KapitelI.
Die Sonne.

§. 1. (Maſſe der Sonne.) Nachdem wir im Vorhergehenden
die Erſcheinungen, welche die Bewegungen der Körper unſeres
Sonnenſyſtems für uns hervorbringen, betrachtet haben, wollen
wir nun zu der Erzählung desjenigen übergehen, was uns die
Fernröhre über den Bau und die phyſiſche Beſchaffenheit dieſer
Körper ſowohl, als auch, ſo viel es uns bisher gegönnt iſt, der
außer unſerm Planetenſyſtem befindlichen Geſtirne kennen gelehrt
haben.

Wir beginnen unſere Wanderungen durch die Planetenwelt mit
dem bei weitem wichtigſten, mit dem Centralkörper derſelben, mit
der Sonne, der alle übrige Körper unſeres Syſtemes Licht und
Wärme und Wohlthaten ohne Zahl verdanken, daher ſie auch von
mehreren Völkern der Vorzeit als das würdigſte Bild der Gottheit,
ja als die Gottheit ſelbſt verehrt wurde, wie denn Oſiris in Aegyp-
ten, Baal in Chaldäa, Adonis in Phönicien, Mithra in Perſien,
und ſelbſt Apollo in Griechenland nur eben ſo viele Embleme
der Gottheit waren, welche jene Völker unter dem Sinnbilde des
ewigen Feuers in ihren Tempeln anbeteten. Wenn ſie aber durch
dieſe Wohlthaten die Ehrfurcht der Menſchen an ſich gebunden
hat, ſo iſt es eine ganz andere Eigenſchaft, durch welche ſie ſich
1 *
[4]Die Sonne.
die Herrſchaft über die ihr unterworfenen Planeten und Kometen
erworben hat. Dieſe Herrſchaft verdankt ſie ſich ſelbſt, ihrer ei-
genen Kraft, d. h. ihrer Maſſe, die 355,000 mal größer als die
Maſſe der Erde, und ſelbſt noch über ſiebenhundertmal größer iſt,
als die aller übrigen Körper des Syſtems zuſammen genommen.
Wir werden weiter unten ſehen, daß dieſe Maſſe es eigentlich iſt,
wodurch ſie alle Planeten an ſich feſſelt und ſie zwingt, die ih-
nen angewieſenen Bahnen in ſchweigendem Gehorſame um ſie
zu beſchreiben. Dieſes Uebergewicht der Maſſe macht ſie nicht
nur zu dem Haupt- und Centralkörper des ganzen Syſtems, ſon-
dern daſſelbe begründet zugleich die ſtreng monarchiſche Einrich-
tung dieſes großen Staates, in welchem die Kraft des Herrſchers
die aller ſeiner Unterthanen ſo weit übertrifft, daß größere Unord-
nungen jeder Art völlig unmöglich ſind.

§. 2. (Größe der Sonne.) Auch an Größe, an körperlichem
Umfange kann kein Planet mit der Sonne verglichen werden. Der
Durchmeſſer der Sonnenkugel beträgt 188,000 deutſche Meilen,
alſo ihre Oberfläche 111,000 Millionen Quadratmeilen, und ihr
Volum 3500 Billionen Kubikmeilen. Allein dieſe Zahlen ſind
zu groß, um uns einen deutlichen Begriff von dem wahren Um-
fange der Sonne zu geben. Suchen wir alſo, uns durch Verglei-
chungen mit andern, bekannten Körpern die Sache gleichſam zu
verſinnlichen.

Der kleinſte aller unſerer Planeten iſt Veſta. Sein Durch-
meſſer beträgt, nach Schröters Meſſungen, nicht einmal ſechzig
Meilen. Der Sonnendurchmeſſer iſt alſo über 3100 mal größer, als
jener der Veſta, alſo iſt auch der körperliche Inhalt oder das Volum
der Sonne gegen 30,000 Millionen mal größer als das Volum der
Veſta, oder aus der Sonne laſſen ſich mehr als 30,000 Millionen der
Veſta gleich große Kugeln machen. Solcher Kugeln aber, wie unſre
Erde, würde man über 1,300,000 um einander legen müſſen, um
endlich einen Körper, der Sonne am Umfange gleich, zu erhal-
ten. Ja ſelbſt alle Planetenkugeln zuſammengefügt, würden noch
nicht den 560ſten Theil der Sonnenkugel an Raum einnehmen.
Da aber auch dieſe Zahlen noch immer zu groß ſind, uns eine
klare Vorſtellung von der wahrhaft ungeheuern Ausdehnung des
Sonnenkörpers zu geben, ſo wollen wir uns denſelben um ſeinen
[5]Die Sonne.
Mittelpunkt ſo weit ausgehöhlt denken, daß die Erde in dieſem
Mittelpunkte ſtehen, und um ſie der Mond in ſeiner Entfernung
von 50,000 Meilen ſich frei in dieſer Höhle bewegen könne. Da
würde doch noch ein nicht ausgehöhlter Rand der Sonne, eine
Kugelſchaale übrig bleiben, deren Dicke nahe eben ſo groß iſt,
als der Halbmeſſer dieſer Höhle ſelbſt. Zu einer ſogenannten Reiſe
um die Welt, d. h. um den Umkreis der Erde zurückzulegen,
würde ein Wanderer, der täglich zehn deutſche Meilen macht,
540 Tage, zu einer Reiſe um die Sonne aber würde derſelbe
59,160 Tage oder mehr als 160 Jahre brauchen.

§. 3. (Dichtigkeit ihrer Maſſe.) Wenn aber die Sonne an
Größe und Maſſe alle anderen Planeten weit überwiegt, ſo ſteht
ſie ihnen im Gegentheil an der Dichtigkeit ihrer Maſſe weit nach.
Der Stoff, aus dem dieſer große Körper gewoben iſt, iſt vier-
mal lockerer, als der Stoff der Erde. Die Leſer werden fragen,
woher wir dieß wiſſen, und wer die Materie, aus welcher die
Sonne beſteht, in dieſer Beziehung unterſucht hat? — Allein das
hätten ſie beſſer ſchon oben, als wir von der Maſſe der Sonne
geſprochen haben, fragen können. Wenn man einmal die Maſſe
und das Volum eines Körpers kennt, ſo iſt es ſehr leicht, auch
die Dichtigkeit deſſelben zu finden, da dieſe immer gleich der
Maſſe dividirt durch das Volum des Körpers iſt. Es wurde aber
oben geſagt, daß die Maſſe der Sonne 355,000, und das Volum
derſelben 1,300,000 mal größer iſt, als das der Erde. Wenn
man nun die erſte dieſer beiden Zahlen durch die zweite dividirt,
ſo erhält man 0,27 oder nahe ¼, daher die Dichtigkeit der Sonne
nur den vierten Theil der Dichtigkeit der Erde betragen kann.
Wie man aber zu jener Kenntniß der Maſſe der Sonne gelan-
gen kann, werden wir in der nächſtfolgenden Abtheilung dieſes
Werkes ſehen, wie wir denn überhaupt hier noch gar manches,
von dem wir erſt in der Folge eine, wie wir hoffen, völlig genü-
gende Rechenſchaft werden geben können, dem guten Glauben und
dem Vertrauen der Leſer zu unſerer Redlichkeit überlaſſen müſ-
ſen. Es mag ihnen immerhin etwas auffallend dünken, wenn
ſie die Aſtronomen behaupten hören, daß ſie die Geſtirne des
Himmels wie auf einer Wage abgewogen und gefunden haben
[6]Die Sonne.
ſollen, daß ſie, wenn ſie die Sonne in die eine Wagſchale legten,
in die andere 355,000 ſolche Kügelchen, wie unſere Erde iſt, le-
gen müßten, um das Gleichgewicht der Wage zu erhalten. Aber
da ſie ihnen glauben, wenn ſie die Finſterniſſe der Sonne und
des Mondes ganze Jahre, ja Jahrhunderte voraus ſagen, warum
ſollten ſie eben hier mißtrauiſcher ſeyn und ihnen weniger Glau-
ben ſchenken? Zwar ſind von dieſen Finſterniſſen ſchon ſo viele
eingetroffen und genau ſo eingetroffen, wie ſie von den Aſtrono-
men vorausgeſagt worden ſind. Aber auch jene Ausſagen von der
Maſſe und Dichtigkeit der Himmelskörper werden eintreffen, und,
wie wir mit Zuverſicht erwarten, ſelbſt in einem Werke dieſer
Art, aus dem doch alle eigentliche Rechnung verwieſen ſeyn ſoll,
eine Beſtätigung finden, die jeden unſrer Leſer vollkommen zufrie-
den ſtellen ſoll.

§. 4. (Fall der Körper auf der Oberfläche der Sonne.) Wir
wollen daher, im Vertrauen auf den guten Glauben zu unſerer
Wahrheitsliebe, ſogleich noch einen Schritt weiter gehen und hin-
zuſetzen, daß die Aſtronomen nicht bloß die Maſſe der Sonne
abgewogen, und die Dichtigkeit des Stoffes, aus dem ſie beſteht,
beſtimmt haben, ſondern daß ſie ſogar dahin gekommen ſind, zu
erfahren, wie tief ein Stein oder ſonſt irgend ein ſchwerer Kör-
per in der erſten Secunde fallen würde, wenn er auf der Ober-
fläche der Sonne ſeiner Unterſtützung beraubt und ſich ſelbſt über-
laſſen würde. Auf unſerer Erde beträgt dieſer Fall der Körper
in der erſten Secunde bekanntlich nahe 15 Par. Fuß, wie bereits
Tauſende von Beobachtungen gezeigt haben, und wie jeder, wenn
er will, ſelbſt verſuchen kann. Auf der Sonne aber haben wir
allerdings keine ſolchen Beobachtungen anſtellen können, allein
wir wiſſen demungeachtet nicht weniger gewiß, daß dieſer Fall
der Körper dort 430 Fuß beträgt, und daß daher die Körper auf der
Sonne in dieſer erſten Secunde nahe 29 mal tiefer fallen, als auf
der Erde. Wir werden weiter unten Gelegenheit haben, auch von
dieſer Behauptung eine Jedermann zufrieden ſtellende Rechenſchaft
zu geben. Hier wollen wir uns begnügen, zu wiſſen, daß jeder
Körper, der bei uns z. B. hundert Pfunde wiegt, dort 2900 Pfunde
oder nahe 30 Centner wiegen würde. Dieß Experiment dürfte
aber, ſelbſt wenn wir zur Sonne gelangen könnten, nicht mit un-
[7]Die Sonne.
ſeren gewöhnlichen Wagen angeſtellt werden, da das Gewicht in
der andern Schaale der Wage ebenfalls ein Körper, und daher
ebenfalls 29 mal ſchwerer auf der Sonne ſeyn wird, als auf der
Erde. Aber eine Maſchine, z. B. eine elaſtiſche Feder, die den
Druck der auf ihr liegenden Körper angäbe, würde hier ſchon beſ-
ſere Dienſte leiſten, da der vorhergehende Ausdruck eigentlich nur
ſagen will, daß der Druck eines jeden Körpers auf ſeine Unter-
lage an der Oberfläche der Sonne 29 mal größer iſt, als an der
der Erde. Und doch würden wir uns vergebens bemühen, auch den
Verſuch mit einer ſolchen Maſchine auf der Sonne anzuſtellen,
ſelbſt wenn wir Mittel hätten, bis zu ihr zu gelangen. Denn ab-
gerechnet, daß wir, wenn wir auf unſerer Reiſe von der Erde
zur Sonne der letztern einmal nahe genug kämen, mit einer ſo
großen Kraft von ihr angezogen, und mit einer ſo ungeheuern
Geſchwindigkeit auf ihr ankommen würden, daß wir entwe-
der ſchon längſt erſtickt, oder bei unſerem Auffalle zerſchmettert
werden müßten; angenommen ſelbſt, daß wir ein Mittel hätten,
uns vor der großen Hitze zu ſchützen, die wir wahrſcheinlich in
ihrer Nähe erleiden müßten, ſo würde ſchon jener größere Druck
unſern Aufenthalt daſelbſt ganz unmöglich machen. Unſer eige-
ner Körper würde nämlich uns ſelbſt ebenfalls mit einem 29
mal größeren Gewichte drücken, und die 150 Pfunde, die wir
etwa hier mit uns ſelbſt herumtragen, würden dort mit einer 29
mal größeren Kraft, d. h. mit einem Gewichte von 4350 Pfun-
den auf uns laſten, und wir würden, da wir unſer eigenes Ge-
wicht nicht mehr ertragen könnten, von uns ſelbſt erdrückt werden.

§. 5. (Veränderliche Dichtigkeit der Sonnenmaſſe.) Uebrigens
muß bemerkt werden, daß die oben erwähnte Dichtigkeit der Son-
nenmaſſe nur die mittlere Dichtigkeit derſelben iſt, oder daß,
wenn die Sonne in allen ihren Theilen eine durchaus homogene
Maſſe hätte, die Dichtigkeit derſelben dem vierten Theile der mitt-
lern Dichtigkeit unſrer Erde gleich, alſo nahe ſo groß, wie die
des Pechs oder der Steinkohle ſeyn würde. Allein dieſe Voraus-
ſetzung einer überall gleich dichten Maſſe der Sonne iſt äußerſt
unwahrſcheinlich, und wir werden ſpäter ſehen, daß die Dichte
dieſes Himmelskörpers mit der Nähe zu ſeinem Mittelpunkte im-
mer zunehmen, und in dieſem Mittelpunkte ſelbſt eine ganz
[8]Die Sonne.
außerordentliche ſeyn müſſe, weil hier die Maſſe der Sonne durch
die Kraft ihrer eigenen Anziehung ſehr ſtark zuſammengedrückt
wird. Es iſt aber bekannt, daß die Temperatur aller Körper,
wenn ſie einer heftigen Compreſſion ausgeſetzt werden, ſehr hoch
iſt, woraus folgt, daß im Innern der Sonne auch eine ſehr große
Hitze herrſchen muß, und daß vielleicht nur die durch dieſe Hitze
vermehrte Elaſticität der Sonnenmaſſe hindert, daß ſie nicht
durch ihre eigene Attractionskraft in einen ſehr kleinen Körper
zuſammengedrückt werde.

§. 6. (Phyſiſche Beſchaffenheit der Sonne.) Es würde ohne
Zweifel ſehr intereſſant ſeyn, die phyſiſche Beſchaffenheit dieſes
Centralkörpers unſeres Planetenſyſtems, auch nur die ſeiner Ober-
fläche, näher zu kennen. Allein er iſt zu Unterſuchungen dieſer
Art, ſelbſt für unſere beſten Fernröhre, zu weit entfernt, als daß
wir auf große Erfolge rechnen könnten. Nach den neueſten Un-
terſuchungen beträgt die Horizontalparallaxe (I. §. 63.) derſelben
für die Bewohner unſeres Aequators nur 8.578 Secunden, woraus
die mittlere Entfernung derſelben von der Erde gleich 20 665,800
deutſchen Meilen abgeleitet wird, eine Diſtanz, welche eine Kano-
nenkugel, wenn ſie auch in jeder Secunde 1500 Fuß durchlaufen
würde, erſt in zehn ganzen Jahren zurücklegen könnte. Welche
Ausſichten haben wir unter ſolchen Verhältniſſen zu großen Ent-
deckungen über die Oberfläche der Sonne, wir, die wir ſelbſt die
Oberfläche der uns ſo nahen Erde noch immer ſo wenig kennen.

Demungeachtet werden wir durch die Wichtigkeit dieſes größten
aller Himmelskörper, den wir näher kennen, und noch mehr viel-
leicht durch die Wohlthaten, die wir ihm täglich und ſtündlich
verdanken, gleichſam aufgefordert, ihn wenigſtens ſo weit, als
es unſere beſchränkten Kräfte erlauben, zu unterſuchen. Unter
dieſen Wohlthaten haben wir bereits oben als die zwei vorzüg-
lichſten Licht und Wärme genannt. Es wird nicht unan-
gemeſſen ſeyn, bei jedem dieſer wahrhaft himmliſchen Geſchenke
etwas länger zu verweilen, um ſo mehr, da verſchiedene weſent-
liche Eigenſchaften derſelben erſt in den neueſten Zeiten entdeckt,
und daher vielleicht noch nicht allgemein genug bekannt ſind.

KapitelII.
Merkur.

§. 39. (Entfernung, Umlaufszeit u. f. dieſes Planeten.) Unter
allen Planeten iſt Merkur der nächſte an der Sonne. Unſere
Fernröhre zeigen uns daher von ihm wenig mehr, als daß er
rund iſt, und, wenn dieſe Fernröhre ſehr gut ſind, daß er Phaſen,
d. h. eben ſolche Lichtabwechslungen, wie unſer Mond, hat. Er
iſt nämlich zu klein, meiſtens zu weit von uns entfernt, und
hält ſich endlich zu ſehr in dem ſtarken Lichte der Sonne auf,
als daß wir hoffen könnten, ihn bald genauer kennen zu lernen.
Das Meiſte von dem, was wir von ſeiner phyſiſchen Beſchaffenheit
wiſſen, verdanken wir dem unvergeßlichen Schröter in Lilienthal,
der ihn mit ſeinen ſtarken Spiegelteleſcopen auf das eifrigſte ver-
folgte. (M. ſ. deſſen hermographiſche Fragmente im IIIten Bande
der Beiträge zu den neueſten aſtr. Entdeckungen. Götting. 1800.)

Die mittlere Entfernung dieſes Planeten von der Sonne,
oder die halbe große Axe ſeiner Bahn beträgt, 0,387 Halbmeſſer
der Erdbahn, oder 8,082,000 Millionen d. Meilen. Da aber dieſe
ſeine Bahn ſehr elliptiſch iſt, ſo iſt ſeine wahre Entfernung von
der Sonne ſehr veränderlich. Im Perihelium ſteht er nur 7,413,000,
im Aphelium (I.) aber 9,752,000 Meilen von der Sonne ab.
Mit andern Worten, ſeine kleinſte Entfernung von der Sonne
beträgt 66,5, ſeine mittlere 83,7, und ſeine größte 100,9 Sonnen-
4 *
[52]Merkur.
halbmeſſer, welcher letzte 94,000 Meilen hat. Noch beträchtlicher
unter einander verſchieden ſind ſeine Entfernungen von der Erde,
da die kleinſte derſelben 10 und die größte über 30 Mill. Meilen
beträgt.

Sein Halbmeſſer beträgt nur 300 Meilen, alſo nur den dritten
Theil des Erdhalbmeſſers, wie er denn überhaupt unter den ſieben
ältern Planeten (I.) bei weitem der kleinſte iſt. Seine Oberfläche
iſt daher nur 1,073.000 Quadratmeilen groß, oder kaum der
zehnte Theil von der Oberfläche der Erde, und ſein körperlicher
Inhalt, oder ſein Volum, das 104 Mill. Kubikmeilen beträgt, iſt
nur der 4/100te Theil des Volums der Erde, oder aus der Erde
würden ſich 25 ſolche Kugeln wie Merkur bilden laſſen.

Da er der Sonne, dieſer eigentlichen Quelle der Bewegungen
aller Planeten, ſo nahe ſteht, ſo iſt ſeine Bewegung um dieſen
Centralkörper von allen die ſchnellſte. In der That legt er in
ſeiner mittleren Geſchwindigkeit in jeder Stunde 6,7 Meilen, oder
in einem Tage ſchon 578,880 Meilen zurück. Seine ganze Bahn
um die Sonne vollendet er, in Beziehung auf die Fixſterne, in
87,969, und in Beziehung auf die Nachtgleichen (I.) in 87,968
Tagen, und zwar in einer Bahn, die nahe ſieben Grade, alſo
ſtärker, als alle andern ältern Planetenbahnen, gegen die Ecliptik
geneigt iſt. Seine ſynodiſche Umlaufszeit endlich (I. §. 98) be-
trägt 115,87 Tage.

§. 40. (Maſſe und Dichtigkeit Merkurs.) Wir werden weiter
unten die Mittel kennen lernen, die Maſſen der Planeten, d. h.
die Menge der materiellen Elemente, aus denen ſie beſtehen, oder,
wenn man lieber will, die gegenſeitigen Gewichte derſelben zu
beſtimmen, ſo wie auch die Dichtigkeit dieſes materiellen Stoffes,
aus dem ſie beſtehen. Wir werden uns indeß der Vollſtändigkeit
wegen erlauben, bei jedem Planeten dieſe beiden Eigenſchaften
ſchon jetzt mit aufzuführen. Die Maſſe Merkurs alſo iſt nur
⅙ von der Maſſe der Erde, d. h., wenn man die Erde in eine
Wagſchaale legen könnte, ſo müßte man in die andere ſechs ſolche
Kugeln, wie Merkur, legen, um die Waage im Gleichgewichte zu
erhalten. Da aber die Dichtigkeit eines jeden Körpers nichts
anderes, als ſeine Maſſe dividirt durch ſein Bolum iſt, ſo würde,
[53]Merkur.
wenn das Volum Merkurs auch nur der ſechste Theil des Volums
der Erde wäre, die Dichtigkeit Merkurs gleich der der Erde ſeyn.
Allein das Volum dieſes Planeten beträgt, wie bereits geſagt,
nur den 25ſten Theil des Volums der Erde, alſo iſt auch die
Dichtigkeit deſſelben gleich 25/6 oder nahe viermal ſo groß als die
Dichtigkeit der Erde. Die mittlere Dichtigkeit der Erde iſt
aber bekanntlich nahe 5 mal größer, als die des reinen Waſſers,
alſo iſt auch die Dichtigkeit des Merkurs nahe 20 mal größer,
als die des Waſſers, oder die Maſſe Merkurs beſteht aus einer
Materie, die nahe eben ſo dicht als unſer Gold oder Platin iſt.

Auf unſere Erde fallen die Körper, wenn ſie ihrer Unter-
ſtützung beraubt werden, in der erſten Secunde, nach den zahl-
reichen Beobachtungen, die wir auf der Oberfläche der Erde an-
geſtellt haben, durch 15,1 Par. Fuß. Da wir nicht auf die Ober-
fläche Merkurs oder einer der andern Planeten kommen, alſo auch
keine Beobachtungen daſelbſt anſtellen können, ſo ſollte man glauben,
daß es den Menſchen immer verſagt ſeyn wird, zu erfahren, wie
ſich die fallenden Körper auf jenen Planeten verhalten. Wir
werden aber weiter unten Gelegenheit haben, zu zeigen, daß dieſe
Beſtimmungen in der That ſehr leicht ſind, wenn man einmal die
Maſſe und den Halbmeſſer dieſer Planeten kennt. Eine ganz
einfache Rechnung lehrt uns, daß dieſer freie Fall der Körper auf
der Oberfläche Merkurs in der erſten Secunde 14.1 Fuß, alſo
genau einen Fuß weniger, als auf der Erde beträgt.

§. 41. (Durchmeſſer Merkurs.) Ein an ſich ſo kleiner und
von uns ſo weit entfernter Körper kann uns nur unter einem
ebenfalls ſehr kleinen Winkel erſcheinen. In der That, beträgt
ſein ſcheinbarer Durchmeſſer, ſelbſt wenn er am größten, oder
wenn der Planet uns am nächſten iſt, nur 12 Sec., und in ſeiner
größten Entfernung nur nahe 4 Sec. Die Beobachter auf der
Sonne aber, wenn dieſe in der That exiſtiren, und wenn ſie vor
dem blendenden Lichte der Sonne die Planeten noch ſehen können,
würden ihn in ſeiner mittleren Entfernung unter dem Winkel von
etwa 15 Sec., alſo nahe eben ſo groß ſehen, als ihnen die an ſich
ſo viel größere, aber auch weiter entferntere Erde erſcheint. Da-
gegen ſehen die Beobachter auf der Oberfläche Merkurs die ihnen
[54]Merkur.
ſo nahe Sonne unter einem ſcheinbaren Durchmeſſer von 4980 Sec.,
oder nahe 2½ mal ſo groß, als wir von der Erde den Sonnen-
durchmeſſer ſehen, und die Oberfläche der ganzen Sonnenſcheibe
ſehen ſie nahe ſiebenmal größer als wir.

§. 42. (Temperatur und Beleuchtung auf Merkur.) Dieſe
Nähe der Sonne muß auch auf die Temperatur Merkurs einen
bedeutenden Einfluß haben. Die Beleuchtung, welche dieſer Planet
von der Sonne erhält, oder die Helligkeit ſeiner Tage iſt nahe
ſiebenmal größer, als bei uns, und in demſelben Verhältniſſe
mag auch die Temperatur oder die Intenſität der Wärme ſeyn,
welche die Oberfläche Merkurs und der Erde von der Sonne er-
halten. Eine ſolche Helligkeit des Tageslichtes würde unſere
Augen blenden, und eine ſiebenmal höhere Temperatur würde dem
Leben aller unſerer Thiere und Pflanzen ſehr ſchnell ein Ende
machen. Welche von uns völlig verſchiedene, welche ganz anders
organiſirte Weſen mögen daher dieſe Planeten bewohnen, und wie
vielmehr noch mögen ſie von den Bewohnern des Uranus, des
entfernteſten aller Planete, verſchieden ſeyn, auf deſſen Oberfläche
die Intenſität der Beleuchtung ſowohl, als die der Erwärmung
nicht weniger als 330 mal kleiner iſt, als auf der Erde, alſo über
2300 mal kleiner als auf der Oberfläche Merkurs. Wenn daher
unſere Metalle auf der Oberfläche Merkurs wegen der großen dort
herrſchenden Hitze in beſtändigen Flüſſen ſind, wie unſer Queck-
ſilber, ſo würden auf jenen des Uranus nicht nur alle unſere,
ſelbſt unſere geiſtigen Flüſſigkeiten, ſondern vielleicht ſelbſt die Luft
zu einem feſten Körper erſtarren, und beide Extreme würden für
Organiſationen unſerer Art gleich unerträglich und zerſtörend ſeyn.

§. 43. (Sichtbarkeit Merkurs.) Man erkennt dieſen Planeten
an ſeiner hellweißen Farbe und an ſeinem intenſiven Lichte, das,
durch gute Fernröhre beſehen, die A gen blendet, daher man, in
ſehr lichtſtarken Teleſcopen, ſchwach gefärbte, ſogenannte Dampf-
gläſer vor das Ocular ſtellen muß, wie bei der Sonne, um ſeine
Begränzung ſchärfer zu ſehen. Gewöhnlich iſt er mit freien Augen
ſchwer zu finden, da er ſich immer in der Nähe der Sonne auf-
hält, von deren Lichte er gleichſam verdunkelt oder verdrängt wird.
In der That entfernt er ſich nie weit von der Sonne, und iſt
[55]Merkur.
daher nur, wenn er ihr weſtlich ſteht, Morgens kurz vor Sonnen-
aufgang am öſtlichen Himmel, und wenn er ihr öſtlich ſteht,
Abends bald nach Sonnenuntergang am weſtlichen Himmel einige
Zeit durch ſichtbar, wo man ihn daher immer in dem Dämmer-
lichte der Sonne und nahe am Horizonte ſuchen muß. Man
möchte beinahe glauben, daß die alten Griechen viel beſſere Augen,
als wir gehabt haben, da ſie dieſen Planeten nicht nur ſo oft
ſehen, ſondern ihn ſogar fortgeſetzt beobachten, und aus dieſen
Beobachtungen die Theorie ſeiner Bewegung ableiten konnten.
Zwar ſind die Tafeln deſſelben, wie ſie uns Ptolemäus überliefert
hat, die unvollkommenſten von allen ſeinen Planetentafeln, und
der Fehler derſelben geht, wenn man ſie mit unſern neuern Tafeln
vergleicht, bis auf ſieben volle Grade. Aber auch in dieſem Zu-
ſtande noch können ſie als ein Beweis des Fleißes jener Aſtro-
nomen betrachtet werden, die noch keine Fernröhre zu ihrem Gebothe
hatten, und gewiß nicht ohne lang fortgeſetzte Beobachtungen
auch nur die Bewegung dieſes Geſtirns erkennen konnten. Coper-
nikus ſoll es noch auf ſeinem Sterbebette betrauert haben, daß er
in ſeinem ganzen Leben den Merkur auch nicht ein einziges mal
geſehen hatte, ſo viel er ſich auch darum bemühte. Möſtlin, der
Lehrer des großen Kepler, ſagte oft ſcherzend, daß dieſer Planet
nur da zu ſeyn ſcheine, um die Aſtronomen in ein ſchlechtes Licht
zu ſtellen, und Riccioli hielt den himmliſchen Merkur für eben ſo
unergründlich für die Aſtronomen, als den irdiſchen (das Queck-
ſilber) für die Chemiker und Alchimiſten. Seit indeß die Fern-
röhre entdeckt, und in unſern Tagen auf einen ſo hohen Grad
der Vollkommenheit gebracht worden ſind, hat man weiter keine
Schwierigkeit, ihn ſelbſt um Mittag, und in einer ſehr geringen
Entfernung von der Sonne zu ſehen. Oefters ſoll es ſich jedoch
ereignen, daß man ihn auch mit dieſen Hülfsmitteln zu einer Zeit,
wo man ihn ſeiner Stellung gegen Erde und Sonne wegen, am
beſten ſehen ſollte, nur mit Mühe erkennen kann, und man glaubt
dieſe Sonderbarkeit dadurch zu erklären, daß einzelne Theile ſeiner
Oberfläche das Licht der Sonne weniger gut reflectiren, als andere.

§. 44. (Größtes Licht Merkurs.) Wir haben bereits oben
(I. §. 94) den ſcheinbaren Lauf dieſes Planeten um die Sonne
[56]Merkur.
umſtändlich angegeben und geſagt, daß er ſich von derſelben im
Mittel nur um 23 Grade öſtlich oder weſtlich entfernt. Allein
wenn er zu dieſer Zeit zugleich in ſeinem Aphelium iſt, ſo kann
dieſe Entfernung von der Sonne, wegen der großen Excentricität
ſeiner Bahn, bis auf 29 Grade ſteigen. Man nennt dieß ſeine
größte Elongation und zu dieſer Zeit, ſollte man glauben, müßte
man ihn am leichteſten und beſten ſehen, weil er da von dem viel
ſtärkern Lichte der Sonne am meiſten entfernt iſt, und auch bei
Auf- oder Untergang der Sonne noch am höchſten über dem
Horizonte ſteht. Allein zur Zeit der größten Elongation iſt er
auch noch zu ſehr von der Erde entfernt und wendet uns einen zu
kleinen Theil ſeiner von der Sonne beleuchteten Hemiſphäre zu,
um hier in ſeinem größten Lichte zu glänzen. Dieſe Verhältniſſe
ſind im Gegentheile am günſtigſten, wenn er etwas näher bei
ſeiner untern Conjunction mit der Sonne und nahe 15 oder 18
Grade von derſelben entfernt iſt.

§. 45. (Phaſen Merkurs.) Es iſt bereits geſagt worden, daß
dieſer Planet uns ähnliche Lichtabwechslungen, wie der Mond,
zeigt, was offenbar von ſeiner Stellung gegen Sonne und Erde
kömmt. Die bloße Anſicht der Fig. 4 wird hinreichen, dieſe
Phaſen Merkurs mit allen ihren Eigenheiten zu erklären. In
ſeiner obern Conjunction (i) iſt er am weiteſten von der
Erde T entfernt, erſcheint uns alſo auch am kleinſten. Da aber
hier die von der Sonne S beleuchtete Hemiſphäre ganz der Erde
zugewendet iſt, ſo hat er die Geſtalt einer ganzen kreisrunden,
lichten Scheibe, wie der Mond zur Zeit ſeines Vollichtes. In
ſeinem erſten Viertel (2) zeigt er uns nur mehr die eine Hälfte
ſeiner beleuchteten Hemiſphäre auf ſeiner Weſtſeite. Wenn er in
ſeiner Bahn noch weiter fortrückt, und nach (3) in ſeine untere
Conjunction kömmt, ſo ſteht er der Erde am nächſten, und
müßte ihr daher am größten erſcheinen. Allein da er hier ſeine
beleuchtete Seite ganz von der Erde wegwendet, ſo ſehen wir ihn
gar nicht. Bisher war Merkur Abendſtern, oder man ſah ihn nur
nach Sonnenuntergang im Weſten an der öſtlichen Seite der
Sonne; allein ſo wie er über (3) hinaustritt, wird er Morgen-
ſtern und erſcheint vor Aufgang der Sonne im Oſten auf der
[57]Merkur.
weſtlichen Seite der Sonne. Anfangs, wo er der Sonne noch
ſehr nahe erſcheint, ſieht man ihn nur wie einen feinen Silber-
faden, wie den Mond in den erſten Tagen nach dem Neulichte,
und ſeine öſtliche Seite wird immer mehr beleuchtet, bis er in
(4), in ſeinem letzten Viertel, uns die Hälfte ſeiner lichten He-
miſphäre, und endlich in (1) wieder die ganze beleuchtete Scheibe
zuwendet. (Vergl. I. §. 94 — 112). Alle dieſe Erſcheinungen
ſind den Beobachtungen vollkommen gemäß, und es iſt bereits
oben (I. Cap. VIII.) geſagt worden, daß man dieſe Phaſen als
einen der treffendſten Beweiſe des Copernicaniſchen Planeten-
ſyſtems anſehen kann. Zwar hat man eben dieſe Abweſenheit
derſelben (da man, ſelbſt bei der Venus, dieſe Phaſen ohne Fern-
röhre, die damals noch unbekannt waren, nicht ſehen kann) als
einen Beweis gegen dieß Syſtem brauchen wollen, aber nichts
beweiſt mehr die Sicherheit und die innige Ueberzeugung von der
einmal erkannten Wahrheit, als daß Copernicus ſich durch dieſen
damals allerdings ſehr gewichtvollen Einwurf nicht hindern ließ,
und daß er kühn behauptete, daß dieſe Phaſen ganz gewiß exiſtiren,
und daß wir ſie nur nicht ſehen können, weil unſere Augen dazu
zu ſchwach ſind. Und in der That, kaum war das Fernrohr er-
funden, als auch Galilei ſchon dieſe Phaſen, wenigſtens bei der
Venus, wo ſie viel leichter zu ſehen ſind, entdeckt hatte. Die
Geſchichte der Wiſſenſchaften enthält vielleicht nur noch einen
einzigen analogen Fall eines ähnlichen beharrlichen Feſthaltens
an der einmal entdeckten Wahrheit. Als Hutton ſeine Theorie
von der Conſolidation der Felſen durch Anwendung der Hitze in
einer großen Tiefe unter dem Spiegel des Meeres vortrug, und
dieſe beſonders auf den einſt flüſſigen Marmor anwendete, wurde
ihm entgegnet, daß wenigſtens bei dieſer und überhaupt bei allen
kalkigen Steinarten eine ſolche Urſache der Conſolidation nicht zu-
gelaſſen werden könne, weil die Hitze die Subſtanz derſelben auf-
löſt und ſie in Kalk verwandelt, indem ſie die Kohlenſäure aus
dem Steine treibt und nichts als eine Maſſe zurückläßt, die nicht
weiter flüſſig gemacht und nicht einmal durch Hitze verändert
werden kann; allein Hutton antwortete darauf, daß der große
Druck, unter welchem die Hitze auf dieſe Steinart angebracht
[58]Merkur.
worden iſt, die Trennung der Kohlenſäure hindern muß, und daß
daher bei dem Zurückbleiben derſelben die Flüſſigkeit des Kalk-
ſteines gar wohl möglich ſeyn kann. Und ſchon die nächſte Ge-
neration ſah die Beſtätigung dieſer eben ſo glücklichen, als kühnen
Vorausſage. Was Hutton bloß als Meinung, aber als eine auf
Verſtand und Erfahrung gegründete Meinung, vorgetragen hatte,
wurde bald darauf eine Thatſache, die jeder ſehen, die Niemand
mehr bezweifeln kann. James Hall ſchmilzt jetzt den Marmor,
wie wir Wachs, wie wir alle Metalle ſchmelzen, und zwar bloß
durch Zurückhaltung der Kohlenſäure unter einem heftigen Drucke.

§. 46. (Atmoſphäre Merkurs.) Um wieder zu den Phaſen
Merkurs zurückzukehren, ſo muß noch bemerkt werden, daß man
ſie zwar in unſern beſten Fernröhren ſehr deutlich und unbezweifelt
als ſolche erkennt, daß aber doch die Grenzen derſelben, dort wo
ſie die dunkle Seite des Planeten berühren, immer unbeſtimmt
und gleichſam verwaſchen ſind. Man hat die Urſache davon zuerſt
darin geſucht, daß Merkur immer dem Lichte der Sonne zu nahe
und von uns nur in kleinen Höhen über dem Horizonte geſehen
wird, wo unſere Luft noch zu dicht und mit fremdartigen Dünſten
gemiſcht iſt. Allein Schröter erkannte bald, daß der wahre Grund
dieſer Erſcheinung nicht in unſerer, ſondern vielmehr in der At-
moſphäre Merkurs zu ſuchen iſt. Er hatte nämlich öfter einzelne
Gegenden der Oberfläche dieſes Planeten ſich plötzlich aufhellen
und nach einiger Zeit wieder verdunkeln ſehen, und er ſchloß
daraus, daß dieß Wolken ſind, die über dieſen Planeten hin und
wieder ziehen. Da ſich nun Wolken ohne ihren Träger, die
Atmoſphäre, nicht denken laſſen, ſo war dadurch auch die Exiſtenz
der Atmoſphäre Merkurs nachgewieſen. Da aber eine ſolche,
ihrer Natur nach, in den untern, dem Planeten nähern Schichten,
immer dichter ſeyn muß, und da die Lichtgrenze jener Phaſen
diejenigen Gegenden des Planeten bezeichnet, für welche die Sonne
eben auf- oder untergeht, ſo war daraus jene Unbeſtimmtheit
der Lichtgrenze auf eine eben ſo leichte als genügende Weiſe zu
erklären.

§. 47. (Rotation Merkurs.) Eigentliche Flecken, wie bei der
Sonne, konnte Schröter auf der Oberfläche Merkurs nicht finden,
[59]Merkur.
weil vielleicht das Licht der Sonne ſie uns zu ſehen hindert. So-
nach wäre es alſo auch unmöglich geweſen, über die Rotation
dieſes Planeten um ſeine Axe irgend etwas feſtzuſetzen, allein die
eben erwähnte Beobachtung der nur unbeſtimmt begrenzten Phaſen,
die Schröter ſehr lange fortſetzte, gab ihm Gelegenheit, in ihnen
ſelbſt ein Mittel zu finden, die Rotation des Planeten zu erkennen.
Er fand nämlich, daß die eine Spitze des ſogenannten Horns des
beleuchteten Theils ſeiner Geſtalt, ſich nach einer regelmäßigen Periode
ändere, was wahrſcheinlich von großen Gebirgen in der Nähe des
einen Poles verurſacht wird, und indem er dieſe Periode genau
zu beſtimmen ſuchte, fand er, daß ſich Merkur in der That um
ſeine Axe drehe, und zwar ſehr nahe in derſelben Zeit, in welcher
auch die Erde ſich um ſich ſelbſt bewegt, ſo daß alſo die Tage
Merkurs mit den unſern nahe von gleicher Dauer ſind.

§. 48. (Jahreszeiten auf Merkur.) Wenn aber auch die
Tageszeiten auf dieſen beiden Planeten nur wenig verſchieden ſind,
ſo ſind es dafür die Jahreszeiten deſto mehr. Zwar nicht an
ihrer Intenſität oder in ihrem gegenſeitigen Verhältniſſe, denn
dieſe hängt, wie wir oben (I. Cap. VII.) geſehen haben, von der
Neigung der Bahn des Planeten gegen ſeinen Aequator oder von
der ſogenannten Schiefe der Ecliptik ab (I. §. 85.) und dieſe iſt
bei Merkur, wo ſie 20 Gr. beträgt, nur wenig von dem bei uns
verſchieden, wo ſie gleich 23 Gr. 28 Min. iſt. Allein die Schnel-
ligkeit des Wechſels dieſer Jahreszeiten iſt dort viel größer, als
hier, dort, wo jede der vier Jahreszeiten nur drei Wochen, oder
näher 22 Tage dauert, während ſie bei uns 91 Tage, alſo mehr
als viermal ſo lange währt. Dieſer ſchnelle Wechſel der Tem-
peratur wird vielleicht auf der Oberfläche Merkurs eine Art von
immerwährendem Frühlingswetter hervorbringen, wenn nicht die
Zeit der Anweſenheit der Sonne bei Tag wegen ihrer großen Nähe
eine zu ſtarke Hitze erzeugt, die von der darauf folgenden Nacht
nicht wieder abgekühlt werden kann. Wenn man bedenkt, welche
wichtige Rolle das Licht ſchon auf unſerer Erde ſpielt, ſo darf
man auch vorausſetzen, daß die Sonne auf dem von ihr vorzüglich
begünſtigten Planeten nicht nur mit ſtärkeren Farben malt, ſondern
auch mit größerer Kraft in ſein Inneres dringt, und daß ſchon
[60]Merkur.
aus dieſem Grunde die Pflanzen und Thiere, welche dieſen Pla-
neten bedecken, von denen unſerer Erde ungemein verſchieden ſeyn
werden.

