Die Flunder des Himmels, oder gemeinfaßliche Darstellung des Weltsystems. Von I. I. Littrow, Director der k. k. Sternwarte in Wien. Mit Königl. Würtembergischem Privilegium. Drei Bände. Mit dem Bildnisse des Verfassers und astronomischen Tafeln. Zweiter Theil: Selchreidende Astronomie. Stuttg art, Hoffmann'sche Verlags-Buchhandlung. I 8 3 Z. Beschreibende Astronomie oder Topographie des Himmels. Von 3. Z. Littrow, Directvr der k. k. Sternwarte in Wien. Mit der Darstellung von Sternbildern auf drei Stahlstichen, einer Sternkarte, einer Mondkarte und 23 astronomischen Figuren auf 3 Tafeln. Stuttgart, Hoffmann'sche Verlags-Buchhandlung. I 8 3 S. ^ u !l ^ e r ^ S H j Nl m e IS. Kapitel l. Die Sonne, §, l. (Masse der Sonne.) Nachdem wir im Vorhergehenden die Erscheinungen, welche die Bewegungen der Körper unteres Sonnenspstems für uns hervorbringen, betrachtet haben, wollen wir nun zu der Erzählung desjenigen übergehen, was uns die Fernrohre über den Bau und die physische Beschaffenheit dieser Körper sowohl, als auch, so viel es uns bisher gegönnt ist, der außer unserni Planerensvstem befindlichen Gestirne kennen gelehrt haben. Wir beginnen unsere Wanderungen durch die Planetenwelt mit dem bei wertem wichtigsten, mit dem Centraikörper derselben, mit der Sonne, der alle übrige Körper unseres Systemes Licht und Wärme und Wohltbaten 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, Mi tbra in Pei sie», und selbst Apollo in Griechenland nur eben so viele Embleme der Gottheit waren, welche jene Völker unter dem Smalntde d s ewigen Feuers in ihren Tempeln anbeteten. Wenn sie aber durch diese Wohlth iten die Ehrfurcht der Menschen an sich gebunden hat, so ist eS eine ganz andere Eigenschaft, durch welche sie sich 4 4 Die Sonne. die Herrschaft über die ihr unterworfenen Planeten und Kometen erworben hat. Diese Herrschaft verdankt sie sich selbst, ihrer eigenen Kraft, d.h. ihrer Masse, die 222,000 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 ihnen 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, sondern dasselbe begründet zugleich die streng monarchische Einrichtung dieses großen Staates, in welchem die Kraft des Herrschers die aller seiner Unterthanen so weit übertrifft, daß größere Unordnungen 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 Ouadratmeilen, und ihr Volum 2200 Billionen Kubikmeilen. Allein diese Zahlen sind zu groß, um uns einen deutlichen Begriff von dem wahren Umfange 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 Durchmesser beträgt, nach Schröters Messungen, nicht einmal sechzig Meilen. Der Sonnendurchmesser ist also über 2100 mal größer, als jener der Vesta, also ist auch der körperliche Inhalt oder das Volum der Sonne gegen 20,000 Millionen mal größer als das Volum der Vesta, oder aus der Sonne lassen sich mehr als 20,000 Millionen der Vesta gleich große Kugeln machen. Solcher Kugeln aber, wie unsre Erde, würde man über 1,200,000 um einander legen müssen, um endlich einen Körper, der Sonne am Umfange gleich, zu erhalten. Ja selbst alle Planetenkugeln zusammengefügt, würden noch nicht den S60sten 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 Die Sonne. Z Mittelpunkt so weit ausgehöhlt denken, daß die Erde in diesem Mittelpunkte stehen, und um sie der Mond in seiner Entfernung von SO,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, Lü0 Tage, zu einer Reise um die Sonne aber würde derselbe S9,160 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 viermal 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 3SS,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,°7 oder nahe '/^, 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 gelangen 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« genügende