den Systemen

der Doppelsterne

walten.

Bereits hat man schon bei etwa 12 Doppelsternen die Elemente

des Umlaufs des einen Sterns um den andern mit einiger Si­ cherheit bestimmt, und kann von nahe noch einmal so vielen mit Zuverlässigkeit sagen, daß sie sich um einander bewegen. — Be­ obachtete Bedeckung des einen Sterns durch den andern. Farben der Doppelsterne.

Die Farbe des größern Sterns

neigt sich meistens zum Gelben und Rothen,

während der klei­

nere in blauer oder blaugrüner Farbe erscheint. — Die einfachen

Sterne haben nur weißes oder gelbliches oder röthliches Licht. Vielfache Sterne.

35.

Von der Milchstraße.

Die Mittellinie dieses den Himmel

umgebenden lichtvollen

Gürtels weicht nur wenige Grade von einem' größten Kreise ab.

29 Der Nordpol dieses Kreises liegt über dem Haar der Berenice, der Südpol beim Schwänze des Walisisches. Die Breite der Milchstraße ist im Einhorn am größten, — 17 Gr., unter den Hinterfüßen des Centauren am kleinsten, = 2 @r. — Abge­ sonderte Aeste und dunkle Stellen in derselben. — Verschie­ denheit ihres Lichtglanzes. — Sie ist der Schimmer von unzäh­ lig vielen sehr nahe bei einander stehenden Sternen. — Von Her­ schel versuchte Zahlungen der Sterne an einigen Stellen der Milchstraße. Ueberhaupt fand Herschel, daß, jemehr man sich der Milchstraße nähert, der Himmel desto reicher an Sternen wird. Die Erscheinung der Milchstraße hat nach Herschel darin ihren Grund, daß wir uns nahe in der Mitte eines Systems von Sternen befinden, welche einen linsenförmigen Raum ein­ nehmen und darin ziemlich gleichförmig vertheilt sind. Muthmaßliche Dimensionen dieser Linse in Siriusweiten ausgedrückt. Abweichungen von der gleichförmigen Vertheilung. Stern­ haufen. 36. Von den Nebelflecken. So nennt man kleine mehr oder weniger lichte Stellen am Himmel, die, durch Fernröhre betrachtet, größtentheils ihr nebel­ artiges Ansehen behalten, zum Theil aber auch in Sterne auf­ lösbar sind. Herschels Kataloge von Nebelflecken enthalten gegen 3000 derselben. — Einige haben ein gleichförmiges, aber sehr mattes Licht; an andern unterscheidet man eine oder mehrere Heller glänzekde Stellen. — In Gruppen geordnete Nebel, deren jeder eine besonders Helle Stelle hat. — Nebel von besonders merkwürdi­ gen Formen. Doppel- und vielfache Nebel, die es meistens gewiß physisch, nicht bloß optisch, sind. — Völlig runde Nebel, deren Licht gegen die Mitte regelmäßig zunimmt. — Sternige Nebel, d. i. Nebel mit einer kleinen Hellen Lichtscheibe in der Mitte. — Planetarische Nebel, sie sind rund und haben ein gleichförmiges starkes Licht. — Mit Nebel umgebene Steme oder Nebelsterne. Sterne mit Nebelringen, mit Nebetarmen. Mit Nebel umgebene Doppelsterne. — Auflösbare Nebel. Zu-

50 weilen sind in einem Raume, der nur wenige Minuten im Durchmesser hat, 10 bis 20tausend Sterne enthalten. Besonders merkwürdige Nebel: Der Nebel im Orion. Veränderungen in demselben. Der Nebel in der Andromeda. Herschels Hypothese über die Ausbildung der Nebel zu Sternen.

Inhalt.

Seite

I. 2)on der Erde

1. 2. 3. 4. 5. 6.

Von der täglichen Umdrehung der Himmelskugel . . Von der Gestalt der Erde Von der Größe der Erde Genauere Bestimmung der Gestalt und Größe der Erde. Von der Arendrehung der Erde Von der Atmosphäre II. Von der Sonne 7. Bewegung der Sonne in der Ekliptik ... 8. Elliptische Bewegung der Sonne .... 9. Wahre Größe und Entfernung der Sonne ... 10. Von der Bewegung der Erde um die Sonne . . 11. Veränderungen der Elemente, welche die Bewegung der Erde um ihre Are und um die Sonne bestimmen. 12. Von den Flecken und der Arendrehung der Sonne . III. Von dem Monde 13. Vom Laufe des Mondes um die Erde ... 14. Lichtgestalten, Entfernung und Größe des Mondes . 15. Genauere Bestimmung der Bewegung des Mondes . 16. Von den Mondfinsternissen 17. Von den Sonnenfinsternissen 18. Physische Beschaffenheit des Mondes .... IV. Von den Planeten 19. Scheinbare Bewegung der Planeten .... 20. Wahre Bewegung der Planeten 21. Genauere Bestimmung der Planetenbewegungen . . 22. Vom Merkur, Venus und Mars 23. Vom Jupiter und seinen vier Monden .... 24. Vom Saturn, seinem Ringe und seinen sieben Monden.

5 —

6 —

7 —

8 9 — —

10 —

11 12 — —

13 14 —

15 —

16 —

17 —

18 —

19

4 Seite

25. Von -en in neuerer Zeit entdeckten Planeten . . 26. Von den Kräften, durch welche die Bewegungen der

20

.... 21 . 22 V. Von den Kometen..............................................................................23 28. Aeußeres Ansehen und scheinbare Bewegung der Kometen. — 29. Wahre Bewegung der Kometen .... 24 30. Von den Kometen, deren Umlaufszeiten bekannt sind . — 31. Physische Beschaffenheit der Kometen .... 25 VI. Von den Fixsternen.................................................................... 26 32. Von den Fixsternen im Allgemeinen . . . . — 33. Von veränderlichen und neuen Sternen ... 27 34. Von den Doppelsternen...........................................................28 35. Von der Milchstraße.................................................................... 29 36. Von den Nebelflecken.........................................................................— Die vorzüglicheren bei uns sichtbaren Sternbilder nach ihrer gegenseitigen Lagegeordnet....................................................31 Planeten hervorgebracht werden

27. Von der Masse und der Dichtigkeit der Planeten .

I. Do« -er Grde. 1.

Von -er täglichen Umdrehung -er Himmelskugel.

Die Erde erscheint uns als eine große Kreisscheibe, und der Himmel als ein auf dieser Scheibe ruhendes Kugelgewölbe.

Horizont.

V erticallinie.

Zenith.

Nadir.

Fast alle Himmelskörper bleiben in unveränderter Lage gegen

einander, verändern aber fortwährend ihre Lage gegen den Hori­ zont, so daß es scheint, als ob sie an der innern Fläche einer Hohlkugel, in deren Mittelpunkte stch der Beobachter befindet, befestiget wären und durch gleichförmige Umdrehung dieser Kugel

um eine durch den Mittelpunkt gehende feste Are eine gemein­ schaftliche Kreisbewegung erhielten.

Sterntag.

—

Parallelkreise,

Nordpol,

Weltare,

Aequator.

Südpol.

— Meridian.

Cul-

mination, obere, untere. — Mittagslinie. Nord-, Süd-, Ost-, Westpunkt. — Aufgang, Untergang.

— Polhöhe.

Aequatorhöhe.

Verschiedene Geschwindigkeit der Sterne in ihren Parallel­

kreisen. — Die Sterne, deren Entfernung vom Nordpole (Süd­

pole) kleiner, als die Polhöhe, ist, gehen nie unter (auf). — Die Zeit von der obern Kulmination bis zur untern ist der Zeit von der untern bis zur obern gleich. — Die Zeit vom Aufgange

bis zum Untergange wird durch die Kulmination halbirt.

6 2.

Von der Gestalt der Erde.

Beobachtungen.

1) An jedem Orte der Erde werden

die scheinbaren gegenseitigen Entfernungen der Sterne von derselben

Größe beobachtet.

2) Dagegen ist die Polhöhe nicht an jedem

Orte von gleicher Größe, sondern ist größer in den nördlich von

uns liegenden Ländern, kleiner in den südlich gelegenen. so geht auch ein und

3) Eben

derselbe Stern an verschiedenen Orten

nicht zu gleicher Zeit auf oder unter, sondern früher an östli­ cheren, spater an westlicheren.

Aus 1) folgt,

daß auch der größte Abstand,

Oerter aus der Erde von einander haben

können,

den zwei gegen die

Abstände der Sterne von der Erde unendlich klein ist; aus 2),

daß die Erde von Norden nach Süden, und aus 3), daß sie von Osten nach Westen gekrümmt ist.

Genauere Beobachtungen

zeigen, daß beide Krümmungen gleichförmig, also kreisförmig sind,

und die Erde der Gestalt einer Kugel sehr nahe kömmt, was auch

durch andere Erfahrungen und Beobachtungen vollkommen bestä­

tigt wird.

Dahin gehören:

a) die Rundung des Horizonts;

b) die Bemerkung, daß von hohen und entfernten irdischen Gegen­

ständen nur die oberen Theile sichtbar sind; c) der runde Schatten der Erde bei Mondfinsternissen;' d) die Reisen um die Erde feit 1519. Erdare, Erdpole, irdischer Aequator, irdische Meridiane und Parallelkreise. — Länge,Breite. Die Breite eines Orts ist seiner Polhöhe gleich. — Der

Unterschied der Längen zweier Oerter, in Zeit verwandelt, indem

man auf 360 Grade 24 Stunden rechnet, ist dem Unterschiede der in einem und demselben Zeitpunkte an beiden Oertern ge­

zählten Zeiten gleich. 3.

Von -er Größe -er Er-e.

Der Unterschied der Polhöhen zweier Oerter, die in einerlei Meridiane liegen, giebt den zwischen die Oerter fallenden Bogen des Meridians in Graden ausgedrückt.

Mißt man hierauf den­

selben Bogen nach einem bekannten Längenmaße,

z. B. nach

Meilen, so erhält man durch Vergleichung der auf den Bogen

7 gehenden Grade und Meilen die Anzahl von Meilen, welche auf 360 Grade, d. i. auf den ganzen Umring der Erde, gehen.

Aelteste Ausmesser der Erde: EratostheneS, im dritten, und Possidonius,

im ersten

Jahrhunderte vor Chr.;

der

Kalif Almamum, 827 Jahre nach Chr.

Vollkommnere Messungen: von Snellius 1615 (Trian-

gulirung):

Picard 1669 (Fernrohre); von

von

Joh. und

Jac. Cassini von 1683 bis 1718.

4.

Genauere Bestimmung der Gestalt und Größe der Erde. Messungen, wodurch vorzüglich die Gestalt der Erde näher

bestimmt werden sollte, sind die von Bouguer, de la Con­

damine u. a. im nördlichen Theile von Peru (1735—44) unb von Maupertuis, Clairaut u. a. in Lappland (1736—37) angestellten.

Es ergaben sich hieraus die Grade eines Meridians

nach dem Aequator zu kleiner, nach den Polen zu größer, und man schloß daraus,

daß die Erde an den Polen etwas abge­

plattet sein müsse. Die berühmteste unter den neueren Gradmessungen ist die

in Frankreich zur Bestimmung einer Maßeinheit (Metre — dem

10 000 OOOsten Theil eines Meridianquadranten) unternommene. Delambre und Mechain 1792 — 98; —Biot und Arago 1807—8.

dieser und mehrern andern in neuerer Zeit

Aus

ausgeführten Messungen ergeben sich:

der halbe Aequatorialdurchm. = 3 272 077 Toisen /I Toise = 6\ der halbe Polardurchmeffer --3 261139 - V Paris. Fuß. ein mittlerer Erdgrad

—

57 044-pV

die Abplattung ----Eine geographische Meile ist der 15te Theil eines mittlern Grades ----- 3803 Toisen.

Nimmt man die Erde für eine Kugel

an, deren Grade jenem mittlern Grade gleich sind, so enthält der ganze Umfang 5400 und der Durchmesser 1719 geogr. Meilen. 5.

Hon der Arendrehung der Erde.

Die Erscheinung der täglichen Umdrehung der Himmelskugel

um eine feste Are von Morgen nach Abend kann auch dadurch

8 hervorgebracht werden, daß die Himmelskugel ruht, und daß die

Erdkugel sich täglich einmal um dieselbe Are von Abend nach Morgen dreht.

Letztere Annahme ist wegen der größtenteils

unermeßlichen Enfernungen der unzählig vielen und zum Theil

unsere Erde an Größe bei weitem übertreffenden Himmelskörper

ungleich wahrscheinlicher, als die Drehung der Himmelskugel. Seitdem man aber in neuerer Zeit die Erdkugel an beiden Polen

etwas abgeplattet gefunden und an verschiedenen Orten Beobach­ tungen über die Schwingungszeiten von Pendeln**) und über die

Abweichung fallender Körper von der Verticaüinie nach Osten **) angesteüt hat, ist die Drehung der Erdkugel bis zur vollkom­

mensten Gewißheit erhoben.

6.

Von der Atmosphäre.

Die Erde ist ringsum von einer schweren, elastischen und

durchsichtigen Flüssigkeit umgeben, welche die Atmosphäre genannt

wird.

Da hiernach die obern Theile der Atmosphäre die untern

zusammendrücken, und dem Drucke der Lust ihre Dichtigkeit pro­

portional ist, so ist sie an der Erdoberfläche am dichtesten und nimmt an Dichtigkeit immer mehr ab, je weiter man sich von der Erde entfernt.

So oft man um etwa * Meilen höher steigt,

findet man die Luft halb so dicht, als an der tiefern Station.

Die Höhe der Atmosphäre dürfte nicht über 10 Meilen betragen. Durch die Atmosphäre werden die Strahlen der Sterne von

•) Die Schwerkraft, und damit auch das Gewicht eines und des­ selben Körpers, der Fallraum eines Körpers in der ersten Secunde, so wie die Länge eines Secundenpendels, nehmen vom Aequator nach den Polen hin zu. Jede dieser Größen ist wegen der Arendrchung der Erde um wegen der abgeplatteten Gestalt der Erde um und folglich wegen beider Ursachen zugleich um T|T, größer unter den Polen, als unter dem Aequator. *e) Beobachtungen über faltende Körper sind zuletzt im Jahre 1831 von Reich im Dreibrüderschachte bet Freiberg angestellt worden. Bei einer Tiefe des Falles von 488 Paris. Fuß betrug die aus 106 fallenden Kugeln im Mittel geschloffene östliche Abweichung 12,6 Linien, welche nur um 0,4 Linien die aus der Theorie gefolgerte Abweichung übertraf.

9 ihrem Wege etwas abgelenkt, so daß jeder Stern höher erscheint, als

er wirklich steht.

Dieser Unterschied zwischen der wahren

und der scheinbaren Höhe heißt die Nefraction.

Sie ist am

Horizonte am größten, im Mittel 33 Minuten, in der Höhe von 43

Graden nur noch 1 Minute, im Zenith null. — Wegen der Nefrac­ tion scheinen die Himmelskörper eher auf- und später unterzugehen.

— Elliptische Gestalt der Sonnen- und Mondscheibe am Horizonte. Noch andere durch die Atmosphäre bewirkte Erscheinungen

find die Morgen- und die Abenddämmerung,

die blaue Farbe

des Himmels, das Funkeln der Firsterne.

II. Von der Sonne. Aewcgung der Sonne in der Ekliptik.

7.

Die Sonne verändert ihre Lage gegen die Sterne fortwäh­ rend, und zwar dergestalt, daß sie in dem Zeitraume von 365\

Tagen, welchen man ein Jahr nennt, der täglichen Bewegung entgegen einen

scheint.

größten Kreis,

die

Ekliptik,

zu beschreiben

Der Winkel dieses Kreises mit dem Aeguator,

oder

die Schiefe der Ekliptik, beträgt 23° 28'.

Frühlings- und Herbstäquinoctialpunkt (21. März und

22. Juni))

Sommer- und Wintersolstitialpunkt

(23 Sept, und 22. Dec.).

— Theilung der Ekliptik in zwölf

Zeichen. — Länge der Sonne. — Sonnenzeit.

1 Tag Son­

nenzeit beträgt im Mittel 1 Tag 3' 57" Sternzeit.

8.

Elliptische Dewegnng der Sonne.

Die scheinbare Geschwindigkeit der Sonne in ihrer Bahn

ist nicht immer von derselben Größe.

Am größten ist sie bei

einer Länge der Sonne von 280° (d. 1. Jan.), wo letztere in

einem Tage um 61z 10" fortrückt; am kleinsten ist die Geschwin­ digkeit bei einer Länge von 100° (d. 2. Juli), wo die Sonne

in einem Tage einen Bogen von 57' 12" beschreibt.

Unterschied

9 ihrem Wege etwas abgelenkt, so daß jeder Stern höher erscheint, als

er wirklich steht.

Dieser Unterschied zwischen der wahren

und der scheinbaren Höhe heißt die Nefraction.

Sie ist am

Horizonte am größten, im Mittel 33 Minuten, in der Höhe von 43

Graden nur noch 1 Minute, im Zenith null. — Wegen der Nefrac­ tion scheinen die Himmelskörper eher auf- und später unterzugehen.