§. 49. (Hohe Berge auf Merkur.) Noch mag bemerkt wer-
den, daß Schröter auf dem Merkur ſehr hohe Berge entdeckte,
die ſich in Zügen von 40 und 60 Meilen Länge hinziehen. Die
größten derſelben ſollen eine Höhe von 58,000 Fuß, alſo mehr als
die doppelte Höhe der größten Berge der Erde haben. Die
meiſten und höchſten dieſer Berge findet man bei dieſem ſowohl
als auch bei allen andern Planeten, auf der ſüdlichen Hemiſphäre.
Es iſt möglich, daß ſie zur Milderung der hohen Temperatur,
die auf der Oberfläche Merkurs herrſchen mag, nicht wenig bei-
tragen.

§. 50. (Vorübergänge Merkurs vor der Sonnenſcheibe.) Wenn
dieſer Planet zur Zeit ſeiner untern Conjunction [in (3) der
Fig. 4] nahe bei der Ecliptik, alſo auch nahe bei ſeiner Knoten-
linie (ſ. Bd. I.) iſt, ſo ſieht man ihn als einen kleinen, runden,
ſchwarzen Flecken vor der Sonnenſcheibe vorübergehen. Man
nennt dieß einen Durchgang des Planeten. Der ſcheinbare
Durchmeſſer deſſelben wird dann von der Erde unter dem Winkel
von 12 Sec. geſehen. Bei der gegenwärtigen Lage ſeiner Knoten
können dieſe Durchgänge nur in den beiden Monaten May und
November ſtatt haben. Kepler kündigte der erſte aus den von ihm
ſelbſt entworfenen Tafeln dieſes Planeten einen ſolchen Durchgang
für das Jahr 1631 an, den auch Gaſſendi am 7. Nov. dieſes
Jahrs in Paris beobachtete. Seit dieſer Epoche ſind viele ſolche
Durchgänge geſehen worden. Sie kommen gewöhnlich in Perioden
von 13, genauer von 26 oder auch 46 Jahren wieder und dienen
den Aſtronomen zur Correction der Elemente (ſ. Bd. I.) dieſes
Planeten, oder zur Verbeſſerung ſeiner Tafeln. Das folgende
Verzeichniß gibt die nächſtfolgenden ſichtbaren Durchgänge dieſes
Planeten. Die zweite Columne enthält die mitt. Par. Zeit der
Conjunction oder den Augenblick, in welchem der Mittelpunkt der
Sonne und des Planeten von der Erde geſehen, dieſelbe Länge
haben; die dritte gibt die Zeit der Mitte des Durchganges, die
[61]Merkur.
vierte die halbe Dauer deſſelben und die fünſte die kürzeſte Diſtanz
der beiden Mittelpunkte der Sonne und des Mercurs.

KapitelIII.
Venus.

§. 51. (Namen und Zeichen dieſes Planeten.) Obſchon jeder
Planet, wie wir bald ſehen werden, in Beziehung auf die Erde
ſein Eigenthümliches hat, ſo zeichnet ſich doch keiner durch ſo viele
beſondere Eigenſchaften aus, als Venus. Er iſt der hellſte und
ſchönſte unter allen Planeten; er kömmt der Erde am nächſten;
ſeine von der Erde geſehene Geſchwindigkeit iſt die größte; er war
wahrſcheinlich der erſte, deſſen ſchnelle Bewegung uns zeigte, daß
es außer den fixen Geſtirnen des Himmels noch andere, daß es
eigentliche Planeten gebe, und er iſt auch derjenige, der uns zuerſt
die wahre Entfernung der Sonne von der Erde, und dadurch den
Maaßſtab kennen gelehrt hat, mit welchem wir nun alle Räume
unſeres Sonnenſyſtems ausmeſſen.

Man erkennt ihn ſehr leicht an ſeinem blendend weißen und
intenſiven Lichte, wodurch er uns in günſtigen Umſtänden ſogar
bei Tage ſichtbar wird. In der That iſt er, nebſt dem Monde,
der einzige Himmelskörper, den man ohne Fernröhre mit der
Sonne zugleich ſehen kann, und, obſchon man ihn immer nur,
wie Merkur, in der Nähe der Sonne, alſo nur in den Strahlen
der Morgen- oder Abenddämmerung erblickt, ſo iſt doch ſein Licht
ſo ſtark, daß er, unter günſtigen Verhältniſſen, vor dem Aufgange
oder nach dem Untergange der Sonne einen erkennbaren Schatten
[63]Venus.
wirft. Aus derſelben Urſache iſt er durch lichtſtarke Fernröhre
nur ſchwer gut zu ſehen, weil ſein belles Licht das Auge blendet
und jede kleine Unvollkommenheit des Fernrohrs vergrößert, viel-
leicht auch, weil er mit einer ſehr dichten Atmoſphäre umgeben
iſt, die ſeinen Rand ſowohl als auch die Grenzen ſeiner Phaſen
undeutlich macht.

Durch die Helligkeit ſeines Lichtes fiel er ſchon den Alten auf.
Er iſt der einzige unter den Planeten, der in den älteſten der auf
uns gekommenen Gedichte erwähnt wird. Homer nennt ihn
(Iliad. XXII. 318) den Schönſten, καλλιςοϛ:
„Hell wie der Stern vorſtrahlt in dämmernder Stunde des Melkens,
„Hesperus, der der Schönſte erſcheint von den Sternen des Himmels.“

Dieſe Benennung „Hesperus oder Vesperugo (Abendſtern)“
erhielt er, weil man ihn wahrſcheinlich zuerſt als einen Wandel-
ſtern zu der Zeit erkannte, wann er in den Abendſtunden am
weſtlichen Himmel ſichtbar wurde. Einen ähnlichen hellen Stern
bemerkte man bald auch in den Morgenſtunden an der Oſtſeite
des Himmels, daher man dieſen Phosphorus, Lichtbringer oder
Morgenſtern nannte. Es war vielleicht keine kleine Aufmerkſamkeit
nöthig, zu erkennen, daß beide Sterne nur einer und derſelbe ſind.
Man ſagt, daß Pythagoras die Identität dieſer beiden Geſtirne
zuerſt erkannt habe. Uebrigens haben wir ſchon bemerkt, daß
Merkur dieſelben Anſprüche auf eine ſolche Doppelbenennung hat,
da beide Planeten als Abendſterne erſcheinen, wenn ſie in (2)
(Fig. 4) auf der Oſtſeite der Sonne, und als Morgenſterne,
wenn ſie in (4) auf der Weſtſeite der Sonne ſtehen. Doch zog
Venus, durch ihren hellern Glanz, die Aufmerkſamkeit der Men-
ſchen beſonders auf ſich, und die Dichter der Griechen und Römer
ſind voll von dem Lobe ihrer Schönheit.

Die neueren Dichter ſcheinen mit dem geſtirnten Himmel we-
niger bekannt zu ſeyn, da ſie beinahe nur von Wein und Liebe
[64]Venus.
ſingen, doch iſt dieſer Planet ſelbſt für ſie noch zu auffallend, um
ihn ganz aus ihrem Gebiete auszuſchließen:

Dieſelben Alten haben den Planeten auch verſchiedene Zeichen
gegeben, deren Bedeutung jetzt nicht immer ſehr leicht zu entziffern
ſeyn möchte. In ſpätern Zeiten hat man dieſe Zeichen mit der
Mineralogie und ſelbſt mit der Alchymie in Verbindung gebracht,
wo ſich dann die Aſtrologen derſelben bemächtigten, und viel un-
ſinnige Dinge darüber zu ſchwätzen wußten. Auf dieſe Weiſe
wurde der Planet Merkur, wie bereits geſagt, mit dem Queck-
ſilber gepaart, die beide, jener in der Aſtronomie, und dieſer in
der Mineralogie, das Zeichen ☿ erhielten, wodurch der Stab vor-
geſtellt werden ſollte, mit welchem der Gott Merkur die Geiſter
der abgeſchiedenen Menſchen der Unterwelt zuführt. Venus
erhielt das Zeichen ♀ eines Spiegels mit einer Handhabe, des
nothwendigſten Attributs einer Göttin der Schönheit. In der
Mineralogie wird dadurch das Kupfer bezeichnet, und wahrſcheinlich
wurden auch die erſten Spiegel der Alten aus dieſem Metalle ver-
fertigt. Mars, der Gott des Krieges, erhielt das Symbol ♂ des
Pfeiles mit dem Schilde, das zugleich das Eiſen, das dem Krieger
unentbehrlichſte Metall, bezeichnet. Jupiter wurde durch ♃ an-
gedeutet, welche Figur in der älteſten Schreibart der erſte Buch-
ſtabe des griechiſchen Wortes Ζευϛ gehabt haben ſoll. Welchen
Zuſammenhang der Gott der Götter mit dem Zinne haben ſoll,
mögen die Mineralogen entſcheiden. Saturn erhielt das Zeichen
♄, einer Sichel oder Senſe, da dieſer Gott die alles abmähende
Zeit vorſtellen ſollte. Das Bley mag daſſelbe Zeichen erhalten
haben, weil die blaſſe Farbe dieſes Planeten einige, obwohl nur
ſehr entfernte Aehnlichkeit mit der Farbe dieſes Metalles hat.
Das Zeichen der Erde ♁ endlich, eine Kugel mit einem darüber
ſtehenden Kreuze, bezieht ſich auf die Erlöſungsgeſchichte, und das
des Uranus ♅ auf gar nichts. Von den vier neuen Planeten
iſt die Sichel ⚳ das Symbol der fruchtbringenden Ceres; die
[65]Venus.
Lanze ⚴ das der kriegeriſchen Pallas; das Zepter ♀ das der
königlichen Juno, und endlich der Altar ⚶, das Emblem der
Veſta, welcher die Alten ein immerwährendes Feuer unterhielten.

§. 52. (Andere, ältere aſtronomiſche Benennungen der Stern-
bilder.) Ohne Zweifel hatten auch die übrigen in der Aſtronomie
eingeführten Zeichen einen nähern Zuſammenhang mit den Ver-
hältniſſen und den Zeiten, unter welchen ſie erfunden worden ſind.
So ſcheint z. B. von den Zeichen des Thierkreiſes der Widder ♈
die Hörner, der Stier ♉ den Vorderkopf dieſes Thieres, der
Waſſermann ♒ die wellenſchlagende Bewegung des Waſſers u. f.
anzudeuten. Manche andere mögen mit der Zeit entſtellt und
gänzlich unkenntlich geworden ſeyn. Es ſcheint, daß dieſe Zeichen
und Benennungen der Sternbilder des Thierkreiſes dem graueſten
Alterthume angehören, und daß wir vielleicht kein älteres Mo-
nument beſitzen, als eben ſie. Man hat darüber Unterſuchungen
und Vermuthungen aufgeſtellt, und ganze Bibliotheken geſchrie-
ben, ohne eben dadurch den Gegenſtand aufzuklären. Dupuis,
Bailly u. a. wollten ſie mit religiöſen Inſtitutionen der alten
Völker und mit der Culturgeſchichte derſelben in Verbindung
bringen, das Alter der Erde daraus ableiten, und was dergleichen
Bemühungen mehr ſind, die alle ohne Erfolg blieben, und wahr-
ſcheinlich auch ferner bleiben werden, da dieſe Denkmäler der Vor-
zeit ſelbſt zu unbeſtimmt ſind, um nur einigermaßen ſichere
Schlüſſe darauf zu bauen. Einige derſelben ſcheinen ſich in der
That auf den Zuſtand des Himmels zu der Zeit, wo ſie erfunden
wurden, zu beziehen. So meint ſelbſt Laplace, daß der Krebs
und der Steinbock das Rückgehen der Sonne zur Zeit ihrer
Solſtitien (ſ. Bd. I.), ſo wie die Waage die Gleichheit der Tage
und Nächte zur Zeit der Aequinoctien angezeigt haben könnten. Der
Steinbock aber, der jetzt den tiefſten Punkt der Ecliptik einnimmt,
wurde wahrſcheinlich auf den höchſten Punkt derſelben geſtellt,
weil man dieſes Thier nicht in den Schluchten, ſondern immer
nur auf den höchſten Gipfeln der Felſen findet. Wenn aber dieſe
Vermuthung des Laplace richtig iſt, ſo muß dieß zu einer Zeit
geſchehen ſeyn, die wenigſtens 15,000 Jahre vor die unſere fällt,
wie man durch die oben (I. §. 190. 194) erklärte Präceſſion der
Littrow’s Himmel u. ſ. Wunder. II. 5
[66]Venus.
Nachtgleichen leicht finden kann. Zu dieſer Epoche fiel dann auch
das Sternbild der Waage, die jetzt in der Nähe des Herbſtpunktes
iſt, in das Frühlingsaequinoctium und beinahe alle übrigen Zeichen
des Thierkreiſes erhalten dann eine auffallende Beziehung zu dem
Clima und der Agricultur des alten Aegyptens, in welchem Lande
dieſe Zeichen und Benennungen erfunden ſeyn ſollen. Ohne dieſer
Anſicht widerſprechen zu wollen, da man ſie eben ſo wenig be-
weiſen als widerlegen kann, bemerken wir nur, daß unſere nur
etwas verläßliche Menſchengeſchichte nicht älter als vier Jahr-
tauſende angenommen werden kann, da alles, was jenſeits dieſer
Epoche geſchehen ſeyn mag, für uns nichts als Mythe und
undurchdringliche Dunkelheit iſt.

§. 53. (Entfernung und Umlaufszeit der Venus.) Venus iſt
im Mittel 0,723 Halbmeſſer der Erdbahn oder 15 Millionen
Meilen von der Sonne entfernt. Die Excentricität ihrer Bahn
iſt die kleinſte, oder dieſe Bahn iſt die kreisförmigſte von allen,
daher ſie auch beinahe immer in derſelben Entfernung von der
Sonne bleibt, während im Gegentheile die Diſtanzen Merkurs
von der Sonne über zwei Millionen Meilen von einander ver-
ſchieden ſeyn können. Deſto mehr ſind dafür die Entfernungen der
Venus von der Erde unter einander verſchieden. In der untern
Conjunction [(3) Fig. 4], wo ſie der Erde am nächſten iſt, beträgt
dieſe Diſtanz nur fünf Mill. Meilen, in der obern Conjunction (1)
aber, oder in ihrer größten Diſtanz, iſt ſie ſiebenmal weiter, oder
35 Millionen Meilen von der Erde entfernt. Aus dieſer Urſache
iſt auch ihre ſcheinbare Größe ſo ſehr verſchieden. In der untern
Conjunction erſcheint uns ihr Durchmeſſer unter dem Winkel von
66 Secunden, alſo größer, als irgend ein anderer Planet, ſelbſt
Jupiter und den Ring Saturns nicht ausgenommen. In der
obern Conjunction aber, wo ſie ihre beleuchtete Hälfte ganz der
Erde zuwendet, iſt doch ihr Licht nur ſchwach und ihr Durchmeſſer
beträgt kaum 10 Secunden, ſo daß uns alſo Venus hier ſelbſt
kleiner als Merkur, nur halb ſo groß als Saturn, und fünfmal
kleiner als Jupiter erſcheint.

Der wahre Durchmeſſer dieſes Planeten aber beträgt 1680
Meilen, iſt alſo nur unbedeutend kleiner als der der Erde. Die
[67]Venus.
Oberfläche der Venus hat 8,376,000 Quadratmeilen, iſt daher
nahe gleich 9/10 der Oberfläche der Erde. Das Volum derſelben
endlich beträgt 2280 Millionen Kubikmeilen oder 8/10 des Volums
der Erde.

Die ſideriſche Umlaufszeit (I. §. 100) der Venus um die
Sonne beträgt 224,701 Tage, die tropiſche 224,595 und die ſyno-
diſche (I. § 124) endlich 583,921 Tage. Mit dieſer Bewegung
legt ſie in jeder Secunde einen Weg von 111,500 P. Fuß oder
von 4,9 d. Meilen zurück. Die Maſſe dieſes Planeten beträgt
9/10 der Erdmaſſe, und die Dichte dieſer Maſſe iſt nur unbedeutend
größer als die der Erde. Der Fall der Körper auf ihrer Ober-
fläche endlich beträgt in der erſten Secunde 15,87 Fuß, alſo nur
0,7 Fuß mehr, als bei uns.

Man ſieht aus allem Vorhergehenden, daß die Venus ein
unſerer Erde nahe verwandter Planet iſt, indem die bisher auf-
gezählten Eigenſchaften derſelben von denen unſerer Erde nur
wenig verſchieden ſind. Doch fehlt es auch nicht an Unähnlichkeiten,
wie wir bald näher ſehen werden.

§. 54. (Phaſen der Venus.) Es iſt für ſich klar, daß Venus
uns eben ſolche Lichtabwechslungen zeigen muß, wie Merkur, und
zwar noch viel auffallendere, weil ſie uns oft ſo viel näher iſt.
Die Figur 4 kann unverändert auf die Phaſen beider Planeten
angewendet werden, und was oben in dieſer Beziehung von Merkur
geſagt worden iſt, gilt ebenfalls für Venus. Die Phaſen des
letzten Planeten bemerkt man ſchon mit einem ſehr mittelmäßigen
Fernrohre, daher ſie auch Galilei gleich nach der Entdeckung dieſes
Inſtruments erkannte, und dadurch einen neuen, Jedermann ein-
leuchtenden Beweis für die Wahrheit des Copernicaniſchen Welt-
ſyſtems gab. (I. §. 113.)

§. 55. (Größte Sichtbarkeit der Venus.) Auch Venus entfernt
ſich nie ſtark von der Sonne, daher ſie nie ſehr weit von,
ſondern nur immer in der Nähe der Sonne geſehen werden
kann. In ihrer größten Digreſſion ſteht ſie nahe 48 Grade
von derſelben öſtlich oder weſtlich ab. Allein dieſer bedeutenden
Entfernung von dem Sonnenlichte ungeachtet leuchtet ſie doch
5 *
[68]Venus.
zur Zeit ihrer größten Digreſſion ſo wenig als Merkur in ih-
rem ſtärkſten Lichte, weil ſie hier noch zu weit von uns entfernt
iſt. Noch weniger iſt dieß der Fall zur Zeit der obern Conjunction,
wo ſie uns zwar ganz beleuchtet erſcheint, wie der Mond im Voll-
lichte, wo ſie aber auch zugleich am weiteſten von uns abſteht.
Der Ort ihrer Bahn, wo ſie uns in ihrem hellſten Lichte erſcheint,
ſo daß man ſie ſelbſt mit unbewaffnetem Auge am Mittag ſehen
kann, liegt zwiſchen ihrer untern Conjunction und ihrer größten
Digreſſion, näher bei der letzten, oder nahe in dem Abſtande
von 40 Graden von der Sonne oder von dem Orte ihrer untern
Conjunction. In derſelben Entfernung von der Sonne, aber auf
der andern oder obern Seite ihrer Bahn, iſt ihr Licht dreimal
ſchwächer, obſchon ſie uns hier einen viel größeren Theil ihrer
beleuchteten Hälfte zeigt, als dort, und ganz in der Nähe der
obern Conjunction ſelbſt leuchtet ſie noch weniger, obſchon ſie hier ganz
beleuchtet erſcheint. Je näher Venus ihrer untern Conjunction kömmt,
deſto kleiner, deſto ſichelförmiger wird die Phaſe, die uns noch
Licht von ihr zuſendet, deſto näher ſteht uns aber auch der Planet,
und deſto kräftiger kann ſein Licht auf uns wirken. Man ſieht,
daß es einen Punkt der Bahn geben muß, wo dieſe Wirkung des
Lichtes am größten iſt, und daß dieſer Punkt weder in die obere
Conjunction fallen kann, wo zwar Venus ganz beleuchtet, aber
auch am weiteſten von uns entfernt iſt, — noch auch in die untere
Conjunction, wo der Planet zwar am nächſten bei uns ſteht, wo
aber auch ſein Licht gänzlich verſchwindet, indem er hier nur ſeine
dunkle Hemiſphäre zur Erde wendet. Es iſt ein intereſſantes
Problem der Aſtronomie, dieſen Ort des ſtärkſten Lichtes der
Venus zu beſtimmen; die Auflöſung deſſelben iſt aber auch mit
großen Schwierigkeiten verbunden, wenn man dabei auf alle
Verhältniſſe gehörig Rückſicht nehmen will. Im Mittel erſcheint
dieſer Planet in ſeinem ſchönſten Lichte, wenn er 40 Grade öſtlich
oder weſtlich von der Sonne entfernt iſt, dann beträgt ſein ſchein-
barer Durchmeſſer, der in der untern Conjunction bis auf 66 Sec.
gehen kann, nur etwa 40 Sec., und die größte Breite ſeiner
beleuchteten Phaſe hat kaum 10 Sec., aber dieſe ſchmale Licht-
ſichel hat, wegen ihrer Nähe bei uns, ein ſo intenſives Licht, daß
[69]Venus.
ſie um Mittag mit freyen Augen geſehen werden, und daß ſie in der
Abweſenheit der Sonne Schatten werfen kann. In dieſem Falle fällt
der hellglänzende Stern ſelbſt dem gemeinen Manne auf, beſonders
wenn dieſe Zeit in die Abendſtunden des Sommers fällt, und von eines
günſtigen Witterung unterſtützt wird. Nach Lambert’s Berechnung
iſt dann das Licht der Venus nur 3000 mal ſchwächer, als das
des Vollmonds, und nahe gleich dem Schein einer Kerze in der
Entfernung von 230 Fuß. Als Venus am 21. Julius d. J. 1716
in dieſer Lage war, betrachtete der Pöbel von London dieſe Er-
ſcheinung als ein Wunder und als ein drohendes Vorzeichen
nahen Unglücks, und i. J. 1750 wurde der nicht minder unwiſſende
Pöbel von Paris durch dieſes Phänomen ſo aufgeregt, daß es
nöthig wurde, die Hilfe der Polizei aufzurufen, um dem Tumulte
Einhalt zu thun. Und doch ereignet ſich dieſelbe Sache wenigſtens
alle acht Jahre einmal in derſelben Jahreszeit und unter denſelben
Verhältniſſen.

Die dunkle Seite der Venus iſt, beſonders zu der Zeit wo
der beleuchtete Theil nur wie ein feiner Lichtfaden erſcheint, von
einem eigenen Lichtſchimmer beleuchtet, wie der Mond in den
erſten Tagen nach dem Neumonde (I. §. 165). Die Urſache dieſer
Erſcheinung iſt uns noch unbekannt, und iſt vielleicht in einem
eigenen phosphorescirenden Lichte zu ſuchen, das der Oberfläche
dieſes und wohl auch noch mehrerer anderer Planeten eigenthüm-
lich iſt.

§. 56. (Flecken und Atmoſphäre der Venus.) Caſſini und
Bianchini wollen auf der Venus Flecken, denen unſerer Sonne
ähnlich, gefunden haben; allein Schröter konnte, ſeiner ſorgfältigen
und lang fortgeſetzten Beobachtungen ungeachtet, keine dunklen
Flecken, ſondern nur zuweilen ſehr ſchwache und bald vorüber-
gehende Spuren von grauen, unſern Wolken ähnlichen Stellen
ſehen. Aber daß dieſer Planet mit einer Atmoſphäre, die der
unſern an Dichtigkeit und Höhe nahe gleich iſt, umgeben ſey, hat
Schröter durch dieſelben Beobachtungen außer Zweifel geſetzt.
Wenn nämlich unſere Erde keine Atmoſphäre hätte, ſo würden
wir auch keine Morgen- oder Abenddämmerung haben, und die
[70]Venus.
dunklen Schatten der Nacht würden, im Augenblicke des Unter-
gangs der Sonne, unmittelbar auf den hellen Tag folgen. Jetzt
aber ſendet die Sonne, auch wenn ſie ſchon unter den Horizont
gegangen iſt, ihre Strahlen noch auf die höher über der Erde
ſtehenden Luſtſchichten, von welchen ſie wieder zu uns zurück ge-
brochen werden (Vergl. I. §. 188). Es iſt klar, daß dieſe Däm-
merung im Allgemeinen deſto ſtärker ſeyn und deſto länger dauern
wird, je dichter und je höher die Atmoſphäre iſt. — Bei unſerm
Monde nun iſt, wie jeder ſogleich ſieht, der ihn durch ein Fernrohr
betrachtet, der helle Theil ſeiner Oberfläche von dem dunklen
ſcharf getrennt, oder das Licht des einen geht plötzlich und ohne
alle Abſtufung in die Finſterniß des anderen Theiles über, zum
Zeichen, daß er keine Dämmerung, alſo auch keine Atmoſphäre,
wenigſtens keine beträchtliche und uns merkbare Atmoſphäre haben
kann. Auch verſchwinden die Fixſterne, vor denen der Mond,
auf ſeinem Wege um die Erde, vorbeigeht, in einem beinahe
untheilbaren Augenblick, ohne zuerſt an Licht allmählig verloren
zu haben, und kommen eben ſo plötzlich auf der andern Seite
wieder hervor. Dieß könnte nicht ſeyn, wenn der Mond eine
Atmoſphäre hätte, die, ihrer Natur nach, in größerer Nähe bei
der Oberfläche dieſes Körpers auch dichter und weniger durchſich-
tiger ſeyn müßte. — Ganz anders verhält ſich dieß bei der Venus.
Das ſonſt blendend weiße Licht dieſes Planeten verliert gegen die
Nachtſeite hin immer mehr von ſeiner Helle, und geht, nahe bei
der Lichtgrenze ſelbſt, in eine mattgraue Farbe über, die ſich oft
weit über die Lichtgrenze hinaus in die Nachtſeite der Venus
hineinzieht. Dieß ſind die Gegenden, denen eben die Sonne
untergegangen iſt, oder für die ſie eben aufgehen will, und die
daher ihre Abend- oder Morgendämmerung haben. Aus der
Breite dieſes dämmernden Streifens hat Schröter den Schluß
gezogen, daß die Refraction (I. §. 186) an dem Horizonte der
Venus nahe einen halben Grad beträgt, nahe ſo wie die Refraction,
die wir auf unſerer Erde beobachten. Auch verſchwinden die
Fixſterne, vor welchen dieſer Planet vorbeigeht, nicht plötzlich an
ſeinem Rande, ſondern ſie werden vielmehr immer ſchwächer, je
näher ſie ſeinem Rande kommen, oder je tiefer ſie in die untern
[71]Venus.
und daher dichtern Schichten der Atmoſphäre dieſes Planeten ein-
treten. Dadurch wird nicht bloß die Exiſtenz der Atmoſphäre der
Venus, ſondern auch ihre Aehnlichkeit mit derjenigen der Erde
bewieſen, wenigſtens in Beziehung auf ihre Dichte und Höhe,
nicht aber in Rückſicht auf ihre andern Eigenſchaften, die vielleicht
mit denen unſerer Luft nichts gemein haben. So haben wir zwar
oben von Wolken geſprochen, die Schröter zuweilen über der
Oberfläche der Venus geſehen hat, allein dieſe grauen Flecken ſind
ſo matt und lichtſchwach, daß ſie mehr leichten Dünſten oder
Nebeln, als eigentlichen Wolken gleichen, und ſie gehören über-
dieß zu den ſehr ſeltenen Erſcheinungen. Die Bewohner dieſes
Planeten ſcheinen daher eine viel reinere Luft, einen viel heiterern
Himmel zu haben, als wir, und da es ihm an ſo ſtarken Aus-
dünſtungen fehlt, wie bei uns die Seen und Meere erzeugen, ſo
mag es dort wohl auch an ſolchen großen Waſſerbehältern fehlen
und überhaupt alles in dem Zuſtande der Trockenheit oder der
Kryſtalliſation ſeyn, den wir ebenfalls auf unſerm Monde
bemerken.

§. 57. (Berge auf der Venus.) Die ſo eben erwähnte Licht-
grenze der Venus iſt nicht nur, in Beziehung auf ihr Licht, all-
mählig an Helligkeit abnehmend, ſondern ſie iſt auch, ſo wie wir
dieß ſehr deutlich bei unſerm Monde bemerken, nicht regelmäßig
in ihrer Krümmung fortgehend, ſondern vielmehr häufig gebrochen
und gleichſam ausgezackt. Beſonders auffallend ſieht man dieß an
den beiden Enden der Lichtgrenze, an den ſogenannten Hörnern
derſelben, die bald viel zu tief in die dunkle Seite hineintreten,
bald wieder ſich zurückziehen, bald abgeſtumpft, bald wieder ſehr
zugeſpitzt erſcheinen. Dieß ſcheint auf hohe Berge und tiefe Thäler
zu deuten, durch welche der regelmäßige Zug der Lichtgrenze,
unterbrochen wird. Dieſe Vermuthung wird vollkommen beſtätigt
durch die vielen iſolirten, lichten Punkte, die man in der Nacht-
ſeite, oft in einer beträchtlichen Entfernung von der Lichtgrenze,
erblickt, und die nichts anders ſeyn können, als hohe Berge, deren
Gipfel von der untergehenden Sonne noch beſchienen werden, wenn
ihr Fuß bereits tief in die Schatten der Nacht herabgeſunken iſt.
Man ſieht leicht, daß eben dieſe Entfernung der Lichtpunkte von
[72]Venus.
der Schattengrenze ein Mittel gibt, die Höhe dieſer Berge zu
meſſen, da die Gipfel der höhern Berge offenbar früher vor dem
Aufgange, oder ſpäter nach dem Untergange der Sonne von ihr
beleuchtet ſeyn werden, als die kleineren. Schröter, der dieſen
Gegenſtand mit beſonderem Eifer verfolgte, fand, daß Venus über-
haupt ſehr gebirgig iſt, und daß viele dieſer Berge eine Höhe
haben, gegen welche die höchſten Berge unſerer Erde nur wie
Zwerge erſcheinen. Er fand Berge, die bis zu einer Höhe von
ſechs Meilen heranſteigen, und die daher ſechsmal höher ſind,
als der Chimboraſſo oder der Dhawalagiri. Auch hier, wie bei
andern Planeten, wie ſelbſt bei der Erde, findet man die größten
und höchſten Gebirge in der ſüdlichen Hemiſphäre, wovon wir die
Urſache noch nicht angeben können. Es iſt möglich, daß Süd und
Nord nicht bloß eine mathematiſche Unterſcheidung ſind, und daß
damit eine allgemeine, durch unſer ganzes Syſtem wirkende Kraft
im Zuſammenhange ſtehe, wie wir dieſe z. B. ſchon bei unſerm
Magnetismus bemerken.

§. 58. (Rotation der Venus.) So lange man dieſe Berge der
Venus nicht kannte, war es ſchwer, die Rotation derſelben zu
beſtimmen, da ſie, wie bereits geſagt, nur ſehr wenige, veränder-
liche und nicht ausgezeichnete Flecken hat. Dominic Caſſini, der
Stammvater jener aſtronomiſchen Familie, die bis in ihr viertes
Glied der Sternwarte in Paris vorſtand, hatte bei dieſer Beſtim-
mung über viele Hinderniſſe zu klagen, da ihm doch die Beob-
achtung der Rotation von Mars und Jupiter ſehr gut gelungen
war. Nur mit großer Mühe ſetzte er die Umdrehungszeit der
Venus auf 23,3 unſerer Stunden feſt. Bianchini aber, der eben-
falls mit für ſeine Zeit ſehr vorzüglichen Fernröhren verſehen war,
fand ſie etwa 60 Jahre ſpäter gleich 24,1 Stunden. Schröter
der dieſe Planeten über zwanzig Jahre mit Eifer beobachte-
te, fand mit Hülfe ſeiner 7- und 27füßigen Herſchel’ſchen
Teleſcope, dieſe Umdrehungszeit der Venus gleich 23 St. 21
Min., alſo nahe ſo, wie ſchon D. Caſſini im Jahre 1666. Schrö-
ter benutzte dazu beſonders die bereits oben erwähnten periodi-
ſchen Veränderungen ihrer Hörnerſpitzen. Man findet dieſe und
die übrigen Beobachtungen Schröters in ſeinen „Aphroditogra-
[73]Venus.
phiſchen Fragmenten, Helmſtädt 1746 und in Bodes Berl. Jahr-
büchern 1793, 1796 und 1803.

§. 59. (Tages- und Jahreszeiten auf der Venus.) Der Tag
der Venus iſt alſo in Beziehung auf ſeine Länge von dem unſe-
rer Erde nur unbedeutend verſchieden, ſo daß alſo auch die Ta-
geszeiten auf beiden Planeten nahe dieſelben ſeyn werden. Al-
lein ganz anders müſſen ſich die Jahrszeiten verhalten, wenn
es anders gegründet iſt, daß die Axe, um welche Venus täg-
lich um ſich ſelbſt rotirt, gegen die Axe ihrer jährlichen Bahn um
die Sonne nahe um 72 Grade geneigt iſt, daß alſo das, was
man ihre Schiefe der Ecliptik nennen könnte, mehr als dreimal
größer iſt, als bei der Erde, wo ſie (I. §. 48.) nur 23° 28′ be-
trägt. Man wird ſich aus dem VII. Capitel des erſten Buches
erinnern, daß die Jahreszeiten durch dieſe Schiefe der Ecliptik
beſtimmt werden und wir haben bereits dort (I. §. 91.) die Fol-
gen aus einander geſetzt, welche eine viel größere Schiefe der Ec-
liptik auf die Temperatur und auf den Wechſel der Jahreszeiten
der Erde haben würde. Dieß läßt ſich nun unmittelbar auf die
Venus anwenden. Wenn der Aequator dieſes Planeten gegen die
Bahn deſſelben in der That um volle 72 Grade geneigt iſt, (was
aber noch einer genaueren Beſtätigung bedarf, da Schröter ſich
nie beſtimmt darüber ausgeſprochen hat), ſo würde die heiße Zo-
ne, deren Bewohner die Sonne noch in ihrem Scheitel ſehen kön-
nen, ſich in einer Breite von 144 Graden um dieſen Planeten
erſtrecken, während die Breite dieſes Gürtels auf der Erde nur
47 Grade beträgt. Nennt man aber kalte Zone diejenigen Theile
eines Planeten, für welchen die Sonne mehrere Tage im Jahre
nicht auf- oder nicht untergeht, ſo würde man von dieſer heißen
Zone die beiden äußeren Theile, deren jeder eine Breite von 54
Graden hätte, auch zugleich zur kalten Zone rechnen müſſen.
Man würde alſo in jeder Hemiſphäre eine heiße Zone haben,
die von dem Aequator bis zu dem 18ten Grade der nördlichen
oder ſüdlichen Breite geht, und in welcher die Sonne durch das
ganze Jahr täglich auf- und untergeht. Die kalte Zone aber
würde um jeden der beiden Pole herum liegen und ſich von ihnen
ebenfalls 18 Grade gegen den Aequator hin erſtrecken, und in
[74]Venus.
dieſer Zone würde man die Sonne nie im Scheitel ſehen. Die
gemäßigte Zone aber, die zwiſchen jenen beiden in der Mitte liegt
und eine Breite von 54 Graden hat, würde einen Theil des
Jahres hindurch die Sonne gar nicht ſehen, wie in der irdiſchen
kalten Zone, und einen andern Theil des Jahres würde ſie wieder
die Sonne in ihrem Zenithe haben, wie in unſerer heißen Zone,
ſo daß alſo die ſogenannte gemäßigte Zone der Venus aus der
heißen und kalten gleichſam zuſammengeſetzt ſeyn würde. Die
Folge davon wird ſeyn, daß die ganze Oberfläche der Venus, nur
die beiden kleinen kalten Zonen ausgenommen, die Sonnenſtrahlen
zuweilen in ſenkrechter Richtung erhalten wird. Die Bewohner
der Grenze der beiden kalten Zonen werden in ihrem Sommer
die Sonne im Mittage ſehr nahe bei ihrem Zenithe ſehen, ja
ſelbſt für die Bewohner der beiden Pole wird ſie ſich noch bis
auf eine Höhe von 72 Graden erheben, wie dieß bei uns für das
ſüdliche Spanien und Griechenland der Fall iſt. Dieſe Polar-
bewohner werden an ihren längſten Tagen, wo ihnen die Sonne
nicht untergeht, im Augenblicke der Mitternacht dieſe Sonne
noch in einer Höhe von 54 Graden, alſo in derſelben Höhe ſehen,
in welcher bei uns die Bewohner von Petersburg die Sonne im
Mittage ihres längſten Tages erblicken. Die von dem Aequator
über 18 Grade entfernten, noch in der heißen Zone liegenden
Länder werden einen Theil des Jahres durch von den ſenkrechten
Strahlen der Sonne verbrannt, und zu einer andern Zeit wieder
von Wochen langen Nächten abgekühlt und alles Sonnenlichtes
gänzlich beraubt werden. Die Bewohner dieſes Planeten werden
daher mit ſehr ſchroffen Abwechslungen ihrer Jahreszeiten zu
kämpfen haben, die übrigens dadurch einigermaßen gemildert
werden mögen, daß ſie, wegen der kurzen Umlaufszeit der Venus
um die Sonne, nur etwa halb ſo lange dauern, als die Jahres-
zeiten der Erde.

§. 60. (Anblick des Himmels von der Venus.) Wenn wir
uns durch dieſe Verhältniſſe etwas eingeengt fühlen müßten, ſo
würden wir uns, auf dieſen Planeten verſetzt, durch andere Genüſſe
vielleicht wieder entſchädigt finden, vorausgeſetzt, daß unſere Or-
ganiſation eine ſolche Veränderung unſeres Wohnortes ertragen
[75]Venus.
könnte. Welche Ausſicht würden wir z. B. von den Gipfeln der
ſechs Meilen hohen Berge der Venus genießen. Von Wien
würden wir mit einem Fernrohr bis Hamburg, Paris und Neapel
ſehen, und eine Kreisfläche der Erde von mehr als hundert Meilen
überſchauen können. Lange nach dem Untergange der Sonne
würden wir noch die Gipfel der benachbarten Gebirge von ihren
Strahlen vergoldet ſehen, und die Schönheit dieſes Schauſpiels
würde noch erhöht werden durch die reinere klarere Atmoſphäre, in
der wir beinahe keine matte Wolke erblicken, und in der trübe
oder regnige Tage zu den größten Seltenheiten gehören. Und
welchen Anblick mag bei dieſer ſtets heitern Luft der geſtirnte
Himmel gewähren, wo alle Sterne und Planeten in hellem Lichte
ſtrahlen, wo die Sonne in ihrer Oberfläche viermal größer, als
bei uns, erſcheint, und ein zweimal ſtärkeres Licht, als unſere
Mittagsſonne, verbreitet. Unſere Erde ſelbſt erſcheint den Be-
wohnern der Venus zur Zeit ihrer größten Nähe, in der untern
Conjunction, neunmal größer als uns die Venus, und in ganz
vollem Lichte, in einem neunmal ſtärkern Lichte, als Venus in
ihrem ſchönſten Glanze der Erde zuſendet.