Rechenschaft werden geben können, dem gute» Glauben und dem Vertrauen der Leser zu unserer Redlichkeit überlassen müssen. Es mag ihnen immerhin etwas auffallend dünken, wenn sie die Astronomen behaupten hören, daß sie die Gestirne des Himmels wie ans einer Wage abgewogen siind gefunden haben Die Sonne. sollen, daß sie, wenn sie die Sonne in die eine Wagschale legten,, in die nnde.ee 555,000 solche Kiigelche», wie unsere Erde ist, legen mußten, um das Gleichgewicht der Wage zu erhallen. Ader da sie ihnen glauben, wenn sie die Finsternisse der Sonne und des Mondes ganze Jadre, ja Jahrlmuderte voraus sagen, warum sollten sie eben hier mißtrauischer seyn und ihnen weniger Glauben schenken? Zwar sind von diesen Finsternissen scbon so viele eingetroffen und genau so eingetroffen, wie sie von den Astronomen vorausgesagt worden sind. Aber auch jene Aussagen von der Masse und Diebtigkeit der Himmelskörper werden eintreffen, und, wie wir mit Zuversicht erwarten, selbst in einem Werke dieser Art, ans dem doch alle eigentliche Rechnung verwiesen seyn soll, eins Bestätigung finden, die jeden unsrer Leser vollkommen zufrieden stellen soll. §. ü. sFiill der Korper auf der Oberfläche der Sonne.) Wir wollen daher, im Vertrauen auf den guten Glauben zu unserer Wahrheitsliebe, sogleich noch einen Schritt weiter gehen und hinzusehen , 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 erfahre», wie tief ein Stein oder sonst irgend ein schwerer Körper in der ersten Secnnde fallen wurde, wenn er auf der Oberfläche der Sonne seiner Unterstützung beraubt und sich selbst überlassen würde. Auf unserer Erde beträgt dieser Fall der Körper in der ersten Secnnde bekanntlich nahe 15 Par. Fuß, wie bereits Tanseude 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 demnngeachtet nicht weniger gewiß, daß dieser Fall er Körper dort Ü50 Fuß beträgt, und daß daher die Körper auf der Sonne in dieser ersten Secnnde nahe 29 mal tiefer fallen, als auf er Erde. Wir werden weiter unten Gelegenheit haben, auch von dieser Behauptung eine Jedermann zufrieden stellende Rechenschast 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 50 Centner wiegen würde. Dieß Experiment dürfte aber, selbst wenn wir zur Sonne gelangen könnten, nicht mit nn- Die Sonne. 7 seren gewöhnlichen Wagen angestellt werden, da das Gewicht in der andern Schaale der Wage ebenfalls ein Körper, und dabcr ebenfalls 29 mal schwerer auf der Sonne sei?» wird, als auf der Erde. Aber eine Maschine, z. B. eine elastische Feder, die den Druck der auf ibr liegenden Körper angäbe, würde hier schon bessere Dienste leisten, da der vorhergehende Ausdruck eigentlich nur sage» will, daß der Druck eines jeden Körpers auf seine Unterlage an der Oberstäche 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 ans der Sonne anzustellen, selbst wenn wir Mittel hätten, bis zu ihr zu gelangen. Denn abgerechnet, daß wir, wen» wir auf unserer Reise von der Erde zur Sonne der letzter» einmal nahe genug kämen, mit einer so großen Kraft von ihr angezogen, und mit einer so ungeheneru Geschwindigkeit auf ihr ankommen würden, daß wir entweder schon längst erstickt, oder bei unserem Auffalle zerschmettert werden mußten; angenommen selbst, daß wir ein Mittel hätten, unS vor der großen Hitze zu schützen, die wir wahrscheinlich in ihrer Näbe erleiden müßten, so würde schon jener größere Druck unser» Aufenthalt daselbst ganz unmöglich machen. Unser eigener Körper würde nämlich uns selbst ebenfalls mit einem 29 mal größeren Gewichte drücken, und die 1S0 Pfunde, die wir etwa hier mit uns selbst herumtragen, würden dort mit einer 29 mal größere» Kraft, d. h. mit einem Gewichte von äZZg Pfunden auf uns lasten, und