— Elliptische Gestalt der Sonnen- und Mondscheibe am Horizonte. Noch andere durch die Atmosphäre bewirkte Erscheinungen

find die Morgen- und die Abenddämmerung,

die blaue Farbe

des Himmels, das Funkeln der Firsterne.

II. Von der Sonne. Aewcgung der Sonne in der Ekliptik.

7.

Die Sonne verändert ihre Lage gegen die Sterne fortwäh­ rend, und zwar dergestalt, daß sie in dem Zeitraume von 365\

Tagen, welchen man ein Jahr nennt, der täglichen Bewegung entgegen einen

scheint.

größten Kreis,

die

Ekliptik,

zu beschreiben

Der Winkel dieses Kreises mit dem Aeguator,

oder

die Schiefe der Ekliptik, beträgt 23° 28'.

Frühlings- und Herbstäquinoctialpunkt (21. März und

22. Juni))

Sommer- und Wintersolstitialpunkt

(23 Sept, und 22. Dec.).

— Theilung der Ekliptik in zwölf

Zeichen. — Länge der Sonne. — Sonnenzeit.

1 Tag Son­

nenzeit beträgt im Mittel 1 Tag 3' 57" Sternzeit.

8.

Elliptische Dewegnng der Sonne.

Die scheinbare Geschwindigkeit der Sonne in ihrer Bahn

ist nicht immer von derselben Größe.

Am größten ist sie bei

einer Länge der Sonne von 280° (d. 1. Jan.), wo letztere in

einem Tage um 61z 10" fortrückt; am kleinsten ist die Geschwin­ digkeit bei einer Länge von 100° (d. 2. Juli), wo die Sonne

in einem Tage einen Bogen von 57' 12" beschreibt.

Unterschied

10 zwischen der wahren und der mittleren Sonnenzeit. Erstere

wird von verwahren, letztere von einer erdichteten mittlern Sonne angezeigt, welche sich längs deS Aequators gleichförmig bewegt und mit der wahren Sonne einerlei Umlaufszeit hat.

Auch der scheinbare Durchmesser der Sonne,

mithin auch

ihre Entfernung von der Erde, ist kleinen Aenderungen unter­

Am größten ist ihr Durchmesser, — 32' 35", folglich

worfen.

ihre Entfernung am kleinsten da, wo größten ist.

Am kleinsten

ihre Geschwindigkeit am

ist der Durchmesser, — 31' 30",

folglich die Entfernung am größten

in dem

entgegengesetzten

Punkte der Bahn, wo die Geschwindigkeit am kleinsten ist. Aus

diesen und

vielen andern

Beobachtungen über den

scheinbaren Durchmesser und die scheinbare Geschwindigkeit der

Sonne hat man gefunden, daß die Sonne alljährlich eine Ellipse beschreibt, in deren einem Brennpunkte die Erde ruht, und daß

die

gerade Linie vom Mittelpunkte der Erde nach dem Mittel­

punkte der Sonne (Radius Vector der Sonne) in gleichen

Zeiten gleiche Flächen der Ellipse überstreicht. — Die Ercentricität dieser Ellipse ist ----9.

Wahre Größe und Entfernung der Sonne.

Aus dem mittlern Werthe des scheinbaren Sonuendurchmessers, 32' 2", folgt, daß die Sonne im Mittel um 107^ ihrer

Durchmesser von der Erde entfernt ist.

Aus den in den Jahren

1761 und 1769 beobachteten Vorübergängen der Venus vorder Sonnenscheibe hat man berechnet, daß die Erde von der Sonne aus unter einem Winkel

von 174

See. im Mittel

erscheint.

Hieraus folgt, daß der Durchmesser der Sonne 112 mal, ihre Oberstäche 12 577 mal und der körperliche Inhalt 1 410 476

mal größer, als der Durchmesser, die Oberfläche und der körper­ liche Inhalt der Erde ist, und daß die Sonne um 12 037 Erd­ durchmesser oder 20666800 Meilen von der Erde im Mittel

entfernt ist.

10.

Von der Aewegung der Erde um die Sonne.

Das Phänomen der jährlichen Bewegung der Sonne um die Erde läßt sich auch dadurch erklären, daß die Sonne ruht,

11 und daß die Erde alljährlich um die in dem einen Brennpunkte stehende Sonne eine Ellipse von derselben Größe und Form mit derselben Richtung

und Geschwindigkeit

Diese Erklärung ist

weil die Sonne ein fast

deshalb viel wahrscheinlicher,

schon

welche die

beschreibt,

Sonne um die Erde zu beschreiben scheint.

anderthalb Millionen mal größerer Körper, als die Erde ist, und wird durch die in der ersten Hälfte des vorigen Jahrhunderts von Bradley entdeckte Aberration des Lichts

unumstößlichste bewiesen.

auf das

Lauft nämlich die Erde um die Sonne,

so muß durch die vereinigte Wirkung dieser Bewegung und der

10000 mal schnelleren des Lichts jeder Firstern eine kleine Ellipse zu beschreiben scheinen, deren größter Durchmesser der Ekliptik parallel ist und 40" beträgt.

Diese kleinen Bewegungen lassen

sich aber an allen Firsternen auch wirklich beobachten. P e r i h e l i u m, Apheliu m, A p s i v e n l i n i e.

II.

Veränderungen der Elemente, welche die Dewegung -er

Erde um ihre Are und um die Sonne bestimmen.

Während sich die Erde jährlich einmal um die Sonne be­

wegt, dreht sie sich täglich einmal um eine sich zwar nahe, aber doch nicht ganz vollkommen, parallel bleibende Are.

Diese Are

dreht sich nämlich in dem Zeitraume von fast 26 000 Jahren

nach einem der Bewegung der Erde um die Sonne entgegenge­ setzten Sinne um die Are der Ekliptik, mit welcher Are ste nahe

immer denselben Winkel (= der Schiefe der Ekliptik) macht. Folgen dieser Drehung der Are sind: das Nückwärtsgehen

der Aequinoctialpunkte in der Ekliptik um 50^ See. jährlich,— die langsame Aenderung der Lage der Sterne gegen den Aequator

und dessen Pole, — der zu machende Unterschied zwischen den Zeichen und den Bildern der Ekliptik, — der Unterschied zwischen

dem

trop i sch en Jahre--- 365 Tage 5 St. 48 Min. 48 See.

und dem siderischen

-

= 365

-

6 -

9

-

11

-

Die Schiefe der Ekliptik hat seit der ältesten historischen

Zeit fortwährend

abgenommen; diese Abnahme beträgt gegen­

wärtig in 100 Jahren 48 See.

12 Die Apsiden rücken jährlich 11 See. vorwärts.

Die Ercentricität vermindert sich in 100 Jahren um

Von den Flecken und der Arendrehung der Sonne.

12.

Nicht selten erblickt man auf der Sonne schwarze Flecken,

die in der Regel von einem lichtschwachen grauen Nebel umgeben

Aus der Bewegung derselben folgt,

sind.

daß sich die Sonne

in 25^- Tagen nach derselben Richtung, wie die Erde, um eine Are dreht, die mit der Are der Ekliptik einen Winkel von 7^

Graden macht,

und deren Nordpol nach dem 348sten Grade

der Ekliptik zu liegt. Größe und Veränderlichkeit der Flecken. — Herschel's Hy­

pothese über die Natur der Sonne, wonach die Oberfläche dieses Körpers an sich dunkel und von einer stark glänzenden Lichthülle

In dieser Hülle

umgeben ist.

entstehende

Oeffnungen,

durch

welche man auf den nicht selbstleuchtenden Körper hinabsehen

kann, bringen die Erscheinung der Flecken hervor. — Sonnen­

fackeln, oder Stellen, welche beträchtlich heller, als der übrige Grund der Sonnenscheibe sind.

Das Z odiakallich t, ein blasser Schimmer, der im Früh­ jahr bald nach Sonnenuntergang und im Herbste vor Sonnen­

aufgang von der Sonne ab am Horizonte schief aufwärts nach

der Richtung der Ekliptik fortgeht und spitzig zuläuft.

m. Von -em Monde. Vom Fause des Mondes nm die Erde.

13.

Unter allen Himmelskörpern hat der Mond scheinbar die

größte eigene Bewegung. die Sonne,

Seine Bahn, in der er eben so, wie

von Abend nach Morgen

fortrückt,

durchläuft er

in Bezug

auf die Sonne: in 29 Tag.12 St. 44'

3" — synodischer Monat.

-

-

- 27 -

7-

43' 12" — siverischer

-

-

- Aequinoct.- 27 -

7-

43' 5" — periodischer

-

Sterne:

12 Die Apsiden rücken jährlich 11 See. vorwärts.

Die Ercentricität vermindert sich in 100 Jahren um

Von den Flecken und der Arendrehung der Sonne.

12.

Nicht selten erblickt man auf der Sonne schwarze Flecken,

die in der Regel von einem lichtschwachen grauen Nebel umgeben

Aus der Bewegung derselben folgt,

sind.

daß sich die Sonne

in 25^- Tagen nach derselben Richtung, wie die Erde, um eine Are dreht, die mit der Are der Ekliptik einen Winkel von 7^

Graden macht,

und deren Nordpol nach dem 348sten Grade

der Ekliptik zu liegt. Größe und Veränderlichkeit der Flecken. — Herschel's Hy­

pothese über die Natur der Sonne, wonach die Oberfläche dieses Körpers an sich dunkel und von einer stark glänzenden Lichthülle

In dieser Hülle

umgeben ist.

entstehende

Oeffnungen,

durch

welche man auf den nicht selbstleuchtenden Körper hinabsehen

kann, bringen die Erscheinung der Flecken hervor. — Sonnen­

fackeln, oder Stellen, welche beträchtlich heller, als der übrige Grund der Sonnenscheibe sind.

Das Z odiakallich t, ein blasser Schimmer, der im Früh­ jahr bald nach Sonnenuntergang und im Herbste vor Sonnen­

aufgang von der Sonne ab am Horizonte schief aufwärts nach

der Richtung der Ekliptik fortgeht und spitzig zuläuft.

m. Von -em Monde. Vom Fause des Mondes nm die Erde.

13.

Unter allen Himmelskörpern hat der Mond scheinbar die

größte eigene Bewegung. die Sonne,

Seine Bahn, in der er eben so, wie

von Abend nach Morgen

fortrückt,

durchläuft er

in Bezug

auf die Sonne: in 29 Tag.12 St. 44'

3" — synodischer Monat.

-

-

- 27 -

7-

43' 12" — siverischer

-

-

- Aequinoct.- 27 -

7-

43' 5" — periodischer

-

Sterne:

13 235 synodische Monate sind nur um

Stunde kleiner

als 19 julianische Jahre. Meton's Mondcykel.

Güldene Zahl.

Die scheinbare Mondsbahn ist ein größter Kreis, der die

Ekliptik unter einem Winkel

von 5° 8' 48" schneidet.

Schneidepunkte heißen die Knoten.

—

Aufsteigender

Die

—

niedersteigender Knoten. Die Knoten haben eine rückgängige (der scheinbaren eigenen

Bewegung der Sonne oder des Mondes entgegengesetzte) Bewe­ welche in Beziehung auf die Firsterne in 365 Tagen

gung,

19° 20' 32" beträgt. Siderische Umlaufszeit der Knoten:

18 jul. Jahre 218

Tage 21 St. 23' 9".

Das Knotenjahr oder die Umlaufszeit der Sonne in Bezug

auf die Knoten: von 223

346 Tage 14 St. 52' 35".

Der Zeitraum

synodischen Monaten, d. i. von 18 jul. Jahren 11

Tagen 7 St. 42' 29" ist sehr nahe gleich J9 Knotenjahren.

Lichtgestalten, Entfernung und Orößc des Mondes.

14.

Die Veränderung der Lichtgestalt des Mondes hängt mit

seiner scheinbaren Entfernung von der Sonne genau zusammen. Es beweist diese Veränderung, daß der Mond eine an sich dunkle

von der Sonne erleuchtete Kugel ist, und daß er uns um vieles näher,

als die Sonne,

sein muß.

Aus dem zu gleicher Zeit

von verschiedenen Orten der Erde beobachteten verschiedenen Stande des Mondes gegen die benachbarten Sterne hat man geschlossen,

daß vom Monde aus der Halbmesser der Erde im Mittel unter dem Winkel von 57' 1" erscheint, daß folglich der Mond von

der Erde um 60TV Halbmesser der letztem, d. i. um 51 880 Meilen im Durchschnitte von dem Mittelpunkte der Erde ent­ fernt ist, und uns damit 399 mal näher, als die Sonne, steht. Der scheinbare Durchmesser des Mondes ist im Mittel -----

31' 7" und damit der HOtc Theil seiner Entfernung von der Erde.

Hieraus folgt der wahre Durchmesser des Mondes =

des Durchmessers der Erde = 470 Meilen; seine Oberfläche = Tli und sein körperlicher Inhalt —

des Inhalts der Erde.

V--t der Oberfläche und

14 15.

Genauere Destimmung -er Dewegnng -es Mon-es.

Die scheinbare Geschwindigkeit des Mondes und sein schein­ barer Durchmesser sind kleinen Veränderungen unterworfen, die

sich ziemlich befriedigend erklären lassen,

wenn man annimmt,

daß der Mond fich in einer Ellipse bewegt,

in deren einem

Brennpunkte die Erde sich befindet; und daß der Radius Vector des MondeS in gleichen Zeiten gleiche Flächen beschreibt.

Die

Ercentricität dieser Ellipse ist = -V-

Perigäum, Ap ogäum, Apsidenlinie. Die Apsidenlinie hat eine vorwärts gehende Bewegung von

40° 40' jährlich.

Ihre siverische Umlaufszeit beträgt 8 julian.

Jahre 310 Tage 13 St. 48' 29". Der Mond kehrt uns

immer nahe dieselbe Seite zu und

dreht sich daher bei jedem Umlauf um eine auf der Ebene seiner

Bahn nahe

perpendicular stehende Are.

vollkommen gleichförmig,

Ekliptik einen Winkel von 1° 28'.

tion

Diese Umdrehung ist

und die Are macht mit der Are der

oder das Schwanken

Hierdurch wird die Libra-

des Mondes in

Länge

und

Breite erklärt. 16.

Von -en Mon-sinsternifien.

Die von der Sonne erleuchtete Erde wirft einen kegelför­

migen Schatten hinter sich, der 108^_ Erddurchmesser lang ist. Tritt der nur 30 Durchmesser der Erde von ihr entfernte Mond

in diesen Schatten, so erleidet er eine Finsterniß.

In der Ge­

gend, wo der Mond durch den Schatten geht, ist der Durchmesser

des Schattens 2* mal so groß, als der Durchmesser des Mon­ des. — Es folgt hieraus, daß eine Mondstnsterniß nur zur Zeit des Vollmonds, und wenn dann der Mond nahe bei dem einen

seiner Knoten steht, statt finden kann. Im Durchschnitte ereignet sich eine solche,

wenn der Vollmond weniger als 10^ Grade

von dem einen der beiden Knoten entfernt ist. Totale, partiale Finsternisse. — Eine Mondfinsternis

beginnt am östlichen Rande des Mondes und hört auf am west­ lichen. — Unsicherheit des Anfangs und Endes wegen des Halb­

schattens.— Röthliche Farbe des Mondes bei totalen Finsternissen.

15 17.

Von -en Sonnenfinsternissen.

Die Länge des Schattens, den der von der Sonne beleuch­

tete Mond hinter sich wirst, ist nahe dem Abstande des Mondes von der Erde

gleich.

Der Durchmesser

des Halbschattens an

ganzen Schattens ist | des Durchmessers der

der Spitze des

Trifft nun der Halbschattenkegel die Erde, so

Erde.

wird in

allen den Ländern, welche innerhalb des Kreises des Halbschattens liegen,

eine Sonnenfinsterniß,

d. i. eine ganze oder theilweise

Bedeckung der Sonne von dem Monde, wahrgenommen, und der

bedeckte Theil der Sonne ist um so größer, je näher der Beobachter dem ganzen Schatten ist.

Sonnenfinsternisse

ereignen

sich daher

nur zur Zeit des

Neumondes, und wenn zugleich der Mond nahe bei dem einen seiner Knoten, Durchschnittlich nicht mehr als 16° von ihm ent­

fernt ist.

Totale,

partiale,

ringförmige Finsternisse.

Merkwürdige Erscheinungen bei totalen Finsternissen. Eine Sonnenfinsterniß nimmt für einen bestimmten Ort der

Erde ihren Anfang am westlichen Sonnenrande und hört auf

am östlichen.

Nach 19 Knotenjahren oder 18 jul. Jahren und 11 Tagen kehren die Sonnen- und Mondfinsternisse sehr nahe in derselben Ordnung wieder.

Es ereignen sich in dieser Periode 41 Sonnen»

und 29 Mondfinsternisse;

doch sind für einen bestimmten Ort

der Erde erstere etwa dreimal seltener, alö die letzteren.

Gebrauch der Mond- und vorzüglich der Sonnenfinsternisse zu geographischen Längenbestimmungen.

18.

Physische Aeschassenheit des Mondes.