§. 61. (Venusmond.) Man hat in frühern Zeiten von
einem Monde geſprochen, der die Venus auf ihrem Weg um die
Sonne begleiten ſoll. Fontana will ihn i. J. 1645, Dom. Caſſini
1672 und wieder 1686, und Schort in England i. J. 1740 geſehen
haben, auch Montaigne, Horrebow und Andere ſprechen von
ihren Beobachtungen dieſes Trabanten. Da man ihn aber ſeitdem
bei den beiden Durchgängen der Venus vor der Sonnenſcheibe,
in den Jahren 1761 und 1769, wo er doch beſonders ſichtbar ſeyn
ſollte, nicht geſehen wurde, und da überhaupt alle weitern Bemühungen
der Aſtronomen, ihn aufzufinden, fruchtlos geweſen ſind, ſo ſcheinen
die angeführten Wahrnehmungen auf einer optiſchen Täuſchung
zu beruhen. Das Licht der Venus iſt ſo ſtark, daß die polirten
Gläſer der Fernröhre zuweilen eine Spiegelung deſſelben verur-
ſachen können, wo man dann ein zweites ſchwächeres Bild des
Planeten erblickt, das man leicht für einen Satelliten deſſelben zu
halten veranlaßt werden kann. Auch Wargentin in Stockholm ſah
einmal bei dieſem Planeten eine ähnliche Erſcheinung, aber als er,
[76]Venus.
ſich vor Täuſchung zu ſichern, das Fernrohr um ſeine eigene Axe
drehte, bewegte ſich auch der vermeinte Mond mit um den
Planeten im Mittelpunkte des Fernrohrs, ganz eben ſo, wie ſich
ein Flecken auf dem Glaſe des Inſtruments gedreht haben würde.
Indeß war Lambert in Berlin von der Wahrheit jener Beobach-
tungen ſo überzeugt, daß er aus den Angaben jener Aſtronomen
die Elemente dieſes Venusmondes zu beſtimmen ſuchte (M. ſ.
Bodes aſtr. Jahrb. 1777). Er fand aus dieſen Elementen, daß
der Satellit, ſeiner großen Breite wegen, bei den Durchgängen
der Venus von 1761 und 1769 auf der Sonnenſcheibe nicht ſicht-
bar ſeyn konnte, daß er aber bei der damals nahe bevorſtehenden
Conjunction am 1. Junius 1777 ſich auf der Sonne projiciren
würde; allein die Aſtronomen haben ihn auch zu dieſer Zeit ver-
gebens geſucht, und man iſt jetzt der beinahe allgemeinen Meinung,
daß ein ſolcher Satellit der Venus nicht exiſtire ^*). Es ſcheint
[77]Venus.
mit ihm zu gehen, wie es mit den dreißig Satelliten der Sonne
gegangen iſt, die das Dictionnaire de Trévoux ankündigte, und
die bald darauf für bloße Sonnenflecken erkannt worden ſind,
^*)
[78]Venus.
oder wie mit dem neuen Planeten, weit jenſeits des Uranus, der
ſeiner entſetzlichen Größe wegen Herkules genannt wurde. Man
hatte ihn nebſt den bereits an ihm angeſtellten Beobachtungen,
und ſelbſt mit den aus ihnen abgeleiteten Elementen der Bahn in
den öffentlichen Blättern angezeigt, und der neue, wunderbare
Himmelskörper war eben daran, die Aufmerkſamkeit nicht bloß
des großen Haufens an ſich zu ziehen, als einige Wochen nach
jener Publikation in denſelben Blättern der Widerruf jener Anzeige
erſchien, und die ganze Sache als eine Myſtification dargeſtellt
wurde, mit der ein müßiger Kopf eine Menge anderer unterhalten
wollte.

§. 62. (Wichtigkeit der Durchgänge der Venus vor der Sonne.)
Wir haben bereits im zweiten Kapitel von den Vorübergängen
Merkurs vor der Sonnenſcheibe geſprochen. Ganz ähnliche Er-
ſcheinungen bietet uns auch die Venus dar, da ihre Bahn, als
die eines untern Planeten, von der Erdbahn eingeſchloſſen wird
und daher dieſer Planet ſelbſt zuweilen zwiſchen Sonne und Erde
treten muß.

Dieſe Durchgänge der Venus ſind in der neueren Aſtronomie
^*)
[79]Venus.
von beſonderer Wichtigkeit, daher wir uns auch hier etwas länger
bei ihnen aufhalten wollen. Sie geben uns nämlich bei weitem
das beſte und ſicherſte Mittel, die Entfernung der Sonne von der
Erde, oder was daſſelbe iſt, die halbe große Axe der Erdbahn zu
beſtimmen. Dieſe Halb-Axe iſt aber das große Maaß, und gleich-
ſam die Elle, mit welcher die Aſtronomen das ganze Planeten-
ſyſtem ausmeſſen, und überhaupt alle Entfernungen im Weltraume
beſtimmen, daher die genaue Kenntniß derſelben in ſo hohem
Grade nothwendig iſt. Dieſes Maaß hängt aber nicht bloß von
der Willkühr der Aſtronomen ab, wie wohl ſonſt die Einheit aller
unſerer andern Maaße, ſondern ſie wird uns gleichſam von der
Natur ſelbſt aufgedrängt. Nach dem dritten Keplerſchen Geſetze
(I. S. 288) nämlich verhalten ſich die Quadrate der Umlaufszeiten
der Planeten wie die Würfel der großen Halb-Axen ihrer Bahnen.
Dieſe Umlaufszeiten ſind aber, wie bereits oben (I. S. 258) geſagt
wurde, der Art, daß ſie ſich mit der größten Genauigkeit beſtimmen
laſſen. Mit derſelben Schärfe wird man alſo auch jene Halb-Axen,
d. h. die mittleren Entfernungen von der Sonne für alle Planeten
beſtimmen können, wenn man nur einmal eine einzige dieſer
Entfernungen, wenn man z. B. die mittlere Entfernung der Erde
von der Sonne kennt. Und eben dazu werden uns die Durchgänge
der Venus, und zwar mit einer Sicherheit verhelfen, die wir von
keiner unſerer anderen aſtronomiſchen Beobachtungen, welcher Art
dieſe auch ſeyn mögen, erwarten können. Ja ſelbſt über die Größe
dieſer Planeten und über die der Sonne ſelbſt müſſen wir ſo lange
in völliger Ungewißheit bleiben, als wir die Entfernung derſelben
von uns nicht näher kennen. Denn unſere Beobachtungen geben
uns nichts, als die ſcheinbare Größe dieſer Himmelskörper, d. h.
nichts, als den bloßen Winkel, unter welchem uns der wahre
Durchmeſſer derſelben erſcheint. Dieſer Winkel kann aber immer
derſelbe bleiben, wenn auch der wahre Durchmeſſer vielmahl größer
aber zugleich weiter von uns entfernt würde, oder umgekehrt, ſo
daß man aus dem bloßen Winkel, unter welchem uns ein Gegen-
ſtand erſcheint, nichts, weder über ſeine wahre Größe, noch über
ſeine Entfernung von uns, ausmachen kann. Von dieſen drei
Dingen, wahrer und ſcheinbarer Durchmeſſer und Entfernung von
[80]Venus.
uns, müſſen nämlich, der Natur der Sache nach, immer zwei
gegeben ſeyn, um daraus das Dritte zu finden.

§. 63. (Wann dieſe Durchgänge ſtatt haben.) Eigentlich ſollte
in jeder ſynodiſchen Revolution (I. S. 256) der Venus, d. h. in
je 583,921 Tagen ein Durchgang dieſes Planeten vor der Sonnen-
ſcheibe erfolgen, weil er in dieſer Zeit einmal zwiſchen uns und
der Sonne durchgehen muß. Allein da die Neigung der Bahn
der Venus gegen die Ecliptik über drei Grade, der Halbmeſſer der
Sonne aber nur einen halben Grad beträgt, ſo wird es oft ge-
ſchehen, daß dieſer Planet zur Zeit ſeiner untern Conjunction, wo
er zwiſchen uns und der Sonne iſt, zu hoch über, oder auch zu
tief unter der Sonne ſteht, und daher von uns nicht auf der
Sonne ſelbſt geſehen werden kann.

Offenbar kann ſie zu dieſer Zeit nur dann in der Sonne er-
ſcheinen, wenn die von der Erde geſehene Breite (I. S. 249) nicht
größer iſt, als die Summe der Halbmeſſer der Sonne und des
Planeten, d. h. alſo nicht größer als 990 Secunden, da der Halb-
meſſer der Sonne im Mittel 961, und der der Venus in der
untern Conjunction 29 Secunden beträgt. Venus muß daher zu
dieſer Zeit in der Nähe eines ihrer Knoten (I. S. 247) ſeyn, und
ſie darf, wie man durch Rechnung zeigen kann, höchſtens um
1° 50′ von dieſem Knoten abſtehen, wenn ein Durchgang ſtatt
haben ſoll. Bei Merkur iſt dieſer äußerſte Abſtand vom Knoten
3° 28′, alſo viel größer, und dieß iſt die Urſache, warum die
Durchgänge Merkurs viel häufiger ſind, als die der Venus.

Dieſe Durchgänge der Venus fallen ſeit dem Anfange des
17ten Jahrhunderts immer entweder in die erſte Hälfte des Junius
oder des Dezembers, und dieß wird bis zu dem Jahre 3000
unſerer Zeitrechnung ſo fortgehen, ſo daß immer zwei nächſtfol-
gende Durchgänge in den Junius und die zwei auf dieſe kom-
menden in den Dezember fallen. Fängt man mit einem ſolchen
Durchgange an, der der erſte von den beiden in den Junius
fallenden iſt, wie dieß z. B. mit dem des Jahres 1761 der Fall
war, ſo kommen die anderen Durchgänge nach der Reihe in
8, 105 ½, 8, 121 ½ Jahren, nach welchen ſich dieſelben Perioden
von 8, 105 ½ u. ſ. w. immer wiederholen. Dieſe Bemerkung gibt
[81]Venus.
ein einfaches Mittel, die Zeiten aller folgenden Durchgänge zu
finden, wenn man einmal einen derſelben kennt. Die unten fol-
gende Tafel gibt dieſelben für mehrere Jahrhunderte mit aller
hier wünſchenswerthen Genauigkeit an.

§. 64. (Die erſten beobachteten Durchgänge der Venus.) Kepler
war es, der dieſe Erſcheinungen mit Hülfe ſeiner neuen Planeten-
tafeln, die er dem Kaiſer Rudolph II. zu Ehren die Rudolphiniſchen
nannte, zuerſt ankündigte, und die Aſtronomen auf dieſe wich-
tigen Beobachtungen aufmerkſam machte. Ohne dieſe Vorausbe-
rechnungen würde man ſie nicht gut haben beobachten können,
da man den Augenblick nicht weiß, wann ſie ſtatt haben. Aus
dieſer Urſache ſind auch alle früheren Erſcheinungen dieſer Art
verloren gegangen. Man würde ſie aber wahrſcheinlich auch mit
dieſen Vorausbeſtimmungen nicht beobachtet haben, da wohl nur
wenige Augen ſo ſcharf ſind, um die Venus ſelbſt zu einer Zeit,
wo ihr Durchmeſſer am größten iſt, und 58 Sec. beträgt, ohne
Fernrohr in der Sonne ſehen zu können. Schon Gaſſendi hat
ſich durch Erfahrung überzeugt, daß keiner ſeiner Freunde einen
ſchwarzen runden Flecken in der Sonne mit freien Augen ſehen
konnte, obſchon der Durchmeſſer derſelben 80 Sec. betrug. — Die
beiden Durchgänge der Venus, die Kepler i. J. 1627 auf dieſe
Weiſe ankündigte, waren die der Jahre 1631 und 1761, von
welchen der erſte auf den 6. Dezember und der andere auf den
5. Junius von ihm berechnet wurden. Beide hatten auch in der
That ſtatt, und zwar der erſte nur wenige Tage nach ſeinem Tode,
da Kepler am 15. Nov. 1631 ſtarb. Einen andern zwiſchen jene
beiden fallenden Durchgang, der am 4. Dezember 1639 eintrat,
hatte Kepler überſehen. Halley, welcher der erſte die Wichtigkeit
dieſer Erſcheinungen eingeſehen und auch bekannt gemacht hatte,
berechnete die 17 nächſtfolgenden Durchgänge der Venus bis zu
dem Jahre 2117 voraus, und theilte ſie den Aſtronomen in den
Philos. Transact. von 1691 und 1716 mit.

Eben dieſer von Kepler in ſeiner Rechnung überſehene Durch-
gang des Jahres 1639 war der erſte, der je von einem Aſtro-
nomen beobachtet worden iſt. Horrox in England berechnete einige
Zeit zuvor eine aſtronomiſche Ephemeride, aber nach den Tafeln
Littrow’s Himmel u. ſ. Wunder. II. 6
[82]Venus.
von Lansberg, die zwar viel weniger genau waren, als die Ru-
dolphiniſchen Tafeln, die aber doch zufällig einen Durchgang der
Venus für den 4. Dezember 1639 anzeigten, während die Kepler-
ſchen Tafeln keinen gaben. Da er in die erſten Tafeln ein beſonderes
Vertrauen ſetzte, ſo ſchickte er ſich zu der Beobachtung an, und er
ſah in der That durch nahe eine halbe Stunde die Venus in der
Sonne, ſo wie auch ſein Freund Crabtree, der nur wenige Meilen
von ihm wohnte, und den er von dem Ereigniſſe benachrichtigt
hatte. Allein dieſe Beobachtung hatte keine Folgen für die
Wiſſenſchaft, da ſie, wie wir bald ſehen werden, an zwei ſehr weit
von einander entlegenen Orten zugleich gemacht werden muß.

§. 65. (Durchgang von 1761.) Da Halley erſt i. J. 1677
bei Gelegenheit ſeiner Beobachtung eines Merkurdurchganges, die
er auf der ſpäter durch ein anderes Ereigniß berühmt gewordenen
Inſel St. Helena angeſtellt hatte, auf die Wichtigkeit dieſer Er-
ſcheinungen aufmerkſam geworden war, ſo mußte man bis zu dem
nächſt folgenden Durchgange der Venus, am 5. Junius 1761,
warten. Die Aſtronomen bereiteten ſich zu dieſer Beobachtung
auf das eifrigſte vor, und mehrere von ihnen reisten in ſehr
entfernte Gegenden, um ihren Zweck beſſer zu erreichen. Man
findet die Geſchichte dieſer Vorbereitungen in den Mem. de l’Acad.
de Paris 1757, 1761 und 1781. Die vorzüglichſten Beobachtungen
dieſes Durchganges ſind die von Maſon am Vorgebirge der guten
Hoffnung, von Bergmann in Upſala, von Planmann zu Cajane-
burg in Finnland, und die zu Stockholm und Tobolsk angeſtellten.
Die Berechnungen dieſer Beobachtungen geben die Horizontal-
parallaxe der Sonne (I. §. 61) für ihre mittlere Entfernung von
der Erde zwiſchen 8 und 9 Secunden. Wie man aber daraus dieſe
Entfernung der Sonne ſelbſt, die der eigentliche Hauptzweck dieſer
Beobachtungen iſt, abzuleiten hat, wurde bereits oben (I. §. 63)
geſagt. Wendet man die dort gegebenen Vorſchriften auf dieſe beiden
Zahlen an, ſo findet man für die mittlere Entfernung der Mittel-
punkte der Sonne und der Erde entweder 25783 oder 22918 Halb-
meſſer der Erde, je nachdem man die Parallaxe der Sonne zu 8
oder zu 9 Secunden annimmt. Die Differenz dieſer beiden Reſultate
iſt 2865 Erdhalbmeſſer, alſo nahe 2 ½ Millionen Meilen, oder
[83]Venus.
beinahe der neunte Theil des Ganzen, ſo daß man daher durch
dieſe Beobachtungen die wahre Entfernung der Sonne noch nicht
bis auf ihren zehnten Theil genau kennen gelernt hatte.

§. 66. (Frühere Verſuche, die Horizontal-Parallaxe der Sonne
zu finden.) So groß dieſe Ungewißheit auch ſcheinen mag, ſo iſt
ſie doch in viel engere Grenzen eingeſchloſſen, als alle früheren
Beſtimmungen, die man zu dieſem Zwecke erhalten hatte. Vor
Hipparch hatte man von dieſer Entfernung der Sonne nicht
einmal eine nur etwas gegründete Muthmaßung. Pythagoras
nahm die Entfernung der Sonne nur dreimal größer, als die des
Mondes an, da ſie doch über vierhundertmal größer iſt. Ariſtarch
von Samos war der erſte, der gegen d. J. 260 vor dem Anfange
unſerer Zeitrechnung dieſe Entfernung durch eine eigene Beobachtung
zu beſtimmen ſuchte, die wir oben (I. §. 169) näher angegeben
haben. Er fand die Parallaxe der Sonne gleich drei Minuten,
alſo wenigſtens achtzehnmal zu groß. So fehlerhaft auch dieſe
Beſtimmung war, ſo konnte man doch bis zu dem Anfange des
ſiebenzehnten Jahrhunderts nichts Beſſeres finden. Poſidonius,
der zwei Jahrhunderte nach Ch. G. lebte, nahm dieſe Diſtanz der
Sonne gleich 13150 Erdhalbmeſſer an, alſo nur nahe um die
Hälfte zu klein, aber dieſe Annahme gründete ſich auf keine
eigentliche Beobachtung, ſondern bloß auf eine Meinung, wie etwa
die des ältern Plinius, der die Sonne zwölfmal weiter ſetzt, als
den Mond, weil jene zwölf, und dieſer nur einen Monat braucht,
ſeine Revolution um die Erde zurückzulegen. Riccioli (geſt. 1671)
fand aus einer großen Anzahl von ihm nach Art des Ariſtarch
angeſtellter Beobachtungen die Parallaxe der Sonne 28 bis 30
Secunden. Ptolemäus im Gegentheile benutzte eine von Hipparch
vorgeſchlagene Methode, die Sonnenfinſterniſſe zu dieſem Zwecke
zu gebrauchen, die wohl ſehr ſinnreich, aber hier nicht mit Sicher-
heit anwendbar iſt, weil der Unterſchied zwiſchen den Entfernungen
der Sonne und des Mondes von der Erde viel zu groß iſt. Auch
fand Ptolemäus für die Parallaxe der Sonne das ſehr fehlerhafte
Reſultat von 2 Min. 50 Sec. Auch der große Obſervator Tycho
Brahe (geſt. 1601) hatte noch ſehr unrichtige Begriffe von dieſem
Gegenſtande. Er ſetzte die Diſtanz der Sonne gleich 1142 Erd-
6 *
[84]Venus.
halbmeſſer voraus und wollte aus den Beobachtungen der Mond-
finſterniſſe den Schluß ziehen, daß die Parallaxe der Sonne nicht
kleiner als drei Minuten ſeyn könne. Kepler (geſt. 1630) bemerkte
mit ſeinem gewöhnlichen Scharfſinne, daß die Parallaxe des Mars
zur Zeit ſeiner Oppoſition, wie dieß aus Tycho’s Beobachtungen
folge, unmerklich iſt, und daß alſo daſſelbe in einem noch viel
höhern Grade von der Sonne gelten müſſe. Mit den Inſtru-
menten jener Zeit war es ſchwer, ſich der Größe eines Winkels
bis auf eine und ſelbſt bis auf zwei Minuten zu verſichern. Indeß
nahm Kepler die Sonnenparallaxe gleich einer Minute, alſo noch
immer über ſiebenmal zu groß an.

Der erſte, der uns eine der Wahrheit genäherte Kenntniß der
Sonnenparallaxe gab, iſt Dom. Caſſtni. Auf ſeinen Vorſchlag
wurde Richer von der Pariſer Academie nach Cayenne geſchickt,
um dort die mittägige Höhe des Mars zu beobachten, während
dieſelben Höhen in Paris von Picard und Römer beobachtet wur-
den. Caſſini ſchloß daraus die Parallaxe des Mars gleich 25 ½
Sec., und dadurch war, mittels des dritten Geſetzes von Kepler,
die der Sonne gleich 9 ½ Sec. gegeben, woraus alſo die Entfernung
der Sonne von der Erde gleich 21712 Erd-Halbmeſſern folgte. Dieſe
Beobachtungen wurden im September des Jahrs 1671 angeſtellt.
In den folgenden Jahren ſetzte Caſſini dieſe Unterſuchungen auf
einem anderen Wege fort, indem er die Differenz der Rectaſcen-
ſionen des Mars mit benachbarten Fixſternen ſechs Stunden
vor, und ſechs Stunden nach ſeiner Culmination verglich,
eine Methode, die bereits oben (I. S. 151) näher angegeben
worden iſt. Caſſini fand durch dieſe zweiten Beobachtungen
das erſte Reſultat im Allgemeinen beſtätiget. Noch beſſer eignet
ſich zu dieſen Beſtimmungen die Venus, da ſie uns in ihren un-
teren Conjunctionen noch beträchtlich näher kommt, als Mars.
Allein es iſt ſchwer, die Mittagshöhen der Venus zu dieſer Zeit
zu beobachten oder auch ihre Lage gegen benachbarte Fixſterne zu
beſtimmen, da ihre Lichtphaſe ſehr klein iſt. Maraldi, Bianchini
und Lacaille beſchäftigten ſich anhaltend damit und Letzterer fand
aus ſeinen Beobachtungen, die er i. J. 1751 am Vorgebirge der
guten Hoffnung angeſtellt hatte, die Sonnenparallaxe gleich 10 ¼
[85]Venus.
Secunden, aber da beide Beobachtungsarten ihren Naturen nach
keiner ſehr großen Genauigkeit fähig ſind, beſonders für die noch
unvollkommenen Inſtrumente jener Zeit, ſo wurde es wohl ſehr
wahrſcheinlich gemacht, daß die Parallaxe der Sonne nahe 9 Secun-
den betrage, aber die Aſtronomen mußten noch immer wünſchens-
werth finden, eine andere, genauere Methode zu beſitzen, um
ſich von der wahren Größe dieſes wichtigen Planeten vollkom-
men zu verſichern.

Der Venusdurchgang des Jahres 1761 hatte ein Mittel, die-
ſen Zweck zu erreichen, dargeboten. Allein man ſah bald, daß
der Durchgang dieſes Jahres mit mehreren ungünſtigen Verhält-
niſſen verbunden war, und daß man ſich daher zufrieden ſtellen
mußte, wenigſtens eine Beſtätigung der von Caſſini aufgeſtellten
Parallaxe gefunden zu haben, obſchon man ſie, wie man doch an-
fangs gehofft hatte, nicht genauer beſtimmen oder in engere
Gränzen einſchließen konnte.

§. 67. (Durchgang von 1769.) Unter dieſen Umſtänden er-
wartete man mit Ungeduld den nächſtfolgenden Durchgang der
Venus, am 3 Junius 1769, von dem man ſich durch Rechnung
voraus verſichert hatte, daß er viel günſtigere Verhältniſſe zur
Beſtimmung der Sonnenparallaxe bieten würde, wenn die
Beobachtungen in den zu dieſem Zwecke angemeſſenſten Orten
der Erde angeſtellt werden ſollten. Die dazu geeignetſten waren
das Südmeer, Californien und die nördlichſten Gegenden von
Europa ſowohl als auch von Aſien.

Die Monarchen aller gebildeten Nationen Europa’s bemüh-
ten ſich, ihre Aſtronomen zur Erreichung ihres für die Wiſſen-
ſchaft wichtigen und für Alle intereſſanten Zweckes mit ruhmwür-
digem Wetteifer zu unterſtützen. Frankreich, deſſen Miniſter
Choiſeul ſich der Sache mit beſonderem Eifer annahm, ſendete
die Aſtronomen La Chappe nach Californien, Pingré nach St.
Domingo und Veron nach Oſtindien. Die K. Academie der
Wiſſenſchaften in London ſchickte, auf Befehl und Koſten des Kö-
nigs, ihre Mitglieder Dymond und Wales nach Nordamerica;
Call nach Madras und Green nach Otaheiti, welch Letzterer ſeine
Reiſe auf einem von dem berühmten Capitain Cook commandirten
[86]Venus.
Schiffe vollendete. — Die Kaiſerin Catharina von Rußland ließ
durch ihre Academie in Petersburg Aſtronomen aus Deutſchland
und der Schweiz berufen und viele Inſtrumente zu dieſem Zwecke
in Paris und London ankaufen, mit welchen ausgerüſtet der ruſ-
ſiſche Aſtronom Rumovsky nach Kola (Br. 69°), der Schweizer
Pictet nach Umba (Br. 67°) und Mallet nach Ponoi gingen.
Ueberdieß wurde noch Islenies nach Yakutz, Lowitz nach Gu-
rief, Krahl nach Orenburg und Chriſtian Euler nach Omsk ge-
ſchickt. In Petersburg ſelbſt beobachteten dieſen Durchgang Mor-
jan aus Manheim, Albert Euler, Lexell und Kotelnikow. —
Der König von Dänemark bat ſich zu dieſem Zwecke den Aſtrono-
men Hell von Wien aus, der auf des Königs Koſten die Reiſe
nach Wardoe im nördlichen Lappland machte. Ueberdieß beob-
achteten noch Planmann zu Cajaneburg in Finnland, Melander
zu Upſala, Bayley am Nordcap, Juſtander zu Abo, Maskelyne
zu Greenwich, Hornsby zu Oxford, Caſſini zu Paris, Lagrange
zu Mailand, Sambach zu Wien, Ackermann zu Kiel u. m. a.
Durch ungünſtiges Wetter und andere Umſtände wurden vereitelt
die Beobachtungen des Legentil zu Pondichery, des Call zu
Madras, des Pictet zu Umba u. a.

§. 68. (Berechnung der beobachteten Durchgänge.) Faſt alle
oder wenigſtens die wichtigſten dieſer Beobachtungen findet man ge-
ſammelt in Lalande’s Mem. sur le Passage de Venus 1772, und am
vollſtändigſten in Encke’s „Entfernung der Sonne, 2 Bände,
Gotha 1822 und 1824.“ Kaum waren die Beobachtungsreſultate
bekannt geworden, als ſich eine große Anzahl von Männern fand,
welche die Berechnung derſelben übernahmen. Hornsby in Eng-
land fand aus den von ihm zu Grunde gelegten Beobachtungen
die Horizontal-Parallaxe der Sonne für ihre mittlere Entfernung
von der Erde 8″8 und ganz eben ſo auch Pingré. Planmann
in Schweden fand 8″4, Lalande 8″5; Lexell 8″68, Hell 8″70.
Encke, der in dem ſo eben erwähnten Werke, die ſämmtlichen
als gut anerkannten Beobachtungen der beiden Durchgänge von
1761 und 1769 mit der größten Sorgfalt berechnete, fand im
Mittel aus allen die Sonnenparallaxe für die mittlere Entfernung
der Sonne und für einen Beobachter im Aequator gleich 8″578;
[87]Venus.
welches Reſultat nach Encke’s Berechnungen nur mehr den wahr-
ſcheinlichen Fehler von 0″037 haben kann, ſo daß die wahre
Sonnenparallaxe zwiſchen den beiden Gränzen 8″54 und 8″61 ent-
halten iſt. Nimmt man nun die geographiſche Meile ſo an,
daß fünfzehn derſelben auf einen Grad des Aequators, alſo
5400 auf den ganzen Umfang des Aequators gehen, ſo iſt der
Halbmeſſer des Erdäquators (I. §. 5) gleich oder gleich
859,4367 geographiſche Meilen und die aus der Parallaxe 8″,578
folgende Entfernung der Sonne von der Erde beträgt 20666800
Meilen und die wahre Entfernung derſelben iſt zwiſchen den
Gränzen von 20577649 und 20755943 geogr. Meilen enthalten.
Unſere ſpäteren Nachkommen werden dieſe Gränzen ohne Zweifel
noch enger zuſammenziehen und dieſes allgemeine Maaß der
Aſtronomen noch viel genauer beſtimmen, als es uns bisher mög-
lich geweſen iſt. Wir müſſen uns begnügen, die Entfernung der
Sonne von 20666800 Meilen bis 89000 Meilen, d. h. bis etwa
auf den 230ſten Theil ihrer Größe, genau zu kennen. Wem dieß
zu wenig ſcheint, der mag uns ſagen, wie viele Diſtanzen der
Hauptſtädte unſerer Erde wir bis auf ihren 230ſten Theil genau
anzugeben wiſſen.

Die folgende kleine Tafel enthält die zunächſt folgenden
Durchgänge der Venus, von welchen wir wünſchen, daß recht
viele unſerer Leſer wenigſtens die beiden erſten derſelben noch mit
anſehen mögen.

§. 69. (Methode, aus dieſen Durchgängen die Sonnenparall-
axe zu finden.) Es iſt nun noch übrig zu zeigen, auf welche
Weiſe man aus den Beobachtungen dieſer Durchgänge die Son-
nenparallaxe durch Rechnungen ableiten kann, und warum die aus
dieſen Beobachtungen geſchloſſenen Reſultate den hohen Grad von
Verläßlichkeit haben, der bereits oben von ihnen gerühmt wor-
den iſt.

Man bemerkt wohl ohne meine ausdrückliche Erinnerung,
daß ein rabenſchwarzer kleiner Kreis auf dem hellleuchtenden Hinter-
grunde der Sonne, denn ſo ſtellt ſich zur Zeit des Durchgangs
die Venus dem Beobachter dar, mit der größten Schärfe geſehen
werden kann, ſo daß man alſo den Ort, welchen dieſer ſchwarze
Kreis in der Sonne einnimmt, für jeden Augenblick mit völliger
Sicherheit angeben wird. Allein es handelt ſich hier nicht um
jeden dieſer Orte, den Venus nach und nach während ihrer Durch-
gänge einnimmt, ſondern nur um einige wenige und gerade um
dieſelben, die unter allen am leichteſten und beſten, ſelbſt ohne
alle Inſtrumente, blos durch ein gutes Fernrohr, beſtimmt wer-
den können. Man braucht nämlich nur die vier Momente der
äußern und innern Ein- und Austritte, oder die vier Augenblicke
zu beobachten, wann die Ränder der Venus und der Sonne ſich,
ſowohl von außen als auch von innen, berühren. Der erſte
äußere Eintritt bei a (Fig. 5) kann vielleicht zu ſpät beobachtet
werden, wenn man den Punkt des öſtlichen Sonnenrandes nicht
genau weiß, an welchem die Venus eintreten ſoll, obſchon man
dieſen Punkt durch Rechnung ſchon genau voraus beſtimmen
kann. Allein der zweite oder innere Eintritt bei b, ſo wie der
innere Austritt bei c läßt ſich auf das ſchärfſte mit dem Auge
verfolgen, bis der eigentlich entſcheidende Augenblick, d. h. die
Bildung des feinen Lichtfadens eintritt, der zwiſchen den Rändern
der beiden Himmelskörper bei ihrer Berührung entſteht, und
nicht viel weniger genau wird man auch den letzten entſcheiden-
den Punkt des ſchwarzen Kreiſes in d angeben, der an dem Ran-
de der Sonne in dem Augenblicke erſcheint, wenn er von der
Venus völlig verlaſſen wird.

§. 70. (Sicherheit dieſer Methode.) Ueber die Sicherheit die-
[89]Venus.
ſer Beobachtungen an ſich kann alſo weiter kein Zweifel ſeyn.
Allein es handelt ſich hier nicht ſowohl um dieſe Beobachtungen
ſelbſt, als vielmehr um das Reſultat, welches man daraus ablei-
ten will, nämlich um die wahre Größe der Sonnenparallaxe.
Wenn man nun z. B. zeigen könnte, daß ein Fehler der Beob-
achtung von einer Zeitſecunde die geſuchte Parallaxe erſt um
eine Raumſecunde, alſo um 15 mal weniger fehlerhaft machen
würde, ſo würden wir dieſe Methode mit Recht als eine ſehr
gute und in der Ausübung mit Verläßlichkeit anwendbare an-
ſeben, da, wie wir geſehen haben, ein Fehler von einer Zeitſecun-
de in der Beobachtung jener vier Berührungen nicht wohl ſtatt ha-
ben kann. Allein die Verhältniſſe ſind in der That noch viel
günſtiger, als ſie in dieſem Beiſpiele dargeſtellt wurden.

Halley hat in den zwei bereits erwähnten Memoiren (Phil.
Tranasct. 1691 und 1716) durch Berechnung gezeigt, daß wenn
bei ganz ſchicklich gewählten Beobachtungsorten auf der Erde die
Ein- und Austritte der Venus auf eine Zeitſecunde genau be-
ſtimmt werden, daraus die Parallaxe oder die Diſtanz der Sonne
bis auf ihren 1/500 ſten Theil genau beſtimmt werden könne. Wenn
nun auch dieſe Behauptung vielleicht etwas übertrieben erſcheinen
mag, und wenn, wie die Erfahrung bei den zwei letzten Durch-
gängen gelehrt hat, die Fehler der Beobachtungen eine Secunde
oft genug überſteigen, ſo bleibt es demungeachtet nicht minder
wahr, daß dieſe Beobachtungsart eine der ſicherſten in der gan-
zen praktiſchen Aſtronomie iſt, und daß dieſe Methode der Beſtim-
mung der Sonnenparallaxe einen Grad von Verläßlichkeit beſitzt,
deren ſich nur wenige und vielleicht keine andere erfreut.

Es wird nicht unangemeſſen ſeyn, hier Einiges aus dem er-
wähnten Aufſatze Halley’s anzuführen, dem wir die Kenntniß
dieſer Methode verdanken und der zugleich in einer gemeinfaßli-
chen Sprache geſchrieben und ſehr lehrreich abgefaßt iſt. „Es giebt
viele Dinge in der Welt, ſagt er, die auf den erſten Blick ſehr
paradox, ja ganz unglaublich erſcheinen und die doch nicht minder
wahr und oft ſogar mit Hülfe der Mathematik ſehr leicht zu be-
weiſen ſind. Was ſollte es wohl Schwereres geben, als die Be-
[90]Venus.
ſtimmung der Entfernung der Sonne von der Erde? ^*) Und doch
iſt ſie eine der leichteſten, wenn man nur einige dieſem Zwecke an-
gemeſſene Beobachtungen vorausſchickt; wie ich ſogleich näher zei-
gen werde.“

„Vor vierzig Jahren (im J. 1677) war ich auf der Inſel
St. Helena, um daſelbſt die Sterne des ſüdlichen Himmels zu
beobachten. Zufällig ereignete ſich in dieſer Zeit ein Durchgang
des Merkurs vor der Sonnenſcheibe. Indem ich ihn mit einem
guten Fernrohre beobachtete, bemerkte ich bald, daß ſich dieſe
Beobachtungen mit einer ganz beſonderen Schärfe ausführen laſ-
ſen. Dabei fiel mir ein, daß ſich durch dieſe Beobachtungen wohl
die Parallaxe des Merkur gut beſtimmen laſſen würde, die be-
trächtlich größer ſeyn muß, als die der Sonne, da Merkur in
ſeiner unteren Conjunction der Erde ſo viel näher ſteht. Aber ich
ſah auch bald, daß die Differenz der Parallaxe Merkurs und der
Sonne kleiner iſt, als die Parallaxe der Sonne, und daß daher
auf dieſem Wege nicht viel Gutes zu erwarten ſeyn wird.“ ^**)

„Aber bei der Venus, fiel mir ein, iſt dies Verhältniß viel
günſtiger, da ihre Parallaxe viel größer iſt, als die des Merkur,
und da man ſie alſo auch von verſchiedenen Punkten der Erde
an verſchiedenen Stellen der Sonnenſcheibe ſehen muß. Sollte
ſich aber nicht aus eben dieſer Verſchiedenheit der Stellen die
Sonnenparallaxe ſelbſt, durch die ſie doch verurſacht werden, wie-
der rückwärts finden laſſen?“

„Dieſe Beobachtungen bedürfen, wie man von ſelbſt ſieht,
keiner beſonders koſtbaren Inſtrumente. Ein gutes Fernrohr und
eine gute Uhr, weiter braucht es nichts. Die geographiſche Breite
[91]Venus.
des Orts darf nur obenhin bekannt ſeyn, da ſie auf die Erſchei-
nung keinen ſo weſentlichen Einfluß hat und die geographiſche
Länge kann man beinahe ganz entbehren, da man nichts als die
Dauer der Beobachtung, d. h. als die Zeit zu kennen braucht,
die zwiſchen dem Ein- und Austritt der Venus verfließt, ohne
die abſoluten Momente dieſer Erſcheinungen ſelbſt zu kennen.“

„Der erſte der nächſtkünftigen Durchgänge der Venus wird
am 26ſten May 1761 ſtatt haben. An dieſem Tage, wenn es in
London zwei Uhr des Morgens iſt, wird Venus in die Sonne
treten und um zehn Uhr des Vormittags wird ſie wieder austreten.
Die Dauer des ganzen Durchgangs wird alſo acht Stunden ſeyn,
und wir in London werden den Eintritt nicht ſehen, weil wir zu
dieſer Zeit noch Nacht haben. Aber wenn die Sonne gegen ſechs Uhr
aufgehen wird, werden wir die Venus beinahe in der Mitte der
Sonnenſcheibe erblicken. Aber die Bewohner von Norwegen und
wohl auch die vom nördlichen Schottland, für welche die Sonne,
wenn es in London zwei Uhr iſt, ſchon aufgegangen ſeyn wird,
dieſe werden den Eintritt und ſonach die ganze Dauer der Er-
ſcheinung ſehen. In Oſtindien aber, am Ausfluſſe des Ganges,
wird die Sonne beinahe im Zenithe dieſes Landes ſtehen, zu der
Zeit, wo die Bewohner derſelben die Venus eben in der Mitte
der Scheibe ſehen, und es läßt ſich leicht durch Rechnung zeigen,
daß hier die Dauer des ganzen Durchgangs, durch die Wirkung
der Parallaxe, nahe um 11 Zeitminuten verkürzt wird. Allein
die Antipoden dieſes Ortes, d. h. die Gegenden um die Hudſons-
bay ſehen die Venus in der Mitte der Scheibe zur Zeit ihrer
Mitternacht, und hier wird, durch die Wirkung derſelben Parall-
axe die Dauer des Durchgangs um mehr als 6 Zeitminuten ver-
längert. Wenn alſo die Erſcheinung an dieſen beiden Orten
beobachtet werden ſollte, ſo würde die beobachtete Dauer des ei-
nen um volle 17 Min. von der des andern Ortes verſchieden ſeyn,
wenn, wie ich bei dieſen kleinen Rechnungen vorausſetzte, die
Parallaxe der Sonne gleich 12 ½ Secunden iſt. Sollte nun dieſe
Differenz der Dauer an den beiden Orten, durch die wirklichen
Beobachtungen größer oder kleiner gefunden werden, ſo würde
daraus auch eine nahe in demſelben Maaße größere oder kleinere
[92]Venus.
Sonnenparallaxe gefolgert werden. Da in der That 17 Min. oder
1020 Sec. zu der Sonnenparallaxe 12,5 Sec. gehören, ſo wird eine
einzige Secunde Aenderung dieſer Parallaxe ſchon mehr als 80
Zeitſecunden Aenderung in der Differenz jener Dauer erzeugen.
Da man hat 125 : 1020 = 1 : 81.“

„Hat man alſo dieſe Differenz auch nur auf zwei Zeitſecun-
den genau beobachtet, ſo wird man daraus die Sonnenparallaxe
bis auf den 1/40 ſten Theil einer Secunde genau finden, weil
wieder iſt 12,5 : 1020 =1/40 : 2 und dieſer 1/41 ſte Theil
einer Secunde iſt der 1/500 ſte Theil der ganzen Sonnenparallaxe,
die wir zu 125 angenommen haben, weil 40 mal 12,5 gleich
500 iſt.“

„Ich empfehle daher dieſe Methode auf das dringendſte allen
Aſtronomen, die Gelegenheit haben ſollten, dieſe Dinge zu be-
obachten, wenn ich ſchon todt bin. Mögen ſie dieſes meines Ra-
thes eingedenk ſeyn und ſich recht fleißig und mit aller ihrer Kraft
auf dieſe wichtigen Beobachtungen verlegen, wozu ich ihnen alles
erdenkliche Glück wünſche, zuerſt daß ſie nicht durch ungünſtige
Witterung des erſehnten Anblicks beraubt werden und dann,
daß ſie, wenn ſie die wahre Größe unſerer Planetenbahnen mit
mehr Genauigkeit beſtimmt haben, daraus unſterblichen Ruhm
und Ehren ſchöpfen mögen.“

§. 71. (Andere Betrachtungen über die Sicherheit dieſer Me-
thode.) Wir wollen es nun verſuchen, den Leſern im Allgemeinen,
und ſo weit dieß ohne Rechnung möglich iſt, die Gründe aus
einander zu ſetzen, worin ſich durch die Beobachtung dieſer Durch-
gänge der Venus die Sonnenparallaxe mit ſo großer Genauigkeit
beſtimmen läßt. Sey SS' (Fig. 6.) die Sonne, C oder C' die
Erde, und V oder V' der Mittelpunkt der Venus, welche b[e]ide
Planeten ſich in ihren Bahnen zur Zeit der untern Conjunction
der letztern von Oſt gegen Weſt, oder von C nach C', und
von V nach V' bewegen, während der der Venus zugekehrte Punkt
der Erde in ſeiner täglichen Rotation von Weſt nach Oſt geht,
wie die der Figur beigeſetzten Pfeile anzeigen. Die beiden geraden
Linien durch V und V' berühren den Rand der Venus, ſo wie
die beiden Linien bei S und S' den Rand der Sonne berühren.

