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121.
Planetensysteme.
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den meisten Planeten nur schwer mit Schärfe zu beobachten, da die Nei-gungen ibrer Bahnen so klein sind, und daher die Planeten die Ekliptiknur in sehr schiefer Richtung durchschneiden. Auch sind diese Knotenverschiedenen Bewegungen unterworfen, die selbst noch jetzt nicht völliggenau bekannt sind. Aus beiden Ursachen ist jene Bestimmung der Um-laufszeiten noch etwas unverläßlich.
Bemerken wir zuerst, das; die siderischen Revolutionen der Planetendie eigentlichen oder wahren Umlanfszeitett derselben um die Sonnesind, da sie die Zeit bezeichnen, in welcher der Planet wieder zu dem-selben festen Punkt des Himmels zurück kömmt, in welcher er also inder That volle 360 Grade um die Sonne zurückgelegt hat. Die tropischeRevolution im Gegentheile (H. 116) ist die Zeit, in welcher der Planetwieder zur FrühlingSnachtgleiche zurück kömmt, so wie die synodischeRevolution (§. 08) die Zeit zwischen zwei nächsten Conjunctionen desPlaneten mir der Sonne ist.
Da aber der Frühlingspunkt sowohl, als auch die Sonne selbst, eineeigene Bewegung am Himmel hat, so werden die letztgenannten Revo-lutionen von der siderischen verschieden seyn. Es gibt jedoch ein sehrleichtes Mittel, sie alle unter einander zu verwandeln. Aus H. 116 weißman, daß die tägliche, rückgängige, siderische Bewegung des Frühlings-punktS 0^.0000381, und daß die tägliche, directe, tropische Bewegung derSonne oder der Erde 0^.98568 beträgt. Dividirt man diese Zahlen durch360, so erhält man 0.000000106 und 0.002738. Ist daher die side-rische Revolution eines Planeten, so erhält man die tropische Revolutiondesselben, wenn man durch 1 -s- 0.000000106 2V dividirt. Und isteben so Ü die tropische Revolution, so erhalt man die synodifche, wennman U durch 1 — 0.002738 L dividirt. So ist z. B. für Mars (nach§. 100) die siderische Revolution 686.9796 Tage, also hat man auch fürdie tropische Revolution dieses Planeten 686.9297, und für die synodifche779.88 Tage, wie wir auch schon H. 98 gefunden haben.
h. 124. (Beobachtung der synodischen Revolutionen.) Um nun irgendeine dieser Umlaufszeiten durch unmittelbare Beobachtung zu bestimmen,woraus dann alle andern durch Rechnung gefunden werden, wird esnothwendig seyn, zwei heliocentrische Orte des Planeten mit derZwischenzeit zu kennen, welche, während der Planet von dem einen dieserOrte zu dem andern gekommen, verflogen ist. Es ist klar, daß man
tion des Planeten
360 X 100150
240 Tage. — Allein woher soll man
diese heliocentrischen oder von der Sonne gesehenen Orte erhalten, dawir die Planeten nur von der Erde beobachten können ?
Zu diesem Zwecke wird man den Planeten zur Zeit seiner Oppo-sition, oder, wenn es ein unterer Planet ist, zur Zeit einer seiner beidenConjunctionen beobachten. Da in diesen beiden Fällen die von der Erdegesehene Länge des Planeten der von der Sonne gesehenen entwedergleich oder genau 180 Grade von ihr verichieden ist l§. 74), m erhältman dadurch sofort die gesuchten heliocentrstchen Zangen. Hat mandaher zwei nächste Oppositionen des Planeten mit der Sonne beobachtet,so würde die Zwischenzeit beider Beobachtungen auch zugleich die syno-difche Revolution des Planeten seyn, woraus man dann die tropischeund siderische Revolution degelben durch die oben (H. 123) angeführtenRechnungen leicht finden kann.
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