Mondcharten von Galiläi, Hevel, Riccioli, Cassin i,

Tobias

Maier,

Schröter,

Lohrmann,

Beer

und

Mädler. — Ausmessung der Erhabenheiten und Vertiefungen

auf der Mondfläche. Die Erhabenheiten sind größtentheilS Wall- oder Ringge­

birge, welche meistens tiefe Krater, zuweilen aber auch Ebenen einschließen, in denen sich nicht selten kegelförmige Berge erheben;

16 außerdem noch einzeln stehende Berge, fortgehende Gebirgsketten

und flache Bergadern. Außer den genannten Kratern gibt es noch viele Vertiefun­

gen ohne Wallberge und nicht sehr tiefe Rillen oder Kanäle. Die Ebenen haben eine graue Farbe, sind aber nicht Meere,

wie man ehedem glaubte.

Ueberhaupt findet sich auf dem Monde

keine Spur von Wasser, so wie auch die den Mond umgebende

Atmosphäre,

wenn er anders eine solche hat,

viel dünner als

die unsrige sein muß.

Wahrscheinliche Bildung der Mondfläche durch vulkanische Ausbrüche.

IV. Von -en Planeten. 19.

Scheinbare Aewegnng -er Planeten.

Die bei weitem meisten Sterne verändern ihre gegenseitige

Lage nur unmerklich und werden deshalb Firsterne genannt.

Nur einige wenige haben eine auffallende eigene Bewegung und heißen

daher

d.

Planeten

Merkur, Venus, Mars,

i.

Jrrsterne.

Fünf

derselben,

Jupiter und Saturn, lassen

sich mit bloßen Augen wahrnehmen und unterscheiden sich von den übrigen Sternen, außer ihrem Fortrücken,

weniger funkelndes Licht.

noch durch ihr

Durch Fernrohre beobachtet, zeigen sie

sich als kleine Scheiben.

Alle Planeten, die vier zuletzt entdeckten ausgenommen, ent­ fernen sich von der Ekliptik nie über 9 Grad.

Zodiakus.

Merkur und Venus halten sich immer in der Nähe der

Sonne aus.

Abend- und Morgenstern.

Conjunction,

größte östliche und westliche Digression.

Die übrigen Planeten

können in Bezug auf die Sonne

jede Stellung einnehmen. — Conjunction,

Opposition,

östliche und westliche Quadratur. — Den größten Theil

der Zeit sind diese Planeten rechtläufig. Bewegung

Ihre rechtläufige

ist in der Conjunction am größten,

jedoch immer

16 außerdem noch einzeln stehende Berge, fortgehende Gebirgsketten

und flache Bergadern. Außer den genannten Kratern gibt es noch viele Vertiefun­

gen ohne Wallberge und nicht sehr tiefe Rillen oder Kanäle. Die Ebenen haben eine graue Farbe, sind aber nicht Meere,

wie man ehedem glaubte.

Ueberhaupt findet sich auf dem Monde

keine Spur von Wasser, so wie auch die den Mond umgebende

Atmosphäre,

wenn er anders eine solche hat,

viel dünner als

die unsrige sein muß.

Wahrscheinliche Bildung der Mondfläche durch vulkanische Ausbrüche.

IV. Von -en Planeten. 19.

Scheinbare Aewegnng -er Planeten.

Die bei weitem meisten Sterne verändern ihre gegenseitige

Lage nur unmerklich und werden deshalb Firsterne genannt.

Nur einige wenige haben eine auffallende eigene Bewegung und heißen

daher

d.

Planeten

Merkur, Venus, Mars,

i.

Jrrsterne.

Fünf

derselben,

Jupiter und Saturn, lassen

sich mit bloßen Augen wahrnehmen und unterscheiden sich von den übrigen Sternen, außer ihrem Fortrücken,

weniger funkelndes Licht.

noch durch ihr

Durch Fernrohre beobachtet, zeigen sie

sich als kleine Scheiben.

Alle Planeten, die vier zuletzt entdeckten ausgenommen, ent­ fernen sich von der Ekliptik nie über 9 Grad.

Zodiakus.

Merkur und Venus halten sich immer in der Nähe der

Sonne aus.

Abend- und Morgenstern.

Conjunction,

größte östliche und westliche Digression.

Die übrigen Planeten

können in Bezug auf die Sonne

jede Stellung einnehmen. — Conjunction,

Opposition,

östliche und westliche Quadratur. — Den größten Theil

der Zeit sind diese Planeten rechtläufig. Bewegung

Ihre rechtläufige

ist in der Conjunction am größten,

jedoch immer

17 noch kleiner,

Einige Zeit vor und nach

als die der Sonne.

der Opposition sind sie rückläufig. — Synodische Umlaufszeit.

20. Wahre Aewcgung -er Planeten. Die einfachste, von Covernikus (geb. 1473, gest. 1543) gegebene, Erklärung der scheinbaren Bewegung ist folgende: Die

Planeten beschreiben, jeder mit nahe gleichförmiger Geschwindig­ keit, nahe kreisförmige und von der Nähe der Ekliptik nur wenig

abweichende Bahnen um die Sonne.

Die Bahnen des Merkur

und der Venus werden von der Erdbahn, und letztere wird von

Die Erde ist

den Bahnen der übrigen Planeten eingeschlossen.

hiernach gleichfalls ein Planet.— Untere, obere Planeten.— Methode, die stderischen Umlaufszeiten und die Entfernungen der Planeten von der Sonne zu bestimmen.

Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn

Synod. Uml. — Jahr 116 Tage 1 - 219 2 1 1

-

49 34 13

-

Sivcr. Uml. Entf. v. d. Sonne — Jahr 88 Tage 0,387 — - 225 = 0,723 — - 365 1,000 1 . 322 1,524 11 - 315 5,203 29 - 167 9,539

Die Jahre sind julianische,

d. i. von 365

Tagen und

6 Stunden. 21.

Genauere Bestimmung -er Planetenbcwcgungen.

Die Bewegungen der Planeten richten sich nach folgenden drei von Kepler (geb. 1571, gest. 1630) entdeckten Gesetzen: Jeder Planet bewegt sich in einer Ellipse, in

deren einem Brennpunkte die Sonne sich befindet. Der Radius Vector

eines Planeten beschreibt

in gleichen Zetten gleiche Flächen. Die Quadrate der Umlaufszeiten der Planeten verhalten sich wie die Würfel ihrer mittlern Ent­

fernungen von der Sonne.

Die Elemente einer Planetenbahn, d. i. die zur Bestim­

mung des Laufs eines Planeten nöthigen Stücke, sind hiernach folgende sechs: Länge des aufsteigenden Knoten, Neigung, Länge des Perihels, Ercentricität, halbe große Are, Länge in der Epoche.

2

18 22.

Vom Merkur, Venus und Mars.

Neigung

7° 3 0 1 1 2

Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn

0 23 0 51 19 30

Merkur

Scheinb.

Ercntr. A T 4 TT

| Wahrer

Durchmesser.

4"bisl2" 10 - 62

1 7T 1 1 s

3 - 23 30 - 46 16 - 20

und Venus

i T7

-fLÄ

T3

bi

1 6" TT

1 T1 1414 729

1 4 75"T

111 9

glänzen

Inhalt

Aren­ drehung.

24 St. 5' 23 - 21 23 - 56 24 - 37 9-55 10 - 29

mit weißem Lichte. —

Phasen derselben. — Vorübergang des Merkur und der Venus vor der Sonne. — Auf den Oberflächen dieser Körper beob­ achtete Erscheinungen. Mars hat ein röthliches Licht; er erscheint in den Qua­ Die Flecken auf ihm Jinb größten-

draturen nicht völlig rund.

theils

beständig;

besonders

Flecken an seinen Polen.

merkwürdig

sind

die

glänzenden

Die Ebene seines Aequators ist gegen

die Ebene seiner Bahn 28° 42' geneigt.

23.

Vom Jupiter und seinen vier Monden.

Jupiter ist nach der Venus der glänzendste Planet; sein

Licht ist gelblich. — Dunkle Streifen

Veränderlichkeit derselben.

auf seiner Oberfläche.

Dunkle Flecken, aus deren Bewegung

man eine Arendrehung von 9 St. 55 M. hergeleitet hat.

Are ist perpendicular auf den Streifen.

Die

Der Aequator Jupiters

macht mit der Ebene der Bahn Jupiters einen Winkel von 3° 6'. An den Polen ist Jupiter in dem Verhältniß von 15 zu 14

abgeplattet.

Um den Jupiter laufen in nahe kreisförmigen Bahnen und

nahe bei der Ebene seines Aequators vier Monde, die wir fast in gerader Linie und fast parallel mit den Streifen sich hin und

her bewegen sehen.

Sie sind zuerst von

Simon

Marius

in Anspach im November 1609 wahrgenommen worden.

Ihre

Abstände von Jupiters Mittelpunkte, ausgedrückt in Halbmessern

Jupiters, sind: 6-^, 9^, i5T*Of 27; ihre Umlaufzeiten: 1 Tag 18 St.,

3 T. 13 St.,

Durchmesser:

7 T. 4 St.,

16 T. 17 St.;

ihre

Vtv 2S7 A des Durchmessers des Jupiter.

19 — Merkwürdige Verhältnisse bei ihren Bewegungen. — Ver­ finsterungen der Monde durch Jupiters Schatten.

dieser Finsternisse

tung

91 Ömer

Olaus

veranlaßte

den

Die Beobach­

dänischen

Astronomen

im I. 1675 zur Entdeckung der Geschwin­

digkeit des Lichts; er fand, daß das Licht in 8' 13" den Halb­ messer

der

Erdbahn

und

daher in 1

See. 41000 Meilen

durchläuft. — Gebrauch derselben Finsternisse zur Bestimmung geographischer Längen. — Veränderlichkeit in der Helligkeit der

Man hat hieraus gefolgert, daß jeder von ihnen

Jupitersmonde.

dem Jupiter immer dieselbe Seite zukehrt.

24. Vom Saturn, seinem Vinge und seinen sieben Monden. Saturn hat eine matt weiße Farbe und Helle und dunkle

Streifen, die aber breiter und weniger scharf begränzt, Streifen auf dem Jupiter find.

Flecken,

als die

Auch bemerkt man oft dunkle

woraus man auf eine Arendrehung von 10 St. 29'

geschlossen.

Die Are ist gegen die Ekliptik um 61° 49' geneigt

und ihr Nordpol

nach

dem 77. Grade der Ekliptik gerichtet.

An den Polen ist Saturn im Verhältniß von 10 zu 9 abgeplattet. Saturn ist,

nach Huyghens Entdeckung im I. 1660,

von einem frei über seinem Aequator schwebenden Ringe umge­

ben.

Die Breite des Ringes und

der Abstand seiner innern

Kante von Saturns Oberfläche verhalten sich zum Halbmesser des Saturn, wie 78 und 56 zu 100; die Dicke des Ringes

ist kaum Vü

des Halbmessers

des Saturn.

Ringes ist nach den Beobachtungen

Die Breite des

Herschel's

durch einen

dunkeln Streifen, ----- Tx- der Breite, von außen nach innen im

Verhältniß von 5 zu 8 getheilt, und der Ring ist hiernach eigentlich aus zwei concentrischen Ringen zusammengesetzt.

Spä­

tere Beobachter haben den äußern und schmälern dieser beiden Ringe in noch

schmälere

getheilt

gefunden.

—

des Ringes von der Erde aus, vom Saturn aus.

Erscheinung Dec Ning

verschwindet für uns alle 15 Jahre, zunächst 1847. — Um­

drehung desselben um die Are Saturns. — Ercentrische Lage des Ringes gegen den Saturn, von Schwabe 1832 bemerkt.

Saturn ist von 7 Monden umgeben.

Den 6. entdeckte

20 Huyghens im I. 1655z den 7., 5., 4., 3.

Cassini gegen

Ende des 17. Jahrhunderts; den L und 2. Herschel in den Jahren 1787 und 1789.

Die Bahnen dieser Monde sind,

so

weit wir sie kennen gelernt haben, nahe kreisförmig und fallen

nahe mit der Ebene des Ringes zusammen,

die Bahn des 7.

ausgenommen, welche gegen diese Ebene eine beträchtliche Nei­ gung hat.

Ihre Umlaufszeiten gehen von 23 St. bis zu 79

Tagen 8 St.; ihre Abstände von Saturns Mittelpunkte gehen

von 2/n bis 64/77 Halbmesser des Saturn. —

Der größte

ist der 6., wahrscheinlich nicht viel kleiner als der Mars.

Aus

Lichtveränderungen, die Herschel am 7. wahrgenommen, hat er

geschlossen, daß dieser Mond dem Saturn immer dieselbe Seite

zukehrt. 25.

Von -en in neuerer Zeit entdeckten Planeten.

Uranus wurde den 13. März 1781 von Hersch el entdeckt.

Umlaufszeit des Uranus 84 Jahre 6 Tage; mittlere Ent­

fernung von der Sonne 19,182; Neigung 0° 46'; Ercentricität scheinbarer Durchmesser 4";

wahrer Durchmesser 4}; kör­

perlicher Inhalt 82. — Uranus hat einen nur matten Schimmer; mit bloßem Auge ist er nicht leicht zu erkennen.

Herschel hat noch 6 den Uranus begleitende Monde ent­ Jedoch ist nur die Eristenz zweier derselben unbestritten

deckt.

gewiß.

Sie zeigen einen starken Lichlwechsel, sind um 17 und

23 Halbmesser des Uranus von diesem entfernt und umkreisen ihn in 8 Tagen 17 St. und 13 Tagen 11 St.

Ihre Bahnen

sind auf der Erdbahn beinahe senkrecht, und die Richtung ihrer

Bewegung geht von Osten nach Westen, während sich die Monde der andern Planeten, so wie alle Planeten selbst, von Westen

nach Osten bewegen. Schon lange vermuthete man,

daß sich in dem Raume

zwischen Mars und Jupiter ein Planet befände. (Bode's Gesetz

zwischen den Entfernungen der Planeten von der Sonne.) Diese Vermuthung bestätigte sich, als Piazzi den 1. Januar 1801

die Ceres entdeckte.

Bald darauf wurden in demselben Raume

noch 3 andere Planeten: Pallas von Olbers den 28.März

21 1802, Juno von Harding den 1. September 1804, Vesta von Olbers den 29. März 1807 entdeckt.

— Die folgenden

Elemente gelten für den 23. Juli 1831.

mittl. Entf. v. d. Sonne. Vesta Juno Ceres Pallas

2,361 2,669 2,771 2,773

Nmlausszeit. 3 4 4 5

3.230 = 132 - 224 - 225

T. . °

Neigung. 7° 8' 13 2 10 37 34 36

Ercentr. TT 1 1

—1

8 3 3"

Die Durchmesser dieser vier Planeten sind sehr klein.

Den

größten unter ihnen hat, wie es scheint, Pallas; er beträgt nach Lamont 145 Meilen.

Von -en Kräften,

26.

durch welche die Bewegungen -er

Planeten hervorgcbracht werden. Das Gesetz der Trägheit. — Kraft; beschleunigende, bewe­

gende Kraft.

Das Parallelogramm

der Kräfte.

— Bewegung

eines Körpers, der einen Stoß erhalten hat und von einer nach einem

festen Punkte zu gerichteten Kraft

wird.

Die gerade Linie von diesem Punkte nach dem sich be­

wegenden Körper beschreibt in

fortwährend getrieben

gleichen Zeiten gleiche Flächen.

Hiernach und in Folge des zweiten der drei Kepler'schen Gesetze wird

jeder Planet von einer nach der Sonne gerichteten Kraft

getrieben, oder, wie man sich ausdrückt: er wird von der Sonne

angezogen.

Diese anziehende Kraft ist in Folge des ersten jener

drei Gesetze für jeden Planeten einzeln umgekehrt dem Quadrat

seiner Entfernung

dritten

Gesetze

von

der Sonne

aber steht sie

auch

proportional. von

einem

Nach

dem

Planeten zum

andern im umgekehrten Verhältnisse des Quadrats der Entfernung.

Eben so,

wie die Bewegung der Planeten um die Sonne

durch eine anziehende Kraft der Sonne, wird auch die Bewegung

des Mondeö um die Erde durch eine anziehende Kraft der Erde erklärt.

Es ist dies dieselbe Kraft, welche alle irdischen Gegen­

stände, wenn sie von der Erde getrennt werden, nach ihr zurück­

treibt. Auf gleiche Art werden auch die Bewegungen der übrigen

Monde um ihre Hauptkörper durch eine anziehende Kraft der

22 letztem hervorgebracht.

Denn

diese Bewegungen richten

sich

ebenfalls nach Kepler's Gesetzen.

Newton (geb. 1642, gest. 1727) folgerte aus diesen und

ähnlichen von ihm angestellten Untersuchungen,

daß je zwei

und

Theile der Materie sich gegenseitig anziehen,

daß diese anziehende Kraft sich direct wie dieMasse

anziehenden Theils

des

und

umgekehrt

wie

das

Quadrat seinerEntfernung vom angezogenenTheile verhält.

Es werden daher nicht nur die Planeten von der Sonne,

sondern auch diese von jenen, des Systems,

und überhaupt je zwei Körper

von einander angezogen.

Hierdurch werden alle

kleinen Abweichungen von den Kepler'schen Gesetzen in dem Laufe

der Planeten, das Nückwärtsgehen der Aequinoctien, die Ebbe und Fluth rc. auf das vollkommenste erklärt. — Störungen. —

Stabilität des Planetensystems.

27.