Dieß vorausgeſetzt, iſt (I. §. 61) der Winkel AVC die Hori-
zontal-Parallaxe der Venus. Eigentlich ſollte zwar der Punkt V
in dem Mittelpunkte der Venus liegen, aber man ſieht von ſelbſt,
daß dieſer Winkel nur ganz unmerklich geändert werden wird,
wenn man den Punkt V in irgend einem Punkte der Peripherie
der Venus annimmt. Dieſem Winkel iſt aber auch der Winkel αVc
gleich, und da der letzte Winkel von dem Bogen αc am Himmel
gemeſſen wird, ſo kann man ſagen, dieſer Bogen αc ſtelle die
Parallaxe der Venus vor. Ganz eben ſo wird alſo auch die
Parallaxe der Sonne durch den Winkel ASC oder aSc, das heißt,
durch den Bogen ac vorgeſtellt werden. Es iſt demnach αc die
Parallaxe der Venus, und ac die der Sonne, und daher aα die
Differenz dieſer beiden Parallaxen, und zwar für den Augenblick,
wo ein Beobachter in dem Mittelpunkte C der Erde eben die
Venus ganz in dem öſtlichen Rande, und zwar in dem Punkte S
der Sonne eingetreten ſieht. Ganz eben ſo iſt auch a'c' die
Parallaxe der Sonne, und a'c' die der Venus, alſo auch a'α' die
Parallaxendifferenz für den Augenblick, wo für den Beobachter
C' im Mittelpunkte der Erde die Venus, ſo eben ganz aus
dem weſtlichen Rande der Sonne, und zwar in dem Punkte S',
ausgetreten iſt.

Bei jenem Eintritte ſieht alſo der Beobachter im Mittel-
[94]Venus.
punkte C der Erde den Punkt V des Venusrandes an dem Himmel
in c. Allein ein anderer Beobachter auf der Oberfläche der Erde
in A wird denſelben Punkt V am Himmel in α ſehen, während
er den Punkt S des öſtlichen Sonnenrandes, wo der erwähnte
Eintritt der Venus für den Mittelpunkt der Erde geſchieht, in
dem Punkte a des Himmels ſieht, d. h. alſo, der Beobachter in A
wird die beiden Berührungspunkte V und S noch um den Bogen aα
oder um die Parallaxendifferenz von einander entfernt ſehen,
während der Beobachter in C dieſe beiden Punkte V und S in
dem gemeinſchaftlichen Punkte c zuſammenfallen ſieht. In dem-
ſelben Augenblicke alſo, wo der Beobachter in C den letzten Punkt V
der Venus eben in den öſtlichen Sonnenrand eintreten ſieht, ſteht
dieſer Punkt V für den Beobachter in A, noch um die ganze
Parallaxendifferenz aα öſtlich von dem Sonnenrande S entfernt;
für C hat der innere Eintritt ſo eben ſtatt, für A aber wird er
erſt ſpäter erfolgen, und zwar erſt in der Zeit, in welcher Venus
den Bogen aα am Himmel zurückgelegt haben wird.

Während des nun folgenden Durchgangs der Venus vor der
Sonnenſcheibe geht dieſer Planet in ſeiner Bahn von V nach V',
und die Erde von C nach C', oder beide gehen von Oſt nach
Weſt. Der Beobachter A aber, auf der Oberfläche der Erde, der
früher den weſtlichſten Punkt A einnahm, wird durch die tägliche
Rotation auf die öſtliche Seite, gegen A' hin, gebracht. In dem
Augenblicke, wo der letzte Punkt V' des Venusrandes, von dem
Mittelpunkte C' der Erde geſehen, den weſtlichen Rand S' der
Sonne verläßt, und wo alſo, für dieſen Beobachter C', der Durch-
gang endet, weil er dieſe beiden Punkte V' und S' in einem und
demſelben gemeinſchaftlichen Punkte c' des Himmels ſieht, in
demſelben Augenblicke wird ein Beobachter in dem Punkte A' auf
der Oberfläche der Erde den Punkt S' der Sonne in a', den
Punkt V' der Venus aber in α, d. h. er wird den Punkt V' um
den Bogen a'α', oder um die Parallaxendifferenz weiter weſtlich
ſehen, und für den Beobachter in A' wird daher der Durchgang
ſchon vorüber ſeyn, und zwar wieder ſo lange Zeit, die wir
T nennen wollen, als die Venus braucht, den Bogen a'α' der
Parallaxendifferenz am Himmel zu durchlaufen.

Kurz, der Beobachter auf der Oberfläche der Erde in A oder
A' wird den Eintritt der Venus ſpäter, und den Austritt der-
ſelben früher ſehen, als der Beobachter im Mittelpunkte C der
Erde, und zwar um die Zeit T ſpäter oder früher. Die ganze
Dauer der Erſcheinung aber wird für jenen kürzer ſeyn, als für
dieſen, und zwar um das Doppelte jener Zeit, oder um die
Zeit 2 T.

Dieſer Unterſchied zwiſchen dem Ein- und Austritte, oder
auch dieſer Unterſchied zwiſchen der Dauer, wie er auf der Ober-
fläche und im Mittelpunkte der Erde geſehen wird, hängt alſo,
wie man ſieht, bloß von der Differenz der Parallaxen oder von
der Größe des Bogens aα oder a'α', und zugleich von der Ge-
ſchwindigkeit ab, mit welcher die Venus dieſen Bogen zurücklegt.
Wird die Parallaxendifferenz größer, ſo wird auch dieſe Zeit T
oder 2 T größer werden, und iſt im Gegentheile die Geſchwin-
digkeit der Venus größer, ſo wird dieſe Zeit T oder 2 T
kleiner werden. Da nun T eine bloße Wirkung der Parallaxen-
differenz iſt, ſo wird man, wenn die Bewegung, mit welcher ſich
die Venus der Sonne nähert, bekannt iſt — und dieſe iſt aus den
mittlern Bewegungen der Venus und der Sonne auf das genaueſte
bekannt — ſo wird man aus dieſer Zeit T auch wieder rückwärts
auf jene Parallaxendifferenz ſchließen und zwar mit einer deſto
größern Genauigkeit ſchließen können, je größer dieſes T ſelbſt iſt.

§. 72. (Vergleichung der Durchgänge von Merkur und Venus.)
Sehen wir alſo zu, welchen Werth dieſe Zeit T in dem Falle hat,
wo ſie am größten iſt. Für Merkur hat man bei der untern
Conjunction dieſes Planeten ſeine Horizontal-Parallaxe gleich 17″
und die der Sonne nahe 8″. Beider Differenz iſt alſo nur 9 Se-
cunden, und dieß iſt die Größe des Bogens aα für Merkur. Nun
beträgt aber die Bewegung Merkurs, mit welcher er ſich, von der
Erde geſehen, der Sonne nähert, zur Zeit der Durchgänge während
jeder Stunde nahe 550″. Wann wird er alſo in dieſer Bewegung
den Bogen von 18″, oder die doppelte Parallaxendifferenz zurück-
legen? Die folgende Proportion beantwortet dieſe Frage:
550″ : 60' = 18″ : 2 T
Es iſt alſo 2 T nahe gleich 2 Zeitminuten, oder die Differenz der
[96]Venus.
Dauer der Merkursdurchgänge, von dem Mittelpunkte und von
der Oberfläche der Erde geſehen, beträgt höchſtens 2 Zeitminuten.
Geſetzt alſo, man hätte bei der Beobachtung eines ſolchen Durch-
ganges die Dauer deſſelben um volle 10 Zeitſecunden fehlerhaft
erhalten, was allerdings eine ſehr unwahrſcheinliche Vorausſetzung
iſt, ſo würde man dadurch die Parallaxendifferenz ſchon um 1 ½
Raumſecunde unrichtig erhalten, denn
120 : 18 = 10 : 1 ½

So große Fehler, von 1 ½ Secunden, geben aber nicht ein-
mal die oben angeführten Beobachtungen des Mars zur Zeit
ſeiner Oppoſition, daher man alſo die Durchgänge Merkurs zu
dieſem Zwecke nicht mit Vortheil gebrauchen kann.

Sehen wir nun, was wir von den Durchgängen der Venus
zu erwarten haben. Die Horizontalparallaxe dieſes Planeten iſt
31″, und die der Sonne, wie geſagt, 8″. Die Differenz dieſer
Parallaxen beträgt alſo 23″, oder ſie iſt nahe dreimal größer,
als bei Merkur, was, nach dem Vorhergehenden, ſchon ein großer
Vortheil iſt. Die ſtündliche Bewegung der Venus gegen die
Sonne endlich iſt zur Zeit ihrer Durchgänge 234″, alſo mehr als
die Hälfte kleiner, als bei Merkur, worin der zweite Vortheil
beſteht. Wann wird alſo Venus den Bogen von 46″, oder die
doppelte Parallaxendifferenz zurücklegen? Die Antwort auf dieſe
Frage gibt folgende Proportion:
234″ : 60' = 46″ : 2 T
Es iſt alſo 2 T = 11',8 oder nahe 12 Minuten, alſo beinahe
ſechsmal größer, als bei Merkur. Um zu ſehen, welchen großen
Einfluß dieß auf die Beſtimmung der Parallaxendifferenz hat,
wollen wir wieder annehmen, daß man in der Beobachtung der
Dauer eines ſolchen Durchgangs um 10 Zeitſecunden gefehlt habe,
ſo hat man
720 : 46 = 10 : ⅗
oder, wenn man in der Beobachtung dieſes Phänomens auch nur
volle 10 Zeitſecunden gefehlt hätte, ſo würde die daraus geſchloſſene
Parallaxendifferenz doch nur um ⅗ einer Raumſecunde fehlerhaft
ſeyn, während wir oben bei Merkur einen Fehler von 1 ½ Se-
cunden, alſo nahe dreimal mehr, erhalten haben. Allein ſo große
[97]Venus.
Fehler wird wohl nicht leicht ein Aſtronom, ſelbſt unter den un-
günſtigſten Verhältniſſen, begehen können. Der Fehler, dem man
bei der gegenwärtigen Vervollkommnung der Inſtrumente und der
Beobachtungskunſt noch ausgeſetzt iſt, kann bei dieſer Art von
Beobachtungen höchſtens eine einzige Secunde betragen, und ſo-
nach würde man, durch die Anwendung der hier erläuterten Me-
thode, die Parallaxendifferenz der Venus und der Sonne wenigſtens
bis auf 0,06 oder bis auf 1/17 einer Raumſecunde genau erhalten.

Man ſieht aus allem Vorhergehenden, daß der eigentliche
Vortheil dieſer Methode darin beſteht, daß erſtens die Venus, in
ihrer untern Conjunction, ſehr nahe bei der Erde iſt, wodurch
die Parallaxe derſelben ſo groß wird, und daß zweitens ihre von
der Erde geſehene Bewegung, in Beziehung auf die Sonne, zu
dieſer Zeit ſo klein iſt. Hätten wir noch einen andern Planeten,
der uns in ſeiner untern Conjunction noch näher käme und der
ſich daſelbſt noch langſamer bewegte, ſo würde derſelbe noch viel
geſchickter zur Beſtimmung der Parallaxe ſeyn.

§. 73. (Nachträgliche Bemerkungen zu dieſer Methode.) Bei
der vorhergehenden Darſtellung wird ein aufmerkſamer Leſer
noch zwei Dinge vermiſſen, die wir, um den Vortrag zu erleich-
tern, abſichtlich übergangen haben und daher hier nachtragen
wollen.

Wir haben oben voraus geſetzt, daß nicht nur der Beobach-
ter auf der Oberfläche der Erde, ſondern daß auch noch ein an-
derer, im Mittelpunkte e der Erde, die Dauer des Durchgangs
geſehen habe, und auf die Vergleichung dieſer beiden Beobach-
tungen beruht eigentlich, wie man bemerkt haben wird, die ganze
Methode unſerer Parallaxen-Beſtimmung. Allein wie ſollen wir
dieſe Beobachtung, die im Mittelpunkt der Erde angeſtellt wor-
den iſt, erhalten? — Sie unmittelbar anzuſtellen, iſt allerdings
unmöglich, aber die Rechnung gibt hier, wie in ſo vielen andern
Fällen den Aſtronomen ein leichtes Mittel an die Hand, dieſen
Mangel zu erſetzen. Da nämlich die Tafeln der Venus ſchon in
ſo hohem Grade genau ſind, da man die Bewegung dieſes Pla-
neten und den ſcheinbaren Durchmeſſer derſelben ſowohl, als auch
jenen der Sonne ſchon mit ſo viel Schärfe kennt, ſo iſt es ſehr
Littrow’s Himmel u. ſ. Wunder. II. 7
[98]Venus.
leicht, durch Rechnung zu beſtimmen, wie lang die Dauer eines
ſolchen Durchgangs für den Mittelpunkt der Erde ſeyn wird, viel
leichter in der That, als für irgend einen andern Punkt der Ober-
fläche der Erde, weil man für dieſen letztern auf die Parallaxe der
Sonne und der Venus Rückſicht nehmen müßte, die hier, für den
Mittelpunkt der Erde, ganz wegfällt. Die Rechnung, von wel-
cher hier die Rede iſt, wird ganz dieſelbe ſeyn, welche man bei der
Beſtimmung der Mondsfinſterniſſe für unſern Kalender anwendet,
und mit der Jeder bekannt iſt, dem die erſten Elemente der rech-
nenden Aſtronomie nicht ganz fremd ſind.

Das Zweite, was man wahrſcheinlich ſchon ohnehin be-
merkt haben wird, iſt, daß wir oben immer nur von der Dif-
ferenz der Parallaxen der Venus und der Sonne geſprochen ha-
ben, da es doch anfangs hieß, daß die Venusdurchgänge die
Sonnenparallaxe ſelbſt ſo genau beſtimmen ſollen. In der
That hat man geſehen, daß alles Vorhergehende ſich nur auf die
Differenz dieſer beiden Parallaxen gründet, und daß man
doch auch nur dieſe Differenz, keineswegs aber die beiden
Parallaxen ſelbſt, durch jene Methode beſtimmen kann.

Und ſo iſt es auch in der That: wir erhalten durch das bis-
her erklärte Verfahren bloß die Differenz dieſer zwei Parallaxen.
Allein hier kömmt uns das ſchon mehrmals (z. B. I. §. 58. 146
u. f.) angeführte dritte Geſetz Keplers ſehr zu ſtatten. Nach die-
ſem Geſetze verhalten ſich nämlich die Quadrate der Umlaufszeiten
der Planeten wie die Würfel ihrer mittleren Entfernungen von
der Sonne. Es wurde aber ebenfalls ſchon geſagt (I. §. 123) daß
man dieſe Umlaufszeiten der Planeten aus den Beobachtungen
der Alten mit der größten Schärfe beſtimmen kann, und auch in
der That beſtimmt hat. Alſo darf man auch, da uns das Kep-
ler’ſche Geſetz gegeben iſt, annehmen, daß wir die Verhältniſſe
der Entfernungen der Planeten von der Sonne mit derſelben
Schärfe kennen. Allein dieſe Verhältniſſe der Entfernungen ſind
nichts anders, als die Verhältniſſe der Parallaxen, da der Sinus
der Parallaxe eines jeden Planeten gleich iſt dem bekannten Halb-
meſſer der Erde dividirt durch die Entfernung des Planeten von der
Erde. Zur Zeit der untern Conjnnction aber, wo Venus in einer geraden
[99]Venus.
Linie zwiſchen der Erde und der Sonne ſteht, iſt die Entfernung
der Venus von der Sonne gleich dem, aus der elliptiſchen Theo-
rie bekannten Radius Vector (I. S. 282) der Erde, weniger dem
der Venus, ſo daß daher für dieſelbe Zeit das Verhältniß der
Entfernungen beider Planeten von der Sonne, alſo auch das Ver-
hältniß ihrer Parallaxen als eine gegebene und ſehr genau bekannte
Größe anzuſehen iſt. Wenn man aber von zwei unbekannten
Größen ihr Verhältniß und überdieß auch, wie dies bei un-
ſerer Methode der Fall iſt, ihre Differenz kennt, ſo kann man
auch ſehr leicht jede dieſer beiden Größen ſelbſt finden. Wenn z.
B. durch die Beobachtung eines Durchgangs die Differenz der
beiden Parallaxen gleich 23″ gefunden worden iſt, und wenn man
aus der Theorie der elliptiſchen Bewegung, verbunden mit dem
erwähnten Geſetze Keplers weiß, daß für dieſelbe Zeit das Ver-
hältniß der beiden Parallaxen 3,795 iſt, ſo findet daraus jeder
Anfänger in der Algebra ſofort, daß die beiden Parallaxen ſelbſt,
die eine gleich 23″ und die andre gleich 8″ ſeyn muß, wodurch
daher nicht bloß die geſuchte Parallaxe der Sonne, ſondern auch zu-
gleich die der Venus gefunden wird.

§. 74. (Einfache Darſtellung des Vorhergehenden.) Man
kann denſelben Gegenſtand noch auf eine andere, ſehr einfache
Weiſe darſtellen. Iſt ABC (Fig. 7) die Erde, V die Venus und
S die Sonne, ſo kann man, ohne in der Erſcheinung etwas zu
ändern, die Erde, in Beziehung auf ihre jährliche Bewegung,
als ruhend vorſtellen und dafür der Venus die Differenz derjeni-
gen zwei Bewegungen geben, welche dieſer Planet und die Erde
in der That haben. Sey alſo aVb der Weg, welchen Venus mit
dieſer relativen Bewegung während der Zeit des ganzen Durch-
gangs in ihrer Bahn beſchreibt. Es ſeyen ferner A und B zwei Be-
obachter auf der Oberfläche der Erde, welche die zwei Endpunkte
desjenigen Erddurchmeſſers AB einnehmen, der auf der Ebene der
Ecliptik ſenkrecht ſteht. Läßt man der größeren Einfachheit we-
gen die tägliche Rotation der Erde außer Betrachtung und nimmt
man alſo an, daß dieſe zwei Beobachter ihre Lage gegen die
Sonne unverändert beibehalten, ſo wird der eine Beobachter A zu
einer gewiſſen Zeit den Mittelpunkt der Venus auf der Sonnen-
7 *
[100]Venus.
ſcheibe in s und der andere Beobachter B in S ſehen. Wenn ſie
nun beide ein Mittel beſitzen, die Entfernung der Punkte s und
S von dem Mittelpunkte oder von dem Rande der Sonne mit
Genauigkeit zu meſſen, ſo wird ihnen die Größe des Bogens sS
z. B. in Secunden bekannt ſeyn. Nehmen wir an, daß man
dieſen Bogen Ss gleich 40 Sec. gefunden habe. Da nun die
Winkel in V, welche die beiden geraden Linien As und BS mit
einander bilden, gleich groß und da auch die beiden Linien AB
und Ss einander ſehr nahe parallel ſind, indem ſie beide auf der
Ecliptik ſenkrecht ſtehen, ſo hat man aus den erſten Elementen der
Geometrie die Proportion
Ss : AB = SV : VB.

Allein SV iſt die Diſtanz der Sonne von der Venus und VB
die der Venus von der Erde und aus der Theorie der elliptiſchen
Bewegung weiß man, daß zur Zeit des Durchgangs dieſe Größen
SV = 0,68 und VB = 0,27 ſind, wenn die mittlere Diſtanz
der Erde von der Sonne als Einheit angenommen wird. Man
hat daher auch
Ss : AB = 68 : 27 oder nahe = 5 : 2
oder jener Bogen Ss nimmt auf der Oberfläche der Sonne einen
Raum ein, der 5/2 mal ſo groß iſt als der Durchmeſſer AB der Er-
de. Dieſer Bogen ſelbſt, in Secunden ausgedrückt, iſt daher auch
2 ½ mal ſo groß als derjenige Bogen, unter welchen der Durch-
meſſer der Erde, von der Sonne aus geſehen, erſcheinen würde,
d. h. der Winkel SAs iſt 2 ½ mal größer als der Winkel BSA.
Dieſer letzte Winkel iſt aber (I. §. 61) die doppelte Parallaxe der
Sonne. Da nun der Winkel SA s oder der Bogen Ss oben gleich
40 Secunden gefunden worden iſt, ſo folgt, daß die doppelte
Sonnenparallaxe 16 Sec. und daher dieſe Parallaxe ſelbſt 8 Sec.
beträgt.

Daraus ſieht man zugleich, daß jeder Beobachtungsfehler,
den man in der Meſſung des Winkels SAs oder des Bogens Ss be-
geht, nur den fünften Theil dieſes Fehlers in der geſuchten Son-
nenparallaxe hervorbringen wird, was für die Beſtimmung dieſer
letzten Größe ſehr vortheilhaft iſt, beſonders dann, wenn man
Mittel beſitzt, dieſen Bogen Ss ſelbſt ſchon mit einer großen Ge-
[101]Venus.
nauigkeit zu meſſen. Mikrometriſche Meſſungen, ſo ſcharf dieſe
auch ſeyn mögen, ſind hier nicht mit der gewünſchten Sicher-
heit anzuwenden, weil es ſich um zwei verſchiedene Beobachter
handelt. Viel beſſer wird man dieſen Zweck erreichen, wenn
man von beiden Orten A und B der Erde den Eintritt der
Venus in m und M und den Austritt in n und N aus der
Sonnenſcheibe beobachtet. Wir haben bereits oben geſagt, daß
man dieſe Ein- und Austritte des ſchwarzen Kreiſes auf dem
hellen Sonnenhintergrunde ſehr ſcharf beobachten kann. Da
ferner die relative Bewegung der Venus auf der Sonne ſo lang-
ſam, und überdieß durch unſere ſchon ſehr vollkommenen Tafeln,
ſehr genau bekannt iſt, und da man endlich, ohne allen merkli-
chen Fehler die Wege MN und mn, welche der Planet auf der
Sonne zu beſchreiben ſcheint, als gerade Linien annehmen kann,
ſo erhält man eigentlich durch dieſe beobachteten Ein- und Aus-
tritte die Längen der beiden geraden Linien MN und m n, und
zwar mit der größten Schärfe, und es handelt ſich jetzt nur noch
um die leichte Auflöſung des geometriſchen Problems: die Diſtanz S s
zweier Sehnen eines Kreiſes zu finden, in welchem die Größe dieſer
Sehnen ſowohl, als auch der Halbmeſſer dieſes Kreiſes, d. h. der
Halbmeſſer der Sonne mit der größten Genauigkeit bekannt iſt.

§. 75. (Ueber die Verbeſſerung der Planetentafeln.) Das
Vorhergehende wird genügen, eine allgemeine Vorſtellung von dem
Verfahren zu geben, welches die Aſtronomen bei dieſer Beſtim-
mung der Sonnenparallaxe anwenden, und zugleich den hohen
Grad ſeiner Sicherheit zu zeigen. Allein die Vervollkommnung,
welche ſeit nahe einem halben Jahrhunderte die Analyſe und
durch ſie die berechnende Aſtronomie erhalten hat, ſetzt uns ge-
genwärtig in den Stand, jene wichtige und noch viele andere in-
tereſſante Aufgaben auf eine andere, ſehr vorzügliche Weiſe auf-
zulöſen, von der wir hier, ſo gut es ohne eigentliche Rechnung
möglich iſt, einige nähere Nachrichten mittheilen wollen.

Um die Sache ſogleich durch ein Beiſpiel deutlich zu machen,
ſo haben wir bereits oben (I. §. 143) gezeigt, wie man den Ort
eines Planeten für jede gegebene Zeit aus den für dieſen Plane-
ten bereits berechneten Tafeln finden könne. Hat man nun für
[102]Venus.
dieſelbe Zeit den Planeten auch wirklich beobachtet, ſo müſſen
beide Reſultate, das der Tafel, oder, was daſſelbe iſt, das der
Rechnung und das der unmittelbaren Beobachtung übereinſtim-
men, wenn anders beyde: Beobachtung und Berechnung, ganz
gut und fehlerfrei ſind.

Wenn nun die Beobachtungen mit aller möglichen Sorgfalt,
mit den beſten Inſtrumenten und unter den günſtigſten Umſtän-
den angeſtellt worden ſind, wenn vielleicht mehrere Aſtronomen
an derſelben oder auch an verſchiedenen Sternwarten dieſe Be-
obachtungen gemacht und davon das ſogenannte Mittel genom-
men haben, ſo wird man, da alle Wahrſcheinlichkeit dafür ſpricht,
dieſe Beobachtung, die man zur Vergleichung gewählt hat, als
gut anſehen können. Wenn ſie nun aber mit der Rechnung, d. h.
mit dem aus den Tafeln durch Rechnung abgeleiteten Orte dem-
ungeachtet nicht ſtimmen ſollte? — Dann bleibt nichts übrig, als
dieſe Rechnung oder dieſe Tafeln für fehlerhaft zu erklären.

Es iſt aber eines der wichtigſten, ja das Hauptgeſchäft
des Aſtronomen, dieſe Tafeln der Planeten immer mehr und
mehr zu vervollkommnen und es endlich, wenn möglich, dahin zu
bringen, daß ein ſolcher aus den Tafeln berechneter Ort verläß-
licher iſt, als jede einzelne Beobachtung, oder daß wir auf dieſe
Weiſe den Himmel, d. h. hier die Planeten und ihre Bewegungen,
am Ende ſo genau kennen lernen, um alle fernern Beobachtungen
gleichſam entbehrlich zu machen.

Wenn alſo eine als gut anerkannte Beobachtung mit dieſen
Tafeln nicht ſtimmt, ſo ſind dieſe Tafeln noch fehlerhaft, und
ſie müſſen daher verbeſſert werden. Allein wo ſoll man dieſe Ver-
beſſerung anbringen?

Dieſe Frage iſt von der größten Wichtigkeit. — Um eine
ſolche Tafel zu conſtruiren, muß man eine nicht kleine Anzahl
von Dingen zu Hülfe rufen oder zu Grunde legen. Man muß
z. B. die große Axe der Bahn, oder die Umlaufszeit des Planeten
um die Sonne, man muß die Lage dieſer großen Axe, die Ex-
centricität dieſer Bahn, ihre Neigung gegen die Ecliptik … kurz
man muß vor Allem die Elemente (Vergl. I. §. 142) der
Planetenbahn kennen. Sind dieſe einmal genau bekannt, ſo hat
[103]Venus.
die Conſtruction der Planetentafel keine andere Schwierigkeit
mehr, als die Mühe des Ealculs, die kein Aſtronom ſcheuen darf.
Allein wenn ſie nun noch nicht genau bekannt, wenn eine, wenn
mehrere, wenn vielleicht alle dieſe Elemente noch etwas unrichtig,
noch kleinen Fehlern unterworfen ſind, ſo können dann auch gute
Beobachtungen mit dieſen Tafeln nicht übereinſtimmen, und die
letzten müſſen vor allen andern verbeſſert, d. h. die den Tafeln zu
Grunde gelegten Elemente müſſen vor allen andern corrigirt
werden, um jene gewünſchte Harmonie zwiſchen ihnen und den
Beobachtungen einmal erhalten zu können.

§. 76. (Allgemeines Verfahren zu dieſem Zwecke.) Nun wäre
es wohl leicht, irgend eines dieſer Elemente ſo zu ändern, daß
dadurch dieſe Uebereinſtimmung für eine Beobachtung erzeugt
wird. Man dürfte nur z. B., was das einfachſte wäre, die Epoche
der mittlern Bewegung (I. §. 116) dem gemäß etwas ändern,
um die Tafel mit dieſer Beobachtung in vollkommene Harmonie
zu bringen. Allein wird dann auch ſofort jede zweite, dritte und
überhaupt jede folgende gute Beobachtung durch die Tafeln dar-
geſtellt werden? — Schwerlich, da jenes Verfahren vorausſetzt,
daß nur die Epoche der Tafeln fehlerhaft, jedes andere Element
aber vollkommen gut iſt, eine Vorausſetzung, zu der die Epoche
kein größeres Recht, als alle übrigen Elemente hat.

Man wird alſo im Allgemeinen alle Elemente für fehlerhaft
anſehen, und ſie ſonach alle auf einmal ſo verbeſſern müſſen,
daß dadurch nicht nur eine, ſondern eine große Anzahl guter und
weit von einander entfernter Beobachtungen vollkommen genau
dargeſtellt werden. Aber wie ſoll man das anfangen? Man ſieht
ohne meine Erinnerung, daß das Problem, das ſich hier die Aſtro-
nomen gegeben haben, kein leichtes iſt. Und doch muß es auf-
gelöst werden, weil man ſonſt gar nicht daran denken kann,
auch nur einmal gute Planetentafeln zu erhalten. Daß aber
ſolche Tafeln, nicht bloß für die Wiſſenſchaft, von ſehr großem
Werthe ſind, iſt wohl für ſich klar. Wenn z. B. unſere Monds-
tafeln noch ſo fehlerhaft wären, wie ſie es zu Tycho’s und ſelbſt
zu Newtons Zeiten waren, ſo würden wir das beſte und vorzüg-
lichſte Mittel, die geographiſche Länge auf der hohen See zu
[104]Venus.
beſtimmen, nämlich die Methode der Diſtanzen des Mondes von
den Sternen, auch gar nicht mit Sicherheit anwenden können,
und Hunderte von [Schiffen] würden ſchon zu Grunde gegangen
ſeyn, bloß weil ihnen dieſes Mittel fehlte.

Wie ſoll man es aber anfangen, alle Elemente einer Planeten-
bahn auf einmal zu verbeſſern. — Dieß iſt es, was ich hier zu-
nächſt zu erklären ſuchen werde.

Nehmen wir an, wir hätten eine Anzahl von beobachteten
Sonnenlängen vor uns, die wir alle als ganz gut anzuſehen
berechtigt ſind. Berechnen wir ſogleich aus unſern Sonnentafeln,
für die Zeiten jener Beobachtungen, dieſe tabellariſchen Längen
der Sonne. Da unſere Sonnentafel noch fehlerhaft iſt, wie wir
vorausſetzen, ſo werden dieſe berechneten Längen mit den beob-
achteten nicht genau ſtimmen. Seyen a, a', a'', die Differenzen
dieſer beiden Längen für die 1, 2, 3te Beobachtung.

Betrachten wir von den Elementen dieſer Sonnentafel zuerſt
die Länge des Apheliums. Nehmen wir z. B. an, die erſte Beob-
achtung ſey zu einer ſolchen Zeit gemacht worden, wo die Länge
der Sonne weniger der Länge ihres Apheliums, d. h. wo die mittlere
oder wahre Anomalie (I. §. 140) der Sonne nahe gleich 200 Grade
war. Geht man in denjenigen Theil der Sonnentafeln ein, der
mit dem Argumente der mittlern Anomalie die Gleichung der
Bahn (I. §. 141) gibt, ſo findet man, daß für eine ſolche Sonnen-
länge durch eine Minute Aenderung der Anomalie die wahre Länge
der Sonne um nahe 2 Sec. vergrößert wird. Damit könnte man
nun gleich dieſes Element ſo verbeſſern, daß die tabellariſche und
die beobachtete Länge der erſten Beobachtung vollkommen mit
einander übereinſtimmen, oder daß der erſte der oben erwähnten
Fehler a gänzlich verſchwinden müßte. Allein da, wie bereits
geſagt, die andern Elemente eben ſo gut fehlerhaft ſeyn können,
als dieſes erſte, ſo wollen wir auch noch einige dieſer andern auf
dieſelbe Weiſe betrachten.

Derſelbe Theil unſerer Tafel, von welchem wir ſo eben ge-
ſprochen haben, ſetzt auch eine beſtimmte Excentricität, oder was
daſſelbe iſt, einen beſtimmten größten Werth der Gleichung der
Bahn voraus. Nehmen wir an, daß eine Minute Aenderung
[105]Venus.
dieſer größten Gleichung der Bahn die Länge der Sonne um 0,5
Secunden ändere, und daß eben ſo eine Minute Aenderung der
Umlaufszeit der Sonne die Länge derſelben nur um 0,3 Secunden
vergrößere, und ſofort für alle übrigen Elemente der Sonnenbahn.

Wenn man auf dieſe Weiſe die Aenderungen kennt, welche
eine Minute in jedem einzelnen Elemente in der Länge der Sonne
hervorbringt, ſo weiß man auch, wie viel dieſe Länge durch jede
andere gegebene Aenderung der Elemente, z. B. durch den halben
oder durch den vierten Theil einer Minute geändert werden würde.
Nehmen wir nun an, daß man bereits die Aenderungen kenne,
welche an dieſen Elementen angebracht werden müſſen, um jene
erſte unſerer Beobachtungen ganz genau darzuſtellen, daß alſo
z. B. die Länge des Apheliums um x Minuten vergrößert, die
größte Gleichung der Bahn um y Minuten verkleinert, die Um-
laufszeit der Sonne um z Minuten vergrößert werden ſoll u. ſ.
w., ſo wird man, aus den erſten Gründen der Algebra, für die
totale Aenderung der Länge den Ausdruck haben
2 x — 0,5y + 0,3z
und da dieſe totale Aenderung der Sonnenlänge gleich dem oben
erwähnten Fehler a der erſten Beobachtung ſeyn muß, ſo hat man
die Gleichung
a = 2 x — 0,5y + 0,3z

Eine ähnliche Gleichung wird man aus der zweiten Beob-
achtung für a' und aus der dritten für a'' erhalten, und wer nur
eben die erſten Lehren von der Auflöſung der Gleichungen kennt,
wird daraus ohne Mühe diejenigen Werthe von x, y und z
finden, welche dieſen drei Gleichungen entſprechen, d. h. er wird
finden, wie viel Minuten, oder um welchen Theil einer Minute
jedes dieſer drei Elemente geändert werden müſſe, damit die mit
dieſen verbeſſerten Elementen berechneten Längen der drei Sonnen-
orte genau mit den beobachteten Längen derſelben übereinſtimmen.

§. 77. (Bedingungsgleichungen und Wahrſcheinlichkeitsrechnung.)
Man ſieht von ſelbſt, daß man dieſes Verfahren auch auf mehr
als drei, daß man es auf alle ſechs Elemente fortſetzen kann
(I. §. 142), daß man aber auch dann ſechs Beobachtungen braucht,
deren jede eine der obigen ähnliche Gleichung mit ſechs unbe-
[106]Venus.
ſtimmten Größen geben wird. Man nennt ſie Bedingungs-
gleichungen und ſucht ſie in der neuen Aſtronomie überall an-
zuwenden, wo man einer vorzüglichen Schärfe in den Reſultaten
bedarf.

Wenn man nun aber auf dieſe Weiſe durch ſechs vorzüglich
gute Beobachtungen eines Planeten, mittels der ſechs ihnen ent-
ſprechenden Bedingungsgleichungen, diejenigen Werthe der Elemente
beſtimmt hat, wodurch dieſe ſechs Beobachtungen vollkommen genau
dargeſtellt werden, wird man dann auch vorausſetzen dürfen, daß
die ſo beſtimmten Elemente auch zugleich die wahren ſind? —
Allerdings, vorausgeſetzt, daß jene ſechs Beobachtungen ganz ohne
alle Fehler ſind. Aber iſt dieſe Vorausſetzung auch erlaubt?
Welches Mittel haben wir, uns zu überzeugen, daß alle jene
Beobachtungen, daß auch nur eine derſelben vollkommen genau
und auch nicht um den kleinſten Theil einer Secunde fehlerhaft
iſt. Sind nicht alle unſere Beobachtungen und Experimente, ja
alle menſchlichen Unternehmungen unvollkommen und bloße An-
näherungen zur Wahrheit, aber nicht die Wahrheit ſelbſt? Ohne
Zweifel würden wir, wenn wir jenen Rechnungen ſechs andere,
nach unſerer Ueberzeugung eben ſo gute Beobachtungen zu Grunde
gelegt hätten, auch wieder ſechs andere Elemente gefunden haben,
nur wenig von jenen verſchiedene, wenn die Beobachtungen ſelbſt
in der That zu den verläßlichen gehören, aber doch immer ver-
ſchiedene. Und welchem von beiden Reſultaten ſoll man nun den
Vorzug geben?

Man ſieht, die Verlegenheit iſt nicht gering, und die Frage
ſelbſt von der größten Wichtigkeit für die geſammte Aſtronomie
ſowohl, als auch für alle Naturwiſſenſchaften, die ſich in letzter
Inſtanz, doch immer nur auf Beobachtungen, d. h. alſo auf mehr
oder weniger fehlerhafte Vorausſetzungen gründen. So lange
daher dieſe Frage nicht beantwortet iſt, beſtehen alle unſere Be-
ſtimmungen nur in einzelnen, von einander iſolirten Verſuchen,
deren jeder ein anderes Reſultat gibt. Da wir kein Mittel
haben, unter allen dieſen Reſultaten das Beſte zu erkennen, ſo
würden, wie man ſieht, alle unſere Bemühungen ein immerwäh-
rendes Herumirren in einem Kreiſe ſeyn, in deſſen Mittelpunkte
[107]Venus.
die uns immer verſagte Wahrheit liegt, und die wir, ſelbſt wenn
wir ſie einmal zufällig erreichen ſollten, nicht einmal erkennen
würden.

Dieſem Uebel, das dem Fortgange aller Wiſſenſchaften feindlich
entgegen tritt, dieſem großen Uebel abzuhelfen, wurde die ſoge-
nannte Wahrſcheinlichkeits-Rechnung erfunden, die zwar
ſchon den Zeiten Newtons angehört, die aber beſonders in unſern
Tagen ihre weitere Ausbildung erhalten hat. Da uns jedoch die
Auseinanderſetzung dieſes wichtigen und intereſſanten Gegenſtandes
zu weit von unſern gegenwärtigen Betrachtungen abführen würde,
ſo wollen wir die nähere Betrachtung deſſelben dem Schluſſe dieſer
Schrift vorbehalten.

KapitelIV.
Mars.

§. 78. (Obere und untere Planeten.) Die beiden vorher-
gehenden untern Planeten, Merkur und Venus, bewegen ſich
immer innerhalb der Erdbahn um die Sonne, oder ihre Bahnen
werden von jener der Erde eingeſchloſſen. Mars iſt der erſte, der
im Gegentheile ſich außerhalb der Erdbahn bewegt, oder er iſt der
erſte der obern Planeten. Aus dieſer Urſache iſt er nicht mehr,
wie jene, in beſtimmten Entfernungen von der Sonne eingeſchloſſen,
oder man ſieht ihn nicht bloß in der Nachbarſchaft der Sonne,
ſondern vielmehr unter allen möglichen Winkeln mit derſelben,
alſo zuweilen ſogar ihr gegenüber, wo er um Mitternacht durch
den Meridian geht, und, wie man ſagt, mit der Sonne in Oppo-
ſition iſt, was nicht möglich wäre, wenn nicht die Erde, zur Zeit
der Oppoſition, zwiſchen ihm und der Sonne ſtünde, wenn alſo die
Erdbahn von der Marsbahn nicht eingeſchloſſen würde. Auch ſieht
man ihn, aus derſelben Urſache nie in der Geſtalt einer Sichel,
wie Merkur und Venus. Zwar bemerkt man zu der Zeit, wo
Mars neunzig Grade von der Sonne entfernt iſt, den öſtlichen
oder weſtlichen Rand deſſelben beſchattet oder dunkel, nahe wie
unſern Mond drei Tage vor oder nach dem Vollmonde. Aber
dieſer dunkle Theil beträgt, ſelbſt wenn er, wie hier, am größten
iſt, noch nicht den achten Theil der ganzen uns ſichtbaren Hälfte
[109]Mars.
dieſes Planeten, und iſt daher kaum bemerklich. Noch kleiner
iſt dieſer dunkle Theil bei den übrigen obern Planeten, Jupiter,
Saturn und Uranus, die, ſelbſt durch unſere Fernröhre beſe-
hen, immer vollkommen rund erſcheinen. Aus der ſehr kleinen
Parallaxe, die man an dieſen letzten drei Planeten beobachtet, folgt,
daß ſie ſehr weit von uns abſtehen müſſen, und aus dem Mangel
aller bemerkbaren Phaſen müſſen wir den Schluß ziehen, daß wir
ſie immer in einer Richtung ſehen, die nicht ſehr von derjenigen
verſchieden ſeyn kann, in welcher die Strahlen der Sonne dieſe
Planeten beleuchten, daß alſo unſere Erde eine Stellung im Welt-
raume einnimmt, die nie ſehr weit von dem Mittelpunkte der
Bahnen jener Planeten entfernt ſeyn kann, d. h. alſo wieder, daß
die Erdbahn von den Bahnen dieſer obern Planeten umſchloſſen
wird, daher wir ſie auch nie, wie die untern, vor der Sonne vor-
bei gehen ſehen können.

§. 79. (Entfernung und Umlaufszeit des Mars.) Die mittlere
Entfernung des Mars von der Sonne oder die halbe große Axe
ſeiner Bahn beträgt 1,324 von der mittlern Entfernung der Erde
von der Sonne, oder nahe 32 Millionen Meilen. Da aber die
Excentricität ſeiner elliptiſchen Bahn ſehr groß iſt, ſo kann er ſich,
im Perihelium, der Sonne bis auf 29 Mill. Meilen nähern, wäh-
rend er im Aphelium 35 Mill. Meilen von ihr abſteht. Viel größer
aber ſind die Verſchiedenheiten ſeiner Diſtanzen von der Erde.
In der Oppoſition, wo er der Erde am nächſten ſteht, iſt er
zuweilen nur 7, in der Conjunction aber, wo er am weiteſten von
ihr abſteht, iſt er 54 Millionen Meilen, alſo nahe 8 mal weiter,
als in der erſten Lage, von der Erde entfernt.