wir würden, da wir unser eigenes Gewicht nicht mehr ertragen könnten, von uns selbst erdrückt werden. §. ö. (Veränderliche Dichtigkeit der Sonuenmasse.) Uebrigens muß bemerkt werden, daß die oben erwähnte Dichtigkeit der Son- nenmaffe 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 Mittlern Dichtigkeit um'rer Erde gleich, also nahe so groß, wie die des Pechs oder der Steinkohle seyn würde. Allein diese Voraussetzung einer überall gleich dichten Masse der Sonne ist äußerst unwahrscheinlich, und wir werde» später sehen, daß die Dichte dieses Himmelskörpers mit der Nähe zu seinem Mittelpunkte immer 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. §. 8. (Physische Beschaffenheit der Sonne.) Es würde ohne Zweifel sehr interessant seyn, die physische Beschaffenheit dieses Centralkörpers unseres Planetensystems, auch nur die seiner Oberstäche, 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 Untersuchungen beträgt die Hvrizontalparallare (I. §.62.) 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 Kanonenkugel, wenn sie auch in jeder Secunde 1200 Fuß durchlaufen würde, erst in zehn ganzen Jahren zurücklegen könnte. Welche Aussichten haben wir unter solchen Verhältnissen zu großen Entdeckungen 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 vielleicht 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 vorzüglichsten Licht und Wärme genannt. ES wird nicht unangemessen seyn, bei jedem dieser wahrhaft himmlischen Geschenke etwas länger zu verweilen, um so mehr, da verschiedene wesentliche Eigenschaften derselben erst in den neuesten Zeiten entdeckt, und daher vielleicht noch nicht allgemein genug bekannt sind. Die Sonne. I Licht. §. 7. (Dem Lichte verdanken wir die Farben in der Natur.) Ohne Sonnenlicht würde die Erde, würden alle Planeten von einer ewigen Nacht bedeckt, und das ganze Sonnensystem würde eine starre Wüste, ein weites, finsteres Grab seyn. Die Folgen eines solchen Zustandes, so wie die bloß allgemeinen Vortheile, deren wir uns jetzt durch Hülfe dieses Lichtes erfreuen, sind aber so bekannt, und auch so leicht zu finden, daß es überflüssig wäre, sie hier näher auseinander zu sehen. Verweilen wir daher bloß einige Augenblicke bei einer der vielen besonderen Eigenschaften, durch welche sich das Sonnenlicht vor jedem andern Lichte auszeichnet. Es ist bekannt, daß jeder einzelne Sonnenstrahl, wenn er durch ein Glasprisma geht, in eine große Anzahl von farbigen Strahlen getheilt wird, unter welche» man vorzüglich die sieben auf einander folgenden unterscheidet: roth, orange, gelb, grün, blau, indigo und violett. Diese gefärbten Strahlen haben alle eine andere Richtung, als der ursprüngliche weiße Strahl, und zwar liegt der rolhe Strahl dem ursprünglichen am nächsten, während der violette am weitesten von ihm entfernt ist, so daß also das Prisma, wie man zu sagen pflegt, die rothen Strahlen am wenigsten, und die violetten am meisten bricht. Wird einer dieser gefärbten oder bereits gebrochenen Strahlen neuerdings durch ein Prisma geführt, so ändert er weder seine Brechung, noch seine Farbe, zum Beweise, daß diese Farbe dem Lichte selbst eigenthümlich angehört. Werden endlich alle sieben farbige Strahlen durch eine convexe Glaslinse wieder gesammelt, so erscheint der weiße Strahl wieder, zum Zeichen, daß der weiße Strahl in der That ans jenen gefärbten Strahlen zusammengesetzt ist. Wenn nun, um nur bei dieser einzelnen Erscheinung stehen zu bleiben, wenn das Sonnenlicht ursprünglich weiß, und nicht aus farbigen Strahlen zusammengesetzt wäre, welche Folgen würden aus einer solchen Einrichtung entstehen? — Die ganze Natur würde farbenlos seyn; alle Körper würde» ein bleifarbiges Ansehen haben; die Morgenröthe, und