Hon der Masse und der Dichtigkeit der Planeten.

Durch Vergleichung der anziehenden Kräfte, welche die Erde

auf den Mond und die Sonne auf die Erde ausüben,

erhält

man nach Newton's Gesetz das Verhältniß der Erdmasse zur

Sonnenmasse.

Auf eben die Art ergeben sich die Massen des

Jupiter, Saturn und Uranus im Vergleich zur Sonnenmasse.

Die Massen der Planeten Venus und Mars, welche keine Be­ gleiter haben, lassen sich durch die Störungen bestimmen, die

jeder von ihnen im Laufe der übrigen Planeten hervorbringt.

Die Masse des Merkur ist erst vor wenigen Jahren durch ihren Einfluß auf den dem Merkur im Jahre 1838 ziemlich nahe gekommenen Encke'schen Kometen bestimmt werden.

Aus den Verhältnissen der Massen finden sich die Verhält­

nisse der Dichtigkeiten der Planeten, da sich

die Dichtigkeiten

zweier Körper direct wie die Massen und umgekehrt wie die Räume der Körper verhalten. Die Dichtigkeit der Erdkugel ist durchschnittlich 5 mal so

groß, als die des Wassers. zu diesem Ende

Versuche und Beobachtungen,

von Maskelyne,

von

Cavendish

die und

23 zuletzt von Reich (In Freiberg 1837) angestellt worden sind,

haben resp, die Resultate 4,71; 5,32; 5,43 gegeben.

Aus den Verhältnissen zwischen den Massen und den räum­ lichen Größen der Sonne und der Planeten lassen sich noch die Verhältnisse zwischen den Gewichten berechnen, mit denen ein und

derselbe Körper auf den Oberflächen der Sonne und der ver­ Proportional diesen Gewichten sind

schiedenen Planeten lastet.

die Längen der Secundenpendel (auf der Erdoberfläche im Mittel

3,06 par. Fuß), so wie die Fallräume der Körper in der ersten Secunde (auf der Erdfläche im Mittel 15,09 par. Fuß).

Sonne Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn Uranus Mond

Masse.

Dichtigkeit.

354936

0,252 1,680 0,923 1,000 0,948 0,238 0,138 0,242 0,619

"Für

1 _

336 101 198 i 8 8

Gewicht auf der Oberfläche.

2836 66 91 100 50 245 109 105 16

V. Von den Kometen. 28.

Aeußercs Ansehen und scheinbare Dewegung der Kometen. Die Kometen haben eben so, wie die Planeten, eine eigene

Bewegung,

unterscheiden sich aber von ihnen schon durch ihr

nebelartiges Ansehen. — Kern, Kopf, Schweif. — Der

Schweif ist in der siegel von der Sonne abgekehrt. fache Form und Größe der Schweife.

Mannig­

Kometen ohne Schweife.

Einige Kometen sind am Hellen Tage sichtbar

gewesen,

viele

andere in der Nacht nur durch Fernröhre.

Die Kometen folgen nicht dem Thierkreise, sondern bewegen sich nach allen möglichen Richtungen, bald geschwinder, bald

langsamer.

Gemeinhin

nähern

sich die Kometen nach

ihrem

23 zuletzt von Reich (In Freiberg 1837) angestellt worden sind,

haben resp, die Resultate 4,71; 5,32; 5,43 gegeben.

Aus den Verhältnissen zwischen den Massen und den räum­ lichen Größen der Sonne und der Planeten lassen sich noch die Verhältnisse zwischen den Gewichten berechnen, mit denen ein und

derselbe Körper auf den Oberflächen der Sonne und der ver­ Proportional diesen Gewichten sind

schiedenen Planeten lastet.

die Längen der Secundenpendel (auf der Erdoberfläche im Mittel

3,06 par. Fuß), so wie die Fallräume der Körper in der ersten Secunde (auf der Erdfläche im Mittel 15,09 par. Fuß).

Sonne Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn Uranus Mond

Masse.

Dichtigkeit.

354936

0,252 1,680 0,923 1,000 0,948 0,238 0,138 0,242 0,619

"Für

1 _

336 101 198 i 8 8

Gewicht auf der Oberfläche.

2836 66 91 100 50 245 109 105 16

V. Von den Kometen. 28.

Aeußercs Ansehen und scheinbare Dewegung der Kometen. Die Kometen haben eben so, wie die Planeten, eine eigene

Bewegung,

unterscheiden sich aber von ihnen schon durch ihr

nebelartiges Ansehen. — Kern, Kopf, Schweif. — Der

Schweif ist in der siegel von der Sonne abgekehrt. fache Form und Größe der Schweife.

Mannig­

Kometen ohne Schweife.

Einige Kometen sind am Hellen Tage sichtbar

gewesen,

viele

andere in der Nacht nur durch Fernröhre.

Die Kometen folgen nicht dem Thierkreise, sondern bewegen sich nach allen möglichen Richtungen, bald geschwinder, bald

langsamer.

Gemeinhin

nähern

sich die Kometen nach

ihrem

24 ersten Erscheinen der Sonne,

unsichtbar und kommen

werden

dann auf der andern Seite der Sonne wieder zum Vorscheine.

Die ganze Dauer der Sichtbarkeit beträgt gewöhnlich nur einige Monate,

selten viel über sechs. — Verzeichnisse von Kometen

bei älteren Schriftstellern. — Meinungen der Alten über die

Natur der Kometen. 29.

Ein

von

Wahre Aewegung der Kometen.

der Sonne nach dem Newton'schen Gesetz der

Schwere angezogener Körper kann sich um sie, statt in einer

Ellipse, auch in einer Parabel oder Hyperbel bewegen.

allgemeinerung der Kepler'schen Gesetze.

Ver­

— In der Regel ist

das von einer Kometenbahn zu beobachtende Stück schwer von und wenn sich ein Unterschied

einer Parabel zu unterscheiden,

zeigt, so giebt derselbe

eine elliptische Bahn zu erkennen. —

Große Ercentricität der Kometenbahnen

und daraus folgender

großer Unterschied zwischen der Geschwindigkeit im Perihel und im Aphel.

Die Bahnen der Kometen unterscheiden sich von

denen der Planeten, außer ihrer großen Ercentricität, noch da­

durch, daß sie gegen die Ekliptik alle möglichen Neigungen haben; auch bewegen sich die Kometen nicht blos recht-, sondern auch

rückläufig um die Sonne. — Einwirkung der Planeten auf die

Bewegung der Kometen, insbesondere aufden Kometen von 1770. Bestimmung der Elemente auö

Elemente einer Kometenbahn.

drei Beobachtungen. — Verzeichnisse berechneter Bahnen.

30.

Von den Kometen, Komet.

von Halley — Eucke — Biela

deren Umlaufszeiten bekannt find.

Größte | Kleinste (Sntf. v. d. Sonne.

35,4 4,1 6,2

0,6 0,4 0,9

Neigung.

Beweg.

18° 14° 13°

rücklf. rechtlf. rechtlf.

Sicherste Art, auf welche sich die Umlaufszeit eines Kometen bestimmen läßt. Der Halley'sche

Komet,

so genannt nach

Edmund

Halley, welcher ihn nach seiner Erscheinung im 1.1682 berech­ nete und das Resultat sand, daß er eine Umlaufszeit von nahe

25 76 Jahren habe, schon in den I. 1456, 1531, 1607 gesehm worden sei und gegen das Jahr 1759 wiederkehren werde.

Verschiedenheit seiner Größe bei seinen frühern Erscheinun­

gen.

Merkwürdigkeiten bei seiner letzten Erscheinung im Jahre

1835, wo er am 16. November durch seine Sonnennähe ging. Der Encke'sche Komet wurde von Pons in Marseille

den 26. November 1818 entdeckt.

Encke berechnete seine Bahn

und erkannte daraus seine kurze Umlaufszeit von 3 Jahren und

113 Tagen.

Früher war er schon 1786,

beobachtet worden.

1795 und 1805

Seit 1818 hat man ihn regelmäßig 1822,

25, 28, 32, 35, 38, 42 gesehen.

Er ist nur durch das Fern­

rohr wahrzunehmen und hat keinen merklichen Schweif. Encke fand bei der Berechnung dieses Kometen, daß jede

Wiederkehr zum Perihel einige Stunden schloß daraus,

früher

eintritt,

daß sich die Himmelskörper in einem,

und

obschon

äußerst feinen, widerstehenden Mittel bewegen.

Der Biela'sche

Komet wurde von v. Biela den 28.

Februar 1826 zu Josephstadt in Böhmen entdeckt. laufszeit beträgt 6 Jahre 270 Tage.

Seine Um­

Man fand, daß er schon

in den Jahren 1772 und 1805 gesehen worden ; auch hat man

ihn 1832 wieder beobachtet.

Er erscheint als ein kleiner licht­

schwacher Nebel ohne Schweif.

Außer diesen drei Kometen hat man keinen mit Gewißheit mehr als einmal gesehen.

Von einigen wird es nur mit großer

Wahrscheinlichkeit vermuthet, daß sie mehrmals beobachtet worden sind — Der Olbers'sche Komet, von Olbers entdeckt den

6. März 1815, hat eine Umlaufszeit von 74 Jahren.

31.

Physische Beschaffenheit der Kometen.

Die Größe des Kerns ist schwer

zu

bestimmen.

Viele

Kometen scheinen gar keinen, oder nur einen sehr kleinen Kern

gehabt zu haben. Größe des Kopfs bei verschiedenen Kometen.

Bei einigen

Kometen hat sich der Kopf in der Sonnennähe vermindert ge­ zeigt.

Erklärung dieses Phänomens.

Der Schweif schließt sich bei den meisten Kometen un-

26 mittelbar an den Kopf an. von 1811,

trennt.

Bei einigen,

namentlich bei dem

war er vom Kopfe durch einen dunklen Raum ge­

Doppelschweif des von 1811.

Sechsfächeriger Schweif

des von 1744. — Der Schweif ist in der Regel nach der Seite

hingebeugt,

vonn welcher der Komet herkömmt. — Kometen

Nebenschweife. — Veränderlichkeit der

mit mehreren Schweifen.

Schweife. — Längen

verschiedener

Schweife.

—

Hypothesen

über die Entstehung der Schweife. Aeußerst

geringe

Masse

Durchsichtigkeit derselben.

und

Dichtigkeit

der

Kometen.

Sie glänzen, wie es scheint, nicht

mit eigenem, sondern mit erborgtem Sonnenlichte. — Die An­

zahl der Kometen kann viele Tausende betragen. — Höchst ge­

ringe Wahrscheinlichkeit des mit der Erde.

Zusammentreffens

eines Kometen

Zusammentreffen des Biela'schen Kometen mit

der Erde. — Vermutheter Einfluß

der

Kometen

auf unsere

Atmospäre.

VI. Von den Fixsterne«. 32.

Von -cn Fixsternen im Allgemeinen.

Vertheilung der Sterne in Bilder.

Namen einzelner Sterne.

Bezeichnung der Sterne durch Buchstaben und Zahlen.

Stern­

charten und Sternkataloge.

Eintheilung der Sterne nach dem Grade ihres Glanzes in

Sterne der Isten, 2ten, 3teil u. s. w. Größe.

Ein gutes Auge

sieht noch die Sterne der 6ten Größe. — Sirius,

der glän­

zendste unter den Firsternen, hat 324 mal so viel Licht, als ein

Stern 6ter Größe. Man

zählt 18 Sterne der Isten, 52 der 2ten, 177 der

3ten und 376 der 4ten Größe.

Die Zahl aller Sterne bis zur

6ten Größe beträgt gegen 5000. Die Entfernung der Firsterne von uns ist im Allgemeinen

nicht meßbar; sie ist größer, als 200 000 Halbmesser der Erd-

26 mittelbar an den Kopf an. von 1811,

trennt.

Bei einigen,

namentlich bei dem

war er vom Kopfe durch einen dunklen Raum ge­

Doppelschweif des von 1811.

Sechsfächeriger Schweif

des von 1744. — Der Schweif ist in der Regel nach der Seite

hingebeugt,

vonn welcher der Komet herkömmt. — Kometen

Nebenschweife. — Veränderlichkeit der

mit mehreren Schweifen.

Schweife. — Längen

verschiedener

Schweife.

—

Hypothesen

über die Entstehung der Schweife. Aeußerst

geringe

Masse

Durchsichtigkeit derselben.

und

Dichtigkeit

der

Kometen.

Sie glänzen, wie es scheint, nicht

mit eigenem, sondern mit erborgtem Sonnenlichte. — Die An­

zahl der Kometen kann viele Tausende betragen. — Höchst ge­

ringe Wahrscheinlichkeit des mit der Erde.

Zusammentreffens

eines Kometen

Zusammentreffen des Biela'schen Kometen mit

der Erde. — Vermutheter Einfluß

der

Kometen

auf unsere

Atmospäre.

VI. Von den Fixsterne«. 32.

Von -cn Fixsternen im Allgemeinen.

Vertheilung der Sterne in Bilder.

Namen einzelner Sterne.

Bezeichnung der Sterne durch Buchstaben und Zahlen.

Stern­

charten und Sternkataloge.

Eintheilung der Sterne nach dem Grade ihres Glanzes in

Sterne der Isten, 2ten, 3teil u. s. w. Größe.

Ein gutes Auge

sieht noch die Sterne der 6ten Größe. — Sirius,

der glän­

zendste unter den Firsternen, hat 324 mal so viel Licht, als ein

Stern 6ter Größe. Man

zählt 18 Sterne der Isten, 52 der 2ten, 177 der

3ten und 376 der 4ten Größe.

Die Zahl aller Sterne bis zur

6ten Größe beträgt gegen 5000. Die Entfernung der Firsterne von uns ist im Allgemeinen

nicht meßbar; sie ist größer, als 200 000 Halbmesser der Erd-

27 bahn, d. i. größer als 4 Billionen Meilen; das Licht gebraucht,

muß

hiernach

mehr

die Zeit, welche

um von ihnen bis zu uns zu gelangen,

als

3 Jahre betragen.

Für den Stern

« in der Leier hat Struve diese Zeit 12} Jahre gefunden; für den Doppelstern 61 im Schwan hat Vessel 10} Jahre er­ halten. — Bei dieser über Alles großen Entfernung der Fir-

sterne kann ihr Licht nicht von der Sonne herrühren, sondern muß

ihnen

eigenthümliches

Licht

Sirius

Ist

sein. —

nur

4 Billionen Meilen entfernt, so muß er wenigstens doppelt so viel Licht, als die Sonne, besitzen. Die Firsterne erscheinen in den Fernrohren als bloße Punkte,

und diese Punkte sind desto seiner, je besser die angewendeten

Instrumente sind. An sehr vielen Firsternen hat man eine eigene Bewegung

beobachtet, und wahrscheinlich gibt es keinen, der eine solche nicht hätte.

61

Die größte eigene Bewegung hat der Doppelstern

des Schwans; sie beträgt ö-j-V Secunden jährlich.

Diese

Bewegung der Firsterne mag zum Theil nur scheinbar sein und von einer Bewegung unsers Sonnensystems

herrühren.

Nach

Argelan der ist letztere Bewegung nach einem zwischen £ und

1 des Herkules liegenden Punkte gerichtet.

33. Mehrere

Von Veränderlichen

Sterne

erscheinen

und neuen Sternen. in Perioden

von bestimmter

Dauer bald heller, bald dunkler und verschwinden auch wohl auf einige Zeit. o ß ö / « ß

Es gehören dahin

im Wallfische im Perseus im Cepheus im Schwan im Herkules in der Leier

Periode. 334 Tage — St. 2 - 21 5 9 396 - 21 60 6 6 9

Veränd. der Größe. 2 bis uusichtb. 2 4 3 5 6 11 3 4 3 4}

Vermuthungen über die Ursache dieser Veränderlichkeit.

Man hat bisweilen Sterne an Orten gesehen,

keine waren.

wo vorher

Tycho entdeckte im Jahr 1572 einen solchen in

der Cassiopeia, der sogar am Tage sichtbar war.

Kepler ent-

28 deckte im I. 1604 einen neuen Stern der Isten Größe int östl.

Fuße des Schlangenträgers; Anthelm int I. 1670 einen Stern der 3ten Größe ant Kopfe des Fuchses.

Alle diese Sterne sind

aber nur wenige Jahre sichtbar gewesen. Bei vielen Sternen bemerkt man eine allmählige Verände­

rung ihres Glanzes und ihrer Farbe.

Altair im Adler wird

von Ptolemäus zur 2ten, jetzt zur ersten Größe gerechnet.

Der

Stern ö im großen Bären ist nach Tycho von der 2ten,

jetzt

nur von der 4ten Größe.

Das Licht des Sirius war ehedem

röthlich, jetzt ist es weiß.

34.

Von -en Doppelsternen.

Es giebt viele Sterne, die, wenn Fernröhre mit hinreichend

starker Vergrößerung angewendet werden, in zwei aufgelöst er­

scheinen.

Der ältere Herschel,

und

in

unsern

jüngere Herschel, South und Struve,

dehnte

Kataloge solcher

der

Zeiten

haben sehr ausge­

Doppelsterne geliefert.