Der Durchmeſſer des Mars beträgt 1000 Meilen, oder nur
etwas über die Hälfte, genauer 6/10 des Erddurchmeſſers. Die
Oberfläche dieſes Planeten hat 9 Millionen Quadratmeilen, alſo
3/10 der Erdoberfläche. Das Volum deſſelben aber beträgt 467
Millionen Kubikmeilen, oder nur ⅕ des Volums der Erde.

Der ſcheinbare Durchmeſſer des Mars, wie er von der Erde
geſehen wird, muß ebenfalls ſehr veränderlich ſeyn, wie ſeine Ent-
fernung von uns. In der That beträgt derſelbe zur Zeit ſeiner
Conjunction nur 4 Secunden, alſo erſcheint er da nur in der
[110]Mars.
Größe des Uranus; zur Zeit ſeiner Oppoſition aber hat dieſer
Durchmeſſer 27 Secunden, iſt alſo da nahe ſo groß, wie Jupiter
zu der Zeit, wo er am kleinſten erſcheint. Der Durchmeſſer der
Sonne endlich erſcheint den Bewohnern des Mars unter dem
Winkel von 1280 Secunden, oder über 10 Minuten kleiner als
uns der Durchmeſſer der Sonne erſcheint.

Die Umlaufszeit dieſes Planeten um die Sonne beträgt
686,980 Tage in Beziehung auf die Fixſterne, und 686,930 Tage in
Beziehung auf den Frühlingspunkt (I. §. 123). Daraus folgt,
daß er in ſeiner mittlern Geſchwindigkeit während jeder Se-
cunde nahe 3⅔ Meilen zurücklegt. — Die Maſſe des Mars iſt
ſchwer mit Genauigkeit zu beſtimmen, da er keinen Satelliten hat.
Wir haben kein anderes Mittel, als die Störungen, die er in dem
Laufe der Erde hervorbringt, um aus ihnen rückwärts auf die
eigentliche Kraft, d. h. auf die Maſſe des ſtörenden Körpers zu
ſchließen. Allein da dieſe Störungen, wegen der geringen Maſſe
des Mars, ſelbſt wenn ſie am größten ſind, nur ſieben Secunden
betragen, ſo gewähren ſie keine hinlängliche Sicherheit. Man
nimmt an, daß die Maſſe des Mars nur etwa 1/10 von der Maſſe
der Erde ſey, während die Dichte dieſer Maſſe 7/10 der mittlern
Dichte der Erde betragen ſoll. Daraus würde folgen, daß die
Körper auf der Oberfläche dieſes Planeten in der erſten Secunde
nur durch 6 3/10 Fuß fallen, der kleinſte Weg, den überhaupt die
frei fallenden Körper auf irgend einem Planeten unſers Sonnen-
ſyſtems zurücklegen.

§. 80. (Flecken und Rotation des Mars.) Man erkennt
dieſen Planeten ſehr leicht an ſeiner trübrothen Farbe, die der des
mattglühenden Eiſens ähnlich iſt. Mit guten Fernröhren hat man
auch mehrere Flecken auf ſeiner Oberfläche beobachtet, die eine
braunröthliche, unſerer Ochererde, oder unſerem rothen Sandſteine
ähnliche Farbe haben, und vielleicht das Feſtland dieſes Planeten
bezeichnen, während andere, grünlich gefärbte Flecken, Seen oder
Meere ſeyn mögen. Caſſini beobachtete ſie zuerſt i. J. 1666, und
ſchloß daraus die tägliche Rotation dieſes Planeten um ſeine Axe
gleich 24 St. 40 M. unſerer mittleren Zeit (I. §. 158). Der
ältere Herſchel beſtimmte dieſe Umlaufszeit ſpäter i. J. 1781 auf
[111]Mars.
24 St. 39 M. 21 Sec., und eben ſo wurde ſie auch von Beer,
Mädler und Kunowsky gefunden, die ſich erſt in den letzten Jahren
mit dieſem Gegenſtande eifrig beſchäftiget haben. Es iſt immer
merkwürdig, daß die Tage der vier nächſten Planeten bei der
Sonne alle nahe gleich lang ſind, während ſich die von der Sonne
entfernteren Planeten durchaus viel geſchwinder bewegen. Die
letztgenannten Beobachter fanden, daß jene Flecken in Beziehung
auf ihre Geſtalt und auf ihren Ort ſehr conſtant ſind, und ſie
glaubten daraus folgern zu dürfen, daß ſie nicht, wie man früher
glaubte, wolkenartige Gegenſtände ſeyen, ſondern daß ſie vielmehr
der Oberfläche des Mars ſelbſt angehören. Allein dieſer Flecken
gibt es wohl wenigſtens zwei ſehr verſchiedene Arten. Schröter
und Harding haben an den meiſten der von ihnen beobachteten
Flecken eine ſehr große Veränderlichkeit wahrgenommen. Schröter
beobachtete mehrmals die Geſchwindigkeit, mit welcher ſie über
die Oberfläche ihres Planeten hinziehen, zu 50 und ſelbſt zu
90 Fuß in einer Secunde, was die Schnelligkeit unſerer hef-
tigſten Stürme beinahe um das Doppelte übertrifft. Auch hat
man häufig Veränderungen in der Geſtalt der einen Gattung
dieſer Flecken bemerkt, zum Beweiſe, daß dieſe wenigſtens der
Atmoſphäre des Mars angehören.

§. 81. (Atmoſphäre des Mars.) Auch dieſe Atmoſphäre ſelbſt
iſt nach einigen Beobachtern ganz verſchieden von der, die wieder
Andere geſehen haben wollen. Caſſini und Römer ſahen öfter
kleine Fixſterne, wenn ihnen Mars näher rückte, allmählig dunkler
werden und endlich ganz verſchwinden, noch ehe ſie den eigentlichen
Rand des Planeten erreichten. Sie ſchrieben dieß der ſehr ſtarken
Atmoſphäre deſſelben zu, die beſonders in den untern Schichten
ſo dicht ſeyn ſollte, daß man die kleinen Sterne dadurch nicht
mehr ſehen konnte. Allein James South bemerkte eine ſolche zu
frühe Verſchwindung nicht, als er am 28. Nov. 1832 die Bedeckung
eines Sterns der 8ten Größe von Mars, mit beſonderer Aufmerk-
ſamkeit auf dieſen Gegenſtand, beobachtete. Hier zeigte ſich auch
nicht die geringſte Spur einer ſolchen Veränderung des Sterns:
er behielt vielmehr ſein volles Licht und ſeine hellblaue Farbe bis
zu dem Augenblicke ſeines eigentlichen Eintritts, und auch bei und
[112]Mars.
nach ſeinem Austritte zeigte ſich keine ſolche Aenderung, zum Be-
weiſe, daß die Atmoſphäre des Mars, wenn ſie überhaupt exiſtirt,
aus ſehr zarten und dünnen Stoffen geweht ſeyn müſſe. Allein
man darf nicht unterlaſſen hinzuzuſetzen, daß ſein 19 ſchuhiges
Fernrohr von 11 8/10 Zoll Oeffnung eine ganz außerordentliche
Deutlichkeit und Lichtſtärke haben ſoll.

§. 82. (Abplattung des Mars.) Nicht minder zweifelhaft
iſt man über die Abplattung dieſes Planeten an ſeinen beiden
Polen. Der ältere Herſchel will das Verhältniß ſeiner beiden
Axen wie 15 zu 16 gefunden haben. Nach andern Beobachtern
iſt der Unterſchied zwiſchen ihnen viel kleiner. Künftige Beob-
achtungen mit ausgezeichneten Fernröhren werden uns darüber wohl
bald mehr Gewißheit geben. An jedem dieſer Pole bemerkt man einen
runden, blendend weißen Flecken (M. ſ. die Figur des Mars am Ende).
Er verſchwindet allmählig, wenn der Pol eine längere Zeit den
Sonnenſtrahlen ausgeſetzt iſt, oder Sommer hat, und er iſt am
größten und hellſten, wenn er eben aus der langen Nacht ſeines
Polarwinters heraustritt. Man hat daraus mit vieler Wahrſchein-
lichkeit den Schluß gezogen, daß dieſe Flecken große Schneefelder
ſind. Sie ſcheinen ſelbſt, wenn ſie am größten ſind, über die
eigentliche Kugel des Planeten hervorzutreten, vielleicht weil ſich in
den Polen hohe Eisgebirge bilden, vielleicht auch in Folge derſelben
optiſchen Täuſchung, nach welcher wir den beleuchteten Theil des
Mondes immer als das Segment einer größern Kugel ſehen,
als den übrigen dunklen Theil. Dieſe Flecken lehrten uns auch
die Neigung des Aequators dieſes Planeten gegen ſeine Bahn
kennen. Sie beträgt 28° 42′, iſt alſo nicht ſehr von unſerer
Schiefe der Ecliptik verſchieden, daher auch die Abwechslung der
Jahreszeiten auf dem Mars nahe dieſelben Erſcheinungen zeigen
wird, wie auf der Erde. Aber die Beleuchtung, welche Mars von
der Sonne erhält, iſt nur die Hälfte von jener der Erde, da dieſe
ſich immer verhält, wie das Quadrat der Entfernung von dem
leuchtenden Körper. Diejenige Beleuchtung aber, welche die Erde
von dem geborgten Lichte des Mars erhält, iſt gegen 9000 Mil-
lionenmal ſchwächer, als das der Sonne, d. h. erſt 9000 Millionen
dem Mars ähnliche und mit ihm gleich ſtark beleuchtete Kugeln
[113]Mars.
neben einander geſetzt, würden auf der Erde ein ſolches Licht ver-
breiten, welches unſerem hellen Mittagslichte gleicht.

§. 83. (Wichtige Dienſte, die Mars der Aſtronomie geleiſtet
hat.) Satelliten hat man, wie geſagt, an dieſem Planeten noch
keine bemerkt; demungeachtet könnten ſie doch wohl exiſtiren. Da
Mars ſelbſt nur ſo matt beleuchtet iſt, ſo wäre es möglich, daß
dieſe Satelliten ihr von der Sonne erhaltenes Licht in noch
ſchwächerem Grade zurückwerfen, und daß ſie ſich überdieß vielleicht
mehrere Grade von ihrem Hauptplaneten entfernen, wodurch das
Auffinden dieſer Monde ſehr erſchwert werden müßte. Es wäre
deßhalb vielleicht zweckmäßig, dieſen Planeten und ſeine Umgebungen
beſonders zu der Zeit ſeiner Oppoſition, wo er der Erde am nächſten
ſteht, mit lichtſtarken Fernröhren aufmerkſam und wiederholt zu
unterſuchen.

Uebrigens hat uns dieſer Planet, in Beziehung auf unſere
Kenntniß des ganzen Sonnenſyſtems, ſchon zweimal ſehr wichtige
Dienſte geleiſtet. Wir haben im vorhergehenden Kapitel geſehen,
daß Mars es war, der uns die erſte genaue Beſtimmung der
Sonnenparallaxe, und damit die Kenntniß der wahren Größe
unſeres Weltſyſtems gegeben hat. Eben ſo haben wir auch ſchon
oben (I. Kap. IX.) erwähnt, daß die große Excentricität der
Marsbahn es war, die Kepler auf die Entdeckung der elliptiſchen
Bewegung der Planeten geführt hat. Hätte ſich zufällig zu der
Zeit, als Kepler ſich mit Tycho zur Förderung der Wiſſenſchaft
verband, dieſer mit einem andern Planeten beſchäftigt, ſo würde
jener ſeine große Entdeckung, durch welche die Aſtronomie eine
ganz andere Geſtalt erhielt, höchſt wahrſcheinlich nicht gemacht
haben, da er bei den ſo unvollkommenen Beobachtungen ſeiner
Zeit ſchon Mühe genug hatte, auch nur die an ſich ſo große Ellip-
ticität der Marsbahn zu erkennen.

KapitelV.
Die vier neuen Planeten.

§. 84. (Merkwürdige Reihe der Entfernungen der Planeten.)
Wenn man die mittleren Diſtanzen der älteren Planeten von der
Sonne, die wir bereits oben (I. §. 100) gegeben haben, näher
betrachtet, ſo findet man zwiſchen Mars und Jupiter eine auf-
fallend große Lücke. Bezeichnet man nämlich die mittlere Ent-
fernung Merkurs von der Sonne mit 4, ſo erhält man für die
der Venus 7, der Erde 10, des Mars 16, des Jupiter 52, des
Saturn 100 und des Uranus 196. Dieſe Zahlen gehen nach
einem beſtimmten Geſetze fort, das man ſogleich bemerkt, wenn
man ſie ſo ſchreibt:

• Merkur 4
• Venus 4 und 3
• Erde 4 und 2 mal 3
• Mars 4 und 4 mal 3
• Jupiter 4 und 16 mal 3
• Saturn 4 und 32 mal 3
• Uranus 4 und 64 mal 3

Es ſind aber die Zahlen 2, 4, 8, 16, 32 und 64, wie bekannt,
die ſogenannten 1, 2, 3, 4ten Potenzen der Zahl 2, indem man
jene erhält, wenn man die Zahl 2 nach und nach mit ſich
ſelbſt 2, 3, 4 mal multiplicirt. Von dieſen Potenzen fehlt in der
[115]Die vier neuen Planeten.
obigen Reihe die dritte, oder die Zahl 8, und dieſe Lücke iſt es,
die den Aſtronomen, und unter ihnen, wie man ſagt, zuerſt Kepler
auffiel, daher dieſelben auch einen bisher unbekannten Pla-
neten in dem großen Zwiſchenraume vermutheten, welcher die
Bahnen des Mars und Jupiter von einander trennt. Obſchon,
wie man geſtehen muß, die Zahlen der vorhergehenden Reihe
nicht eben ſehr genau ſind, da ſie eigentlich (I. §. 100) ſeyn
ſollten 4,0; 7,5; 10,3; 15,7; 53,7 u. f., ſo wollte man doch nicht
von der früher gehegten Meinung abgehen, und unter den deutſchen
Aſtronomen ſoll es vorzüglich Bode geweſen ſeyn, der darauf
beſtand, in jenem Zwiſchenraume noch einen neuen Planeten zu
ſuchen.

§. 85. (Entdeckung der vier neuen Planeten, Entfernungen
und Durchmeſſer derſelben.) Erſt mit dem Anfange des gegen-
wärtigen Jahrhunderts beſtätigte ſich endlich der ſo lang gehegte
Verdacht, da in jenem Zwiſchenraume nicht bloß einer, ſondern
bald nach einander vier neue Planeten gefunden wurden, nämlich

• Ceres ⚳ am 1. Januar 1801 von Piazzi,
• Pallas ⚴ am 28. März 1802 von Olbers,
• Juno ⚵ am 1. September 1804 von Harding, und
• Veſta ⚶ am 29. März 1807 von Olbers.

Die Umlaufszeiten, alſo auch die mittlern Entfernungen dieſer
Aſteroiden, wie ſie Herſchel nannte, ſind alle nahe von gleicher
Größe, wie man aus der bereits (I. S. 224) angeführten Tafel
ſehen kann. In deutſchen Meilen ausgedrückt, betragen dieſe mittleren
Entfernungen von der Sonne

• bei Veſta 49½ Millionen Meilen
• Juno 55 3/2
• Ceres 57 3/2
• Pallas 57 3/2

Allein die wahren Entfernungen dieſer Planeten ſind, wegen
der großen Excentricitäten ihrer Bahnen, ſehr verſchieden, beſonders
bei der Pallas und Juno, wo ſie von 41 bis 72 Millionen Meilen
gehen können. Nicht mindere Differenzen findet man auch bei
ihren Entfernungen von der Erde, ſo daß man hat:

Da ihr Abſtand von der Erde ſo veränderlich iſt, ſo muß es
auch ihr ſcheinbarer Durchmeſſer ſeyn, allein die Meſſung dieſer
Durchmeſſer ſcheint mit beſondern Schwierigkeiten verbunden, wegen
der veränderlichen Atmoſphäre, mit welcher dieſe Planeten umgeben
ſind. Nach Schröters Meſſungen ſollen dieſe ſcheinbaren Durch-
meſſer ſeyn:

Nach Herſchel aber ſoll keiner dieſer Durchmeſſer, auch wo er
am größten iſt, eine ganze Secunde überſteigen. Da man ſonach
die ſcheinbaren Durchmeſſer dieſer Himmelskörper ſo wenig
kennt, ſo kann man auch ihren wahren nicht mit größerer Si-
cherheit angeben. Nach Schröter würden die letzten, in der ange-
führten Ordnung 59, 308, 350 und 452 Meilen betragen, alſo
würde Veſta an körperlichem Inhalte 25,000 mal kleiner ſeyn als
die Erde, und ſelbſt aus unſerem Monde würde man noch 540
der Veſta gleiche Kugeln bilden können. Auf der Veſta würde
ein Reiſender, der täglich ſechs Meilen zurücklegt, in zwei Wo-
chen ſeine Antipoden beſuchen und in einem Monate die ſoge-
nannte Reiſe um die Welt machen können.

§. 86. (Urſprung dieſer Planeten.) Ueberhaupt gehören alſo
dieſe Planeten zu den kleinſten Himmelskörpern, die wir kennen,
und es iſt ſehr wahrſcheinlich, daß noch mehrere, vielleicht noch
viel kleinere, ſich in denſelben Regionen bewegen, die wir aber bis-
her noch nicht bemerkt haben und vielleicht auch noch lange unter
den kleinen Fixſternen des Himmels überſehen werden. Meh-
rere Aſtronomen haben nämlich die Hypotheſe aufgeſtellt, daß
[117]Die vier neuen Planeten.
dieſe kleinen Planeten alle nur Trümmer eines einzigen großen
ſind, der durch die Wirkung innerer Kräfte geborſten oder durch
den Anſtoß eines äußeren Körpers zerſprengt worden iſt. Der
jüngere Herſchel, der dieſe Anſicht nicht gelten laſſen will, macht
dabei die Bemerkung: This may serve as a specimen of the
dreams, in which Astronomers, like other speculators, oc-
casionally and harmelessly indulge. Allein dieſer Traum,
wenn er einer iſt, verhalf uns zur Entdeckung der Veſta. Olbers
hatte nämlich ſchon früher bemerkt, daß Juno, Ceres und Pallas,
da ſie beinahe dieſelbe mittlere Entfernung von der Sonne haben,
auch einander immer ſehr nahe kommen müſſen, ſo oft ihre Kno-
ten nahe in dieſelbe Himmelsgegend fallen, wie dieß z. B. mit
Ceres und Pallas in etwa 300 Jahren der Fall ſeyn wird, und
in früheren Zeiten auch ſchon oft geweſen ſeyn muß. Dieſes Zu-
ſammentreffen ſpricht allerdings für einen gemeinſchaftlichen, viel-
leicht dem oben erwähnten ähnlichen Urſprung, und es leitete ihn
zugleich auf die Idee, noch andere ſolcher Planeten in derjenigen
Gegend zu ſuchen, wo dieſe Knoten ſich mit der Zeit vereinigen,
wofür er den nördlichen Flügel der Jungfrau und den ihm
entgegenſtehenden Punkt des Himmels angegeben hatte. Indem
er ſelbſt dieſe Gegenden fleißig durchſuchte, war Olbers, der ſchon
früher die Pallas entdeckt hatte, ſo glücklich, auch noch die Veſta
zu finden.

Da uns die Durchmeſſer dieſer Planeten nur ſo unvollkom-
men bekannt ſind, ſo können wir auch die Maſſe und Dichtigkeit
derſelben ſo wenig, als die Schwere auf ihrer Oberfläche ange-
ben. Wahrſcheinlich iſt dieſe Schwere ſehr gering und der freie
Fall der Körper in der erſten Secunde kaum einen Schub groß.
Es iſt möglich, daß ſo kleine Körper wieder nur von verhältniß-
mäßig kleinen Geſchöpfen bewohnt ſind, allein es kann auch ſeyn,
daß, eben wegen der geringen Schwere dieſer Planeten, ihre Be-
wohner als Rieſen gegen die der Erde zu betrachten ſind, unſeren
Wallfiſchen z. B. ähnlich, die dort das feſte Land bewohnen, wäh-
rend ſie bei uns nur im Waſſer, das ihre Schwere ſo bedeutend
vermindert, leben und ſich frei bewegen können.

§. 87. (Neigung, Knoten und Excentricität ihrer Bahnen.) Ob-
[118]Die vier neuen Planeten.
ſchon die Bahnen, in welchen ſich dieſe vier Planeten bewegen,
nahe von derſelben Größe ſind, ſo ſind ſie doch ſo gegen einander
geneigt, daß ein Begegnen dieſer Planeten leicht vermieden wer-
den kann, indem einige Bahnen ihre Knoten eben dort haben,
wo andere in ihrer größten nördlichen oder ſüdlichen Breite
ſind. Dieſe Bahnen zeichnen ſich noch durch ihre ſehr große
Excentricität aus, wodurch ſie den langgeſtreckten elliptiſchen Bah-
nen der Kometen ähnlich werden. Bei der Juno und Pallas be-
trägt dieſe Excentricität ſchon den vierten Theil, und bei der
Veſta nahe den fünften Theil der mittlern Entfernung von der
Sonne. Eben ſo ungewöhnlich ſind die Neigungen dieſer Bahnen
gegen die Ecliptik. Bei den älteren Planeten gehen dieſe Neigun-
gungen nur bis 7 Grade, während Juno 13 und Pallas ſogar
34½ Grade ſich von der Ecliptik entfernt. Dadurch hat der alte
Thierkreis (Zodiacus) ſeine Bedeutung verloren. Die Alten
dachten ſich nämlich eine der Ecliptik parallele, zu beiden Seiten
derſelben zehn Grade breite Zone, in welcher ſie die oben (I.
S. 129) erwähnten zwölf Sternbilder annahmen und in welcher
ſich nebſt der Sonne, deren Bahn genau in der Mitte des Thier-
kreiſes liegt, auch der Mond und alle übrigen, den Alten bekann-
ten Planeten bewegten. Allein die vier neuen Planeten gehen,
von der Erde geſehen, zuweilen ſo weit von der Ecliptik weg,
daß der neue Thierkreis, der ſie alle einſchließt, eine Breite von
mehr als hundert Graden haben müßte.

§. 88. (Große Störungen, welche dieſe Planeten erleiden.)
Durch ihre großen Excentricitäten und Neigungen ſind dieſe Pla-
neten den Aſtronomen noch in einer anderen, ſehr wichtigen Be-
ziehung intereſſant geworden. Wir werden ſpäterhin ſehen, daß
die Wirkungen, welche die Planeten auf einander äußern und
wodurch ſie die ſogenannten Störungen ihres Ganges hervor-
bringen, ſehr ſchwer, ja eigentlich ganz unmöglich genau zu be-
rechnen ſind, und daß man ſich alſo, des vollkommenen Zuſtandes
unſerer mathematiſchen Analyſe ungeachtet, mit einer bloßen ap-
proximirten Rechnung begnügen mußte, die glücklicher Weiſe hin-
reichte, die Beobachtungen der alten Planeten, deren Störungen
durchaus nur gering ſind, genügend darzuſtellen. Allein die
[119]Die vier neuen Planeten.
großen Excentricitäten und Neigungen der neuen Planeten ſind
Urſache, daß diejenigen Störungen, welche ſie unter ſich ſowohl
als vorzüglich von den viel größern ältern Planeten erleiden,
ebenfalls viel bedeutender werden, als jene, und daß jene
bloß annähernden Methoden nicht mehr ausreichen, um auch die
Störungen der neuen Planeten den Beobachtungen gemäß darzu-
ſtellen. Wir ſind daher gezwungen, auf andere Mittel zu denken,
um jene Approximationen noch weiter treiben zu können, oder mit
anderen Worten, wir ſind gleichſam von der Natur ſelbſt aufge-
fordert, die Theorie der Mathematik zu vervollkommnen und
neue Mittel zu finden, um durch ſie die Geheimniſſe des Himmels
näher kennen zu lernen.

Eben ſo werden wir ſpäter ſehen, daß dieſe Störungen,
beſonders wenn ſie ſehr groß ſind, ein gutes Mittel geben, die
Maſſen der ſtörenden Planeten zu beſtimmen. Newton zeigte
uns nur, wie man die Maſſen derjenigen Planeten finden kann,
die mit Satelliten umgeben ſind, die Störungen aber konnte er
zu dieſem Zwecke nicht benutzen, da ſie bei den ältern Planeten
viel zu klein und auch damahls noch nicht genau genug bekannt
waren. Allein die Störungen, welche die neuen Planeten z. B.
durch Jupiter erleiden, ſind ſo groß, daß ſie ſogar das beſte
Mittel an die Hand geben, die Maſſe dieſes größten Planeten
unſeres Syſtems zu beſtimmen und daß wir, erſt ſeit wir daſſelbe
in der That angewendet haben, zu der eigentlichen Kenntniß die-
ſer Maſſe gekommen ſind.

§. 89. (Sichtbarkeit dieſer Planeten.) Da dieſe neuen Pla-
neten ſo klein ſind, ſo muß es auffallen, daß ſie demungeachtet
oft in einem ſo hellen Lichte erſcheinen. Ceres zeigt häufige Ab-
wechslungen in ihrem Glanze. Zuweilen erſcheint ſie röthlich und
hell, ſo daß man ſie wohl ſelbſt mit freien Augen ſehen kann,
zu weilen auch in einem ſchwachen weißlichen Lichte, wo ſie nur
durch Fernröhre ſichtbar iſt. Beſonders merkwürdig iſt aber das
Licht der Veſta. Obſchon dieſer Planet ſo ungemein klein iſt, ſo
hat er doch ein ſehr lebhaftes, den Fixſternen ähnliches Licht und
in günſtigen Verhältniſſen erſcheint er ſelbſt dem freien Auge als
ein Stern der ſechsten Größe. Es iſt möglich, daß dieſer Pla-
[120]Die vier neuen Planeten.
net aus einer harten Maſſe beſteht, die ſich in ihren äußer-
ſten Schichten als eine Menge von ſpiegelnden Flächen, wie De-
mantfelſen, um ihn anlegt, oder auch, daß dieſer Planet, wie
die andern Sterne des Himmels, ein eigenes Licht von hoher
Intenſität beſitzt.

§. 90. (Atmoſphäre dieſer Planeten.) So wie die großen
Excentricitäten und Neigungen ihrer Bahnen ſie den Kometen zu
nähern ſcheinen, ſo werden ſie dieſen ſonderbaren Weltkör-
pern auch durch die gewaltigen Atmoſphären ähnlich, von welchen
ſie, wenigſtens zuweilen, umgeben ſind. Bei Ceres und Pallas
ſcheint ſich dieſe Atmoſphäre öfter über 100 Meilen von ihrer
Oberfläche zu erſtrecken, wo ſie dann, nach Art mancher Kometen,
in einen dichten Nebel eingehüllt ſind, der ihren eigentlichen Kern
ganz unſichtbar macht, während ſie wieder zu andern Zeiten,
ſcharf begränzt und klein, in dem reinſten Fixſternlichte zu glän-
zen ſcheinen. Schröter wollte bemerkt haben, daß ſich dieſe At-
moſphäre oft um mehr als das Doppelte ihres Raumes zuſam-
men ziehe und zuweilen ſogar ganz verſchwinde. Aehnliche,
nur nicht ſo große Veränderungen hat man auch bei der Juno,
aber nicht an der Veſta entdeckt. Wahrſcheinlich gehen auf der
Oberfläche jener drei Planeten gewaltige Veränderungen vor, ge-
gen welche unſere Stürme und Ueberſchwemmungen ganz ver-
ſchwinden. Daß man aber bei ſo kleinen und in ſo dichte Atmo-
ſphären gehüllten Körpern noch keine Flecken entdeckt hat, und daß
daher auch die Rotation derſelben uns noch völlig unbekannt iſt,
darf kaum ausdrücklich erinnert werden.

KapitelVI.
Jupiter.

§. 91. (Diſtanz, Umlaufszeit und Durchmeſſer Jupiters.)
Dieſer größte aller Planeten wird leicht an ſeinem hellgelben, in-
tenſiven Lichte und durch mäßige Fernröhre an ſeinem beträchtli-
chen ſcheinbaren Durchmeſſer und ſeinen vier Begleitern erkannt,
die ihn immer umgeben und in einer geraden, durch ſeinen Mit-
telpunkt gehenden Linie gereiht erſcheinen. Seine mittlere Ent-
fernung von der Sonne iſt nahe 5⅕mal größer, als die der Erde,
oder gleich 108½ Millionen Meilen. Die Excentricität ſeiner
Bahn beträgt nur 1/20 ſeiner mittlern Entfernung, daher ſteht er
in ſeinem Aphelium (I. S. 264) 113⅘ und in ſeinem Perihelium nur
103⅔ Mill. Meilen von der Sonne ab. Seine Entfernung von
der Erde aber wechſelt von 79 bis 130 Mill. Meilen, ſo daß er
uns zur Zeit ſeiner Oppoſition (I. S. 173) beinahe noch einmal
ſo nahe ſteht, als in ſeiner Conjunction. Sein ſcheinbarer Durch-
meſſer von der Erde geſehen beträgt 49 Sec. zur Zeit der Oppo-
ſition und nur 30 Sec. in der Conjunction. Daraus und aus
ſeiner Entfernung folgt (I. S. 152) der wahre Durchmeſſer die-
ſes Planeten 19980 Meilen, alſo 11 mal größer, als der Durch-
meſſer der Erde. Seine Oberfläche iſt daher auch 121 und ſein
Volum 1333 mal größer, als das der Erde oder aus dieſem Pla-
neten könnte man 1333 der Erde an Größe gleiche Kugeln bilden,
[122]Jupiter.
aus der Sonne aber würden ſich im Gegentheile 905 dem Jupi-
ter und 1421000 der Erde gleiche Kugeln machen laſſen.

In ſeiner mittlern Bewegung um die Sonne legt er während
einer jeden Secunde nur 1 7/10 Meilen zurück, geht alſo nahe 2⅘
mal langſamer als die Erde und 4mal langſamer als Merkur.
Nimmt man, den neueſten Beſtimmungen zufolge, ſeine Maſſe
gleich 1/1450 der Sonnenmaſſe an, ſo enthält er 316mal mehr
Maſſe oder mehr materiellen Stoff, als die Erde, d. h. Jupiter
in einer und 316 Erden in der andern Schaale würden die Waa-
ge im Gleichgewichte halten. Allein die Dichtigkeit dieſer Maſſe
iſt nur der vierte Theil von jener der Erdmaſſe oder die mittlere
Dichtigkeit des Stoffes, aus dem Jupiter beſteht, iſt nahe der
unſeres Bernſteines gleich. Dieſer geringen Dichtigkeit ungeach-
tet fallen, wegen der großen Maſſe dieſes Planeten, die Körper
auf ſeiner Oberfläche in der erſten Secunde durch 38⅘ Fuß.

Durch die Größe ſeines Umfangs oder vielmehr durch die
Größe ſeiner Maſſe erſcheint Jupiter gleichſam als der zweite
Hauptkörper unſeres Sonnenſyſtems. In der That übertrifft er
an Maſſe die aller andern Planeten zuſammen genommen nahe
dreimal. Daher iſt ihm auch ein eigener Staat an den bereits
erwähnten vier Monden zugewieſen, die ihn auf ſeinem weiten
Wege um die Sonne begleiten:

§. 92. (Unterſchiede der drei entfernteſten Planeten von den
andern.) Dieſer Planet iſt gleichſam der erſte einer neuen Art.
In der That unterſcheiden ſich die bisher betrachteten, Merkur,
Venus und Mars in vielen Rückſichten weſentlich von den nun
folgenden, Jupiter, Saturn und Uranus; die ſogenannten vier
neuen Planeten ſind mehr als ein Zwiſchenglied zu betrachten,
wodurch jene beiden Reihen mit einander verbunden werden.
Jene vier erfreuen ſich, ſo wie die Erde, einer immerwährenden Nähe
der Sonne, während dieſe immer mehr von ihr wegtreten, wie
denn der Durchmeſſer der Sonne auf Jupiter nur mehr unter dem
kleinen Winkel von 6⅕ Min., alſo nahe fünfmal kleiner, als
[123]Jupiter.
auf der Erde, erſcheint. Jene vier drehen ſich alle nahe in der-
ſelben Zeit, während 24 unſerer Stunden, um ſich ſelbſt, ſo daß
alſo die Länge der Tage und Nächte, für die Bewohner ihrer
Aequatoren, nahe eben ſo lang ſind, als bei uns; dieſe drei aber,
obſchon ſie alle bei weitem die größern ſind, bewegen ſich ſämmt-
lich viel ſchneller um ihre eigene Axe; Jupiter und Saturn in ⅖
und Uranus ſogar ſchon während 3/10 eines unſerer Tage, ſo daß
alſo hier Tag und Nacht viel ſchneller wechſeln als dort. Aus
dieſer Urſache bemerkt man auch an dieſen dreien, wie wir bald
näher ſehen werden, eine ſehr ſtarke, ſelbſt in dieſer großen Ent-
fernung noch ſichtbare Abplattung, die im Gegentheile bei jenen
vier der Sonne nähern Planeten durchaus ſehr klein iſt. Jene
vier gehören ferner im Allgemeinen zu den kleinern Planeten, denn
Venus bat nur ⅘, Mars ⅕ und Merkur ſogar nur 1/25 des Vo-
lums der Erde, da im Gegentheile Jupiter 1333, Saturn 928
und Uranus 76mal mehr Volum, als die Erde hat. Eben ſo
verſchieden ſind die Maſſen dieſer zwei Gattungen von Planeten,
denn wenn man die Maſſe der Erde als Einheit annimmt, ſo iſt
die der Venus 9/10, des Merkurs ⅙ und die des Mars nahe ⅛,
während im Gegentheile die Maſſe Jupiters 316, die des Saturn
95 und die des Merkurs 17 mal größer iſt, als die der Erde.
Endlich ſcheint dieſer Unterſchied ſich ſelbſt auf die Dichtigkeiten
dieſer Maſſen fortzuſetzen, denn die Dichtigkeit Merkurs iſt 3⅗,
der Venus 1 1/10 und des Mars 7/10 von der der Erde, während die
Dichtigkeit Jupiters und des Uranus nur ⅕ und die des Sa-
turn nur 1/10 von der Dichtigkeit der Erde beträgt, ſo daß alſo jene
vier Planeten an Beleuchtung und Erwärmung, an der Länge
der Tage und an Dichtigkeit den drei entferntern vorgehen, wäh-
rend ſie wieder von dieſen an der Größe ihres Umfangs, an der
Menge ihres körperlichen Stoffs und an der Abplattung ihrer
Pole übertroffen werden.

§. 93. (Atmoſphäre Jupiters.) Man könnte ſelbſt noch ei-
nen andern Unterſchied anführen, durch welchen ſich dieſe zwei
abgeſonderten Planetenfamilien, wenn man ſo ſagen darf, aus-
zeichnen. Die Atmoſphären nämlich, mit welchen ſie alle um-
geben ſind, beſtehen bei jenen vier der Sonne nähern Planeten
[124]Jupiter.
aus einem luftförmigen, äußerſt lockern Gewebe, während ſie bei
den drei andern eine mehr feſte, ſtarre, vielleicht ſchon unſern
tropfbaren Flüſſigkeiten ähnliche Maſſe zu bilden ſcheinen. Man
ſieht nämlich auf der Oberfläche dieſes Planeten vier bis fünf große
und mehrere kleinere Streifen, die alle unſerer Ecliptik oder ei-
gentlich dem Aequator Jupiters parallel ſind und von welchem
die größern durch die ganze Scheibe dieſes Planeten gehen. Fon-
tana ſoll die drei größten derſelben im J. 1633 entdeckt haben,
und Campana fand mit den von ihm ſelbſt verbeſſerten, für ſeine
Zeit vortrefflichen Fernröhren i. J. 1664 vier dunkle und zwei helle
Streifen. Hevel und Caſſini erkannten zuerſt, daß ſie der Ecliptik
nahe parallel ſind. Die Figur Jupiters am Ende dieſes Theiles zeigt
dieſe Streifen nach den Beobachtungen des j. Herſchels. Außer dieſen
langen Streifen ſieht man noch kleinere, dunkle, wolkenartige Flecken.
Von jenen größern ſind die zwei dem Aequator nächſten die brei-
teſten und dunkelſten von allen, zugleich in ihren Formen die be-
ſtändigſten, die übrigen ſind großen Veränderungen ihrer Geſtalt
ſowohl, als auch ihres Ortes unterworfen. Die kleineren entſtehen
und verſchwinden oft ſchon in mehreren Stunden, doch ſind ihre
Ortsveränderungen, wo man ſie bemerkt, immer denen der gro-
ßen, alſo dem Aequator Jupiters, parallel. Zuweilen ſicht man
ſie, wie unſere Wolken, ſich anhäufen und wieder trennen, und
über einen großen Theil Jupiters verbreiten. Aus den gro-
ßen Streifen laufen öfter kleinere, wie Strahlen, aus, und zu-
weilen ſieht man auch mitten in den Streifen ganz ſchwarze
Flecken entſtehen; es ſcheint, daß man in dieſen Streifen den dun-
keln Theil der Oberfläche des Planeten ſieht, wenn über dieſen
Theil die Atmoſphäre ſich trennt oder eine Oeffnung erhält, weil
man dieſe dunkeln Flecken nie in ihrer ganzen Farbenſtärke bis
an den Rand der Scheibe kommen, ſondern ſie zuerſt ſchwächer
werden und dann allmählig verſchwinden ſieht, wie ſie dem Rande
näher kommen. Es gibt Zeiten, wo alle dieſe Streifen ſehr
ſchwach erſcheinen, wenn auch unſere eigene Atmoſphäre ganz
heiter iſt. Zuweilen ſieht man acht bis zehn lange, parallele,
nahe an einander gerückte Streifen; ja der ältere Herſchel ſoll
einmal über vierzig derſelben gezählt haben.

§. 94. (Streifen und Flecken auf Jupiter.) Es iſt durchaus
nicht wahrſcheinlich, daß dieſe Streifen und Flecken der Oberfläche
Jupiters ſelbſt angehören. Sie bilden ſich vielmehr in der
Atmoſphäre dieſes Planeten, weil ſie in ihren Bewegungen immer
von Weſt nach Oſt gehen, und weil auch die Geſchwindigkeit der-
ſelben nicht mit der Umdrehung Jupiters um ſeine Axe überein-
ſtimmt. Dieſe letzte beträgt nicht ganz zehn unſerer Stunden,
während dieſe Flecken ihre Umlaufszeit in 7, 8 bis 10 Stunden
vollenden. Nahe am Aequator ſieht man öfter ſolche Flecken, die
in jeder Secunde 300 bis 400 Fuß zurücklegen, alſo die Geſchwin-
digkeit unſerer heftigſten Stürme mehr als achtmal übertreffen.
Schröter hat ſogar Flecken beobachtet, die 10000 Fuß in einer
Secunde zurücklegen. Wahrſcheinlich werden ſie über der Ober-
fläche Jupiters durch ſtarke, nach einer conſtanten Richtung
gehende Winde, die unſeren Paſſatwinden ähnlich ſind, in Be-
wegung geſetzt. Wenn dieſe Flecken der Oberfläche des Planeten
ſelbſt angehörten, ſo müßten dieſe beinahe täglich vorkommenden
Zerrüttungen die Oberfläche des Planeten gänzlich unbewohnbar
machen, und man müßte annehmen, daß dort große, flüſſige,
unſerm Meere ähnliche Maſſen täglich aus ihren Ufern treten
und das Feſtland bald mit ihren Fluthen bedecken, bald wieder
daſſelbe trocken legen. Wenn aber auch dieſe Veränderungen
nur in der Atmoſphäre Jupiters vor ſich gehen, ſo muß dieſe
Atmoſphäre doch von unſerer irdiſchen ſehr verſchieden ſeyn,
und eine viel größere Dichtigkeit haben. Schon Caſſini beob-
achtete in wenigen Stunden plötzliche Verdunklungen und Auf-
heiterungen großer Strecken von 10000 und 20000 Quadratmeilen
der Oberfläche dieſes Planeten, eine Erſcheinung, die Schröter
beſonders an den beiden Polen Jupiters ſehr oft ſich wieder-
holen ſah. Die Luft, welche dieſen Planeten umgibt, kömmt
vielleicht an Dichtigkeit ſchon der unſeres Waſſers nahe, und
die Ausdünſtungen und Wolken, welche in dieſer Atmoſphäre von
den heftigen Stürmen bewegt werden, mögen ſchon unſern feſten
Körpern oder den Wolken von Holz auf unſern Altären gleichen.
Gewiß iſt, daß die Revolutionen, welche in jener Atmoſphäre vor
ſich gehen, an Intenſität und Ausdehnung mit unſern Orkanen
[126]Jupiter.
und Stürmen nicht mehr verglichen werden können. Schon Büffon
ſagte daher, daß Jupiter, deſſen Geſtalt ſich beinahe jede Stunde
ändere, das Bild des Chaos zeige, und daß dieſe immerwährenden,
gewaltſamen Aenderungen die Folge einer innern Incandescenz
ſeyn müſſen.