selbst das menschliche Anilin, die Morgenröthe des Lebens aus den blühenden Wangen der In- 10 Die Sonne. gend würde nur mehr unseren Zeichnungen mit Tusche, unseren grciuen Kupferstichen gleichen. Der Regenbogen mit seinem schönen Farbenspiele würde in eine schmale Linie weißgrauen Lichtes übergehen; die Sterne würden matt an einem aschfarbnen Himmel scheinen, und der Vorbote des Morgens, so wie der Beschließer unserer Tage würde nicht mehr seinen Rosenmantel, sondern nur eine einfarbige graue Decke über den Himmel breiten, und selbst der schönste Mittag würde uns nur wie jetzt ein trüber Wintertag erscheinen. Aber die Natur, die schon in die Formen der Körper, die sie gebildet hat, eine so ausgezeichnete Schönheit zu legen wußte, hat ihnen zugleich jene ätherische Anmnth hinzugefügt, die sie ans den Farben der Sonnenstrahlen schöpfte. Ohne dieses Geschenk könnte wohl das Laub der Pflanzenwelt den Knospen Nahrung, und der von ihnen bedeckten Frucht noch Schutz gewähren, aber das jugendliche Grün der Blätter, und der frische Schmelz unserer Wiesen im Frühling würde mit dem welken Gelb des Herbstes überzogen seyu. Ohne dieses Geschenk könnte der Diamant wohl noch seinen Glanz und seine Härte haben, aber er würde, seines lebhaften Farbenspieles beraubt, aufhören, in dem Kranze der Schönheit und in dem Diademe der Fürsten zu prangen. Ohne dieses köstliche Geschenk endlich könnte wohl das menschliche Airgesicht noch immer dasselbe feine Gewebe, noch immer derselbe Verräther unserer verborgensten Gefühle sehn, aber das Rosenlicht der Liebe und die Purpurfarbe der Schaam- röthe würde nicht mehr auf der jugendlichen Wange blühen, und selbst jene krankhaft fliegende Röthe des welkenden Gesichtes würde nicht mebr die herannahende, oft willkommene Befreiung von dein Lager der Schmerzen verkündigen. §. 8. (Eigenschaften des Sonnenspertrums,) Der in seine Farben zerlegte Sonnenstrahl erscheint, wenn er von einer weißen Tafel aufgefangen wird, auf derselben unter der Gestalt eines an seinen beiden kürzeren Seiten abgerundeten Necktecks, welches man das Farbenspectrum zu nennen pflegt. Nimmt man die Länge dieses Spectrums als Einheit an, so beträgt davon das rolhe Licht 0,^, das orangefarbne 0,07, das gelbe 0,,,, grüne O,,?, blaue 0„7, das indigofarvne 0,,,, und endlich das violette v,?z Theile, so baß also das violette den größten und das orange- Die Sonne. 11 farbne den kleinsten Raum einnimmt. Im Jahre 1802 aber bemerkte Wollaston zuerst in diesem Spectrum zwei ganz schwarze gerade Linien, die senkrecht ans die zwei längsten Seiren des Rechtecks standen, nnd von welchen die eine in der grünen, nnd die andere in der blanen Farbe sich zeigte. Er verfolgte diese Entdeckung nicht weiter, bis sie, mehrere Jahre später, von Fraunhofer, den, Wollastons Beobachtung unbekannt war, dahin erweitert wurde, daß er eine große Anzahl, beinahe 600, solcher schwarzen Streifen in dem Sonnenspectrum fand, die alle unter sich parallel und von verschiedener Dicke und Schwärze waren. Man sieht die Linien, wenn man das Spectrum durch ein Fernrohr beobachtet, immer in denselben relativen Distanzen von einander sowohl, als auch von den Kränzen der einzelnen Farben. Wenn z. B. drei schwarze Linien bemerkt werden, von welchen die beiden ersten doppelt so weit von einander abstehen, als die beiden leyten, und von welchen die mittlere die größte ist, nnd genau in der Mitte der grünen Farbe liegt, so findet man alle diese Verhältnisse bei jedem andern Spectrum wieder, welcher Art auch das Prisma von Glas, Krystall, Wasser u. dgl. seyn mag, dessen man sich zur Spaltung des Sonnenstrahls bediente. Ihre Anzahl, die Ordnung ihrer Aufeinanderfolge, ihre Intensität ist immer