Struve hat

unter etwa 120 000 durchmusterten Sternen über 3000 Doppel­ sterne gefunden,

wonach durchschnittlich jeder 4Oste Stern ein

Doppelstern ist. — Größere Zahl der Fälle, in welchen die zwei

Sterne nahe bei einander sind, als derjenigen, weiter auseinander

stehen. —

in welchen sie

Verhältnismäßig größere Zahl

von Deppelsternen unter den helleren Sternen. — Viel häufiger

sind zwei Sterne von gleicher Größe,

als von ungleicher,

zu

einem Doppelsterne verbunden. Alles dieses beweist, daß die meisten Doppelsterne es nicht bloß optisch, sondern auch physisch sind.

Bei vielen giebt sich

die physische Nähe der beiden Sterne noch kund durch ihr ge­ meinschaftliches Fortrücken unter den übrigen Sternen, besonders

aber durch die Bewegung des einen Sterns um den andern. Diese Bewegung geschieht ganz auf dieselbe Weise, nach welcher sich die Planeten um die Sonne drehen, und das gegenseitigen Anziehung,

welches

in

unserem

Gesetz der

Sonnensysteme

herrscht, muß daher auch jenseits in den Systemen der Doppel­

sterne walten.

Bei 58 Doppelsternen hat man eine Verände­

rung der gegenseitigen Stellung mit Gewißheit erkannt.

Von

29 7 bis 8 unter ihnen kennt man die Elemente des Umlaufs des einen Sterns um den andern.

hat man Lei

Die kürzeste Umlaufszeit

in der Krone gefunden,

wo sie 43Jahre

beträgt. Farben der Doppelsterne.

Die Farbe des größern Sterns

neigt sich meistens zum Gelben und Rothen, während der kleinere

in blauer oder blaugrüner Farbe erscheint. —

Die

einfachen

Sterne haben nur weißes oder gelbliches oder röthliches Licht. Vielfache Sterne.

35.

Von -er Milchstraße.

Die Mittellinie dieses den Himmel umgebenden lichtvollen

Gürtels weicht nur wenige Grade von einem größten Kreise ab. Der Nordpol dieses Kreises liegt über dem Haar der Berenice,

der Südpol beim Schwänze des Walisisches.

Die Breite der

Milchstraße ist im Einhorn am größten, = 17 Gr., unter den

Hinterfüßen des Centauren am kleinsten, = 2 ®r. — Abge­ sonderte Aeste und dunkle Stellen in derselben. — Verschieden­

heit ihres Lichtglanzes. — Sie ist der Schimmer von unzählig vielen sehr nahe bei einander stehenden Sternen. — Von Herschel versuchte Zählungen der Sterne an einigen Stellen der Milch­ straße.

Ueberhaupt fand Herschel,

daß, jemehr man sich der

Milchstraße nähert, der Himmel desto reicher an Sternen wird.

Die Erscheinung der Milchstraße hat nach Herschel darin ihren Grund, daß wir uns nahe in der Mitte eines Systems

von Sternen befinden, welche einen linsenförmigen Raum ein­ nehmen und darin ziemlich gleichförmig vcrtheilt sind.

Muth-

maßliche Dimensionen dieser Linse in Siriusweiten ausgedrückt.

Abweichungen von der gleichförmigen Vertheilung.

Stern­

haufen.

36.

Von -en Nebelflecken.

So nennt man kleine mehr am Himmel,

oder weniger lichte Stellen

die, durch Fernröhre betrachtet, größtentheils ihr

nebelartiges Ansehen behalten, zum Theil aber auch in Sterne auslösbar sind.

Herschels Kataloge von Nebelflecken enthalten

30 gegen 3000 derselben. — Einige haben ein gleichförmiges, aber sehr matteS Licht; an andern unterscheidet man eine oder mehrere

Heller glänzende Stellen. — In Gruppen geordnete Nebel, deren jeder eine besonders

Helle Stelle hat. — Nebel von besonders

merkwürdigen Formen.

meistens gewiß

physisch,

Doppel- und

nicht

bloß

vielfache Nebel,

optisch, sind.

die es

Völlig

—

runde Nebel, deren Licht gegen die Mitte regelmäßig zunimmt. —

Sternige Nebel, d. i. Nebel mit einer kleinen Hellen Lichtscheibe in der Mitte. — Planetarische Nebel; sie sind rund und haben ein

gleichförmiges

starkes Licht.

oder Nebelsterne.

—

Mit Nebel umgebene

Sterne mit Nebelringen,

Sterne

mit Nebelarmen.

Mit Nebel umgebene Dopvelsterne. — Auflösbare Nebel.

Zu­

weilen sind in einem Raume, der nur 8 bis 10 Minuten im Durchmesser hat, 10 bis 20tausend Sterne enthalten. Besonders

merkwürdige

Nebel:

Der

Nebel

im

Orion.

Der Nebel in der Andromeda. Herschels Hypothese über

Sternen.

die

Ausbildung der Nebel zu

31 Die vorzüglichern bei uns sichtbaren Sternbilder nach ihrer

gegenseitigen Fage geordnet.

Südliche Sternbilder

Nördliche Sternbilder.

_ Z. Z ä

Fische

1

1

5

Andromeda

*

Triangel

Widder

Perseus

1

A ar

Stier

Fuhrmann

1 Zwillinge

Luchs

§

2 &

1

Krebs

Orion Haase Gr. Hund Einhorn

Kl. Hund

d s

Nördl. Krone

|

|

S*

Schlangen­

I

5$ -S

halter

Skorpion

Herkules

u. Schlange

I Schütze

Leier

Pfeil

Rabe

Jungfrau

Waage

ö

Becher

schlänge

Bootes

Löwe

—

s a o^>

Kleiner Löwe Haar der Berenice

Wasser

ö •»

Avler

I

Steinbock

Schwan Delphin Füllen

Pegasus

|

Wassermann

I Fische

Südl. Fisch

Druck von Hirschfeld in Leipzig.

I.

Von der Erde.

J- Von der täglichen Umdrehung der Himmelskugel. Die Erde erscheint uns als eine große Kreisscheibe, und

der Himmel als ein auf dieser Scheibe ruhendes Kugelgewölbe. Horizont.

Verticallinie.

Zenith.

Nadir.

Fast alle Himmelskörper bleiben in unveränderter Lage gegen

einander, verändern aber fortwährend ihre Lage gegen den Hori­

zont, so daß es scheint, als ob sie an der inneren Fläche einer Hohlkugel,

in deren Mittelpunkte sich der Beobachter befindet,

befestiget wären und durch gleichförmige Umdrehung dieser Kugel um eine durch den Mittelpunkt gehende feste Are eine gemein­

schaftliche Kreisbewegung erhielten. Sterntag.

—

Weltare,

Nordpol,

Südpol.

Parallelkreise, Aequator. — Meridian.

Cul-

mination, obere, untere. — Mittagslinie. Nord-,

Süd-, Ost-, West punkt. — Aufgang, Untergang. — Polhöhe. Aequatorhöhe. Verschiedene Geschwindigkeit der Sterne in

verschiedenen

Parallelkreisen. — Die Sterne, deren Entfernung vom Nord­ pole (Südpole) kleiner, als die Polhöhe, ist, gehen nie unter (auf). — Die Zeit von der oberen Culmination bis zur unteren

ist der Zeit von der unteren bis zur oberen gleich. — Die Zeit vom Aufgange bis zum Untergange wird durch die Culmination halbirt.

i*

1 2.

Von der Gestalt der Erde.

Beobachtungen.

1) An jedem Orte der Erde werden

die scheinbaren gegenseitigen Entfernungen der Sterne von der­ selben Größe beobachtet.

2) Dagegen ist die Polhöhe nicht an

jedem Orte von gleicher Größe, sondern größer in den nördlich

von uns liegenden Ländern,

kleiner

in den südlich gelegenen.

3) Eben so geht auch ein und derselbe Stern an verschiedenen Orten nicht zu gleicher Zeit auf oder unter, sondern früher an

östlicheren, später an westlicheren. Aus 1) folgt, daß auch der

größte Abstand, den zwei

Oerter auf der Erde von einander haben können, gegen die Ab­ stände der Sterne von

der Erde unendlich

klein ist; aus 2),

daß die Erde von Norden nach Süden, und aus 3), daß sie

von Osten nach Westen gekrümmt ist. Genauere Beobachtungen

zeigen, daß beide Krümmungen gleichförmig, also kreisförmig sind,

und die Erde der Gestalt einer Kugel sehr nabe kömmt, was auch durch

andere Erfahrungen und Beobachtungen vollkommen be­

stätigt wird.

Dahin gehören: a) die Rundung des Horizonts;

b) die Bemerkung,

daß

von hohen und

entfernten

irdischen

Gegenständen nur die oberen Theile sichtbar sind; c) der runde

Schatten der Erde bei Mondfinsternissen; d) die Reisen um die

Erde seit 1519. Erdare, Erdpole, irdischet Aequator, irdische

Meridiane und Parallelkreise. —Länge, Breite. Die Breite eines Ortes ist seiner Polhöhe gleich. — Der

Unterschied der Längen zweier Oerter, in Zeit verwandelt, indem man auf 360 Grade 24 Stunden rechnet, ist dem Unterschiede der in einem und demselben Zeitpunkte an beiden Oertern ge­ zählten Zeilen gleich. 3. Von der Größe der Erde.

Der Unterschied der Nolhöhen zweier Oerter, die in einerlei Meridiane liegen, giebt den zwischen die Oerter fallenden Bogen deS Meridians in Graden ausgedrückt.

selben Bogen nach

Mißt man hierauf den­

einem bekannten Längenmaße, z. B. nach

Meilen, so erhält man durch Vergleichung der ackf den Bogen

gehenden Grade und Meilen Vie Anzahl von Meilen, welche auf 360 Grade, d. t auf den ganzen Umring der Erde, gehen.

Aelteste Ausmesser der Erde: Eratosthenes, im dritten, und Posidonius,

im

ersten Jahrhunderte

vor Chr.;

der

Kalif Almamum, 827 Jahre nach Chr.

Vollkommnere Messungen: gulirung); von

Picard

von Snellius 1615 (Trian-

1669 (Fernrohre); von Joh. und

Jac. Cassini von 1683 bis 1718. 4. Genauere Bestimmung der Gestalt und Größe der Erde. Messungen, wodurch vorzüglich die Gestalt der Erde näher

bestimmt werden sollte, sind die von Bouguer, de la Con­ damine u. A. im nördlichen Theile von Peru (1735 —44) und von Maupertuis, Clairaut u. A. in Lappland (1736—37)

angestellten.

Es ergaben sich hieraus die Grade eines Meridians

nach dem Aequator hin kleiner, nach den Polen hin größer, und

man schloß daraus, daß

die Erde an den Polen etwas abge­

plattet sein müsse. Die berühmteste unter den neueren Gradmessungen ist die

in Frankreich zur Bestimmung einer Maßeinheit (MStre ----- dem

10 000 OOOsten Theil eines Meridianquadranten) unternommene. Delambre und Mechain 1792 — 98;

1807 — 8.

Biot und Arago

Aus dieser und mehreren anderen in neuerer Zeit

ausgeführten Messungen ergeben sich:

der halbe Aequatorialdurchm. = 3272077 Toisen/1 Toise = 6\ der halbe Polardurchmesser = 3261 139 \ Paris. Fuß. / die Abplattung =^. Eine geographische Meile ist der 15te Theil eines Grades

deS Aequators und hat hiernach eine Länge von 38071 Toisen.

Der Aequator enthalt daher 5400 und sein Durchmesser 1719

geographische Meilen; der Durchmesser

von Pol zu Pol nur

1713 Meilen.

5. Von der Axendrehung der Erde. Die Erscheinung der täglichen Umdrehung der Himmelskugel

um eine feste Are von Morgen nach Abend kann auch dadurch

6 hervorgebracht werden, daß die Himmelskugel ruht, und daß die Erdkugel sich täglich einmal um dieselbe Are von Abend nach Morgen dreht.

Letztere Annahme ist wegen der größtentheils

unermeßlichen Entfernungen der unzählig vielen und zum Theil unsere Erde an Größe bei weitem übertreffenden Himmelskörper ungleich wahrscheinlicher,

als die Drehung der Himmelskugel.

Seitdem man aber in neuerer Zeit die Erdkugel an beiden Polen

etwas abgeplattet gesunden und an verschiedenen Orten Beobach­

tungen über die Schwingungszeiten von Pendeln *) und über die Abweichung fallender Körper von der Verticallinie nach Osten **) angestellt hat, ist die Drehung der Erdkugel bis zur vollkom­ mensten Gewißheit erhoben. — Einen sehr augenfälligen Be­

weis für diese Drehung liefert noch die von Foucault im

Zahre 1851 nachgewiesene Drehung der Schwingungsebene eines Pendels um die Verticallinie von Osten nach Westen.

6. Bon der Atmosphäre. Die Erde ist ringsum von einer schweren, elastischen und

durchsichtigen Flüssigkeit umgeben, welche die Atmosphäre genannt

wird.

Da hiernach die oberen Theile der Atmosphäre die unteren

zusammendrücken, und dem Drucke der Luft ihre Dichtigkeit pro­ portional ist, so ist sie an der Erdoberfläche am dichtesten und nimmt, an Dichtigkeit immer mehr ab, je weiter man sich von

*) Die Schwerkraft, und damit auch das Gewicht eines und des­ selben Körpers, der Fallraum eines Körpers in der ersten Secunde, so

wie die Lange eines Secundenpendels, nehmen vom Aequator nach den Polen hin zu.

Jede dieser Größen ist wegen der Arendrehung der Erde

um wegen der abgeplatteten Gestalt der Erde um und folg­ lich wegen beider Ursachen zugleich um -p^-, größer unter den Polen,

als unter dem Aequator. **) Beobachtungen

über fallende Körper sind zuletzt im Jahre

1831 von Reich im Dreibrüderschachte bei Freiberg angestellt worden. Bei einer Tiefe des Falles von 488 Paris. Fuß betrug die aus 106 fallenden Kugeln im Mittel geschlossene östliche Abweichung 12,6 Linien, welche nur um 0,4 Linien die aus

übertraf.

der Theorie gefolgerte Abweichung

7 der Erde entfernt.

So oft man um etwa £ Merlen höher steigt,

stndet man die Luft halb so dicht, als an der tieferen Station.

Die Höhe der Atmosphäre dürfte nicht über 10 Meilen betragen.

Durch die Atmosphäre werden die Strahlen der Sterne von ihrem Wege etwas abgelenkt, so daß jeder Stern höher erscheint, als er wirklich

steht.

Dieser Unterschied zwischen der wahren

und der scheinbaren Höhe heißt die Refraction. Sie ist am Horizonte am größten, im Mittel 33 Minuten, in der Höhe von 43 Graden nur noch 1 Minute, im Zenith null. — Wegen

der Refraction scheinen die Himmelskörper eher auf- und später

unterzugehen. — Elliptische Gestalt der Sonnen- und Mond­ scheibe am Horizonte.

Noch andere durch die Atmosphäre bewirkte Erscheinungen find die Morgen - und die Abenddämmerung,

die blaue Farbe

des Himmels, das Funkeln der Firsterne.

II.

Von der Sonne.

7. Bewegung der Sonne in der Ekliptik. Die Sonne verändert ihre Lage gegen die Sterne fortwäh­

rend, und zwar dergestalt, daß sie in dem Zeitraume von 3651

Tagen, welchen man ein Jahr nennt, der täglichen Bewegung entgegen

einen größten Kreis, die Ekliptik,

zu beschreiben

scheint. Der Winkel dieses Kreises mit dem Aequator, die Schiefe der Ekliptik, beträgt 23° 27'.

oder

Frühlings- und Herbstäquinoctialpun^t (21. März

und 22. Juni);

Sommer- und Winterso^stitialpunkt

(23. Sept, und 22. Dec.). — Theilung der Ekliptik in zwölf Zeichen. — Länge der Sonne. — Sonnenzeit.

1 Tag Son­

nenzeit beträgt im Mittel 1 Tag 3' 57" Sternzeit.

8. Elliptische Bewegung der Sonne. Die scheinbare Geschwindigkeit der Sonne in ihrer Bahn

ist nicht immer von derselben Größe.

Am größten ist sie bei

7 der Erde entfernt.

So oft man um etwa £ Merlen höher steigt,

stndet man die Luft halb so dicht, als an der tieferen Station.

Die Höhe der Atmosphäre dürfte nicht über 10 Meilen betragen.

Durch die Atmosphäre werden die Strahlen der Sterne von ihrem Wege etwas abgelenkt, so daß jeder Stern höher erscheint, als er wirklich

steht.

Dieser Unterschied zwischen der wahren

und der scheinbaren Höhe heißt die Refraction. Sie ist am Horizonte am größten, im Mittel 33 Minuten, in der Höhe von 43 Graden nur noch 1 Minute, im Zenith null. — Wegen

der Refraction scheinen die Himmelskörper eher auf- und später

unterzugehen. — Elliptische Gestalt der Sonnen- und Mond­ scheibe am Horizonte.

Noch andere durch die Atmosphäre bewirkte Erscheinungen find die Morgen - und die Abenddämmerung,

die blaue Farbe

des Himmels, das Funkeln der Firsterne.

II.

Von der Sonne.