§. 95. (Rotation Jupiters.) D. Caſſini hatte unter den
vielen kleinern Flecken Jupiters einen gefunden, der ſeinen Ort
wenigſtens nicht merkbar veränderte, und er bediente ſich des-
ſelben, die Rotation dieſes Planeten um ſeine Axe zu beſtimmen,
die er gleich 9,93 unſerer Stunden fand. Schröter erhielt ſpäter
aus ſeinen eigenen Beobachtungen 9″,942. Die wahre Größe
dieſer Rotation iſt ſchwer mit Genauigkeit zu beſtimmen, da
man nicht leicht einen Flecken ohne Ortsveränderung trifft.
Der ältere Herſchel verfolgte dieſen Gegenſtand lange und fand
mehrere Reſultate von 9″,86 bis 9″,92, der jüngere Herſchel nimmt
dafür 9″,93 an.

§. 96. (Abplattung Jupiters.) Dieſe ſchnelle Umdrehung
einer ſo ungeheuern Kugel iſt ſehr merkwürdig. Nach ihr legt
ein Punkt des Aequators in einer Secunde 1 7/10 Meilen oder
39070 P. Fuß, alſo nahe 27 mal mehr, als ein Punkt des Erd-
äquators zurück, während der Mittelpunkt dieſes Planeten in
ſeinem Laufe um die Sonne während jeder Secunde nahe
1 8/10 Meilen fortgeht. Dieſe beiden Geſchwindigkeiten, der Ro-
tation und der Revolution, ſind alſo hier nur ſehr wenig ver-
ſchieden, und auch dieß iſt eine den drei äußerſten Planeten
gemeinſame Eigenſchaft, durch welche ſie ſich von den vier anderen
unterſcheiden. Bei Jupiter und Saturn ſind dieſe beiden Ge-
ſchwindigkeiten ſehr wenig, und bei Uranus, ſo viel wir aus
unſeren bisherigen Beobachtungen ſchließen können, gar nicht
verſchieden, während im Gegentheile die fortrückende Bewegung
zu der rotirenden ſich verhält bei Merkur wie 302, bei Venus
wie 78, bei der Erde wie 67 und bei Mars wie 96 zu 1. — Dieſe
ſchnelle Rotation Jupiters hat auch eine ſehr große Abplattung
an ſeinen Polen zur Folge. Nach den erſten Beſtimmungen der-
ſelben, von D. Caſſini i. J. 1666, ſoll ſich die große Axe Jupiters
[127]Jupiter.
zur kleinen wie 15 zu 14 verhalten, oder ſeine Abplattung ſoll gleich
1/15 ſeyn. Später fand Pound dieſe Abplattung gleich 1/13,4. Short
beſtimmte mit einem ſehr guten Heliometer dieſelbe zu 1/14, Köhler zu
1/14,5 und Schröter ſogar zu 1/12. Nach der letzten Beſtimmung
würde alſo der Aequatorialhalbmeſſer Jupiters die halbe Polaraxe
deſſelben um 800 Meilen übertreffen, während bei der Erde dieſer
Unterſchied nur etwa 3 Meilen beträgt. Daß aber die Abplattung
mit der Rotations-Geſchwindigkeit wachſen muß, iſt ſchon oben
(I. S. 72) gezeigt worden. Nach den neueſten Beobachtungen
von Struve betragen dieſe zwei Durchmeſſer Jupiters in ſeiner
mittlern Entfernung 38″,442 und 35″,645, alſo die Abplattung 1/13,74.
Auch ſtimmt dieſe ſtarke Abplattung ſehr gut mit der Theorie von
der Geſtalt der Himmelskörper. Laplace, dem wir die Entwicklung
dieſer Lehre vorzüglich verdanken, war ſogar der Anſicht, daß die
Beſtimmung der Abplattung Jupiters, durch die Theorie genauer
iſt, als die der unmittelbaren Beobachtung, welche letzte in der
That mit großen Schwierigkeiten verbunden iſt, wie ſchon die
ſo eben erwähnten, unter ſich ſehr abweichenden Angaben zeigen.

§. 97. (Jahreszeiten auf Jupiter.) Die Axe ſeines Aequators
iſt gegen die Axe ſeiner Bahn nur um den kleinen Winkel von
drei Graden geneigt, d. h. die Schiefe der Ecliptik beträgt bei
Jupiter nur drei Grade, nahe achtmal weniger als bei der Erde.
Da aber der Wechſel der Jahreszeiten von der Größe dieſer
Schiefe abhängt, ſo folgt, daß auf Jupiter dieſer Wechſel ſehr
gering, oder daß der Sommer nur ſehr wenig von dem Winter
verſchieden ſeyn wird. Daſſelbe gilt auch von den Tageszeiten;
bloß die Gegenden zunächſt um die beiden Pole ausgenommen,
denen die Sonne eine Zeit ihres Jahres nicht auf- oder nicht
untergeht, iſt für bei weitem den größten Theil der Oberfläche
Jupiters das ganze Jahr hindurch der Tag und die Nacht von
nahe gleicher Länge d. h. gleich fünf unſerer Stunden. Deſto
fühlbarer mag aber für die Bewohner dieſes Planeten der Unter-
ſchied der Klimate ſeyn, wenn ſie gleich den Unterſchied ihrer
Jahreszeiten vielleicht nur mit Mühe bemerken. Die Temperatur
[128]Jupiter.
und die Witterung wird nämlich für daſſelbe Land im Sommer
und Winter nur wenig verſchieden ſeyn, aber es wird, in Be-
ziehung auf dieſelben Eigenſchaften, ſehr viel darauf ankommen,
ob das Land nahe oder ferne von dem Aequator liegt. In der
dem Aequator zunächſt liegenden Zone herrſcht ein ewiger Frühling
oder Sommer, da die Sonne beinahe immer in dem Scheitel der
Bewohner dieſer Zonen erſcheint. Unter den beiden Polen aber
ſieht man die Sonne, ſelbſt wenn ſie, in der Mitte ihres ſoge-
nannten Sommers, am höchſten ſteht, nur drei Grade über dem
Horizonte. Dieſe unglücklichen Gegenden müſſen alſo unter ewigen
Schneefeldern und Eisgebirgen begraben ſeyn, die um ſo weniger
aufthauen oder abnehmen können, da die über hundert Millionen
Meilen entfernte Sonne auf den Jupiter nur mehr als eine ſehr
kleine Scheibe, ſiebenundzwanzigmal kleiner als auf der Erde, er-
ſcheint. Aehnliche ſcharfe Abſchnitte des Klimas wird man auch
in den zwiſchen jenen beiden Extremen liegenden Gegenden be-
merken, da die lange Dauer der Jahreszeiten (ſein Jahr iſt zwölf
der unſeren gleich) dort auch einen ſtärkeren und bleibenderen
Eindruck machen wird, und es iſt daher ſehr wahrſcheinlich, daß
die conſtanten, dem Aequator parallelen Streifen, von welchen
wir oben geſprochen haben, eine Folge dieſes Eindrucks, gleichſam
ein ſtehender Typus der dort ſo ſehr verſchiedenen Klimate ſeyn
mögen.

§. 98. (Maſſe Jupiters.) So wie die Umlaufszeit und die
Abplattung dieſes Planeten nur ſchwer mit Genauigkeit zu be-
ſtimmen iſt, eben ſo große und wohl noch größere Schwierigkeiten
bot die Maſſe deſſelben dar, deren genaue Kenntniß den Aſtro-
nomen doch ſehr wichtig iſt, weil von ihr der größte Theil der
Störungen abhängt, welche die anderen, beſonders die ihm näher
ſtehenden Planeten erfahren. Wir werden im Folgenden ſehen,
auf welche Weiſe man das Verhältniß der Maſſe eines mit
Satelliten verſehenen Planeten gegen die Maſſe der Sonne be-
ſtimmen kann, wenn die Umlaufszeit des Planeten um die Sonne,
die Umlaufszeit des Satelliten um ſeinen Hauptplaneten, und
endlich der ſcheinbare Halbmeſſer der Bahn dieſes Satelliten zur
Zeit der mittlern Entfernung des Jupiters von der Sonne durch
[129]Jupiter.
die Beobachtungen gegeben iſt. Nennt man nämlich a das Pro-
duct des Würfels dieſes Halbmeſſers, multiplicirt in das Qua-
drat der Umlaufszeit des Planeten, dividirt durch das Quadrat der
Umlaufszeit des Satelliten, ſo findet man die Maſſe dieſes Pla-
neten gleich der Größe a dividirt durch 1 — a, wenn die Son-
nenmaſſe als Einheit vorausgeſetzt wird. Schon der große New-
ton hat uns dieſe Methode bekannt gemacht und ſie auch zugleich
auf Jupiter angewendet. Indem er den Halbmeſſer der Bahn
des vierten Satelliten aus den Beobachtungen ſeines Freundes
Halley zu Grunde legte, fand er (Princ. philos. nat. math.
Amsterd. 1723) die Maſſe Jupiters gleich 1/1633 der Sonnenmaſſe.
Später nahm er aus Pound’s Meſſungen einen andern Halb-
meſſer jener Bahn an und fand für dieſe Maſſe 1/1067 und dieſe
letzte wurde von allen Aſtronomen des 18ten Jahrhunderts als die
wahre angenommen, wie ſie denn auch in der Mec. céléste des
Laplace als eine Angabe betrachtet wird, mit welcher ſich, in
Beziehung auf ihre Genauigkeit, nur wenig andere aſtronomiſche
Reſultate vergleichen laſſen ſollen.

Allein außer dieſen Satelliten giebt es auch noch ein anderes
Mittel, die Maſſen der Planeten, vorzüglich ſo großer Planeten,
zu beſtimmen, die Störungen nämlich, welche andere Planeten
von ihnen erfahren und die natürlich deſto bedeutender ſeyn müſ-
ſen, je größer die ſtörende Maſſe iſt, daher man auch umgekehrt,
aus den Wirkungen, die durch unmittelbare Beobachtungen ge-
geben werden, auf die Urſache dieſer Wirkungen, d. h. auf die
Maſſen der ſtörenden Planeten zurückſchließen kann. Bouvard
unternahm es, auf den Rath ſeines großen Freundes Laplace, auf
dieſem Wege die Maſſe Jupiters durch die Störungen zu beſtim-
men, welche Saturn von ihm leidet, und er fand daraus die
Maſſe Jupiters 1/1073, alſo nur unbedeutend von jener letzten
Beſtimmung verſchieden. Dieſe Uebereinſtimmung vorzüglich war
es, die zu dem Schluſſe zu berechtigen ſchien, daß wir die Maſſe
Jupiters mit ſo großer Schärfe kennen. Allein Jupiter bringt in
Littrow’s Himmel u. ſ. Wunder II. 9
[130]Jupiter.
den Bewegungen der vier neuen, kleinen Planeten noch viel be-
deutendere Störungen hervor, als an Saturn. Gauß war der
erſte, der dieß erkannte und auch ſogleich anwendete. Er fand
aus ſeinen Berechnungen der Pallas, ſo wie Nicolai aus den Un-
terſuchungen der Juno, daß die bisher für ſo genau gehal-
tene Maſſe Jupiters um ihren 80ſten Theil vergrößert werden
und daher nahe 1/1 054 ſeyn müſſe. Später fand Encke aus der
Bewegung der Veſta, ſo wie aus der Berechnung des nach ihm
benannten Cometen, nahe dieſelbe Vergrößerung.

§. 99. (Die Schwere wirkt auf alle Körper gleich.) Da man
aber noch immer ſich von der Idee der hohen Genauigkeit jener
erſten Beſtimmung der Jupitersmaſſe durch ſeine Trabanten nicht
trennen wollte, und doch auf dem andern Wege, an deſſen Si-
cherheit man auch nicht zweifeln konnte, ein ganz anderes Reſul-
tat fand, ſo gerieth man auf die Muthmaßung, die ſich ſchon
früher mehrmals geregt hatte, daß die Anziehung der Erde und
der Planeten überhaupt nicht auf alle Körper dieſelbe ſey, ſon-
dern daß ſich auch etwas den chemiſchen Verwandtſchaften Aehn-
liches in die Sache miſchen könnte. Man ſtellte dem gemäß
die Behauptung auf, daß Jupiter aus dieſer Urſache, auf die
vier neuen Planeten mit einer nahe um 1/80 ſtärkern Anziehung
wirke, als auf ſeine vier Monde. Dieſe Sache gab zu vielen ge-
lehrten Diskuſſionen und weitläufigen Berechnungen Gelegenheit,
die aber zu keinem beſtimmten Reſultate geführt haben. Man
ſuchte ſich endlich auf anderen Wegen von der Unwahrſcheinlich-
keit der Vorausſetzung, daß dieſelbe Maſſe auf verſchiedene
Materien verſchieden wirken ſolle, zu überzeugen. Schon New-
ton hat durch Pendelverſuche, in welchen er verſchiedene Körper,
Metalle, Steine, Beine, Flüſſigkeiten u. dgl. ſchwingen ließ, ge-
zeigt, daß unſere Erde die verſchiedenartigſten Materien alle gleich
ſtark anziehe. Beſſel in Königsberg, dem die Aſtronomie ſchon
ſo viel verdankt, hat dieſe Verſuche noch erweitert und mit be-
ſonderer Genauigkeit angeſtellt, ſelbſt auf die Meteorſteine fort-
geſetzt, die vielleicht von fremden Weltkörpern zu uns gelangen,
und überall Newtons Reſultat vollkommen beſtätiget gefunden.
[131]Jupiter.
Wir haben noch mehrere andere Erſcheinungen, die dieſen Schluß
beſtätigen. Die Parallaxe des Monds z. B. läßt ſich aus den
Pendelſchwingungen an der Erde mit der größten Schärfe be-
rechnen und ſie ſtimmt genau mit der unmittelbaren Beobach-
tung dieſer Parallaxe, überein; zum Beweiſe, daß die Erde den
Mond genau auf dieſelbe Weiſe, wie das Pendel, anzieht. Die
Parallaxe der Sonne läßt ſich aus einer Störungsgleichung des
Monds durch die Erde berechnen, und auch dieſe harmonirt ſehr
gut mit derjenigen Sonnenparallaxe, die wir aus den Durchgän-
gen der Venus in den Jahren 1761 und 1769 (S. oben II.
S. 87) abgeleitet haben, zum Beweiſe, daß die Sonne unſere Erde
ganz eben ſo, wie unſern Mond, anzieht. Blos alſo die von
Bouvard berechneten Störungen des Saturn durch Jupiter ſchei-
nen mit dieſem Satze, ſo wie mit der Maſſenbeſtimmung dieſes
Planeten durch ſeine Monde, im Widerſpruche zu ſtehen, ſo lange
man nämlich nicht annehmen wollte, daß Bouvards Rechnungen
und daß auch die mit ihnen übereinſtimmende Maſſe Jupiters
aus ſeinen Satelliten irgend einer Verbeſſerung bedürfen könnten.

Jene Rechnungen ſind bisher, ſo viel uns bekannt, nicht wie-
derholt worden, aber wohl iſt dieß mit der Methode, die Maſſe
Jupiters aus ſeinen Satelliten zu beſtimmen, allein leider
erſt in unſeren Tagen geſchehen, ſo daß man unbegreiflicher
Weiſe jene alten Meſſungen von Pound, auf die ſchon Newton
ſeine Rechnung gegründet hat, durch mehr als hundert Jahre für
unverbeſſerlich gehalten hat, ohne ſie mit den ſeitdem ſo we-
ſentlich verbeſſerten Inſtrumenten zu wiederholen. Blos Tries-
necker in Wien kam auf dieſen Gegenſtand einmal zurück und ſuchte
i. J. 1794 die Halbmeſſer der Bahnen dieſer vier Monde mit
Hilfe eines 3½ füßigen Dollond’ſchen Objectivmikrometers zu be-
ſtimmen. Er machte dieſe ſeine, für jenes Inſtrument recht gute
Beobachtungen in den Wiener Ephemeriden f. d. J. 1797 bekannt,
und Wurm hat auf dieſe Meſſungen eine neue Maſſenbeſtimmung
Jupiters zu gründen geſucht (Mon. Corr. V Band), allein da er
ſich mehrere willkührliche Aenderungen an den Beobachtungen
Triesneckers erlaubte, ſo iſt auch ſeine Maſſenbeſtimmung, die er
9 *
[132]Jupiter.
gleich 1/1070 findet, nicht als richtig anzunehmen. Behält man
aber jene Beobachtungen, wie es ſeyn ſoll, unverändert bei, ſo
folgt daraus die Maſſe Jupiters 1/1040. Erſt in unſern Tagen
hat Prof. Airy in Cambridge dieſe Meſſungen der Halbmeſſer
der Satellitenbahnen an ſeinem großen Aequatorial wieder vor-
genommen und aus ſeinen ſehr genauen und mit vieler Umſicht
angeſtellten Beobachtungen dieſe Maſſe gleich 1/1043 gefunden,
was ſehr nahe mit Triesnecker und auch nahe genug mit den Stö-
rungen der vier neuen Planeten übereinſtimmt. Dadurch iſt alſo
zugleich erwieſen, daß Jupiter ganz auf dieſelbe Weiſe auf ſeine
Monde, wie auf die vier neuen Planeten wirkt, und eine mit grö-
ßerer Sorgfalt wiederholte Berechnung der Störungen Saturns
wird wahrſcheinlich auch hier die gewünſchte Uebereinſtimmung
zeigen.

§. 100. (Anblick des Himmels auf Jupiter.) Nach allem,
was wir bisher über die Oberfläche dieſes größten aller Planeten
kennen gelernt haben, müſſen wir zugeben, daß es auf demſelben
ganz anders, als auf unſerer Erde ausſehen mag. Er iſt mit
einer Atmoſphäre umgeben, die an Dichtigkeit der unſerer tropfbaren
Flüſſigkeiten nahe kömmt, deren Wolken ſchon ganz ſolide Körper
zu ſeyn ſcheinen, und in der immerwährend Revolutionen vor ſich
gehen, gegen welche unſere heftigſten Stürme und Ungewitter nur
als Kleinigkeiten zu betrachten ſeyn mögen. Ohne Zweifel wird
dieſer Planet auch von großen Strömen und ausgebreiteten Meeren
bedeckt ſeyn, deren Ausdünſtungen ſich in ſeine Atmoſphäre erheben
und da jene dichten Wolken erzeugen. — Wegen der geringen
Schiefe ſeiner Ecliptik ſind die Jahreszeiten und die Temperaturen
deſſelben nur ſehr wenig verſchieden, aber dafür dauert jede dieſer
vier Jahreszeiten ſo lange, als bei uns drei volle Jahre. Die
Höhe der Sonne ändert ſich für jeden gegebenen Ort, während
dem Lauf eines ganzen Jahres, nur um ſechs Grade, während bei
uns, in einer zwölfmal kürzern Zeit, dieſe Aenderung ſchon ſieben
und vierzig Grade beträgt. Die Bewohner des Aequators haben
[133]Jupiter.
die Sonne beinahe immer in ihrem Zenithe, und ſelbſt wenn ſie
am tiefſten ſteht, iſt ſie nur drei Grade von ihrem Scheitel ent-
fernt. Die beiden Pole aber haben abwechſelnd durch eine Zeit,
die ſechs Jahren der Erde gleichkömmt, immerwährend Tag oder
Nacht. Wenn dieſe lange Nacht aufhört, und die Sonne den
Bewohnern der Pole wieder erſcheint, um wieder ſechs Erdenjahre
für ſie nicht unterzugehen, ſo ſchleicht ſie doch nur an ihrem
Horizonte herum und erhebt ſich auch im Mittag nicht mehr als
drei Grade über denſelben. Aber auch in den andern Gegenden,
zwiſchen dem Aequator und den Polen, ſind die Klimate ſchroff
und ſcharf abgeſchnitten und der Unterſchied weniger Grade der
Breite muß ſchon eine große und conſtante Veränderung der
Temperatur hervorbringen. So lange übrigens die Jahreszeiten
auf dieſem Planeten dauern, ſo kurz ſind im Gegentheile wieder
die Tageszeiten, da dort Tag und Nacht zuſammen genommen
noch nicht zehn unſerer Erdſtunden betragen. Der Unterſchied
zwiſchen dem Tag im engern Sinne des Wortes, d. h. zwiſchen
der Anweſenheit der Sonne über dem Horizonte und der Nacht,
iſt dort, etwa die nächſten Gegenden an den Polen ausgenommen,
immer nur ſehr klein und die meiſten Orte haben durch das ganze
Jahr Tag und Nacht nahe gleich groß und zwar gleich fünf
unſerer Stunden. Dieſer ſchnelle Wechſel des Lichts mit der
Finſterniß muß auf die Lebensweiſe der Bewohner dieſes Planeten
von weſentlichen Einflüſſen ſeyn, wenn ſie anders, ſo wie wir, den
Tag ihren Beſchäftigungen und Vergnügungen, und die Nacht der
Ruhe und dem Schlafe widmen. Wenn ſie mit ihren Arbeiten
jeden Tag zu Ende kommen wollen, ſo müſſen ſie in wenigen
Minuten vollenden, wozu wir ganze Stunden brauchen, und
alſo wohl eine beſondere Schnellkraft des Geiſtes und des
Körpers haben. In der That, wie wenige von uns würden
zufrieden ſeyn, wenn ihre Nächte nur fünf Stunden dauerten, und
wenn ſie ſchon wieder aufſiehen müßten, nachdem ſie ſich kaum zu
Bette gelegt haben. Wie ſehr würden ſelbſt die Virtuoſen unter
unſern Gourmands in Verlegenheit kommen, wenn ſie, in einem
Zeitraume von fünf Stunden, ſchon drei oder vier Mahlzeiten zu
ſich nehmen müßten. Und wie ſehr würden erſt unſere Frauen
[134]Jupiter.
über die kurzen Nächte und die noch kürzeren Bälle von nicht
einmal fünf Stunden klagen, da ſie ſchon zur Vorbereitung dazu
mehr als doppelt ſo viel Zeit gebrauchen? Deſto zufriedener werden
im Gegentheile die Aſtronomen dieſes Planeten ſeyn, wenn es
anders noch daſelbſt auch Leute gibt, die es der Mühe werth
achten, zuweilen wenigſtens einen Blick auf den geſtirnten Himmel
zu richten. Die Sonne zwar erſcheint ihnen viel kleiner, im
Durchmeſſer über 5, und in der Fläche 27 mal kleiner, als uns,
daher auch die Beleuchtung, die Jupiter von der Sonne erhält,
27 mal ſchwächer iſt, als die unſerer Erde, und ſogar 180 mal
geringer, als die Beleuchtung, deren ſich Merkur, der nächſte
Planet an der Sonne, erfreut. Aber eben dieſe Düſterkeit ihrer
Tage wird den Aſtronomen Gelegenheit geben, die übrigen größern
Geſtirne, auch ohne Fernröhre, ſelbſt um die Zeit ihres Mittags
zu ſehen. Wenn ſie überdieß ihre Zeitrechnungen, ſo wie wir, in
letzter Inſtanz auf die Länge ihrer Tage beziehen, welche viel
genauere Zeitbeſtimmung werden ſie dann haben, da ihre Tage
nur zehn unſerer Stunden dauern. In dieſen zehn Stunden
ſchwingen ſich alle Geſtirne des Himmels mit einer Schnelligkeit
herum, die es ihnen ungemein leicht machen muß, den Ort der-
ſelben für jeden Augenblick mit der größten Schärfe zu beſtimmen.
Da die Körper in ihrem freien Falle auf der Oberfläche dieſes
Planeten, wie wir geſehen haben, in der erſten Secunde durch
38 Fuß fallen, oder da die Schwere auf der Oberfläche dieſes
Planeten bald dreimal größer iſt, als auf der Erde, ſo würde
unſer Secundenpendel von drei Fuß dort in einer Secunde ſchon
zwei Schwingungen vollenden, und ein Pendel, welcher auf Jupiter
ſeine Schwingungen in einer unſer Secunden machen ſoll, müßte
eine Länge von acht Fuß haben. Dieſe ſchnelle Rotation um ihre
Axe wird daher den Aſtronomen Jupiters ein Mittel geben, ihre
Zeit mit der größten Schärfe zu beſtimmen, und dieß iſt bekannt-
lich eines der wichtigſten Elemente aller practiſchen Aſtronomie.
Die vielen Finſterniſſe, welche ihnen ihre vier Monde bereiten,
und die beinahe täglich vorfallen, werden ihnen nicht nur den
Anblick des geſtirnten Himmels verſchönern, ſondern die vielen
künſtlich in einander verſchlungenen Bewegungen dieſer Monde
[135]Jupiter.
werden ihnen auch Gelegenheit geben, die vorzüglichſten Eigen-
ſchaften derſelben bald und mit großer Schärfe kennen zu lernen.
Um endlich die Entfernungen der Himmelskörper unter ſich ſelbſt
ſowohl, als auch von Jupiter zu beſtimmen, müſſen ſie vor allem
eine recht große Baſis (I. S. 158) haben, die ſie ihren Beobach-
tungen der Parallaxe zu Grunde legen können. Aber welche größere
Baſis können ſie wünſchen, als die, die ihnen durch den Halb-
meſſer ihres großen Planeten in Beziehung auf die Entfernung
jener Monde von dem Mittelpunkte dieſes Planeten gegeben iſt.
Unſer Mond iſt 60 Erdhalbmeſſer von uns entfernt, und dieß war
genug, die Parallaxe dieſes unſers Begleiters mit der größten
Genauigkeit zu beſtimmen. Die Sonne im Gegentheile ſteht über
20000 Erdhalbmeſſer von uns ab, daher wir ihre Parallaxe nur
ſchwer mit großer Schärfe beſtimmen können. Allein der nächſte
Satellit Jupiters iſt nicht einmal ſechs volle Halbmeſſer Jupiters
von dem Mittelpunkte dieſes Hauptplaneten entfernt, und ſeine
Parallaxe kann daher mit einer Genauigkeit beſtimmt werden, mit
welcher ſich keine unſerer irdiſchen Beobachtungen vergleichen läßt.
Selbſt die Beſtimmung der Sonnenparallaxe iſt dort weniger
Schwierigkeiten, als auf der Erde, unterworfen. Zwar iſt Jupiter
nahe fünfmal weiter, als die Erde, von der Sonne entfernt, aber
der Halbmeſſer Jupiters iſt dafür nahe zwölfmal größer, als der
Halbmeſſer der Erde, daher für jenen Planeten die Sonnenparallaxe
19 Secunden beträgt, während ſie bei uns nur 8 Secunden bat,
alſo mehr als die Hälfte kleiner und eben deßwegen auch viel
ſchwerer zu beſtimmen iſt.

KapitelVII.
Saturn und ſein Ring.

§. 101. (Entfernung und Umlaufszeit Saturns.) In einer
über neunmal größeren Entfernung als die Erde durchwandelt
Saturn ſeine weite Bahn um die Sonne in einer Zeit von 29½
Jahren. Man erkennt ihn an ſeinem matten, weißen Lichte ohne
Strahlen, und einmal erkannt, wird er immer wieder leicht auf-
gefunden, da er ſeinen Ort unter den Sternen ſo langſam ändert
und 2½ Jahre in demſelben Sternbilde verweilt. In ſeiner mitt-
leren Bewegung legt er in jeder Secunde nur 1 3/10 Meilen zurück,
geht alſo fünfmal langſamer als Merkur und ſelbſt noch 3½mal
langſamer als die Erde. So geht er, der alte Gott der Zeit,
langſam und unbemerkt, wie dieſe Zeit ſelbſt, ſeinen Weg von
mehr als hundert und neunzig Millionen Meilen um die Sonne,
die ihm in der großen Entfernung, um welche er von ihr abſteht,
nur mehr unter einem Durchmeſſer von 200 Sec., alſo 9½ mal
kleiner, als uns, erſcheint. Die ganze Oberfläche der Sonne aber
erſcheint ihm 90mal kleiner, als der Erde, daher auch die Be-
leuchtung, die Saturn von der Sonne erhält, 90mal geringer iſt,
als unſere Tageshelle, ſo daß der ſchönſte Mittag auf dieſem
Planeten nur unſerer tiefſten Dämmerung, unmittelbar vor dem
Einbruche der Nacht, zu vergleichen iſt. Seine mittlere Entfernung
von der Sonne beträgt nahe 200 Mill. Meilen. Das oben (II. S. 31)
[137]Saturn und ſein Ring.
erwähnte ſchnell ſegelnde Schiff würde dieſe Diſtanz erſt in 5400
Jahren, und eine Kanonenkugel, die in jeder Secunde 600 Fuß
zurücklegt, in 240 Jahren zurücklegen. Das Licht aber mit ſeiner
unbegreiflichen Geſchwindigkeit kömmt ſchon in 1 Stunde 18 Min.
von der Sonne bis zu Saturn.

Wegen der nicht unbeträchtlichen Excentricität der Bahn
dieſes Planeten kann ſich derſelbe bis 188 Mill. Meilen der Sonne
nähern, und bis 210 Mill. Meilen von ihr entfernen. Von der
Erde aber iſt ſein Abſtand zu verſchiedenen Zeiten viel mehr ver-
ſchieden, indem er ſich ihr bis 160 Mill. Meilen nähern und
wieder bis 223 Mill. Meilen von ihr entfernen kann.

§. 102. (Größe und Maſſe Saturns.) Der wahre Durch-
meſſer Saturns beträgt 17090 Meilen, alſo nicht viel weniger als
der des Jupiter, und nahe zehnmal mehr, als der der Erde.
Wenn er der Erde am nächſten ſteht, ſo erſcheint dieſer Durch-
meſſer unter dem Winkel von 21 Sec., in ſeiner größten Ent-
fernung aber nur unter 15 Sec. An Oberfläche übertrifft er die
der Erde 95 mal, und an körperlichem Inhalte 928 mal, ſo daß
man alſo aus ihm 928 der Erde gleiche Kugeln bilden könnte.
Allein die Maſſe, aus der er beſteht, iſt nur der 3512te Theil der
Sonnenmaſſe, oder nahe 95 mal größer als die Maſſe der Erde.
Daraus folgt, daß die Dichtigkeit dieſer Maſſe ungemein gering,
nur etwa der zehnte Theil der Dichte der Erdmaſſe iſt. Dieſe
Maſſe iſt überhaupt die lockerſte von allen Planetenmaſſen, und
nahe nur zweimal ſo dicht, als die unſeres Korkholzes. Es möchte
ſchwer ſeyn, zu ſagen, welchen Einfluß eine ſolche Einrichtung auf
die vegetabiliſche, auf die thieriſche und ſelbſt auf die intellectuelle
Welt dieſes Planeten haben mag. Was endlich die Kraft der
Schwere betrifft, ſo wirkt ſie auf dieſem Planeten nahe eben ſo,
wie auf der Erde: die Körper fallen nämlich in der erſten Secunde
durch 14 ½ P. Fuß.

§. 103. (Streifen und Atmoſphäre Saturns.) Auch Saturn
iſt mit ſolchen Aequatorialſtreifen, wie Jupiter, verſehen, ſie ſind
ſogar noch breiter, aber an Farbe weniger von der übrigen
Fläche des Planeten ausgezeichnet. Ohne Zweifel gehören auch
ſie der Atmoſphäre deſſelben an, obſchon dieſe Luft und dieſe
[138]Saturn und ſein Ring.
in ihr ſchwimmenden Wolken ſehr von den irdiſchen verſchieden
ſeyn mögen. Schröter hat in dieſen Streifen häufig bedeutende
Aenderungen bemerkt, was auf große Revolutionen in der Atmo-
ſphäre ſchließen läßt, da ſie uns in einer ſo großen Entfernung
noch ſichtbar ſind. Derſelbe Beobachter, ſo wie der ältere Herſchel
haben auch denjenigen Pol des Saturn, der eben von der Sonne
abgewendet iſt, und ſeinen Winterſchlaf hat, beſtändig heller und
weißer, als den anderen gefunden, wahrſcheinlich eine Folge der
großen Kälte, die zur Winterszeit unter dieſen Polen auf einem
Planeten herrſchen mag, der die Sonne 90mal kleiner ſieht, als
wir, und deſſen Winter volle 7¼ unſerer ganzen Jahre dauert.
Man will bemerkt haben, daß die Sterne, denen Saturn auf
ſeinem Laufe begegnet, und mit ſeinem Körper für uns bedeckt,
wenn ſie ihm näher rücken, allmählig ſchwächer werden, bis ſie
endlich hinter ſeinem Rande gänzlich verſchwinden. Daſſelbe ſoll
auch der Fall mit ſeinen Monden ſeyn, von welchen wir ſpäter
ſprechen werden. Man würde dieſe Erſcheinung als einen Beweis
anſehen können, daß die Atmoſphäre dieſes Planeten, wenigſtens
in ihren untern Schichten, ſehr dicht ſeyn müſſe.

§ 104. (Rotation Saturns.) Aus der Beobachtung einiger
Flecken auf der Oberfläche Saturns hat man die Rotation des-
ſelben zu 10½ unſerer Stunden abgeleitet. Künftige genauere
Beobachtungen werden dieſes Reſultat wohl noch verbeſſern, indeß
iſt dieſe ſchnelle Umdrehung eines ſo großen Planeten immer
merkwürdig. Der Aequator deſſelben iſt gegen ſeine Bahn unter
einem Winkel von nahe 30 Graden geneigt, woraus folgt, daß
die Jahreszeiten Saturns viel ſtärker verſchieden und ſchärfer
bezeichnet ſind, als die der Erde, während ſie, wie wir geſehen
haben, auf Jupiter beinahe gar nicht verſchieden ſind, und während
wieder die Tage dieſer zwei größten Planeten unſeres Sonnen-
ſyſtems beinahe dieſelbe Länge haben.

§. 105. (Abplattung Saturns.) Dieſe ſchnelle Umdrehung
Saturns läßt auch eine ſtarke Abplattung an ſeinen Polen er-
warten. Der ältere Herſchel fand dieſe Abplattung gleich dem
eilften Theil der halben Aequatorialaxe, allein er fand auch noch
eine andere Art von Erhöhung des Randes an vier einander
[139]Saturn und ſein Ring.
gegenüber ſtehenden Stellen, nahe in der Mitte zwiſchen Pol und
Aequator, ſo daß der Durchmeſſer Saturns in der Richtung dieſer
Erhöhungen gleich 1, der Durchmeſſer des Aequators gleich 0,97
und endlich der Polardurchmeſſer gleich 0,89 ſeyn ſoll. Allein
Schröter, der dieſen Gegenſtand anhaltend unterſuchte, fand die
äußere Geſtalt und Abplattung Saturns fortwährenden, großen
Aenderungen unterworfen, vielleicht, weil dieſen Planeten eine
flüſſige Hülle umgiebt, die einer immerwährenden Ebbe und Fluth
unterworfen iſt, oder auch, weil der Körper deſſelben in der That
von der Geſtalt einer Kugel beträchtlicher abweicht, als wir dieß
bisher bei andern Planeten beobachtet haben.

KapitelVIII.
Uranus.

§. 116. (Entfernung und Umlaufszeit des Uranus.) In einer
Entfernung von der Sonne, die beinahe doppelt ſo groß iſt, als
die des Saturn, wandelt Uranus, der äußerſte Planet unſeres
Sonnenſyſtems, ſeine große, einſame Bahn

Seine mittlere Entfernung von der Sonne beträgt 400 Mil-
lionen Meilen. Ein ſchnell ſegelndes Schiff, das in jeder Stunde
4 Meilen zurücklegt, würde dieſe Diſtanz erſt in 11400 Jahren und
der Schall, der in jeder Stunde 163 Meilen macht, in 280 Jah-
ren erreichen, wozu das Licht mit ſeiner ungeheuern Geſchwindig-
keit nur 2 St. 39 M. braucht.

Da ſeine Bahn, deren Umfang 2425 Millionen Meilen be-
trägt, mehr kreisförmig iſt, ſo kann er ſich der Sonne im Peri-
helium nur auf 382 Millionen Meilen nähern und im Aphelium
419 Mill. Meilen von ihr entfernen. Von der Erde ſteht er zur
Zeit der Oppoſition 348 und in der Conjunction 424 Mill.
Meilen ab, wo er dort unter dem ſcheinbaren Durchmeſſer von
4 3/10 und hier unter den Winkel von 3½ Secunden nahe als ein
Stern der ſechsten Größe erſcheint, daher man ihn auch mit einem
[157]Uranus.
guten, unbewaffneten Auge noch erkennen kann. Sein wahrer
Durchmeſſer beträgt nahe 7500 Meilen.

§. 117. (Entdeckung und frühere Beobachtungen dieſes Plane-
ten.) Dieſer Planet wurde am 13. März 1781 von Herſchel zu
Both bei London mit einem von ihm ſelbſt verfertigten ſiebenfü-
ßigen Teleſcope entdeckt und an ſeiner bemerkbaren Scheibe (die
Fixſterne erſcheinen nur als untheilbare Punkte), und ſeiner Be-
wegung unter den Sternen ſofort als ein Planet erkannt. Da
er ſich ſo langſam bewegt, daß er ſeinen Umlauf um die Sonne
erſt in 30687 Tagen oder in nahe 84 Jahren vollendet, ſo würde
es lange gedauert haben, bis er einen ſo beträchtlichen Theil ſeiner
Bahn zurück gelegt hätte, um daraus die Elemente derſelben mit
Sicherheit abzuleiten. Allein Bode hatte bald darauf einen in
den Sternverzeichniſſen Flowſtead’s und T. Mayer’s gefunden,
daß dieſe beiden Aſtronomen den neuen Planeten bereits früher,
jener i. J. 1690 und dieſer 1756, beobachtet hatten, ihn aber nur
für einen der vielen Fixſterne hielten, da ſie auf ſeine Bewegung
nicht aufmerkſam genug waren. Bald darauf wurden noch meh-
rere andere ähnliche, ältere Beobachtungen deſſelben aufgefunden,
und dadurch wurde man in die Lage geſetzt, die Elemente dieſes
Planeten ſchon mit einer großen Genauigkeit zu einer Zeit zu be-
ſtimmen, wo er ſeit ſeiner Entdeckung kaum den dritten Theil ſei-
ner Bahn durchlaufen hatte.

§. 118. (Größe und Maſſe des Uranus.) Aus dem bereits
erwähnten Durchmeſſer dieſes Planeten von 7500 Meilen folgt,
daß ſeine Oberfläche die der Erde nahe 18 mal und ſein Volum
das der Erde 76 mal übertrifft. Die Maſſe deſſelben iſt 17 mal
größer als die Erdmaſſe, und die Dichtigkeit derſelben iſt nur der
fünfte Theil der Dichte der Erdmaſſe, alſo nahe ſo groß, wie die
Dichte unſeres Waſſers. Der Weg, welchen die Körper auf ſeiner
Oberfläche in der erſten Secunde ihres Falles zurücklegen, beträgt
14½ Fuß, alſo nur einen halben Fuß weniger, als auf der Erde.
Er ſelbſt aber legt, auf ſeinem Wege um die Sonne, in jeder
Secunde nahe eine deutſche Meile zurück, ſo daß die Geſchwin-
digkeit dieſes langſamſten aller Planeten nahe fünf mal kleiner
iſt, als die der Erde. Die Sonne erſcheint auf dieſem Planeten
[158]Uranus.
nur mehr unter einem Durchmeſſer von 100 Secunden, nicht ganz
noch einmal ſo groß, als uns die Venus, oder 19 mal kleiner,
als die Sonne uns erſcheint, und in der Oberfläche 360 mal
kleiner, daher auch im Allgemeinen die Beleuchtung, welche Uranus
von der Sonne erhält, 360 mal kleiner, als die Beleuchtung der
Erde ſeyn wird, ſo daß alſo ſeine hellſten Mittage kaum unſerer
ſternhellen Mitternacht gleichen mögen.

Da dieſer Planet ſo ungemein weit von uns entfernt iſt, ſo
wiſſen wir von ſeiner Oberfläche wenig mehr, als daß ſie uns wie
eine kleine, runde, matt aber durchaus gleichförmig beleuchtete
Scheibe erſcheint. Streifen und Flecken können wir auf dieſer
Fläche nicht mehr erkennen, alſo auch die Rotation dieſes Plane-
ten nicht beſtimmen. Doch kann ſie ihm nicht wohl mangeln, ja
ſeine Umdrehung ſcheint ſogar ſehr ſchnell zu ſeyn, da der ältere
Herſchel mit ſeinen ſtarken Teleſcopen eine bedeutende Abplattung
an zwei einander gegenüberſtehenden Punkten ſeines Umfangs be-
merkt hat.