dieselbe, wenn nur der Strahl entweder direct, oder auch indirect, z. B. durch Reflerion, von der Sonne kömmt. Das Licht des Monds, der Planeten, der Fixsterne, ferner das unseres Lampen- oder Küchen-Feuers, oder das der eleclrischen Funken zeigt zwar auch jene schwarzen parallelen Linien, aber in ganz anderer Ordnung und Verthsilung, so daß jedes Licht sein eigenes System dieser Linien zu haben scheint. Das Licht des Sirius z. B. hat in der orangen nnd gelben Farbe gar keine schwarzen Streifen, dafür mehrere starke in der grünen und blanen, die das Sonnenspectrum nicht zeigt. Die Streifen in dem Lichte der Zwillinge sind wieder von denen des Sirius verschieden u. s. w., so daß vielleicht jeder Fixstern sein eigenes System hat. Da diese Linien in dem Spectrnm eines jeden Orts immer eine feste, unveränderliche Stelle einnehmen, so geben sie ein viel sichereres Mittel, die Brechung der Lichtsirahlen und die einzelnen Farben zu messen, als man früher hatte, wo man nur diese immer sehr 12 Die Sonne. schlecht begränzten Farbenstreifen selbst als die eigentlichen Beob- achtnngspnnkte nehmen mnßte. §. 9. (Verschiedene Intensität des Spectrnms.) Die Intensität oder die Stärke der Beleuchtung ist nicht in allen Theilen des Sonnenspectrums gleich groß. Fraunhofer fand durch sehr genaue Beobachtungen mit einem Photonieter, daß die stärkste Beleuchtung sehr nahe bei der Gränze zwischen orange und gelb liegt. — Man hat früher geglaubt, baß die helleren Stelle» des Spectrums auch zugleich die heißesten sepeu, d.h. daß die größte Intensität des Lichts mit jener der Temperatur zusammenfalle, daher Landriani, Sennebier u.a. die gelben Strahle» für die heißesten hielten. Allein der ältere Hörschel hat durch unmittelbare Thermometer-Beobachtungen gezeigt, daß erstens die Temperatur in dem Maaße zunehme, wie man von den violetten zu den rothen Strahlen fortgeht, und daß zweitens die höchste Temperatur noch etwas jenseits der rothen Farbe, also außerhalb des Spectrnms liege. DarauS folgt, daß die Sonne nicht bloß sichtbare, Lichtsirahlen, sondern daß sie auch unsichtbare, Wärmestrahlen habe, und daß die Brechbarkeit der letzten kleiner sey, als die der ersten, weil, wie schon erwähnt, unter den sichtbaren Strahlen die rothen die kleinste, und die violetten die größte Brechung haben. Selbst in der Entfernung von zwei Zollen von den äußersten rothen Strahlen ist die Temperatur der Wärmestrahleu noch beträchtlich. Euglefield fand die Temperatur der blauen Strahlen 15° Reaumur, der grünen 1si°, der gelben 17°, der rothen 22°, und die höchste Temperatur jenseits der rothen Strahlen 26°. Seebuch, der diese Beobachtungen mit besonderem Fleiße wiederholte, fand den Ort der höchsten Temperatur verschieden je nach der Materie, aus welcher das Prisma gemackt wurde. Für das Glas gaben die rothen Strahlen die größte Wärme, für Ammoniacsalz und Schwefelsäure die orangefarbnen, für Wasser, Alcohol und mehrere Oehle die gelben u. s. w. §. 19. (Chemische Wirkungen des Spectrums.) Die verschiedenen Stellen des Sonnenspectrums unterscheide» sich auch noch durch ihre chemischen Wirkungen. Schon Scheele hatte bemerkt, daß salzsaures Silber in der blauen Farbe des Spectrnms viel eher und viel stärker schwarz werde, als in der rothen, und der Die Sonne. ziliigere Hörschel fand später, daß die größte Intensität dieser chemischen Kraft noch etwas jenseits der violetten Strahlen, also wieder außerhalb des Spectruins, liege, so daß also das uns sichtbare Spectrum auf der einen Seite von den intensivsten wärmenden, und auf der andern von den intensivsten chemischen Strahlen begränzt wird. Die ersten, auf der Seite der rothen Farbe, stellen sogar das in der blauen Farbe geschwärzte salzsaure