7. Bewegung der Sonne in der Ekliptik. Die Sonne verändert ihre Lage gegen die Sterne fortwäh­

rend, und zwar dergestalt, daß sie in dem Zeitraume von 3651

Tagen, welchen man ein Jahr nennt, der täglichen Bewegung entgegen

einen größten Kreis, die Ekliptik,

zu beschreiben

scheint. Der Winkel dieses Kreises mit dem Aequator, die Schiefe der Ekliptik, beträgt 23° 27'.

oder

Frühlings- und Herbstäquinoctialpun^t (21. März

und 22. Juni);

Sommer- und Winterso^stitialpunkt

(23. Sept, und 22. Dec.). — Theilung der Ekliptik in zwölf Zeichen. — Länge der Sonne. — Sonnenzeit.

1 Tag Son­

nenzeit beträgt im Mittel 1 Tag 3' 57" Sternzeit.

8. Elliptische Bewegung der Sonne. Die scheinbare Geschwindigkeit der Sonne in ihrer Bahn

ist nicht immer von derselben Größe.

Am größten ist sie bei

8 einer Länge der^Sonne von 280° (d. 1. Jan,), wo letztere in einem Tage um 61' 10" fortrückt; am kleinsten ist die Geschwin­ digkeit bei einer Länge von 100° (d. 2, Juli), wo die Sonne

in einem Tage einen Bogen von 57' 12" beschreibt.

Unter­

schied zwischen der wahren und der mittleren Sonnenzeit. Erstere wird von

der

wahren, letztere von einer erdichteten

mittleren Sonne angezeigt,

welche sich

längs des Aequators

gleichförmig bewegt und mit der wahren Sonne einerlei Um­ laufszeit hat. Auch der scheinbare Durchmesser der Sonne, mithin auch

ihre Entfernung von der Erde, ist kleinen Aenderungen unter­ Am größten ist ihr Durchmesser, ---- 32' 35", folglich

worfen.

ihre Entfernung am kleinsten, da, wo ihre Geschwindigkeit am

größten ist.

Am kleinsten, ist der Durchmesser, ----- 31' 30",

folglich die Entfernung am größten, in dem

entgegengesetzten

Punkte der Bahn, wo die Geschwindigkeit am kleinsten ist. Aus diesen und vielen anderen Beobachtungen über den scheinbaren Durchmesser und die scheinbare Geschwindigkeit der

Sonne hat man gefunden, daß die Sonne alljährlich eine Ellipse beschreibt, in deren einem Brennpunkte die Erde ruht, und daß die gerade Linie vom Mittelpunkte der Erde nach dem Mittel­ punkte der Sonne (Radius Vector der Sonne) in gleichen

Zeiten gleiche Flächen -der Ellipse überstreicht. — Die Ercentricität dieser Ellipse ijl =jfo.

9. Wahre Größe und Entfernung der Sonne. Aus dem mittleren Werthe des scheinbaren Sonnendurch­

messers, 32' 2", folgt, daß die Sonne im Mittel um 107™ ihrer Durchmesser von der Erde entfernt ist.

Aus den in des

Jahren 1761 und 1769 beobachteten Vorübergängen der Venun

vor der Sonnenscheibe hat man berechnet,

daß die Erde von

der Sonne aus unter einem Winkel von 17^ See. im Mittel erscheint.

Hieraus

folgt,

112 mal, ihre Oberfläche

daß

der

Durchmesser

12 600 mal und ihr

der

Sonne

körperlicher

Inhalt 1414 000 mal größer, als der Durchmesser, die Ober­

fläche und der körperliche Inhalt der Erde ist, und

daß die

Sonne um 12 032 Durchmesser des Erdäquators oder 20 682 329

Meilen von der Erde im Mittel entfernt ist.

1V. Bon der Bewegung der Erde um die Sonne. Das Phänomen der jährlichen Bewegung der Sonne um die Erde läßt sich auch dadurch erklären, daß die Sonne ruht,

und daß die Erde alljährlich um die in dem einen Brennpunkte

stehende Sonne eine Ellipse von derselben Größe und Form mit derselben Richtung und Geschwindigkeit beschreibt,

Sonne um die Erde zu beschreiben scheint.

welche die

Diese Erklärung ist

schon deshalb viel wahrscheinlicher, weil die Sonne ein

fast

anderthalb Millionen mal größerer Körper, als die Erde ist, und wird durch

die in der ersten Hälfte des vorigen Jahrhunderts

von Bradley entdeckte Aberration des Lichtes auf das unumstößlichste bewiesen. Läuft nämlich die Erde um die Sonne,

so muß durch die vereinigte Wirkung dieser Bewegung und der 10000 mal schnelleren des Lichtes jeder Firstern eine kleine Ellipse zu beschreiben scheinen,

deren größter Durchmesser der Ekliptik

parallel ist und 40" beträgt.

Diese kleinen Bewegungen lassen

sich aber an allen Firsternen auch wirklich beobachten.

Perihelium, Aphelium, Apsidenlinie.

11. Veränderungen der Clemente, welche die Bewegung der Erde um ihre Axe und um die Sonne bestimmen. Während sich die Erde jährlich einmal um die Sonne be­ wegt, dreht sie sich täglich einmal um eine sich zwar nahe, aber

doch nicht ganz vollkommen, parallel bleibende Are. Diese Are dreht sich nämlich in dem Zeitraume von fast 26000 Jahren

nach einem der Bewegung der Erde um die Sonne entgegenge­

setzten Sinne um die Are der Ekliptik, mit welcher Are sie nahe

immer denselben Winkel (----- der Schiefe der Ekliptik) macht.

Folgen dieser Drehung der Are sind: das Rückwärtsgehen der Aequinoctialpunkte in der Ekliptik, um 50-& See. jährlich,

— die langsame Aenderung der Lage

der Sterne

gegen

den

Aequator und dessen Pole, — der zu machende Unterschied zwi-

10 schen den Zeichen und den Bildern der Ekliptik, — der Unter­

schied zwischen

dem tropischen Jahre — 365 Tage 5 St. 48Min. 48 See. und demsidkrischen

-

=365

-

6

-

9

-

11 -

Die Schiefe der Ekliptik hat seit der ältesten historischen

Zeit fortwährend abgenommen; diese Abnahme

beträgt gegen­

wärtig in 100 Jahren 48 See. Die Apstden rücken jährlich 11 See. vorwärts. Die Ercentricität vermindert sich in 100 Jahren um 2^1.

12. Von den Flecken und der Axendrehung der Sonne. Nicht selten erblickt man auf der Sonne schwarze Flecken, die in der Regel von einem lichtschwachen grauen Nebel umgeben sind.

Aus der Bewegung derselben folgt, daß sich die Sonne

in 25j Tagen nach derselben Richtung, wie die Erde, um eine Are dreht, die mit der Are der Ekliptik einen Winkel von 7i

Graden

macht,

und

deren Nordpol nach dem 348sten Grade

der Ekliptik zu liegt.

Größe und Veränderlichkeit der Flecken. — Herschel's Hy­ pothese über die Natur der Sonne, wonach die Oberfläche dieses

Körpers an sich dunkel und von einer stark glänzenden Lichthülle umgeben ist.

welche man

In dieser Hülle

entstehende Oeffnungen, durch

auf den nicht selbstleuchtenden Körper hinabsehen

kann, bringen die Erscheinung der Flecken hervor. — Sonn en -

fackeln, oder Stellen, welche beträchtlich heller, als der übrige Grund der Sonnenscheibe sind.

Das Z 0 d i a k a l l i ch t, ein blasser Schimmer, der im Früh­

jahr bald nach Sonnenuntergang und im Herbste vor Sonnen­ aufgang von der Sonne ab am Horizonte schief aufwärts nach

der Richtung der Ekliptik, oder vielmehr des Sonnenäquators, fortgeht und spitzig zuläuft.

11

III.

Von -em Monde.

13. Bom Laufe des Mondes um die Erde. Unter allen Himmelskörpern har der Mond scheinbar die

größte eigene Bewegung.

Seine Bahn, in der er eben so, wie

die Sonne, von Abend nach Morgen fortrückt, durchläuft er in

Bezug

auf die Sonne: in 29 Tag. 12 St. 44'

3" — synodjscher Monat.

- Sterne: - 27

-

7

- 43'12" — siderischer

-Aequinoct.- 27

-

7

- 43'

-

5" — periodischer

-

235 synodische Monate sind nur um 14 Stunde kleiner als

19 julianische Jahre.

Meton's Mondcykel.

Güldene Zahl.

Die scheinbare Mondsbahn ist ein größter Kreis, der die

Ekliptik unter einem Winkel von

5° 8' 48" schneidet.

Die

Schneidepunkte heißen die Knoten. — Aufsteigender — niedersteigender Knoten.

Die'Knoten haben eine rückgängige (der scheinbaren eigenen Bewegung der Sonne oder des Mondes entgegengesetzte) Bewe­

gung,

welche in Beziehung auf die Firsterne

in 365 Tagen

19° 20' 32" beträgt.

Siderische Umlaufszeit der Knoten:

18

jul. Jahre 218

Tage 21 St. 23' 9". Das Knotenjahr oder die Umlaufszeit der Sonne in Bezug

auf die Knoten: 346 Tage 14 St. 52' 35". von 223

Der Zeitraum

synodischen Monaten, d. i. von 18 jul. Jahren 11

Tagen 7 St. 42' 29" ist sehr nahe gleich 19 Knotenjahren.

14. Lichtgestatten, Entfernung und Größe des Mondes. Die Veränderung der Lichtgestalt des Mondes hängt mit

seiner scheinbaren Entfernung von der Sonne genau zusammen. Es beweist diese Veränderung, daß der Mond eine an sich dunkle von der Sonne erleuchtete Kugel ist, und daß er uns um vieles

näher, als die Sonne, sein muß.

Aus dem zu gleicher Zeit von

verschiedenen Orten der Erde beobachteten verschiedenen Stande

12 deS Mondes gegen die benachbarten Sterne hat man geschlossen,

daß vom Monde aus der Halbmesser der Erde im Mittel unter einem Winkel von 57' 1" erscheint, daß folglich der Mond von

der Erde um 60A Halbmesser der letztern,

Meilen im Durchschnitte

von

d. i. um 51 800

dem Mittelpunkte der Erde ent­

fernt ist, und uns damit 399 mal näher, als die Sonne, steht.

Der scheinbare Durchmesser des Mondes ist im Mittel = 31' 7" und damit der IlOte Theil seiner Entfernung von der Erde.

Hieraus

folgt der wahre Durchmesser des Mondes =

?r des Durchmessers der Erde = 469 Meilen; seine Oberfläche ------ A und sein körperlicher Inhalt ----- A der Oberfläche und

des Inhalts der Erde.

IS. Genauere Bestimmung der Bewegung des Mondes. Die scheinbare Geschwindigkeit des Mondes und sein schein­

barer Durchmesser sind kleinen Veränderungen unterworfen, die sich ziemlich befriedigend erklären lassen, wenn man annimmt,

daß der Mond sich in einer Ellipse bewegt, in

deren einem

Brennpunkte die Erde sich befindet; und daß der Radius Vector des Mondes in gleichen Zeiten gleiche Flächen beschreibt.

Die

Ercentricität dieser Ellipse ist ----- A. Perigäum, Apogäum, Apsidenlinie.

Die Apsidenlinie hat eine vorwärts gehende Bewegung von

40° 40' jährlich.

Ihre siderische Umlaufszeit beträgt 8 julian.

Jahre 310 Tage 13 St. 48' 29".

Der Mond kehrt uns immer nahe dieselbe Seite zu und dreht sich daher bei jedem Umlauf um eine auf der Ebene seiner

Bahn nahe perpendicular stehende Are.

Diese Umdrehung ist

vollkommen gleichförmig, und die Are macht mit der Are der

Ekliptik einen Winkel von 1° 28'. tion

oder

das

Schwanken

des

Hierdurch wird die Libra-

Mondes in Länge und

Breite erklärt.

16. Von den Mondsinsternissen. Die von der Sonne erleuchtete Erde wirft einen kegelför­

migen Schatten hinter sich, der 108A Erddurchmesser lang ist.

13 Tritt der nur 30 Durchmesser der Erde von ihr entfernte Mond

in diesen Schatten, so erleidet er eine Finsterniß.

In der Ge­

gend, wo der Mond durch den Schatten geht, ist der Durchmesser des Schattens 2i mal so groß, als der Durchmesser des Mon­

des. — Es folgt hieraus, daß eine Mondfinsterniß nur zur Zeit

des Vollmonds, und wenn dann der Mond nahe bei dem einen

seiner Knoten steht, stattfinden kann.

Im Durchschnitte ereignet

stch eine solche, wenn der Vollmond weniger als

104 Grade

von dem einen der beiden Knoten entfernt ist.

Totale, partiale Finsternisse. — Eine Mondfinsterniß

beginnt am östlichen Rande des Mondes und hört auf am west­ lichen. — Unsicherheit des Anfangs und Endes wegen des Halb­

schattens. — Röthliche Farbe des Mondes bei totalen Finsternissen. 17. Von den Sonnenfinsternissen. Die Länge des ganzen Schattens, den der von der Sonne

beleuchtete Mond hinter sich wirft, ist nahe dem Abstande des Mondes von der Erde gleich. Der Durchmesser des Halbschattens an der Spitze des ganzen Schattens ist f des Durchmessers der

Erde.

Trifft nun der Halbschattenkegel die Erde, so

wird in

allen den Ländern, welche innerhalb des Kreises des Halbschattens

liegen, eine Sonnenfinsterniß,

d. i. eine ganze oder theilweise

Bedeckung der Sonne von dem Monde, wahrgenommen, und der

bedeckte Theil der Sonne ist um so größer, je näher der Beobach­ ter dem ganzen Schatten ist. Sonnenfinsternisse

Neumondes,

ereignen

stch

daher nur zur Zeit des

und wenn zugleich der Mond nahe bei dem einen

seiner Knoten, durchschnittlich nicht mehr als 16° von ihm ent­

fernt ist.

Totale,

partiale,

ringförmige Finsternisse.

Merkwürdige Erscheinungen bei totalen Finsternissen. Eine Sonnenfinsterniß nimmt für

einen bestimmten Ort

der Erde ihren Anfang am westlichen Sonnenrande und hört

aus am östlichen. Nach 19 Knotenjahren oder 18 jul. Jahren und 11 Tagen

kehren die Sonnen - und Mondfinsternisse sehr nahe in derselben Ordnung wieder. Es ereignen sich in dieser Periode 41 Sonnen-

14 doch find für einen bestimmten Ort

und 29 Mondfinsternisse)

der Erde erstere etwa dreimal seltener, als die letzteren.

Gebrauch der Mond- und vorzüglich der Sonnenfinsternisse zu geographischen Längenbestimmungen.

18. Physische Beschaffenheit des Mondes. Mondcharten von Galiläi, Hevel, Riccioli, Cassini, Tobias

Maier,

Schröter,

Lohrmann,

Beer

und

Mädler. — Ausmessung der Erhabenheiten und Vertiefungen aus der Mondfläche.

Die Erhabenheiten sind größtentheils Wall- oder Ring­ gebirge , welche meistens tiefe Krater, zuweilen aber auch Ebenen

einschließen, in denen sich nicht selten kegelförmige Berge erheben; außerdem noch einzeln stehende Berge, fortgehende Gebirgsketten und flache Bergadern.

Außer den genannten Kratern giebt es noch viele Vertiefun­

gen ohne Wallberge und nicht sehr tiefe Rillen oder Kanäle.

Die Ebenen haben eine graue Farbe, sind aber nicht Meere,

wie man ehedem glaubte.

Ueberhaupt findet sich auf dem Monde

keine Spur von Wasser, so wie auch die den Mond umgebende

Atmosphäre, wenn er anders eine solche hat/ viel dünner als die unsrige sein muß.

Wahrscheinliche Bildung der Mondfläche durch vulcanische

Ausbrüche.

IV.

Von den Planeten.

19. Scheinbare Bewegung der Planeten. Die bei weitem meisten Sterne verändern ihre gegenseitige

Lage nur unmerklich und werden deshalb Firsterne genanntNur einige wenige haben eine auffallende eigene Bewegung und

heißen

daher

Planeten

Merkur, Venus,

d. i.

Jrrsterne.

Fünf

derselben,

Mars, Jupiter und Saturn, lassen

sich mit bloßen Augen wahrnehmen und unterscheiden sich von

den übrigen Sternen, außer ihrem Fortrücken, noch durch ihr

14 doch find für einen bestimmten Ort

und 29 Mondfinsternisse)

der Erde erstere etwa dreimal seltener, als die letzteren.

Gebrauch der Mond- und vorzüglich der Sonnenfinsternisse zu geographischen Längenbestimmungen.

18. Physische Beschaffenheit des Mondes. Mondcharten von Galiläi, Hevel, Riccioli, Cassini, Tobias

Maier,

Schröter,

Lohrmann,

Beer

und

Mädler. — Ausmessung der Erhabenheiten und Vertiefungen aus der Mondfläche.

Die Erhabenheiten sind größtentheils Wall- oder Ring­ gebirge , welche meistens tiefe Krater, zuweilen aber auch Ebenen

einschließen, in denen sich nicht selten kegelförmige Berge erheben; außerdem noch einzeln stehende Berge, fortgehende Gebirgsketten und flache Bergadern.