§. 119. (Satelliten des Uranus.) Derſelbe vortreffliche Beobach-
ter hat auch ſechs Monde entdeckt, die ſich um dieſen Planeten be-
wegen. Allein ſie ſind bisher nur von Herſchel ſelbſt geſehen wor-
den, da die Fernröhre aller andern Aſtronomen zu ſchwach ſind,
dieſe matten Lichtpünktchen erkennen zu laſſen. Selbſt der jüngere
Herſchel hat, mit den Teleſcopen ſeines Vaters, nur zwei dieſer
ſechs Satelliten des Uranus wieder zu ſeinem Geſichte bringen
können. Ueberhaupt gehören dieſe Monde und die zwei innerſten
des Saturn zu den lichtſchwächſten und am ſchwerſten zu ſehenden
Gegenſtänden des Himmels, und es wird vielleicht noch lange
dauern, bis wir ſie mit unſern dioptriſchen Fernröhren ohne An-
ſtand ſehen werden, da dieſe in Beziehung auf die Oeffnung ihrer
Objective und alſo auf die Lichtſtärke der durch ſie geſehenen
Gegenſtände doch noch immer zu ſehr hinter den großen Spie-
geln der katoptriſchen Fernröhre, wie ſie Herſchel vorzugsweiſe ge-
braucht hat, zurück ſtehen. Demungeachtet ſcheinen dieſe Uranus-
monde eine beträchtliche Größe zu haben, weil ſie ſonſt auch nicht
einmal Herſchel hätte ſehen können. Unſer Mond, in jene Ent-
fernung verſetzt, würde uns nur mehr unter einem Durchmeſſer
[159]Uranus.
von ¼ Secunde erſcheinen, und da ſein Licht 360 mal ſchwächer
ſeyn würde, ſo würden wir, auch mit unſern beſten Fernröhren,
keine Spur mehr von ihm entdecken können.

§. 120. (Tages- und Jahreszeiten des Uranus.) Es iſt be-
reits oben (I. S. 340) bemerkt worden, daß die Bahnen dieſer
ſechs Uranusmonde auf der Uranusbahn, die ſehr nahe mit unſerer
Ecliptik zuſammen fällt, beinahe ſenkrecht ſtehen. Da wir nun
bisher bei allen Planeten die Satelliten derſelben ſich in der Ebene
des Aequators ihres Planeten bewegen ſehen, und da dieß auch
mit der Theorie der Entſtehung dieſer Satelliten übereinſtimmt, ſo
werden wir mit der größten Wahrſcheinlichkeit auch annehmen
müſſen, daß der Aequator des Uranus nahe ſenkrecht auf ſeiner
Bahn ſteht, oder daß die Schiefe der Ecliptik bei dieſem Pla-
neten nahe 90 Grade beträgt. Wir haben aber bereits oben
(I. §. 91) gezeigt, welche Folgen eine ſolche Einrichtung auf die
Klimate und Jahreszeiten eines Planeten nach ſich ziehen muß.
Der Unterſchied der Klimate wird nämlich auf Uranus beinahe
ganz aufgehoben ſeyn, das heißt, es wird in Beziehung auf den
Rand der Sonne in verſchiedenen Theilen des Jahres einerlei
ſeyn, ob das Land nahe bei dem Aequator oder nahe bei den Po-
len liegt, da jeder Punkt der Oberfläche dieſes Planeten, ſelbſt die
beiden Pole nicht ausgenommen, im Laufe des Jahres die Sonne
zweimal in ſeinem Zenithe ſieht. Im Anfange des Frühlings und
des Herbſtes ſteht nämlich die Sonne in dem Scheitel derjenigen,
die den Aequator bewohnen, während ſie den beiden Polen nur in
ihrem Horizonte erſcheint, und während überall, auf der ganzen
Oberfläche des Uranus, Tag und Nacht einander gleich iſt. Allein nur
kurze Zeit nach dieſer Epoche werden ſelbſt diejenigen, die in der
Nähe des Aequators wohnen, ſchon einen bedeutenden Unterſchied
in der Länge ihrer Tage und Nächte bemerken und im Anfange
des Sommers oder des Winters wird der nördliche oder der ſüd-
liche Pol die Sonne in ſeinem Zenithe ſehen und die dieſen Polen
zunächſt liegenden Länder werden 42 unſerer Jahre immerwährend
Tag, und eben ſo lange wieder Nacht haben. Durch dieſe Ein-
richtung wird alſo auch der Unterſchied der vier Jahreszeiten der
größtmögliche ſeyn, oder mit andern Worten, ſo wenig es, in
[160]Uranus.
Beziehung auf Temperatur, Beleuchtung, auf Vegetation u. f.
darauf ankommen wird, ob man nahe bei dem Aequator oder nahe
bei dem Pole wohnt, ſo viel wird darauf ankommen, ob der Süd-
oder Nordländer auf jenem Planeten eben Frühling oder Sommer
u. ſ. w. hat, da dort die Jahreszeiten, wegen der großen Schiefe
der Ecliptik, viel mehr von einander verſchieden und viel ſchroffer
von einander abgeſondert ſeyn müſſen, als bei uns.

§. 121. (Bewohner des Uranus und der Planeten überhaupt.)
Welcher Art die Bewohner eines Planeten ſeyn mögen, die ihre
Sonne 360 mal kleiner ſehen, als wir, die ſelbſt im Mittage noch,
mit unſern Augen betrachtet, im Finſtern tappen, ſich die grellſten
Abwechslungen der Jahreszeiten und vor allen eine Kälte gefallen
laſſen müſſen, die, auf unſerer Erde, allem Leben ein plötzliches
Ende bereiten würde, dieß mögen unſere Leſer ſelbſt unterſuchen,
wo ſie dann auch vielleicht die Mittel finden werden, mit welchen
ſich die Leute im Uranus die Langeweile ihrer zwei und vierzig
unſerer Jahre dauernden Nächte vertreiben.

Es iſt ohne Zweifel Unrecht, die Zufriedenheit und das Wohl-
ſeyn der Bewohner anderer Welten nach unſeren Bedürfniſſen ab-
zumeſſen und ſie ſofort ſchon für unglücklich zu achten, weil wir
uns, an ihre Stelle verſetzt, nicht glücklich finden würden. Indeß
ſind wir gezwungen, wenn wir von ihnen reden wollen, ſie mit
unſerem eigenen Maaßſtabe zu meſſen, und ohne über ihr Schickſal
abſprechen zu wollen, nur dasjenige zu betrachten, was uns in den
Verhältniſſen treffen würde, denen ſie ausgeſetzt ſind, und die ſie,
mit einer andern Organiſation und mit ganz anderen Einrichtun-
gen verſehen, auch wohl mit ganz anderen Augen anſehen werden.
Es hat aber auch nicht an Anderen gefehlt, und unter ihnen haben
ſich ſelbſt berühmte Aſtronomen gefunden, die ſich dieſen Specula-
tionen mit einer Art von Vorliebe hingegeben haben und ſich
nicht damit begnügten, zu ſehen, welchen Einfluß eine andere Ein-
richtung der Jahreszeiten, der Temperatur und Beleuchtung bei
fremden Weltkörpern auf die Bewohner derſelben, wenn ſie im
Allgemeinen uns ähnlich wären, hervor bringen würde, ſondern
die die Spiele ihrer Einbildungskraft oder ihre ſchwärmeriſchen
Träume auch noch auf die übrigen körperlichen und geiſtigen Ei-
[161]Uranus.
genſchaften der Bewohner jener Planeten fortſetzten, und es mag
uns, zum Schluſſe dieſes Gegenſtandes erlaubt ſeyn, einige dieſer
Phantaſien zur Erheiterung der Leſer hier anzuführen.

§. 122. (Wahrſcheinlichkeit, daß die Planeten bewohnt ſind.)
Zuerſt aber wollen wir bemerken, daß es allerdings ſehr wahr-
ſcheinlich iſt, daß auch jene Weltkörper mit Geſchöpfen aller Art
bedeckt ſind und daß auch dort zahlloſe organiſche Weſen ſich
ihres Lebens erfreuen. Auf unſerer Erde finden wir jedes Sand-
korn, jeden Waſſertropfen belebt — wie ſollten ſo unermeßliche
Kugeln, wie Jupiter, ohne Bewohner ſeyn! Auf unſerer Erde fin-
den wir ferner, nicht bloß bei den Thieren, wo die Abſtufungen
unendlich ſind, ſondern ſelbſt bei den Menſchen, welche die ver-
ſchiedenen Gegenden der Erde bewohnen, bei dem Lappländer und
dem Neger, ſo große Unterſchiede — wie ſollte ſie bei den Be-
wohnern des Merkurs und des Uranus nicht noch viel größer
ſeyn! Und warum ſollte es einer lebhaften Einbildungskraft nicht
gegönnt ſeyn, dieſe Unterſchiede aufzuſuchen und ſie denjenigen
Verhältniſſen, die wir von jenen Planeten kennen, ſo gut wir nun
eben können, anzupaſſen? Vorausgeſetzt, daß man bei den allge-
meinen Beſtimmungen ſtehen bleibt, ohne ſich in das Detail der
geiſtigen oder körperlichen Vorzüge einzulaſſen, die jene uns gänz-
lich unbekannten Geſchöpfe vor uns haben mögen.

§. 123. (Huygens Meinungen über die Bewohner der Plane-
ten.) Dieß hat Huygens in ſeinem bekannten Cosmotheoros,
wenigſtens in dem erſten Theile deſſelben, gethan und er hat darin
an dem Cardinal Cuſa, an dem unglücklichen Bruno und ſelbſt
an Kepler, in ſeinem Somnium astronomicum, ſchon Vorgän-
ger gehabt, deſſen Fußſtapfen er nur verfolgen und weiter aus-
bilden durfte. So meint Huygens, daß auf allen dieſen Welten,
ſo verſchieden ſie auch von unſerer Erde ſeyn mögen, doch immer
Waſſer zu finden ſeyn muß, weil ohne dieſes weder vegetabili-
ſches, noch animaliſches Leben gedacht werden kann, ein anderes
Waſſer übrigens, als das unſere, da dieſes im Saturn gewiß nur
als Eis vorhanden ſeyn könnte, und da es im Merkur ſchon längſt
in Dampf verwandelt ſeyn würde. Wo aber eine ſolche Flüſſig-
keit iſt, da müſſen ſich auch, wie er glaubt, Pflanzen finden, die
Littrow’s Himmel u. ſ. Wunder. II. 11
[162]Uranus.
eben ſo wachſen, wie bei uns, indem ſie mit ihren Wurzeln die
Flüſſigkeit des Bodens und mit ihren Blättern die der Luft ein-
ſaugen und verarbeiten. Wo aber Pflanzen ſind, werden auch
Thiere ſeyn, die ſich von dieſen Pflanzen nähren, und die da eben
ſo wachſen und ſich fortpflanzen, wie bei uns. Wo Waſſer iſt, muß
ferner auch eine Atmoſphäre ſeyn, weil jenes ohne die letzte ſchnell
verdunſten und alle Meere und Flüſſe austrocknen würden. Dieſe
Atmoſphäre iſt aber vielleicht bei manchen Planeten gar ſehr von
der unſern verſchieden und ſie iſt etwa bei Jupiter ſo dicht, daß
wir in derſelben, wie in unſerem Waſſer, ſchon ſchwimmen könn-
ten, daher die großen Streifen und die ſoliden Wolken, die wir
auf der Oberfläche dieſes Planeten bemerken. Mit dieſem allem
noch nicht zufrieden, läßt Huygens dieſe Welten nun auch von
vernünftigen Geſchöpfen bewohnt ſeyn, damit es auch dort Weſen
gebe, die über die Wunder des Himmels nachdenken und die Größe
des Schöpfers in ſeinen Werken verkündigen können. Denn wozu
ſollte der Menſch, dieſes nimmer ruhende Urſachenthier, wie es
Lichtenberg nennt, hierher verſetzt worden ſeyn, oder warum ſollte
dieſe kleine Erde jenen größten aller Vorzüge allein beſitzen? Auch ſoll
kein Zweifel ſeyn, daß der Verſtand jener Leute ganz derſelbe mit
dem unſern iſt, und daß, was hier als wahr, als gerecht, als gut
erkannt wird, auch dort dafür erkannt werde, ſo wie, daß ſie ganz
dieſelben Sinne haben, wie wir. Denn, wenn ſie nun z. B. keine
Augen hätten, wie ſollten ſie ihr Futter ſuchen, ihre Freunde er-
kennen, ihre Feinde fliehen, und warum ſollte denn die Sonne
über ihnen ſcheinen, wenn ſie ſie doch nicht ſehen können und wenn
ſie bloß unter der Erde, wie unſere Maulwürfe und Regenwürmer
ſich aufhalten? Er wendet ſich ſelbſt ein, daß es vielleicht auf
manchen dieſer Planeten mehrere Gattungen vernünftiger Weſen
geben könne, allein er findet bald, daß dieß der Weisheit der Na-
tur nicht gemäß wäre, weil dieſe vernünftigen Thiere verſchiedener
Art ſich durchaus nicht vertragen und ſehr bald einander aufreiben
würden. Da ich es nicht wage, dieſe ſonderbare Lobrede auf die
Vernunft hier umſtändlich wieder zu geben, ſo mag es hinreichen,
nur den Grund dieſer Unverträglichkeit mit den eigenen Worten des
Verfaſſers anzuführen: quia nempe, si plura forent eadem
[163]Uranus.
ingenii sagacitate, nocere deberent sibi invicem ac de pos-
sessionibus et imperio inter se contendere, quod eheu nunc
quoque faciunt nimis frequenter, licet unius generis sint,
qui in Terra hac dominantur. Demungeachtet nimmt er keinen
Anſtand, Gelehrte aller Art dort in Menge wachſen zu laſſen, be-
ſonders aber Aſtronomen, an denen es dort durchaus nicht fehlen
darf. Dadurch will er aber andere Gattungen, die er wenigſtens
für eben ſo nothwendig hält, nicht ausgeſchloſſen haben. So be-
hauptet er, daß die Menſchen nur deßhalb nackt zur Welt kommen,
damit ſie, von der Noth getrieben, Gelegenheit bekommen, ihre
geiſtigen Kräfte immer mehr zu entwickeln und ſelbſt für ihre
Kleidung zu ſorgen, was die übrigen Thiere nicht nöthig haben,
woraus er dann den Schluß zieht, daß es auch in jenen Welten
eben ſo wenig an großen Gelehrten, als an geſchickten Schneidern
fehlen kann, und daß überhaupt alle, ſo wie wir, geſellſchaftlich
zuſammen leben, ſich des gegenſeitigen Geſprächs erfreuen, zuweilen
auch, der Abwechslung wegen, einander plagen und die Ruhe ih-
res Lebens vergiften, oder ſich in ihren Schlachten zu Tauſenden
morden mögen und was dergleichen löbliche Unterhaltungen mehr
ſind. Ob dieſe vernünftigen Weſen aber auch das Fleiſch der
übrigen unvernünftigen Thiere eſſen, oder ob ſie, den Lehren ihrer
Pythagoras gehorchend, bloß von Pflanzen leben, wagt er nicht zu
entſcheiden, doch geht ſeine Meinung dahin, daß es vielleicht nur
die ausſchließende Beſtimmung der Menſchen iſt, ut multorum
aliorum pernicie et caede vivere debeant. Auch wegen der
Statur dieſer vernünftigen Geſchöpfe iſt er in einiger Verlegenheit.
Er weiß wohl, daß ſeine Vorgänger auf dieſem Felde die Be-
wohner der Planeten im Verhältniſſe dieſer ihrer Wohnorte an-
genommen und z. B. behauptet haben, daß die Menſchen auf
Jupiter und Saturn zehn- bis fünfzehnmal größer, als unſere Ele-
phanten oder gar als unſere Wallfiſche ſeyn müßten. Aber dieſer
Schluß ſcheint ihm doch viel zu gewagt, da die Natur nicht ein-
mal die Größe dieſer Planeten ſelbſt nach ihrer Entfernung von
der Sonne abgemeſſen hat. So iſt der entferntere Mars kleiner,
als die nähere Venus, und eben ſo iſt Saturn kleiner als Jupiter
und jener hat ſieben Monde und einen doppelten Ring, während
11 *
[164]Uranus.
dieſer, der größte unter allen Planeten, ſich ſchon mit vier Mon-
den ohne allen Ring begnügen muß. Andere meinten wieder, die
Menſchen auf jenen Planeten müßten ſehr klein und nicht viel
größer, als unſere Mäuſe ſeyn. Allein auch dieß kann er
nicht gelten laſſen, und zwar aus dem völlig hinreichenden Grun-
de, weil dann dieſe Mäuſe von Aſtronomen, deren Exiſtenz
ſchon früher erwieſen worden iſt, die großen Inſtrumente nicht
mehr gehörig handhaben und rectificiren könnten ^*).

Man ſieht, wie unvollkommen dieß Alles iſt, und wie viel
ſich dagegen ſagen läßt, aber auch, wie ſchwer es iſt, ſich auf die-
ſem Felde ſolche exspatiationes ingenii, wie Kepler die ungere-
gelten Ausflüge der Phantaſie genannt hat, mit Hoffnung auf eine
nützliche Ausbeute zu erlauben. Es würde den Leſern lehrreicher
und angenehmer zugleich geweſen ſeyn, wenn uns Huygens auch
nur einen einzigen Sinn mehr, außer den bekannten fünf, ge-
nannt hätte, mit welchen die Bewohner der anderen Planeten auch
nur begabt ſeyn könnten. Und warum hat er ihn nicht genannt?
— Weil er nicht kann, und weil wir alle es ebenfalls nicht kön-
nen. Wir würden nicht mehr Menſchen ſeyn, und die uns umge-
bende Natur würde uns ganz anders erſcheinen, wenn uns einer
unſerer fünf Sinne fehlte, oder wenn uns im Gegentheile noch
ein Paar ſolcher Löcher, wie unſere Augen oder Ohren ſind, in die
Haut geſchnitten worden wären und wir noch einen ſechsten Sinn
erhalten hätten. Aber welcher Art ſoll dieſer Sinn ſeyn? — Von
einem Sinne kann man ſich doch nur wieder eine ſinnliche, keine
tranſcendente Vorſtellung machen, und um dieß zu thun, muß
man zuvor den Sinn ſelbſt haben. So wie aber der Blindgeborne
Unrecht haben würde, die Unmöglichkeit des Sehens zu behaupten,
eben ſo wenig dürfen auch wir an der Möglichkeit noch anderer
Sinne zweifeln. Die Beſchaffenheit unſerer Erde ſcheint der Art,
[165]Uranus.
daß wir alle Genüſſe, die ſie uns, den Menſchen und den Thie-
ren, anbietet, durch jene fünf Kanäle in uns aufnehmen können.
Allein ein anderer Planet, eine andere Natur wird vielleicht auch
andere Sinne vorausſetzen, und wir haben keinen Grund zu be-
haupten, daß auf jedem Planeten nur die Erſcheinungen unſerer
Erde immer wieder kommen werden.

Obſchon es alſo wohl am klügſten wäre, über dieſe Dinge,
von welchen wir nichts wiſſen und nichts wiſſen können, auch wei-
ter nichts zu ſprechen, ſo haben es, wie geſagt, doch mehrere ſchätz-
bare Aſtronomen ſich erlaubt, einige ihrer Nebenſtunden einem
Ausfluge in jene unbekannten Gegenden zu widmen, und ſo wird
es auch uns gegönnt ſeyn, die Ausbeute, die jene von ihren Ex-
curſionen zurück gebracht haben, etwas näher anzuſehen.

Auf dieſe Weiſe hat ſich alſo auch Huygens mit den bereits
angeführten, allgemeinen Bemerkungen über jene Weltkörper
nicht begnügt, ſondern er verſuchte es, auf jeden einzelnen derſel-
ben herabzuſteigen und uns einige nähere Nachrichten von ihm
mitzutheilen.

Auf dem Merkur, ſagt er, wo die Sonnenſcheibe ſiebenmal
größer, als bei uns erſcheint, herrſcht eine ſo intenſive Hitze, daß
alle unſere Pflanzen verdorren und wir ſelbſt in kurzer Zeit zu
Grunde gehen müßten. Die Pflanzen und Thiere ſind daher dort
ſo eingerichtet, daß ſie dieſe höhere Temperatur ſehr gut ertragen,
und daß ſie ſich in einem Zuſtande wohl befinden können, den wir
für das größte Unglück anſehen müßten. Die Bewohner dieſes
Planeten glauben, daß wir vor Kälte ſchon längſt alle erſtarrt ſind,
wie wir wohl daſſelbe von den Leuten im Uranus glauben, wäh-
rend wir alle, jeder in ſeiner Welt, uns recht wohl befinden. Da
aber, fährt Huygens weiter fort, mit der Wärme das Leben des
Körpers ſowohl, als auch die Kraft und Lebhaftigkeit des Geiſtes
ſo innig zuſammenhängt, ſo iſt nicht zu zweifeln, daß die Hermo-
politen uns armen Erdbewohnern an geiſtigen Fähigkeiten weit
überlegen ſind. Warum aber, fragt er ſich ſelbſt, warum gilt nicht
daſſelbe auch von den Bewohnern Afrika’s oder Südamerika’s,
die es doch auch viel heißer haben, als wir und die demungeachtet
an Geiſteskraft den Europäern ſo weit nachſtehen? Dazu kömmt,
[166]Uranus.
daß wir, indem wir die Bewohner Merkurs durchaus für Genies
erklären, die von Jupiter und Saturn aus demſelben Grunde für
Dummköpfe erklären müßten, was ihm denn doch wieder leid thut,
da dieſe Leute, bei ihren vielen Monden, eine ſo ſchöne Gelegenheit
zu aſtronomiſcher Bildung haben, daher er denn auch die ganze Sache
lieber auf ſich ſelbſt beruhen laſſen will. Dadurch von weiteren Verſu-
chen dieſer Art abgehalten, wagt er es auch nicht, uns ſeine Mei-
nungen von den Bewohnern der anderen Planeten mitzutheilen,
ſondern er beſchränkt ſich bloß auf die Klimate und Jahreszeiten
derſelben und auf den Anblick des Himmels, deſſen Verſchiedenhei-
ten er für die einzelnen Standpunkte der Beobachter aufzählt.

§. 124. (Kircher’s Meinung von den Bewohnern der Planeten.)
Nicht ſo vorſichtig benahm ſich Kircher in ſeinem bekannten Iter
ecstaticum. Dieſer Jeſuit fingirt eine Reiſe, die er an der
Hand eines Genius, von Planeten zu Planeten, gemacht hat,
und erzählt uns, was ihm daſelbſt zu Geſichte gekommen ſeyn
ſoll. Seine Phantaſie ſcheint lebhaft genug, aber nicht gehörig
geregelt, noch durch hinlängliche Kenntniſſe unterſtützt geweſen zu
ſeyn. Dabei ſetzt dieſer alte Gegner des Copernicus voraus,
daß ſämmtliche Planeten unbewohnt ſeyen, und daß man auf
ihnen nicht einmal Pflanzen und Bäume finde, wodurch er ſich
ſelbſt alle Mittel zu artigen Erfindungen, um die es ſich hier
allein handelte, abgeſchnitten hat. Den Einwurf, daß bei dieſer
Vorausſetzung die Planeten ganz unnütz ſind und eben ſo gut völlig
weg bleiben könnten, widerlegt er dadurch, daß er beweist, ſie
ſeyen alle der Erde und zwar der aſtrologiſchen Einflüſſe wegen
da, die ſie auf die Erde ausüben. Dieſem gemäß fand er auf der
Venus alles gar lieblich und ſchön, wie es dem Wohnſitze der
Liebesgöttin ziemt; ein ſanftes Roſenlicht war über den ganzen
Planeten ausgegoſſen, Wohlgerüche dufteten rings umher, Zephire
ſäuſelten in das Gemurmel der Bäche und ringsum glänzte alles
von Gold und Edelſteinen. Auf dem Jupiter fand er die Luft
äußerſt rein und geſund, das Waſſer ſpiegelhell und die Erde ſelbſt
wie Silber glänzend. Wie konnte er auch anders, da, nach der
Lehre der Aſtrologen, der Einfluß dieſer beiden Planeten auf die
Menſchen durchaus nur der glücklichſte iſt, und da die von ihnen
[167]Uranus.
begünſtigten Leute bald durch Schönheit und Liebenswürdigkeit,
bald durch männlichen Muth und hohen Verſtand ausgezeichnet
werden. Auch im Merkur war es noch erträglich, nur ging es
ihm daſelbſt zu lebhaft und queckſilberartig zu, aus Urſache, weil die
in ſeinem Zeichen Geborenen mit Leichtſinn und ſchalkhaftem Weſen
begabt zu ſeyn pflegen. Ganz anders war ſein Empfang auf dem
Mars, dem rauhen Kriegsgotte, wo er alles fürchterlich und ab-
ſchreckend ſah, wo große Ströme von flammendem Pech ſich über
ihre Ufer ergoſſen und ganze Länder in dichten, erſtickenden Rauch
hüllten. Noch ſchlechter aber war es auf Saturn, der ihm als
ein weites, einſames, finſteres Grab erſchien, von dem nichts als
Unheil zu erwarten war, daher er ſich denn auch ſo geſchwinde als
möglich wieder von ihm zu entfernen ſuchte. Man weiß nämlich, wie
übel die zwei letzten Planeten bei den Aſtrologen angeſchrieben waren,
daher ſich auch hier nichts Gutes von ihnen ſagen ließ. Da dieſe
kurzen Beſuche nicht hinreichten, unſern Reiſenden vollſtändig zu
unterrichten, ſo wendet er ſich noch mit einigen nachträglichen Fra-
gen an ſeinen Genius, der ihm dann erzählt, daß das Firmament
keineswegs von Kryſtall ſey, wie Kircher mit vielen Andern bisher
glaubte, ſondern daß es eine Art von Waſſer, ein großer Ocean
wäre, in welchem die Sonne, die Planeten und die Fixſterne, wie
Fiſche, herum ſchwimmen, daß aber die Bewegungen dieſer Fiſche
von eigenen Genien geleitet würden, die denſelben mit einem
Stabe ihre Bahn im Waſſer vorzeichnen, daß übrigens dieſes
Waſſer, ſo wie das, welches die Bäche der Planeten bildet, kein
gewöhnliches, ſondern ein ganz anders beſchaffenes Waſſer ſey,
daher auch mit demſelben ein Jude oder Heide nicht gültig getauft
werden könne, und was dergleichen Dinge mehr ſind, die ich weiter
zu erzählen Anſtand nehmen muß, da ſie in der That nicht bloß
für einen Genius, ſondern ſelbſt für einen ſolchen Schüler eines
Genius gar zu albern ſind, um weiter bei ihnen verweilen zu
können.

§. 125. (Fontenelle’s Anſichten von den Bewohnern der Pla-
neten.) Hören wir dafür noch, auf welche Weiſe Fontenelle dieſen
Gegenſtand in ſeinen bekannten Dialogen über die Mehrheit der
Welten behandelt. — Auf dem Merkur, ſagt er, iſt die Hitze ſo
[168]Uranus.
unmäßig, daß die guten Leute daſelbſt, die nun ſeit ſo langer Zeit
auch hoffentlich daran gewöhnt ſind, wenn ſie plötzlich in die Mitte
Afrika’s verſetzt würden, vor Kälte klappern und am Ende ganz
erfrieren müßten. Unſer Gold und Silber muß dort, der unge-
heuern Hitze wegen, im beſtändigen Fluſſe ſeyn, wie bei uns das
Queckſilber ^*), und da dieſe geſchmolzenen Metalle das eigentliche
Waſſer ihrer Ströme ausmacht, ſo laſſen es ſich die guten Leute
wohl nicht einfallen, daß es andere Welten gibt, wo man die-
ſes Waſſer nur als den härteſten Körper kennt und daſſelbe als
Münzen bei ſich in der Taſche herumträgt. Seine Tage müſſen
offenbar ſehr kurz ſeyn ^**), oder er muß ſich ſehr ſchnell um ſeine
Axe drehen, weil ſonſt die armen Leute auf dieſem Planeten von
der glühenden Eſſe, die über ihren Häuptern ſchwebt, ganz gebra-
ten werden müßten. Daher dürfen wir uns auch nicht zu ſehr
verwundern, wenn wir einmal hin kommen und ſehen, daß ſie alle
im Kopfe nicht recht richtig ſind, daß den meiſten das Gehirn
verbrannt iſt und daß ſie ſtets luſtig und leichtſinnig ^***) wie die
Kinder und die Narren in den Tag hinein leben und nur froh
ſind, wenn die kühle Nacht wieder kömmt, wo ſie von ihren
Sprüngen und von der Sonnenhitze etwas ausruhen können.

Was nun weiter die Venus betrifft, ſo ſind die Bewohner
derſelben lauter Seladons und Sylphiden, Romanenhelden und
Heldinnen, verliebte Zeiſige, die, wie unſere Dichter, von nichts
als Liebe girren und ſich damit einander oft ganz entſetzliche Lan-
geweile machen. Von Philoſophie, Mathematik und andern ernſt-
haften Dingen iſt da das ganze Jahr keine Rede, nicht einmal
[169]Uranus.
Zeitungen leſen ſie und überhaupt gar keine Bücher, weil ſie vor
lauter Liebeleien nicht dazu kommen können, ausgenommen den
weinerlichen Siegward und die jämmerliche Palmela, die aber dort
in allen Sprachen überſetzt und ſchon, ſo lang ſie auch ſind, von
den kleinſten Kindern in den Schulen auswendig hergeſagt werden
müſſen. Und dabei iſt dieſes verliebte Völkchen das häßlichſte von
der Welt, ſchwarz, von der Sonne halb zu Kohlen verbrannt, aber
dabei doch immer luſtig und munter. Nirgends ſoll es mehr
Dichter oder wenigſtens Verſemacher geben, und der Muſik, der
Tänze und Feſtgelage ſoll dort gar kein Ende ſeyn, und kurz,
wenn ſie, wie übrigens alle Bewohner heißer Gegenden, nicht gar
ſo mäßig lebten, denn ſie ſollen beinahe nichts eſſen und bloß von
der Luft leben, ſo würde man das bekannte ſchöne Dyſtichon un-
ſeres Schiller, womit er eine große Haupt- und Reſidenz-Stadt
des ehemaligen h. römiſchen Reichs ſo treffend geſchildert hat,
ohne alle Umänderung auf ſie anwenden können.

Von dem Planeten Mars, ſagt unſer Verfaſſer weiter, weiß
ich gar nichts Merkwürdiges anzuführen, daher er es auch nicht
verdient, daß wir uns weiter bei ihm aufhalten.

Bald ſollte man es mit Jupiter eben ſo machen, obſchon er
der größte unter allen Planeten iſt. Warum nämlich ſollten wir
uns ſo ſehr um ihn bekümmern, da er ſich doch um uns ſo wenig
annimmt, daß er wahrſcheinlich nicht einmal von unſerer Exiſtenz
etwas weiß. Unſere Erde erſcheint ihm als eine 144 mal kleinere
Scheibe, als er uns erſcheint, und wenn daher die Leute dort keine
Fernröhre oder keine Adleraugen haben, ſo können ſie uns mit
aller Anſtrengung nicht einmal ſehen. Und wenn ja einmal ein
glücklicher Aſtronom mit einem Rieſenrefractor das kleine ſchim-
mernde Lichtpünktchen ^*) ſieht und ſeine große Entdeckung in den
Journalen ankündigt — was wird die Folge davon ſeyn? — Der
[170]Uranus.
große Haufe wird es nicht leſen oder darüber lachen; die Philo-
ſophen, mit deren Syſtem die neue Entdeckung nicht übereinſtimmt,
werden nichts davon glauben; eine andere Gattung von Leuten
werden den armen Aſtronomen bis in den Tod verfolgen und noch
ein anderer, nicht eben klügerer Theil wird — neutral bleiben und
ſich um die ganze Sache, d. h. um uns alle hier unten, nicht wei-
ter kümmern.

Aber die Jupitersbewohner, mit den Entdeckungen auf ihrem
eigenen Planeten ſo ſehr beſchäftiget, daß ihre Colombos wahr-
ſcheinlich nicht Zeit haben, an uns zu denken, werden, nach uns
zu ſchließen, noch nicht einmal den hundertſten Theil ihrer Län-
der und Völker kennen, während die Bewohner Merkurs, und
noch mehr die der vier neuen Planeten, wahrſcheinlich ſich alle-
ſammt ſchon längſt kennen und ganz wie die Einwohner unſerer
Dörfer unter einander verwandt ſind. Ueberhaupt aber mag es
mit der Aſtronomie dieſer guten Leute ſehr ſchlecht ſtehen. Denn
auch von der Venus und dem Merkur wiſſen ſie nichts, da jene
nur 8 und dieſer nur 4 Grade ſich von der Sonne entfernt und
alſo immer in ihren Strahlen ſchwimmt. Selbſt von dem ihnen
nächſten großen Planeten, dem Saturn, werden ſie weder den
Ring, noch die ſieben Monde ſehen, wenn anders nicht ein zweiter
Galilei auch bei ihnen ſchon das Fernrohr erfunden hat. An den
eigenen vier Monden werden ſie ſich vielleicht ſchadlos halten und
die beinahe täglich vorfallenden Finſterniſſe derſelben wahrſcheinlich
ohne jene Furcht beobachten, die uns ſo lange geplagt hat. Doch
dürfen wir daraus nicht ſchließen, daß ſie nicht an anderen, vielleicht
größeren Uebeln leiden, und wenn ſie uns gleichen, ſo werden ſie
gewiß auch ein Vorurtheil, einen Aberglauben nur verlaſſen, um
dafür zehn andern, eben ſo thörichten, anzuhängen. Die jahrelangen
Nächte, welche auf Jupiter und Saturn herrſchen, könnten aller-
dings der praktiſchen Aſtronomie ſehr förderlich ſeyn, aber die
Kälte dieſer Jahreszeiten iſt wahrſcheinlich wieder ſo groß, daß die
meiſten ihre warme Stube allen andern Unterhaltungen vorziehen
werden. Wenn die Natur auf den Saturn und Uranus nicht an-
dere Mittel gefunden hat, Wärme zu erregen, als bei uns, ſo
müſſen die Bewohner derſelben für die Kälte ganz unempfindlich ſeyn
[171]Uranus.
und wir würden ſie, wenn ſie plötzlich nach unſerm Lapplande verſetzt
würden, vielleicht augenblicklich vor Hitze umkommen ſehen. Das
Waſſer ihrer Flüſſe, wenn es anders unſerm Waſſer gleicht, wird
unſern polirten Steinen, und ſelbſt der bei uns nie frierende Wein-
geiſt wird unſern Diamanten gleichen. Unter ſolchen Verhältniſſen
kann man ſich die Leute in dieſen von der Sonne entfernten Welt-
körpern nicht gut anders, als ſehr träg und phlegmatiſch denken,
und während die des Merkurs ſtets tanzen und lachen, mögen die
im Saturn oder im Uranus wie unſere Auſtern, an den Stellen
liegen bleiben, wo ſie geboren ſind und nicht einmal wiſſen, wie
man fröhlich ſeyn und lachen kann.

Doch genug und vielleicht ſchon mehr als genug von dieſen
Dingen, die wir nicht kennen und wahrſcheinlich auch nie kennen
werden. Mögen wir uns zufrieden ſtellen, daß wir von der Na-
tur auf einen Ort im Weltraume angewieſen worden ſind, der
von allen jenen Extremen, der von der Hitze Merkurs und von
der Kälte des Uranus gleich weit entfernt iſt, und wenn jener
alte Philoſoph den Göttern dankte, daß er ihn zum Menſchen und
nicht zum Thiere geſchaffen hat, daß er ein Grieche und nicht ein
Barbar geboren ward, ſo wollen auch wir es dankbar erkennen,
daß wir auf dem unſerer Organiſation angemeſſenſten, auf einen
mittlern, gemäßigten Planeten, und überdieß auch noch auf die
gemäßigte Zone deſſelben verſetzt worden ſind und daß wir uns
vieler Wohlthaten erfreuen und Tauſende von Genüſſen erlauben
können, für welche die Bewohner des Senegals oder des Eis-
meeres keinen Sinn haben oder, wenn ſie ihn zu ihrem eigenen
Unglücke haben ſollten, ihn nur ſelten oder nie befriedigen können.

§. 126. (Iſt Uranus der äußerſte und letzte Planet des Son-
nenſyſtems?) Wichtiger, als jene unfruchtbaren Speculationen,
möchte für uns die Frage ſeyn, ob mit Uranus, den wir zuletzt
betrachtet haben, die Reihe der Planeten in der That geſchloſſen
iſt, und ob es jenſeits dieſes Himmelskörpers keinen andern mehr
gibt, der ſo, wie alle bisher aufgezählten, zu dem eigentlichen
Sonnenſtaat gehört.

Wir haben oben (II. Kap. V.) die Diſtanzen von der Sonne
aufgezählt, in welcher ſich die Planeten folgen. Nennt man näm-
[172]Uranus.
lich 4 die mittlere Entfernung Merkurs von der Sonne, ſo würde,
jener Reihe zu Folge, die Entfernung des erſtern über Uranus
hinaus liegenden Planeten 3 mal 128 und 4 oder 388 ſeyn. Da
nun die wahre mittlere Diſtanz Merkurs nahe acht Millionen
Meilen beträgt, ſo würde die Diſtanz dieſes neuen Planeten we-
nigſtens 776 Millionen Meilen, alſo nahe doppelt ſo groß, als
die Diſtanz des Uranus ſeyn. Wir werden aber in einem der
nächſtfolgenden Kapitel zwei merkwürdige Kometen kennen lernen,
die beide ihre Aphelien (I. S. 273) über der Uranusbahn, aber doch
noch weit dieſſeits der Bahn jenes vermeinten neuen Planeten liegen
haben, und von welchen der eine eine ſehr ſtarke Neigung ſeiner
Bahn gegen die Ecliptik hat, während der andere ſogar mit einer
rückläufigen Bewegung, d. h. von Oſt gen Weſt, ſeine Bahn be-
ſchreibt. In dem eilften Kapitel des dritten Theiles dieſer Schrift
werden wir ſehen, daß alle älteren Planeten ohne Ausnahme,
ſo wie auch ihre Monde, eine rechtläufige Bewegung, von Weſt
nach Oſt, und überdieß eine im Allgemeinen nur geringe Neigung
ihrer Bahnen gegen die Ecliptik haben. Es iſt äußerſt unwahr-
ſcheinlich, daß dieſe Uebereinſtimmung der Neigungen und der
Richtungen der Bewegung bei allen Planeten das bloße Werk des
Zufalls iſt, und wir werden finden, daß dieſelbe Urſache, welche
dieſe Harmonie hervorgebracht hat, ſchon zu der Zeit der Entſte-
hung dieſer Planeten thätig geweſen ſeyn, und daß endlich die
Wirkungsſphäre derſelben ſich bis zu den äußerſten Gränzen un-
ſeres Planetenſyſtems ausgedehnt haben muß. Dieſe Urſache mag
nun in einer anfänglich ſehr erweiterten Sonnenatmoſphäre oder
in irgend einem andern uns unbekannten Agens beſtanden haben,
ſo folgt doch immer daraus, daß innerhalb dieſer Wirkungsſphäre
keine Bahnen entſtehen oder fortdauern konnten, die von jener
erwähnten Uebereinſtimmung aller Planeten eine Ausnahme ma-
chen, deren Bahnen alſo entweder ſehr ſtark gegen die Ecliptik
geneigt ſind, oder mit einer retrograden Bewegung zurück gelegt
werden; dieß iſt aber der Fall mit jenen beiden Kometen. Da
nun aber dieſe zwei Kometen zur Zeit ihres größten Abſtands von
der Sonne, wie geſagt, zwiſchen der Bahn des Uranus und des
vermeinten noch entfernten Planeten ſtehen, ſo iſt es ſehr wahr-
[173]Uranus.
ſcheinlich, daß ſie auch zur Zeit der Entſtehung der Planeten jen-
ſeits des Uranus, alſo außerhalb derjenigen Wirkungsſphäre
ſich befunden haben, in welcher allein Planeten entſtehen konnten,
oder mit andern Worten, daß es jenſeits der Uranusbahn keinen
eigentlichen Planeten mehr geben kann.

