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German Pages 49 [105] Year 2022
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