Außer den genannten Kratern giebt es noch viele Vertiefun­

gen ohne Wallberge und nicht sehr tiefe Rillen oder Kanäle.

Die Ebenen haben eine graue Farbe, sind aber nicht Meere,

wie man ehedem glaubte.

Ueberhaupt findet sich auf dem Monde

keine Spur von Wasser, so wie auch die den Mond umgebende

Atmosphäre, wenn er anders eine solche hat/ viel dünner als die unsrige sein muß.

Wahrscheinliche Bildung der Mondfläche durch vulcanische

Ausbrüche.

IV.

Von den Planeten.

19. Scheinbare Bewegung der Planeten. Die bei weitem meisten Sterne verändern ihre gegenseitige

Lage nur unmerklich und werden deshalb Firsterne genanntNur einige wenige haben eine auffallende eigene Bewegung und

heißen

daher

Planeten

Merkur, Venus,

d. i.

Jrrsterne.

Fünf

derselben,

Mars, Jupiter und Saturn, lassen

sich mit bloßen Augen wahrnehmen und unterscheiden sich von

den übrigen Sternen, außer ihrem Fortrücken, noch durch ihr

15 weniger funkelndes Licht.

Durch Fernröhre beobachtet, zeigen

fie sich als kleine Scheiben. Die Planeten, mehrere der in neuerer Zeit entdeckten aus--

genommen,

entfernen sich von der Ekliptik nie über 9 Grad.

Zodiakus.

Merkur Sonne auf.

und

Venus halten sich immer in der Nähe der

Abend- und Morgenstern.

Conjunction-

größte östliche und westliche Digression. Die übrigen Planeten

können in Bezug auf die Sonne

jede Stellung einnehmen. — Conjunction, Opposition, östliche und westliche Quadratur. — Den größten Theil

der Zeit sind diese Planeten rechtläufig.

Ihre rechtläufige

Bewegung ist in der Conjunction am größten,

noch kleiner, als die der Sonne.

jedoch immer

Einige Zeit vor der Oppo­

sition werden sie rückläufig und bleiben es bis eben so lange

nach derselben. — Synodische Umlaufszeit.

20. Wahre Bewegung der Planeten. Die einfachste, von Copernikus (geb. 1473, gest. 1543) gegebene, Erklärung der scheinbaren Bewegung ist folgende: Die

Planeten beschreiben, jeder mit nahe gleichförmiger Geschwindig­

keit, nahe kreisförmige und von der Ebene der Ekliptik nur wenig abweichende Bahnen um die Sonne.

Die Bahnen des Merkur

und der Venus werden von der Erdbahn, und letztere wird von

den Bahnen der übrigen Planeten eingeschlossen.

Die Erde ist

hiernach gleichfalls ein Planet. — Untere, obere Planeten. —

Methode, die siderischen Umlaufszeiten und die Entfernungen der

Planeten von der Sonne zu bestimmen. Synod. Uml. Merkur — Jahr 116 Tage Venus - 219 1 Erde Mars 2 49 Jupiter 1 34 Saturn 1 13 Die

Jahre

6 Stunden.

find

Entf.v.d.Sonne Sider. Uml. — Jahr 88 Tage 0,387 — - 225 0,723 — - 365 1,000 - 322 1,524 1 - 315 11 5,203 - 167 9,539 29

julianische,

d. i.

von 365 Tagen und

16 LI.

Genauere Bestimmung der Planetenbewegungeu.

Die Bewegungen der Planeten richten sich nach folgenden drei von Kepler (geb. 1571, gest. 1630) entdeckten Gesetzen:

sich in einer Ellipse,

Jeder Planet bewegt

in

deren einem Brennpunkte die Sonne sich befindet.

Der

Radius Vector eines Planeten beschreibt

in gleichen Zeiten gleiche Flächen. Die Quadrate der Umlaufszeiten derPlaneten verhalten sich wie die Würfel ihrer mittlern Ent­

fernungen von der Sonne. Die Elemente einer Planetenbahn, d. i. die zur Bestim­ mung des Laufs eines Planeten nöthigen Stücke, sind hiernach

folgende sechs: Länge des aufsteigenden Knoten, Neigung, Länge des Perihels, Ercentricität, halbe große Are, Länge in der Epoche.

22. Bom Merkur, Bonus und MarS. m. 1 Neigung i Ercntr.

Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn

7° 3 0 1 1 2

i

0' 23 0 51 19 30

Merkur

Scheinb. | Wahrer Inhalt Durchnrtffet.

§

4" bis 12" 10 - 62

V

A

1

t’t

3 30 15

A A und

- 23 - 46 - 20

Venus

11 111 9

A A 1 I 1414 735

Ären­ drehung.

24 St. 5' 23 - 21 23 - 56 24 - 37 9 - 55 10 - 29

glänzen mit weißem Lichte. —

Phasen derselben. — Vorübergang des Merkur und der Venus vor der Sonne.

—

Auf den Oberflächen dieser Körper beob­

achtete Erscheinungen. Mars hat ein röthliches Licht; er erscheint in den Qua­ draturen nicht völlig rund. theils

beständig;

Die Flecken auf ihm sind größten-

besonders merkwürdig find

die glänzenden

Flecken an seinen Polen. Die Ebene seines AequatorS ist gegen die Ebene seiner Bahn 28° 42' geneigt.

23, Bom Jupiter und seinen vier Monden.

Jupiter ist nach der Venus der glänzendste Planet; sein Licht

ist gelblich. —

Dunkle Streifen auf seiner Oberfläche.

17

Dunkle Flecken, aus deren Bewegung

Veränderlichkeit derselben.

man eine Arendrehung von 9 St. 55 M. hergeleitet hat. Are ist perpendicular auf den Streifen.

Die

Der Aequaror Jupiters

macht mit der Ebene der Bahn Jupiters einen Winkel von 3° 6'.

An den Polen ist Jupiter in dem Verhältniß von 15 zu 14

abgeplattet.

Um den Jupiter laufen in nahe kreisförmigen Bahnen und nahe bei der Ebene seines Aequators vier Monde, die wir fast in gerader Linie und fast parallel mit den Streifen sich hin und

her

bewegen

sehen.

Sie find zuerst von Stmon Marius

in Ansbach im December 1609 wahrgenommen worden.

Ihre

Abstände von Jupiters Mittelpunkte, ausgedrückt in Halbmessern Jupiters- sind: 6, 9A, 15i1y, 27; 18

ihre Umlaufszeiten: 1 Tag

7 T. 4 St.,

St., 3 T. 13 St.,

16 T. 17 St.; ihre

Durchmesser: A, A, A, A des Durchmessers des Jupiter. — Merkwürdige Verhältnisse bei den Bewegungen der drei ersten Monde. — Verfinsterungen der Monde durch Jupiters Schatten. Die

Beobachtung

dieser Finsternisse veranlaßte den dänischen

Astronomen Olaus Römer im I. 1675 zur Entdeckung der

Geschwindigkeit des Lichts;

er fand, daß das Licht in 8' 13"

den Halbmesser der Erdbahn und daher in 1 See. 41 000 Mei­ len durchläuft. — Gebrauch derselben Finsternisse zur Bestim­

mung geographischer Längen. -— Veränderlichkeit in der Hellig­ keit der Jupitersmonde.

Man hat hieraus gefolgert, daß jeder

von ihnen dem Jupiter immer dieselbe Seite zukehrt.

24. Vom Saturn, seinem Ringe und seinen acht Monden.

Saturn hat eine matt weiße Farbe und helle und dunkle Streifen, die aber breiter und weniger scharf begränzt, als die

Streifen auf dem Jupiter sind.

Flecken,

geschlossen.

und

Auch bemerkt man oft dunkle

woraus man auf eine Arendrehung von 10 St. 29' Die Are ist gegen die Ekliptik um 61° 49' geneigt

ihr Nordpol nach dem 77. Grade der Ekliptik gerichtet.

An den Polen ist Saturn im Verhältniß von 10 zu 9 abgeplattet. Saturn ist,

nach

Huygens Entdeckung im 3.

1660,

von einem frei über seinem Aequator schwebenden Ringe um2

18

geben.

Die Breite des Ringes und der Abstand seiner innern

Kante von Saturns Oberfläche verhalten sich zum Halbmesser des Saturn, wie 79 und 51 zu 100;

ist jedenfalls

die Dicke des Ringes

Die Breite des Ringes ist

sehr unbeträchtlich.

nach den Beobachtungen Herschel's durch einen dunkeln Strei­ fen, = A der Breite,

von außen nach innen im Verhältniß

von 8 zu 13 getheilt, und der Ning ist hiernach eigentlich aus

zwei concentrischen Ringen zusammengesetzt. Spätere Beobachter haben den äußern und schmälern dieser

schmälere getheilt

gefunden. —

der Erde aus, vom Saturn aus.

beiden Ringe in noch

Erscheinung des Ringes von

Der Ring verschwindet für

uns alle 15 Jahre, zuletzt 1848. — Umdrehung desselben um die Are Saturns. — Ercentrische Lage des Ringes gegen den

Saturn, von Schwabe 1827 bemerkt. —

Gegen

Ende des

Jahres 1850 ist zwischen dem innern Ringe und dem Haupt­

planeten

ein dritter sehr matter und lichtschwacher Ring ent­

deckt worden.

Saturn

ist von 8 Monden umgeben.

Huygens im I. 1655; den 8., 5., 4., 3.

Den 6. entdeckte

Cassini gegen

Ende des 17. Jahrhunderts; den 1. und 2. Herschel in den Jahren 1787 und 1789; den 7. endlich Lassell und Bond

1848.

Die Bahnen dieser Monde sind, so weit wir sie kennen

gelernt haben, nahe kreisförmig und fallen nahe mit der Ebene

des Ringes zusammen, die Bahn des 8. ausgenommen, welche gegen diese Ebene eine beträchtliche Neigung hat.

Ihre Um­

laufszeiten gehen von 23 St. bis zu 79 Tagen 8 St.;

Abstände

von

ihre

Saturns Mittelpunkte gehen von 3tö bis 64A

Halbmesser des Saturn. — Der größte ist der 6., wahrschein­ lich nicht viel kleiner als der Mars.

Aus Lichtveränderungen,

die Herschel am 8. wahrgenommen, hat er geschlossen, daß

dieser Mond dem Saturn immer dieselbe Seite zukehrt. 25. Von den in neuerer Zeit entdeckten Planeten. Uranus wurde den 13. März 1781 vonHerschel entdeckt.

Umlaufszeit des Uranus 84 Jahre 6 Tage; mittlere Ent­ fernung von der Sonne 19,182; Neigung 0° 46"; Ercentricität

19 A; scheinbarer Durchmesser 4"; wahrer Durchmesser 4i; kör­ perlicher Inhalt 82. - Uranus hat einen nur matten Schimmer; mit bloßem Auge ist er nicht leicht zu erkennen.

Herschel hat noch 6 den Uranus begleitende Monde ent­ Jedoch ist nur von vier derselben die Eristenz unbestrit­

deckt.

ten gewiß.

der 2te und 4te wiedergesehen

öftersten sind

Am

worden; sie zeigen einen starken Lichtwechscl, sind um 17 und 23 Halbmesser des Uranus

von diesem entfernt und umkreisen

ihn in 8 Tagen 17 St. und 13 Tagen 11 St.

Ihre Bahnen

sind auf der Erdbahn beinahe senkrecht, und die Richtung ihrer Bewegung geht von Osten nach Westen, während sich die Monde der andern Planeten, so wie alle Planeten selbst, von Westen

nach Osten bewegen. Neptun

wurde

den 23. September 1846 von Galle

auf Le Verrier's Veranlassung entdeckt.

Letzterer hatte näm­

lich aus Störungen, die am Uranus beobachtet wordeu waren und

gleichwohl

konnten,

von den bekannten Planeten nicht herrühren

auf das Dasein eines noch unbekannten Planeten ge­

schlossen und die mutmaßlichen Elemente seiner Bewegung, so

wie seinen Ort, für jenen Zeitpunkt berechnet.

Umlaufszeit des Neptun 164 Jahre und 226 Tage; mitt­

lere Entfernung Ercentricität

von der Sonne 30,036;

rk;

scheinbarer

Neigung 1° 47';

Durchmesser 2fö See.;

wahrer

Durchmesser 4ä; körperlicher Inhalt 100.

.Ein von Lassell im August 1847 entdeckter Trabant des Neptun hat eine Umlaufszeit von 5 Tagen 21 St. und ist

um

12

Halbmesser

des Neptun

vom letztern entfernt; seine

Bahn ist gegen die Ekliptik 34° geneigt. — Im August 1850 entdeckte Lassell einen zweiten Trabanten.

Schon

lange

vermuthete man,

daß sich in dem Raume

zwischen Mars und Jupiter ein Planet befände. (Bode's Gesetz zwischen den Entfernungen der Planeten von der Sonne.)

Diese

Vermuthung bestätigte sich, als Piazzi den 1. Januar 1801 die Ceres entdeckte. Bald darauf wurden in demselben Raume noch 3 andere Planeten: Pallas von Olbers den 28. März 1802, Juno von Harding den 1. September 1804, Vesta 2*

von Olbers den 29. März 1807 entdeckt. — Die folgenden Elemente gelten für den 23. Juli 1831.

mittl. Entf. v. d. Sonne. 2,361 2,669 2,771 2,773

Vesta Zuno Ceres Pallas

Nmlaufszeit. 3 4 4 5

I. -

230 T. 132 224 225 -

Neigung.

Ercentr.

7° 8' 13 2 10 37 34 36

A H

&

Die Durchmesser dieser vier Planeten sind sehr klein.

Den

größten unter ihnen hat, wie es scheint, Pallas; er beträgt nach

Lamont 145 Meilen.

Vesta hat nach Mädler einen Durch­

messer von 66 Meilen.

In demselben Raume zwischen Mars und Jupiter sind seit 1845 bis Ende 1852 noch neunzehn,

als Sterne der 8. bis

11. Größe erscheinende, kleine Planeten aufgefunden worden:

1845: Asträa H.; 1847: Hebe H., Iris U., FloraU.;

1848: Metis Gr.;

1849: Hygiea dG.;

1850: Parthenope dG., Victoria H., Egeria dG.; 1851: Irene H., Eunomia dG.; 1852: Melpomene H., Psyche dG., Thetis L., For­ tuna H., Massilia dG., Lutetia G., Calliope

H., Thalia H. Die beigefügten Buchstaben H, H, Gr, dG, L, G bezeichnen

die Namen

der Entdecker:

Hencke,

Hind,

Graham,

de

Gasparis, Luther, Goldschmidt.

Unter allen diesen 23 kleinen Planeten kommt Flora dem

Mars und Hygiea dem Jupiter am nächsten.

Die mittlere Ent­

fernung der Flora von der Sonne ist 2,202, die der Hygiea

3,151.

Die Umlaufszeiten dieser zwei Planeten sind 3 Jahre

97 Tage und 5 I. -217 T. — Die größte Neigung gegen die Ekliptik hat noch immer die Pallasbahn; ihr zunächst kömmt

die Neigung der Bahn der Egeria von

16° 33';

die

Bahn­

ebene der Massilia fällt mit der Ebene der Ekliptik beinahe zu­ sammen. — Die größte Ercentricität hat die Bahn der Lutetia;

sie beträgt i. — Verschlungene Lage der Bahnen.

21 26. Von den Kräften, durch welche die Bewegungen der Planeten hervorgevracht werden. Das Gesetz der Trägheit. — Kraft) beschleunigende, bewe­

gende Kraft.

Das Parallelogramm der Kräfte. — Bewegung

eines Körpers, der einen Stoß erhalten hat und von einer nach einem festen Punkte zu gerichteten Kraft fortwährend getrieben

Die gerade Linie von diesem Punkte nach dem sich be­

wird.

wegenden Körper beschreibt in gleichen Zeiten gleiche Flächen. Hiernach und in Folge des zweiten der drei Kepler'schen Gesetze

wird jeder Planet von einer nach der Sonne gerichteten Kraft getrieben, oder, wie man sich ausdrückt: er wird von der Sonne

angezogen.

Diese anziehende Kraft ist in Folge des ersten jener

drei Gesetze für jeden Planeten einzeln umgekehrt dem Quadrat

seiner

Entfernung

von der Sonne proportional.

Nach

dem

dritten Gesetze aber steht sie auch von einem Planeten zum an­ dern im umgekehrten Verhältnisse des Quadrats der Entfernung.

Eben so, wie die Bewegung der Planeten um die Sonne durch eine anziehende Kraft der Sonne, wird auch die Bewegung des Mondes um die Erde durch eine anziehende Kraft der Erde

Es ist dies dieselbe Kraft, welche alle irdischen Gegen­

erklärt.

stände, wenn sie von der Erde getrennt werden, nach ihr zurück­

Auf gleiche Art werden auch die Bewegungen der übrigen

treibt.

Monde um ihre Hauptkörper durch eine anziehende Kraft der

letztern

hervorgebracht.

Denn

diese

Bewegungen richten sich

ebenfalls nach Kepler's Gesetzen. Newton (geb. 1642, gest. 1727) folgerte aus diesen und ähnlichen von ihm angestellten Untersuchungen,

daß je zwei

Theile der Materie sich gegenseitig anziehen,

und

daß diese anziehende Kraft sich direct wie die Masse

des

anziehenden

Theils

und

umgekehrt

wie

das

Quadrat sein er Entfernung vom an gezogenen Theile verhält.