Doch ſind dieß, wie wir hinzuſetzen müſſen, zwar wahrſchein-
liche, aber doch nicht bewieſene Muthmaßungen, und es könnte
leicht ſeyn, daß die Beobachtungen der nächſten Jahre uns von
dem Ungrunde derſelben überführen. Wer hätte, wenige Tage vor
dem Anfange des gegenwärtigen Jahrhunderts, uns vorausſagen
mögen, daß wir in einigen Jahren vier neue Planeten zwiſchen
Mars und Jupiter finden würden. Wie viele derſelben, von welchen
wir jetzt noch keine Ahnung haben, mögen ſich noch in demſelben
weiten Raume befinden. Wer könnte es uns ſelbſt verargen,
wenn wir der Anſicht wären, daß ſogar unſere Erde noch einen
neuen, uns bisher unbekannten Mond habe? In der That hat
ſchon D. Caſſini i. J. 1700 dieſe Meinung geäußert, die er we-
gen der großen Diſtanz der Erde von der Venus und dem Mars
ſogar ſehr wahrſcheinlich fand. Wenn dieſer Mond ſehr klein und
überdieß ſehr weit von uns entfernt iſt, ſo kann er ſich vielleicht
noch Jahrtauſende um die Erde bewegen, ohne daß die Bewohner
derſelben auch nur die Exiſtenz deſſelben erfahren. Vielleicht ſind die
ſogenannten Meteorſteine nichts anders, als ſolche kleine kosmiſche
Körper, die ſich, gleich den größern Planeten, wie Kometen im Welten-
raume herumtreiben, und wenn ſie einem derſelben näher kommen,
entweder auf ihn ſtürzen, wie wir das ſchon ſo oft erfahren ha-
ben, oder ihn als neue Satelliten auf ſeiner Bahn um die Sonne
begleiten, und von dieſem Standpunkte aus betrachtet, iſt unſere
Erde, und vielleicht jeder andere Planet, von einer großen Anzahl
ſolcher kleinen Monde umgeben, deren Daſeyn uns unbekannt iſt
und ſo lange bleiben wird, bis einmal der Zufall einen derſelben
in das Feld unſerer Fernröhre führt.

Uebrigens werden die großen Diſtanzen, in welchen die
Planeten von einander abſtehen, von dem Urheber der Natur ge-
wiß nicht ohne Abſicht gewählt worden ſeyn, wenn es uns gleich
ſehr ſchwer fallen mag, dieſelben zu ergründen. Wir glauben,
[174]Uranus.
und Theorie und Beobachtung berechtigt uns dazu, daß zwiſchen
dieſen Planeten und der Sonne nur die gegenſeitige Anziehung,
die wir in dem folgenden Buche unter der Benennung der allge-
meinen Schwere näher kennen lernen werden, wirkſam ſey. Wenn
aber dieſe Planeten einander näher ſtünden, ſo würden vielleicht
auch andere Kräfte, Affinitäten, chemiſche Verwandtſchaften u. dgl.
wirkſam werden und ſie ſind es auch vielleicht geweſen zu einer
Zeit, wo dieſe Planeten durch die Wirkung einer hohen Tempera-
tur in ihrem Innern einen viel größern Raum eingenommen ha-
ben, als gegenwärtig, und wo ſie, wie es ſehr wahrſcheinlich iſt,
in einem Zuſtande der Flüſſigkeit geweſen ſind. Die Kometen
ſcheinen ſich den Planeten und ſelbſt der Sonne ſchon oft viel mehr
zu nähern, und wir bemerken die Folgen dieſer Nachbarſchaft be-
reits in einer ſehr auffallenden Veränderung ihrer Geſtalt, die bei
den Planeten nicht mehr vorkömmt, und wenn der unſerer Erde
ſo nahe Mond, ſtatt aus ſoliden Theilen zu beſtehen, gleich jenen
Kometen eine bloße Dunſtwolke wäre, ſo würde wahrſcheinlich auch
ſeine Geſtalt eine ganz andere ſeyn, als die, welche wir jetzt an
ihm bemerken.

KapitelIX.
Der Mond.

§. 127. (Betrachtungen über eine Reiſe in den Mond.) Die
vorzüglichſten aſtronomiſchen Erſcheinungen des Mondes haben wir
bereits oben (I. Cap. XI) angegeben. Hier wollen wir dasjenige
kurz zuſammen ſtellen, was uns über die phyſiſche Beſchaffen-
heit ſeiner Oberfläche bekannt geworden iſt.

Dieſe würden wir nun allerdings am beſten kennen lernen,
wenn es uns gegönnt wäre, eine Reiſe in den Mond zu machen
und ihn dann in der Nähe zu unterſuchen. Da aber bisher noch
Niemand, ſo viel wir wiſſen, eine ſolche Reiſe unternommen hat,
ſo wollen wir zuerſt zuſehen, welche Hoffnung wir haben, daß
wenigſtens in der Zukunft ein Unternehmen dieſer Art von irgend
einem unter uns glücklich ausgeführt werde.

Erſtens iſt es etwas weit von uns bis zu dem Monde, ob-
ſchon er unter allen andern Himmelskörpern uns am nächſten
ſteht, und wer ſich nicht einer beſondern Geduld und Ausdauer
bewußt iſt, wird beſſer thun, zu Hauſe zu bleiben. Seine mittlere
Entfernung von uns beträgt (I. S. 321) 51812 d. Meilen.
Unſere Dampfeilwägen ſollen in jeder Stunde 8 Meilen zurück-
legen, ſie würden alſo erſt in 270 Tagen, den Tag zu 24 Stun-
den genommen, dort ankommen. Mit unſeren ſchnellſten Poſt-
wägen, die täglich etwa 25 Meilen machen, würde man den Mond
erſt in 5 Jahren und 247 Tagen erreichen, und dieſe Zeit wird
[176]Der Mond.
doch wohl manchem unſerer ungeduldigen Reiſenden etwas zu lange
dünken. Da aber, wo keine feſte Straße iſt, auch kein Wagen
gebraucht werden kann, ſo müßten wir uns ſchon bequemen, zu
Schiffen, und zwar zu Luftſchiffen unſere Zuflucht zu nehmen.
Wenn uns dann das Glück ſo gut wollen ſollte, daß wir immer
mit friſchen Winden ſegeln, der bekanntlich in einer Secunde 15
Fuß zurücklegt, ſo werden wir zu unſerer Reiſe 909 Tage oder
2 Jahre und 179 Tage brauchen; eine noch immer viel zu lange
Zeit für alle die, welche ſich, der andern Unfälle, die einem auf
ſolchen Reiſen begegnen könnten, nicht zu erwähnen, vor dem
größten aller Uebel, vor der Langweile fürchten, die dort kaum
ausbleiben wird, wo rechts und links von der Straße — gar
nichts iſt, was die Aufmerkſamkeit des Reiſenden auch nur einen
Augenblick auf ſich ziehen könnte. Durch Stürme allerdings
könnte dieſe Reiſe nicht wenig befördert werden. Unſere Orkane
legen in einer Secunde gegen 100 Fuß zurück. Auf den Flügeln
eines ſolchen Sturmwindes würde man alſo ſchon in 136 Tagen
an Ort und Stelle ankommen, aber — wie ankommen! Wer mag
es wagen, ſich einem ſolchen Geleitsmanne anzuvertrauen! — Zwar
gäbe es noch andere und wohl auch ſehr expeditive Mittel, dieſe
Reiſe in noch viel kürzerer Zeit zu vollenden. Das Licht z. B., das
in 8 Min. 13 Sec. von der Sonne bis zu uns kömmt, würde von
uns bis zum Mond ſchon in 1 ⅖ Secunde, alſo, wie wir ſagen
können, in einem Augenblicke kommen. Aber dergleichen Fahr-
zeuge ſind nicht für uns eingerichtet, die wir nicht beſtimmt ſind,
auf Sonnenſtrahlen zu reiten.

Wir müſſen alſo doch wohl wieder zu unſern Luftſchiffen
zurückkehren. Aber auch hier werden ſich bald noch andere Hinder-
niſſe zeigen. Unſere Aeronauten haben bekanntlich noch immer
kein Mittel, ihr Schiff im contrairen Winde zu leiten und einer
ſichern Direction zu unterwerfen. Wie leicht iſt es dann möglich,
daß uns dieſe Herren, ſtatt nach dem Mond, in das große, ufer-
loſe Weltenmeer hinausführen, unde negant redire quenquam,
in jenen grenzenloſen Raum, in welchem wir nicht nur den Mond
nie erreichen, ſondern am Ende ſelbſt noch unſere Erde aus dem
Geſichte verlieren werden.

Ja ſelbſt, wenn dieſe Direction in der Macht unſerer Führer
ſtände, welche Richtung ſollen ſie nehmen, um ſicher auf dem
Monde anzukommen? Ich fürchte, dieſe Herren würden ſehr in
Verlegenheit kommen, wenn ſie dieſe Frage beantworten und den
Kompaß vorzeigen ſollten, der ihnen den wahren Weg zum Ziele
zeigen wird. Ihr Abfahrtspunkt, die Erde, iſt bekanntlich eben ſo
beweglich, wie das Ufer, dem ſie entgegen ſteuern ſollen. Jene,
die Erde, legt in jedem Tage über 355000 Meilen um die Sonne
zurück, fliegt alſo mit einer Geſchwindigkeit durch den Himmels-
raum, die mit der unſerer Kanonenkugeln nicht weiter verglichen
werden kann, und dieſer, der Mond, begleitet ſie auf ihrem Wege,
indem er ſtets in großen Spiralen- oder Schlangenlinien um ſie
tanzt und ſeine Geſchwindigkeit jeden Augenblick ändert. Während
die Erde in einer einfachen Ellipſe während einem Jahre um die
Sonne geht, lauft ihr Begleiter in einer Entfernung von 51800
Meilen in derſelben Zeit 12 ⅓ mal um die Erde, ſo daß ſeine
wahre Bewegung einer aus 12 bis 13 Knoten zuſammen ge-
ſchlungenen Schnur gleicht, die aber ſo wunderbar verworren iſt,
daß ſie in vielen tauſend Jahren nicht wieder in ſich ſelbſt zurück-
kehrt, weil nämlich jene monatlichen Knoten der Mondsbahn mit
dieſer jährlichen Schnur der Erdbahn kein gemeinſchaftliches Maaß
haben und jene daher immer in andere Stellen von dieſer fallen
müſſen.

Allein mit dieſer Schwierigkeit iſt es noch lange nicht gethan.
Eine viel größere wird uns die Schwere oder die ſogenannte
Anziehung der Erde ſowohl, als auch des Mondes ſelbſt, bereiten.
Die Schwere der Erde wird nicht zugeben wollen, daß ſich das
Schiff von ihr entferne, da ſie alles feſt hält, was zu ihr gehört
und da wir noch gar kein Beiſpiel haben, daß ihr etwas von dem,
was ſie einmal als ihr Eigenthum erklärt hat, hätte entwendet
werden können. Wenn wir aber auch, obſchon ich durchaus kein
Mittel dazu ſehe, dieſes Hinderniß überwinden und uns heimlich
aus dem Bereiche der Erde entfernen könnten, ſo werden wir,
indem wir dann wohlgemuth weiter ſchiffen, bald darauf in den
anderen Bereich, in die Attractionsſphäre des Mondes kommen,
der dieſelbe löbliche Eigenſchaft hat, alles feſt zu halten, was er
Littrow’s Himmel u. ſ. Wunder. II. 12
[178]Der Mond.
einmal, mit Recht oder Unrecht, als ſein Eigenthum erklärt hat.
Er hat dieſe Unart wahrſcheinlich von der Erde, deren Trabant
er ſchon ſo lange iſt, gelernt, wie ſich denn immer die Diener gern
nach ihren Herren, wenigſtens in ihren Fehlern, zu richten pflegen.
Ja es ſcheint ſogar, als ob dieſelbe Sitte ſich auch auf gewiſſe
zweibeinige Thiere ohne Federn fortgepflanzt habe, die es im
Kleinen eben ſo zu machen pflegen, wie die Erde und der Mond
im Großen. Dieſe Habſucht alſo, oder dieſe Herrſchluft, oder,
wie man auch zuweilen zu ſagen pflegt, dieſe Attractionskraft des
Mondes wird die Urſache ſeyn, daß unſer Luftſchiff, wenn es dem-
ſelben einmal nahe genug gekommen iſt, nun recht eigentlich
zu ihm herab fallen, ja mit einer ſolchen Heftigkeit herab
ſtürzen wird, daß das ganze Fahrzeug, und wir mit ihm nur
ganz zertrümmert und in dem elendeſten Zuſtande daſelbſt an-
kommen können, wodurch daher, ſelbſt wenn alles Vorhergehende
auf das Glücklichſte abgelaufen wäre, der ganze Zweck der Expe-
dition doch wieder verloren gehen müßte.

Womit ſollen wir ferner unſere Aeroſtaten füllen? — Mit
irgend einer Luftart ohne Zweifel, die dünner und leichter iſt, als
die, in der wir ſegeln wollen. Allein unſere atmoſphäriſche Luft
iſt, in der Höhe von etwa zwei Meilen über der Oberfläche der
Erde, ſchon ſo dünn, daß der ſogenannte leere Raum unter unſern
Luftpumpen dagegen als ſehr dicht angeſehen werden kann und
weiter ab hat alle Luft, alſo auch alles Schiffen in der Luft ganz
und gar ein Ende. Wir werden daher, nur um uns von der
Erde zu erheben, auf eine Kraft denken müſſen, die uns von der
Erde ſo ſtark abſtoßt, daß wir, wie eine aus der Mündung der
Kanone tretende Kugel, durch dieſen Stoß bis zu dem Mond
geſchleudert werden. Dieſe Kraft müßte, wie man durch Rechnung
zeigen kann, ſo groß ſeyn, daß ſie unſer Schiff, in der erſten
Secunde ſeiner Abfahrt von der Erde, durch 41000 P. Fuß trei-
ben könnte. Eine ſo entſetzliche Geſchwindigkeit iſt wenigſtens
ſiebenzigmal größer als die einer Kanonenkugel im Anfange ihres
Laufes. Wer von uns wird aber auf einer ſolchen Kugel, und
daher noch viel mehr auf einem ſo viel ſchnellern Schiffe fahren
[179]Der Mond.
wollen, das ohne Zweifel gleich in dem erſten Augenblicke durch
die Gewalt dieſes Stoßes ſelbſt zertrümmern müßte.

Wie wird es dann mit unſern Lungen ſtehen in den Gegen-
den, wo keine Luft mehr iſt. Sollen wir uns einen Vorrath
davon in Schläuchen mitnehmen? Sie werden keinen kleinen
Raum einnehmen, da wir alle die Zeit unſerer Reiſe davon zehren
ſollen. Und wenn wir endlich auf dem Monde ankommen und
unſern Vorrath erſchöpft finden, ſo ſind wir wieder wo wir früher
waren. Denn unglücklicher Weiſe iſt auch auf dem Monde ſelbſt
keine Luft, wenigſtens gewiß keine ſolche, die der menſchlichen
Lunge angemeſſen iſt.

Endlich, was vielleicht zuerſt hätte geſagt werden ſollen, da
es gewiß den meiſten unſerer Reiſenden, mehr als alles Vorher-
gehende, jede Luſt rauben wird, von der Parthie zu ſeyn — auf
der ganzen, langen, endloſen Straße gibt es, nicht nur keine guten,
ſondern überhaupt ganz und gar keine Gaſthäuſer, ja nicht einmal
eine Karavanſerey, wo man, wenn auch nicht eſſen und trinken,
doch nur ausruhen könnte. Dieſer Umſtand wird, ich fürchte ſehr,
die allermeiſten unſerer Reiſenden, ſelbſt viele der ſogenannten
wiſſenſchaftlichen nicht ausgenommen, zurückſchrecken. Wer von
ihnen wird es der Mühe werth finden, ſo lange Zeit ohne einen
guten Tiſch, ohne weiche Lager, ohne alle Unterhaltung zu ſeyn
und mit Ungemach aller Art zu kämpfen, um am Ende einige
Steine oder einige getrocknete Pflanzen, die Niemand von uns
brauchen kann, aufzuleſen, oder irgend eine Entdeckung zu machen,
ohne die wir gewiß auch noch leben können, aus dem einfachen
aber hinreichenden Grunde, weil wir bisher ohne ſie gelebt haben,
eine Entdeckung, auf die am Ende doch nur wieder da und dort
ein obſcurer Gelehrter einiges Gewicht legen und die von allen
andern, ſelbſt von denen ignorirt werden wird, die etwa nach uns
dieſelbe Reiſe machen und, unſeren Guide de Voyageur in der
Hand, ſich informiren wollen, nicht, welche Entdeckungen für die
Wiſſenſchaften wir gemacht haben, ſondern nur, wo guter Wein
und ſchmackhafte Braten zu bekommen ſind.

Man ſieht aus allem Vorhergehenden hoffentlich zur Genüge,
daß ein Unternehmen dieſer Art nicht nur thöricht und nutzlos,
12 *
[180]Der Mond.
ſondern auch ganz unausführbar iſt und daß es daher beſſer ſeyn
wird, uns noch ein Weilchen hier unten zu begnügen und aus
dieſem Thal der Thränen, das wir bewohnen, jene Gefilde der
Freude mit ſehnſuchtsvollen Augen, oder was noch beſſer ſeyn
möchte, mit guten Fernröhren anzuſchauen.

§. 128. (Vortheile, die uns die Entfernung des Mondes zu
der beſſern Kenntniß deſſelben gewährt.) Dieſer Umſtand, daß wir
uns immer in einer artigen Entfernung von dem Monde halten
müſſen, wird uns allerdings manche einzelne Merkwürdigkeit des-
ſelben verbergen und wir dürfen nicht hoffen, die Oberfläche des-
ſelben ſo gut kennen zu lernen, als dieß wohl geſchehen könnte,
wenn wir auf ihr herumgehen und jeden einzelnen Theil derſelben
mit dem Microſcope unterſuchen könnten. Aber derſelbe Umſtand
hat auch wieder, wie alle Dinge in dieſer beſten Welt, ſeine gute
und ſehr ſchätzenswerthe Seite. Wegen dieſer Entfernung lernen
wir den Mond im Großen viel beſſer kennen, als wir ihn in
einer größern Nähe ſehen würden und wir ſehen vielleicht manches
von den Eigenſchaften deſſelben auf den erſten Blick, von dem die
Leute im Monde, wenn ſie anders exiſtiren, ſelbſt nichts wiſſen.
Unſere Urtheile, und ſo wahrſcheinlich auch die der Mondsbe-
wohner, hängen von den Umſtänden, von unſeren Stellungen zu
den Gegenſtänden ab, über die wir urtheilen. Was uns zu nahe
iſt, können wir eben ſo wenig deutlich ſehen, als was zu weit von
uns abſteht, und ſo, wie wir gewöhnlich unter allen Menſchen
uns ſelbſt am wenigſten kennen, weil wir uns ſelbſt zu nahe
ſtehen, ſo mögen auch die Seleniten unſere Erde viel beſſer kennen,
als wir ſelbſt, weil ſie uns auch zu nahe ſteht.

§. 129. (Wie dem Monde die Erde erſcheint.) Wir haben
bereits oben (I. S. 324) von den Lichtabwechslungen geſprochen,
welche die Erde dem Monde zeigt und die ganz denjenigen ähnlich
ſind, welche wir ſelbſt an dem Monde bemerken, nur mit dem
Umſtande, daß jene den Mondsbewohnern in einem viel größeren
Maaßſtabe erſcheinen, da ihnen die Erdſcheibe dreizehnmal größer
vorkömmt, als uns die Scheibe des Mondes. Wenn wir Neu-
mond haben und daher nur die dunkle Seite des Mondes, alſo
eigentlich den Mond gar nicht ſehen, weil er in A (I. Fig. 26)
[181]Der Mond.
zwiſchen uns und der Sonne ſteht, ſo ſehen dafür die Bewohner
der uns zugekehrten Seite des Mondes die Erde T als eine
runde und ganz beleuchtete Scheibe, oder ſie haben, wenn man
ſo ſagen darf, Vollerde, während wir Neumond haben. Wenn
aber der Mond zwei Wochen ſpäter nach C kömmt, und für uns
der Sonne gerade gegenüber ſteht, ſo ſehen wir ſeine ganze be-
leuchtete Scheibe, während die Bewohner der uns zugekehrten
Hälfte des Mondes von der Erde T nur die von der Sonne ab-
gewendete oder dunkle Seite der Erde ſehen, oder die Monds-
bewohner haben Neuerde, während wir Vollmond haben. Wenn
nun dieſe Seleniten ſo gute Augen haben, wie wir, ſo werden ſie
nicht nur dieſe Lichtphaſe, ſondern auch die verſchiedenen Flecken
bemerken, welche auf der Oberfläche unſerer Erde von dem Feſt-
lande, den Inſeln und den verſchiedenen Meeren derſelben gebildet
werden, und die ſich ohne Zweifel durch ihre Farben ſowohl, als
auch durch die verſchiedene Intenſität der Reflexion der Sonnen-
ſtrahlen unterſcheiden. So werden ſie, wenn es bei uns Mittag
und Neumond iſt, Europa, Aſien und Afrika als eine zuſammen-
hängende hellere Maſſe erblicken, die auf allen Seiten von einer
dunklen, ebenen Fläche, dem Meere, umgeben iſt. Nach zwölf
unſerer Stunden aber ſehen ſie auf der großen Erdſcheibe beinahe
die ganze Scene geändert, denn nun iſt die ſogenannte alte Welt
für ſie verſchwunden, und dafür liegt Amerika mit den vielen
Inſeln des Südmeeres vor ihren Blicken. Auf dieſe Weiſe haben
die Bewohner des Mondes, und nicht bloß die Gelehrten unter
ihnen, ohne Zweifel ſchon vor Jahrtauſenden und zwar auf den
erſten Blick geſehen, worüber ſich unſere Geographen und Aſtro-
nomen ſo lange geſtritten haben, daß nämlich die Erde an ihren
beiden Polen abgeplattet iſt. Amerika war ihnen lange vor Co-
lumbus, und Auſtralien lange vor Cook ſchon bekannt, und die bei
uns noch immer nicht aufgelöste Frage von einer nordöſtlichen
Durchfahrt nach Oſtindien oder von dem großen Lande am Süd-
pol iſt bei ihnen ſchon längſt entſchieden, da Jedermann, der nur
eben Augen hat, alle dieſe Dinge in jedem Monate beinahe dreißigmal
vor ſich auf- und niederwälzen ſieht. Die große Ueberſchwem-
mung, von welcher wir nur mehr dunkle Sagen haben, obſchon
[182]Der Mond.
ſie vielleicht das ganze damals bekannte Menſchengeſchlecht getroffen
hat, haben ſie ohne Zweifel eben ſo ruhig angeſehen, als ſie jetzt
noch den Zug unſerer Kriegsheere und das Gewühl unſerer
Schlachten betrachten, in denen ſich unſere Brüder, oft ohne zu
wiſſen, warum, in einer Stunde zu Tauſenden morden. Eine
Stadt wie Wien z. B., von 3000 W. Klaftern im Durchmeſſer,
würde, vom Monde geſehen, unter dem Winkel von 3½ Sec.
erſcheinen. Mit einem Fernrohr, das nur 25 mal vergrößert,
würde ihnen daher die Stelle, welche dieſe Stadt einnimmt, nahe
eben ſo groß, als uns Uranus erſcheinen. Ueberhaupt ſehen wir
eine Linie von 0,22 Meilen oder 5020 P. Fuß Länge auf der
Oberfläche des Mondes, von der Erde betrachtet, unter dem
Winkel von einer Secunde, daher wir Gegenſtände im Monde,
die unſern einzelnen Häuſern, Feldern ꝛc. gleichen, noch nicht
deutlich ſehen können. Der ſchöne, runde Fleck Plato im
Monde, der zehn d. Meilen im Durchmeſſer hat, wird ſchon mit
einem Fernrohr von zehnmaliger Vergrößerung, unter dem Winkel
ſeines Durchmeſſers von 45 Sec. ſehr deutlich geſehen. Mit einer
Vergrößerung von 200 würde man in einem lichtſtarken Fernrohre
wohl ſchon Gegenſtände im Monde erkennen, die eine halbe Meile
im Durchmeſſer haben und daher unter dem Winkel von 23/10 Sec.
erſcheinen. Es ſcheint daher keinem Zweifel unterworfen, daß die
Seleniten, wenn ſie anders den unſeren ähnliche Augen haben,
unſere großen Städte, Flüſſe u. dgl. ſehen können, und daß ſie
vielleicht im Großen viel genauere Karten von unſerer Erde be-
ſitzen, als alle unſere topographiſchen Bureaus zuſammen genommen,
die wahrſcheinlich ſehr in Verlegenheit kommen würden, wenn ſie
uns die genauen Karten von dem Innern Afrikas oder Neuhollands
vorzeigen ſollten.

§. 130. (Tages- und Jahreszeiten auf dem Monde.) Ueber
das ſonderbare Verhältniß der Jahres- und Tageszeiten, das auf-
dem Monde herrſcht, haben wir ſchon oben (I. S. 327) geſprochen.
Wegen der äußerſt geringen Schiefe ſeines Aequators gegen ſeine
Bahn, von bloß 66/10 Graden, verſchwindet der Unterſchied der
Jahreszeiten beinahe gänzlich, und die Sonne ſteht dort bei-
nahe immer im Aequator oder im Zenithe der Bewohner dieſes
[183]Der Mond.
Aequators’, daher auch alle übrigen Bewohner des Mondes, ſo
lange ſie ihren Ort auf der Oberfläche deſſelben nicht ändern,
die Mittags-Sonne im Sommer wie im Winter immer ſehr
nahe in derſelben Höhe über ihrem Horizonte bemerken, die Be-
wohner des Aequators in ihrem Scheitel und die Polbewohner
immerwährend in ihrem Horizonte, ſo daß alſo gleichſam dort ein
ewiger Sommer und hier ein ewiger Winter herrſcht, während
in den Zwiſchengegenden ein immerdauernder Frühling ſeine
Wohnung aufgeſchlagen hat. Auch ſind die Tage auf dem Monde
beinahe durchaus den Nächten an Länge gleich, nicht wie bei uns,
im Sommer länger und im Winter kürzer. Solcher Orte, wie
unſere Polarländer, denen die Sonne im Sommer lange Zeit
nicht unter-, und im Winter nicht aufgeht, kann es im Monde
nicht geben. Die Temperatur auf der Oberfläche des Mondes
iſt ebenfalls nicht ſo gleichförmig vertheilt, wie auf der Erde. Auf
der Erde werden die näher bei den Polen liegenden Gegenden
in ihrem Sommer beträchtlich erwärmt, ſo wie auch die heiße
Zone zur Zeit der Solſtitien wegen des ſchiefen Standes der Sonne
wieder etwas abgekühlt wird. Nicht ſo auf dem Monde, wo die
den Polen näheren Orte die Sonne immerfort tief an ihrem
Horizonte und die dem Aequator nahen Orte ſie immer in ihrem
Scheitel ſehen, wo alſo der Sommer ſowohl, als auch der Winter
an beſtimmte und unveränderliche Gegenden gebunden iſt.

Noch mehr ſind die Tageszeiten des Mondes von denen
der Erde verſchieden. Wir haben bereits oben (I. S. 328) geſagt,
daß der Tag in weiterem Sinne des Wortes, d. h. die Zeit
zwiſchen zwei nächſten Aufgängen der Sonne bei den Seleniten
gleich dem Jahre derſelben iſt. In der Zeit von einem Neu- oder
Vollmonde zum anderen, d. h. in 29½ unſerer Tage, bewegt ſich
der Mond, in Beziehung auf die Sonne, um die Erde und zugleich
(I. §. 326) um ſeine Axe; jenes iſt ſein Jahr und dieß ſein
Tag. In dieſer Zeit von 29½ Tagen werden nach und nach alle
Theile des Mondes von der Sonne beſchienen und jeder Ort auf
demſelben hat die Sonne ununterbrochen 14¾ Tage über und
eben ſo lange unter ſeinem Horizonte. Klima und Erwärmung
iſt alſo auf dieſem Himmelskörper ſehr ungleich vertheilt, aber
[184]Der Mond.
die Beleuchtung iſt dafür deſto gleichförmiger und keine Zone
ſieht die Sonne längere Zeit, als die andere, da auf dem ganzen
Monde Tag und Nacht beſtändig ſehr nahe gleich ſind und jede
dieſer Zeiten 14¾ unſerer Tage dauert, ſo daß die Mondbürger
in 29½ unſerer Tage die Sonne und alle Sterne nur einmal
auf- und untergehen ſehen.

§. 131. (Wie auf dem Monde der Himmel erſcheint.) Allein
bei dieſer zwar ſehr langſamen, aber allgemeinen Umwälzung der
Himmelskörper giebt es einen, der an dieſer Bewegung keinen
Theil nimmt, und in abſoluter Ruhe am Himmel zu ſtehen ſcheint,
und dieſer Himmelskörper iſt ſcheinbar größer, als alle übrigen,
ſelbſt viel größer, als die Sonne, und dieß iſt — unſere Erde.
Da ſich nämlich der Mond in derſelben Zeit um die Erde bewegt,
in welcher er ſich um ſich ſelbſt dreht, und da der der Erde nächſte
Punkt ſeiner Oberfläche ihr auch immer der nächſte bleibt, ſo daß
er gleichſam, wie ſchon oben (I. S. 326) geſagt wurde, durch
eine feſte Stange unveränderlich mit uns verbunden iſt, ſo folgt
daraus, daß die Seleniten, ſo lange ſie nur ſelbſt ihren Ort auf
dem Monde nicht ändern, unſere Erde immer in derſelben Ent-
fernung von ihrem Zenithe ruhig am Himmel ſtehen ſehen. Die
in der Mitte der uns ſichtbaren Scheibe wohnenden Mondbürger
ſehen die Erde immer in ihrem Scheitel, die am Rande dieſer
Scheibe wohnenden ſehen ſie eben ſo immer in ihrem Horizonte,
und die zwiſchen Rand und Mittelpunkt wohnenden endlich, ſehen
die Erde das ganze Jahr durch ſtets in derſelben und zwar in
einer um ſo größern Höhe über ihrem Horizonte, je näher ſie
ſelbſt bei dem Mittelpunkt der uns ſichtbaren Mondſcheibe ſich
aufhalten. Sonne, Planeten und alle anderen Geſtirne des
Himmels gehen für den Mond alle 14 oder 15 unſerer Tage ein-
mal auf und unter, aber für die Erde hat weder Auf- noch
Untergang ſtatt. Dieſe Erde erſcheint ihnen dreizehnmal größer,
als uns der Mond, und dieſe gewaltige Lichtſcheibe ſcheint ihnen
feſt und unveränderlich am Himmel zu ſtehen, während ſich alle
anderen Geſtirne, ſelbſt die Sonne, in 29½ unſerer Tage um
dieſe Scheibe zu bewegen und täglich dreizehn Grade ſich von ihr
gen Weſt zu entfernen ſcheinen. Welch’ einen Anblick mag dieß
[185]Der Mond.
für die Bewohner des Mondes gewähren! Ich kann nicht weiter
zweifeln, daß die Gelehrten im Monde, die gleich den unſeren für
alles ſofort ihre Gründe haben, dieſe auffallende Erſcheinung des
Stillſtandes eines, alle andere Geſtirne an Größe ſo weit über-
treffenden Himmelskörpers, ſehr ſcharfſinnig aus der dieſer Größe
höchſt angemeſſenen Trägheit ableiten und daß eben ſo ihre Dichter,
wenn ſie das Lob der Faulheit ſingen, unſere Erde als Muſter
und als das erhabenſte Ideal derſelben aufſtellen werden. Und
wer wird es den frommen Gemüthern dieſes Volkes verargen
können, wenn ſie dieſes ungeheure Geſtirn mit ſeinem auffallenden
Lichtwechſel als den Abglanz der Gottheit verehren, die in ewiger
Ruhe ihren feſtgegründeten Thron einnimmt, während alle andern
Geſtirne des Himmels, Sonne und Planeten nicht ausgenommen,
in abgemeſſenen Bahnen ehrfurchtsvoll vor ihr vorüberziehen.

§. 132. (Bewohner der vorderen und hinteren Seite des Mon-
des.) Doch gilt dieß erhabene Schauſpiel nur denjenigen Mondes-
bürgern, welche die vordere, gegen die Erde gewendete Hälfte des
Mondes bewohnen. Die andern wiſſen nichts davon, da ſie (I.
S. 326) ewig von der Erde abgewendet ſind und ſie daher nie
ſehen können. Sie haben daher auch wohl keine Ahnung von den
herrlichen Erſcheinungen, welche ihre Nachbarn auf der andern
Hälfte ihrer Erde täglich und ſtündlich genießen, wenn ſie nicht
zuweilen von Reiſenden, die aus jenen Gegenden zu ihnen kommen,
davon Nachricht erhalten. Mit welchem Erſtaunen mögen ſie die
Erzählungen derſelben anhören und mit welcher Andacht werden
ſie vielleicht in ganzen Karavanen ihre Wallfahrten nach dem
glücklichen Orte anſtellen, wo ihnen der Anblick dieſer Wunder des
Himmels gegönnt iſt. Diejenigen Seleniten, welche nahe an dem
Rande der uns ſichtbaren Scheibe wohnen, können dieſe Reiſe in
kurzer Zeit vollenden und die Genüſſe, die ſie erwarten, mögen
die unſerer ſogenannten Reiſen um die Welt weit übertreffen.

Uebrigens haben dieſe glücklichen Bewohner der Vorderſeite
des Mondes noch einen andern nicht geringen Vortheil vor ihren
Nachbarn auf der andern Seite voraus, und es ſcheint dort oben
wie hier unten zu gehen, daß dem, der einmal im Vortheile iſt,
das Glück von allen Seiten zuzuſtrömen pflegt. Wir haben
[186]Der Mond.
nämlich oben (I. S. 324) geſehen, daß die Erde dem Monde
ganz eben ſolche Lichtabwechslungen zeigt, wie der Mond uns,
und daß die Bewohner des letzten die große Scheibe der erſten
bald im Volllichte, bald in einem ihrer beiden Viertel, bald
wieder im Neulichte ſehen. Dieſe vier Phaſen der Erde werden
ihnen ohne Zweifel ein ſehr bequemes Mittel geben, ihre langen
Tage einzutheilen, ſo wie wir den Abwechslungen des Mondes
unſere Wochen und Monate verdanken. Nebſt dieſer Eintheilung
ihres Tages, oder was daſſelbe iſt, ihres Jahres in vier gleiche
Theile, werden ihnen die großen Flecken der Erde, die ſich regel-
mäßig ihren Blicken zeigen und wieder entziehen, als Mittel zu
Unterabtheilungen jener Zeiten dienen. — Aber auch dieſen Vor-
theil genießen nur diejenigen, welche die vordere, uns ſichtbare
Seite des Mondes bewohnen, ſo wie zugleich nur die Nächte
dieſer Hemiſphäre von der Erde, wenn dieſe im Volllichte iſt,
beleuchtet, und zwar dreizehnmal ſtärker, als die Erde vom Voll-
monde, beleuchtet werden, während die andere Hemiſphäre, zu
derſelben Zeit ſowohl das Licht der Sonne, als auch das der Erde
völlig entbehren muß.

§. 133. (Berge des Mondes.) Mit unbewaffnetem Auge
geſehen, erſcheint uns der Mond als eine runde, ebene Scheibe,
mit mehreren grauen Flecken bedeckt, die uns entweder ihr eigenes
oder das von einem andern Körper erhaltene Licht, gleich einem
Spiegel, zuwirft. Allein die Abwechslung ſeiner Lichtgeſtalten und
die Abhängigkeit derſelben von der Stellung des Mondes gegen
die Sonne ^*) zeigt uns ſehr bald, daß der Mond keine ebene
Scheibe, ſondern eine Kugel iſt, und daß dieſe Kugel kein eigenes
Licht hat, ſondern daſſelbe nur von der Sonne geborgt erhält.
(Vergl. I. §. 163). Auch ſieht man bald, daß die Oberfläche
dieſer Kugel nicht ſo glatt, wie die eines convexen Spiegels ſeyn
kann, weil ſie ſonſt das Bild der Sonne nur von einem einzigen
[187]Der Mond.
Punkte dieſer Kugel zurückwerfen könnte und weil wir dann den
Mond nur wie einen kleinen lichten Stern, aber nicht wie eine
große beleuchtete Scheibe ſehen würden. Dieſe Oberfläche des
Mondes wird alſo rauh und vielleicht mit einer großen Menge
von Unebenheiten, von Bergen und Thälern, bedeckt ſeyn, von
welchen jeder Theil für ſich als ein kleiner Spiegel betrachtet
werden muß, der ſein Licht nach irgend einer Seite hin verſendet
und die alle zuſammen die Urſache ſind, daß wir den ganzen
Mond ſo ſehen, wie er uns in der That erſcheint. Wir werden
bald ſehen, daß ſchon ſehr mittelmäßige Fernröhre uns von dem
Daſeyn dieſer Berge und Thäler vollkommen überzeugen.

Da nun aber unſere Erde, wie allgemein bekannt, ebenfalls
eine Kugel und da ihre Oberfläche auch mit Unebenheiten aller
Art bedeckt iſt, ſo iſt kein Zweifel, daß die Erde den Bewohnern
des Mondes eben ſo, wie der Mond uns, als eine beleuchtete
Scheibe, erſcheinen wird. Mit Unrecht haben wir daher bisher
unſere Erde als einen rauhen, dunklen Kloß von Erde angeſehen,
während wir die ſo hell leuchtenden Planeten und andere Himmels-
körper, ihrer Schönheit wegen, für ganz andere und höhere Weſen zu
halten durch dieſen Irrthum veranlaßt worden ſind. Auch hier hing
alſo, wie in ſo vielen anderen Dingen, unſer Urtheil nur von unſerer
Stellung und von der Art ab, wie wir die Dinge um uns an-
ſehen. Wer zwiſchen der Erde und dem Monde mitten inne
ſtände, würde den rechten Standpunkt einnehmen, aus welchem er
beide Körper gleich vortheilhaft und gleich richtig beurtheilen
könnte.

Daß die grauen Flecken, die wir in dem Monde bemerken,
in der That Berge und Thäler ſind, lehrt uns ſchon der erſte
Blick, den wir durch ein Fernrohr auf denſelben werfen. Der
bloße Anblick dieſer Gegenſtände ſelbſt läßt weiter keinen Zweifel
über jene Vorausſetzung entſtehen, und die Schatten, welche ſie
werfen, überzeugen uns vollkommen von der Richtigkeit derſelben.
Dieſe nicht weiter zu verkennenden Schatten ſtehen nämlich im-
mer auf der der Sonne gegenüber liegenden Seite, und ſie ſind
auch immer deſto länger, je höher dieſe Berge ſelbſt ſind oder je
tiefer für ſie die Sonne an dem Horizonte derſelben ſteht. An
[188]Der Mond.
der Lichtgränze, wo die helle Phaſe des Mondes ſich von der dunklen
ſcheidet, liegen alle die Orte, denen die Sonne eben auf- oder untergeht,
und eben hier ſind auch die Schatten, welche die Gipfel der Berge, ſo
wie diejenigen, welche die hohen Wälle der Thäler in ihre Höhlungen
werfen, durchaus die längſten. Im Gegentheile werden dieſe Schatten
für alle Orte immer kürzer, je tiefer dieſe Orte ſelbſt in der Lichtſeite
liegen, weil für ſie der Tag ſchon längſt angefangen und die Sonne
ſchon eine größere Höhe über ihrem Horizonte erreicht hat. Zur Zeit
des Vollmondes endlich, wo die Bewohner der Mitte der jetzt
ganz beleuchteten Scheibe eben Mittag und daher die Sonne in
ihrem Zenithe haben, bemerkt man von dieſen Schatten beinahe
keine Spur mehr, ſo wenig, als man ſie in unſerer heißen Zone
bei allen ſenkrechten Gegenſtänden in dem Mittage desjenigen Ta-
ges bemerkt, an welchem die Sonne in dem Scheitel dieſer Ge-
genſtände ſteht. Aus dieſer Urſache iſt auch die beſte Zeit der
Beobachtung, die Zeit, wo man den Mond in ſeinem günſtigſten
und auffallendſten Lichte ſieht, keineswegs der Vollmond, ſondern
vielmehr die Tage kurz vor und nach dem Neumonde, wo er nur
als ein feiner Silberfaden oder als eine ſchmale Sichel am Him-
mel ſteht und die Schatten ſeiner Berge und Schluchten am deut-
lichſten und grellſten erſcheinen. Ueber die Benennungen dieſer
Berge und Thäler, wie ſie von verſchiedenen Aſtronomen vorge-
ſchlagen wurden, haben wir bereits oben (S. 76) einige Nach-
richten mitgetheilt, für das nun Folgende erſuchen wir die Leſer,
die Mondkarte am Ende des gegenwärtigen Theils aufzuſchlagen.