Es werden daher nicht nur die Planeten von der Sonne, sondern

auch

diese

von jenen, und überhaupt je zwei Körper

des Systemes von einander, angezogen.

Hierdurch werden alle

kleinen Abweichungen von den Kepler'schen Gesetzen in dem Laufe

22

der Planeten, das Nückwärtsgehen der Aequinoctien, die Ebbe

und Fluch re. auf das vollkommenste erklärt. — Störungen. —

Stabilität des Planetensystems.

Unveränderlichkeit der mittlern

Entfernungen und folglich auch der Umlaufszeiten. Enge Gren­ zen, zwischen denen die Veränderung der Ercentricität und die

Veränderung

der

Neigung

jeder

Planetenbahn

eingeschlos­

sen ist. 27. Von der Masse und der Dichtigkeit der Planeten.

Durch

Vergleichung der

anziehenden Kräfte, welche die

Erde auf den Mond und die Sonne auf die Erde ausüben, er­ hält man nach Newton's Gesetz das Verhältniß der Erdenmasse

zur Sonnenmasse.

Auf eben die Art ergeben sich die Massen

Saturn und Uranus im Vergleich zur Sonnen­

des Jupiter,

masse. Die Massen der Planeten Venus und Mars, welche keine.

Begleiter haben, lassen sich durch die Störungen bestimmen, die jeder von ihnen im Laufe der übrigen Planeten hervorbringt.

Die Masse des Merkur ist erst vor wenigen Jahren durch ihren Einfluß

auf den dem Merkur im Jahre 1838 ziemlich nahe

gekommenen Encke'schen Kometen bestimmt worden. Aus den Verhältnissen der Massen finden sich die Verhält­ nisse der Dichtigkeiten der Planeten,

zweier Körper

direkt

da sich die Dichtigkeiten

wie die Massen und umgekehrt wie die

Räume der Körper verhalten. Die Dichtigkeit der Erdkugel ist durchschnittlich 5i mal so

groß, als die des Wassers.

Versuche und Beobachtungen, die

zu diesem Ende von Maskelhne, von Cavendish, von Baily

und zuletzt von Reich (in Freiberg 1837 und 1849—50) an­ gestellt

worden

sind,

haben resp, die Resultate 4,71; 5,45;

5,66; 5,44 und 5,58 gegeben. Aus den Verhältnissen zwischen den Massen und den räum­ lichen Größen der Sonne und der Planeten lassen sich noch die

Verhältnisse zwischen den Gewichten berechnen, mit denen ein und derselbe Körper auf den Oberflächen der Sonne und der

verschiedenen

Planeten

lastet.

Proportional diesen Gewichten

sind die Längen der Secundenpendel (auf der Erdoberfläche im

23 Mittel 3,06 par. Fuß),

so wie die Fallräume der

Körper in

der ersten Secunde (auf der Erdfläche im Mittel 15,09 par. Fuß.)

1 Sonne Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun Mond

Masse.

Dichtigkeit.

Gewicht auf der Oberfläche.

359551 A ti 1 Ä 343 103 15 24 A

0,252 1,234 0,940 1,000 0,958 0,243 0,140 0,178 0,230 0,672

2854 48 92 100 50 272 122 77 108 17

V. Von den Kometen. 28» Aeußeres Ansehen und scheinbare Bewegung der Kometen. Die Kometen haben eben so, wie die Planeten, eine eigene Bewegung, unterscheiden sich aber von ihnen schon durch ihr nebelartiges Ansehen. —

Kern, Kopf, Schweif. —

Schweif ist in der Regel von der Sonne abgekehrt.

Der

Mannig­

fache Form und Größe der Schweife; häufige Veränderung der­

selben.

Kometen

ohne Schweife.

Hellen Tage sichtbar gewesen,

Einige

Kometen

sind

am

viele andere in der Nacht nur

durch Fernrohre. Die Kometen folgen nicht dem Thierkreise, sondern bewegen

sich nach allen möglichen Richtungen, bald

geschwinder,

bald

langsamer. Gemeinhin nähern sich die Kometen nach ihrem ersten Erscheinen der Sonne, werden unsichtbar und kommen

dann auf der andern Seite der Sonne wieder zum Vorscheine. Die ganze Dauer der Sichtbarkeit beträgt gewöhnlich nur einige

Monate, selten viel über sechs. — Verzeichnisse von Kometen bei älteren Schriftstellern.

Natur der Kometen.

—

Meinungen der Alten über die

23 Mittel 3,06 par. Fuß),

so wie die Fallräume der

Körper in

der ersten Secunde (auf der Erdfläche im Mittel 15,09 par. Fuß.)

1 Sonne Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun Mond

Masse.

Dichtigkeit.

Gewicht auf der Oberfläche.

359551 A ti 1 Ä 343 103 15 24 A

0,252 1,234 0,940 1,000 0,958 0,243 0,140 0,178 0,230 0,672

2854 48 92 100 50 272 122 77 108 17

V. Von den Kometen. 28» Aeußeres Ansehen und scheinbare Bewegung der Kometen. Die Kometen haben eben so, wie die Planeten, eine eigene Bewegung, unterscheiden sich aber von ihnen schon durch ihr nebelartiges Ansehen. —

Kern, Kopf, Schweif. —

Schweif ist in der Regel von der Sonne abgekehrt.

Der

Mannig­

fache Form und Größe der Schweife; häufige Veränderung der­

selben.

Kometen

ohne Schweife.

Hellen Tage sichtbar gewesen,

Einige

Kometen

sind

am

viele andere in der Nacht nur

durch Fernrohre. Die Kometen folgen nicht dem Thierkreise, sondern bewegen

sich nach allen möglichen Richtungen, bald

geschwinder,

bald

langsamer. Gemeinhin nähern sich die Kometen nach ihrem ersten Erscheinen der Sonne, werden unsichtbar und kommen

dann auf der andern Seite der Sonne wieder zum Vorscheine. Die ganze Dauer der Sichtbarkeit beträgt gewöhnlich nur einige

Monate, selten viel über sechs. — Verzeichnisse von Kometen bei älteren Schriftstellern.

Natur der Kometen.

—

Meinungen der Alten über die

24 29. Wahre Bewegung der Kometen. Ein

der Sonne nach dem Newton'schen Gesetz der

von

Schwere angezogener Körper kann sich um sie,

statt in einer

Ellipse, auch in einer Parabel oder Hyperbel bewegen.

allgemeinerung der Kepler'schen Gesetze.

—

Ver­

In der Regel ist

das von einer Kometenbahn zu beobachtende Stück schwer von

und wenn sich ein Unterschied

einer Parabel zu unterscheiden,

Zeigt,

so

giebt

derselbe eine elliptische Bahn zu erkennen. —

Große Ercentricität

der Kometenbahnen und daraus folgender

großer Unterschied zwischen der Geschwindigkeit im Perihel und

im Aphel.

Die Bahnen der Kometen unterscheiden sich von

denen der Planeten, außer ihrer großen Ercentricität, noch da­ durch, daß sie gegen die Ekliptik alle möglichen Neigungen ha­

ben;

auch bewegen sich die Kometen nicht blos recht-, sondern

auch rückläufig um die Sonne.

—

Einwirkung der Planeten

auf die Bewegung der Kometen, insbesondere auf den Kometen von

1770.

Elemente

Kometenbahn.

einer

Berechnung der

Elemente aus drei Beobachtungen. — Da bei den meisten Ko­

meten das

sichtbare Stück der Bahn parabolisch ist, so kann

bei ihnen die große Are und also auch die Umlaufszeit nicht an­

gegeben werden.

Nach Galle's Aufzählung sind bis zur Mitte von 1847 178 Bahnen berechnet worden.

Seitdem bis Ende 1852 hat

man 15 neue Kometen entdeckt und berechnet. — Die Anzahl

aller eristirenden Kometen beträgt wahrscheinlich viele Tausende.

30. Von den Kometen, deren Umlaufszeiten bekannt find.

»"•

I Ä'Ä.

I

von Halley

35,4

0,6

18°

rücklf.

— Encke

4,1

0,3

13°

rcchtlf.

— Biela

6,2

0,9

13°

rcchtlf.

— Fähe

5,9

1,7

11°

rcchtlf.

Der Halleh'sche Komet, so genannt nach Edmund Hal­ ley, welcher ihn nach seiner Erscheinung im Jahre 1682 be-

25 rechnete und das Resultat fand, daß er eine Umlaufszeit von

nahe 76 Jahren habe, schon in den Jahren 1456, 1531, 1607 gesehen worden sei

und

gegen

das Jahr 1759 wiederkehren

werde. — Verschiedenheit seiner Größe bei seinen früheren Er­

scheinungen. Merkwürdigkeiten bei seiner letzten Erscheinung im Jahre 1835, wo er am 16. November durch seine Sonnennähe ging.

Der Encke'sche Komet wurde von Pons in Marseille den 26. November 1818 entdeckt.

Encke berechnete seine Bahn

und erkannte daraus seine kurze Umlaufszeit von 3 Jahren und

113 Tagen.

Früher war er schon 1786, 1795 und 1805 be­

obachtet worden.

Seit 1818 hat man ihn regelmäßig 1822,

25, 28, 32, 35, 38, 42, 45, 48, 51 gesehen.

Er ist nur

hat keinen merklichen

durch das Fernrohr wahrzunehmen und

Schweif. — Encke fand bei der Berechnung dieses Kometen,

daß jede Wiederkehr zum Perihel einige Stunden früher ein­ tritt, und schloß daraus, daß sich die Himmelskörper in einem,

obschon äußerst feinen, widerstehenden Mittel bewegen. Der Biela'sche Komet wurde von v. Biela den 28. Febr.

1826 zu Josephstadt in Böhmen, als ein kleiner lichtschwacher

Nebel ohne Schweis, entdeckt.

Seine Umlaufszeit beträgt 6 Jahre

Man fand, daß er schon in den Jahren 1772 und

270 Tage.

1805 gesehen worden;

1832 hat man ihn wieder beobachtet.

Bei seiner Erscheinung im Jahre 1846 zertheilte er sich in zwei

Kometen,

beide mit Kopf und Schweif,

doch von ungleicher

Größe, die anfangs 3, später 6 Minuten von einander abstan­ den. Im September 1852 ist in Nom der Hauptkomet wiederum mit einem, jedoch äußerst lichtschwachen, Begleiter wahrgenom­ men worden.

Außer diesen vier Kometen hat man keinen mit Gewißheit mehr als einmal gesehen. Unter den erst einmal erschienenen Kometen, deren Um­ laufszeiten mit hinreichender Sicherheit

erkannt worden, sind

insbesondere drei zu nennen, welche eben so, wie die Kometen von Encke, Biela und Faye, die Sonne innerhalb weniger Jahre

umkreisen. Sie wurden 1844, 1846 und 1851 von de Vico,

26 Brorsen und d'Arrest entdeckt,

und ihre Umlaufszeiten be­

tragen: 5 I. 170 T., 5 I. 213 T., 6 I. 162 T.

Es haben

diese drei Kometen mit den drei erstgenannten außer den kurzen Umlaufszeiten auch noch dieses gemein, daß sie insgesammt sich

rechtläufig bewegen, daß die Neigungen ihrer Bahnen nur mäßig sind, (die größte Neigung, 31°, hat Brorsen's Komet,

die

übrigen nicht über 14°) und daß ihre Bahnen selbst sich un­ gleich mehr, als die der übrigen Kometen, der Kreisform nähern.

Der Olbers'sche Komet, von Olbers entdeckt den 6.

März 1815, hat eine Umlaufszeit von 74 Jahren.

31. Physische Beschaffenheit der Kometen. Die Größe des Kerns ist schwer zu bestimmen. Viele Ko­

meten scheinen gar keinen, oder nur einen sehr kleinen Kern zu

haben. Größe des Kopfs bei verschiedenen Kometen.

Bei einigen

Kometen hat sich der Kopf in der Sonnennähe vermindert gezeigt.

Der Schweif schließt sich bei den meisten Kometen un­ mittelbar an den Kopf an.

Bei einigen, namentlich bei dem

von 1811, war er vom Kopfe durch einen dunklen Raum ge­

trennt.

Doppelschweif des von 1811.

Sechsfächeriger Schweif

des von 1744. — Der Schweif ist in der Regel nach der Seite hingebeugt, von welcher der Komet herkömmt. — Kometen mit

mehreren

Schweifen.

Ncbenschwcise.

— Veränderlichkeit

der

Schweife. — Längen verschiedener Schweife. — Hypothesen über

die Entstehung der Schweife. Aeußerst geringe Masse und Dichtigkeit der Kometen. Durch­

sichtigkeit derselben.

Sie glänzen

mit

zum Theil

wenigstens

reflectirtem Sonnenlichte, vielleicht auch mit eigenem. — Höchst

geringe Wahrscheinlichkeit des Zusammentreffens eines Kometen mir der Erde. der Erde.

Zusammentreffen des Viela'schen Kometen mit

— Vermutheter Einfluß der Kometen

Atmosphäre.

auf unsere

27

Von -en Fixsternen.

VI.

Von den Fixsternen im Allgemeinen.

32.

Vertheilung der Sterne in Bilder. Namen einzelner Sterne.

Bezeichnung der Sterne durch Buchstaben und Zahlen.

Stern­

charten und Sternkataloge. Einteilung der Sterne nach dem Grade ihres Glanzes in

Sterne der Isten, 2tcn, 3ten u. s. w. Größe.

Ein gutes Auge

sieht noch die Sterne der 6ten Größe. — Sirius, der glän­

zendste unter den Firsternen, hat nach I. Herschel fast 200 mal so viel Licht, als ein Stern 6ter Größe.

Argelander zahlt

20 Sterne der Isten, 65 der 2ten,

425 der iten, 1100

190 der 3ten,

der 5ten und 3200 der

Die Zahl aller Sterne bis zur 6ten Größe be­

6ten Größe.

trägt hiernach

Die Zahl aller Sterne bis

5000.

zur

9ten

Größe rechnet Argelander zu 200 000.

Die Entfernung der Firsterne von uns ist im Allgemeinen

nicht meßbar; sie ist größer, als 200 000 Halbmesser der Erd­ bahn,

d. i. größer als 4 Billionen Meilen; die Zeit, welche

das Licht gebraucht,

um von ihnen bis zu uns zu gelangen,

muß hiernach mehr als

3 Jahre betragen.

Für

a in der Leier hat Struve diese Zeit 124 Jahre

den Stern gefunden;

für den Doppelstern 61 im Schwan hat B essel gegen 9 Jahre erhalten; für « im Centaur haben Henderson und Maclear

einen Lichtweg von

34 Jahren gesunden. —

Bei dieser über

Alles großen Entfernung der Firsterne kann ihr Licht nicht von der

Sonne

herrühren,

sondern

muß

ihnen

eigenthümliches

Licht sein. Die Firsterne erscheinen in den Fernröhren als bloße Punkte,

und diese Punkte sind desto feiner, je besser die angewendeten Instrumente sind. An sehr vielen Firsternen hat man eine eigene Bewegung

beobachtet, und wahrscheinlich gibt es keinen, der nicht hätte.

eine solche

Der Doppelstern 61 des Schwans bewegt sich 5rö

28 Secunden jährlich.

Die größte bis jetzt erkannte Eigenbewegung

hat ein Stern im Hintertheile des Schiffs; sie beträgt 7?F See. jährlich.

Diese Bewegung der Firsterne mag zum Theil nur

scheinbar sein und von einer Bewegung unseres Sonnensystemes

herrühren. Nach Argelander ist letztere Bewegung nach einem zwischen c und X des Herkules liegenden Punkte gerichtet.

83. Von veränderlichen und neuen Sternen. Mehrere Sterne erscheinen in Perioden

von

bestimmter

Dauer bald heller, bald dunkler und verschwinden auch wohl auf einige Zeit.

Es gehören dahin

Veränd. der Größe.

Periode.

o im Walisische

2 bis unsichtb.

331 Tage 20 St-

ß im Perseus

2

-

21

ö in: Cepheus

5

-

9

X im Schwan

406

-

1

-

2

-

-

3

-

4 5

-

4

-

11

« im Herkules

66

-

8

-

3

-

4

ß in der Leier

6

-

9

-

3

-

41

Vermuthungen über die Ursache dieser Veränderlichkeit. Man hat bisweilen Sterne an Orten gesehen, wo vorher keine waren.

Tycho entdeckte im Jahr 1572 einen solchen in

der Cassiopeia, der anfangs sogar am Tage sichtbar war. Kep­

ler entdeckte im Jahr 1604 einen neuen Stern der Isten Größe im östlichen Fuße des Schlangenträgers; Anthelm im Jahre

1670 einen Stern der 3ten Größe am Kopfe des Fuchses.

Im

April 1848 entdeckte Hind einen neuen röthlich gelben Stern

5ter Größe gleichfalls im Schlangenträger.

Alle diese Sterne

sind aber nur wenige Jahre sichtbar gewesen. Bei vielen Sternen bemerkt man eine allmählige Verände­ rung ihres Glanzes und ihrer Farbe.

Altair im Adler wird

von Ptolemäus zur 2ten, jetzt zur ersten Größe gerechnet. Der

Stern