Silber wenigstens großentheils wieder her, so daß also die erste Gattung der unsichtbaren Strahlen, die neben der rothen Farbe, die Oxygenation, und die zweite Gattung, neben der violetten Farbe, die Desoxygenation der Körper befördern. Seebuch, der die Beobachtungen der chemischen Wirkungen der Farben mir besonderer Umsicht anstellte, fand, daß jede Farbe auf das salzsaure Silber eine besondere Wirkung äußere, da es in der violetten Farbe braunroth, in der blauen blaßgrau, in der gelben weißgelb, und in der rothen Farbe ebenfalls röthlich wurde. §. II. (Magnetische Wirkungen des Spectrums.) Endlich hat man in den letzten Zeiten auch noch verschiedene magnetische Kräfte in den einzelnen Theilen des Sonnenspectrums entdeckt. Schon Morichini fand, daß gewöhnliche Stahlnadeln in dem violetten Farbentherle von selbst magnetisch werden. Carpa, Rudolfs und Davy bestätigten diese Beobachtungen, und Sommerville fand überdieß, daß auch die blaue und grüne Farbe der Nadel noch eine magnetische Kraft, obgleich eine schwächere, mittheile, während im Gegentheile die gelbe, orange und rothe Farbe gar keine solche Kraft zu besitzen scheint. Prof. Baumgartner in Wien fand, daß Stahldraht, dessen eine Hälfte polirt, die anders aber rauh ist, wenn er dem weißen Lichte der Sonne einige Zeit durch ausgesetzt ist, magnetisch wird, indem die beiden Ende des polirten Theils einen Nordpol, und die beiden Ende des andern TheilS einen Südpol zeigten. Barlocci fand später, daß gewöhnliche Magnete, wenn sie dem Sonnenlichte ausgesetzt werden, ihre Kraft beinahe verdoppeln, wenn man den Nordpol derselben gegen die Sonne richtet, und daß sie im Gegeutheil, wenn man den Südpol gegen die Sonne stellt, an Kraft verlieren. Dbschon Ries und Moser sich gegen diese Experimente erklärten, da sie dieselben durch ihre eigenen Beobachtungen nicht bestätiget fanden. Ii. Die Sonne. so scheinen sie doch die Aufmerksamkeit der Naturforscher in hohem Grade zu verdienen. §. 12. (Geschwindigkeit und Feinheit des Sonnenlichts.) Die Fortsetzung des Lichts scheint durch seine Expansivkraft, oder durch eine sehr starke und schnell wirkende Abstoßungskraft der leuchtenden Körper hervorgebracht zu werden. Diese Kraft muß ungemein groß sepn, da sich das Licht mit einer außerordentlichen Schnelligkeit fortpflanzt. Es legt in einer Secunde 41,900 d. Meilen, also in einem Tags über 3,620 Millionen, und in einem Jahre von ?6Z'/4 Tagen über 1,322,26? Millionen Meilen zurück, so daß es von der Sonne bis zur Erde, wenn diese in ihrer mittleren Entfernung von der Sonne ist, in 8 Min. 13,.z Secunden gelangt. Dieß ist die größte Geschwindigkeit, die wir bisher kennen gelernt haben. Nur die Fortpflanzung der Schwere scheint noch unvergleichbar geschwinder vor sich zu gehen, und die Zeit, welche z. B. die Attraction der Sonne braucht, bis zur Erde zu gelangen, muß, wie die Rechnung zeigt, noch viele Millionenmale kürzer se»", als diejenige, die das Licht anwendet, denselben Weg zurückzulegen. Da aber die Wirkung, welche ein Körper durch seine Bewegung auf andere Körper hervorbringt, das Product seiner Masse in seine Geschwindigkeit ist, so müßte das so ungemein schnell bewegte Licht einen sehr schmerzhaften Eindruck auf unser Auge machen, wenn die Masse, die Feinheit der einzelnen Lichtthcilchen nicht noch viel erstaunenswerther wäre, als die Geschwindigkeit derselben. Wegen dieser außerordentlich geringen Masse hat man auch das Licht bisher zu den Imponderabilien (den unwägbaren Substanzen) gezählt. Wahrscheinlich sind die einzelnen Elemente, aus welchen jeder Lichtstrahl besteht, sehr weit von einander entfernt, weil es sonst nicht zu erklären wäre, wie man selbst durch die kleinste Oeffnung eines vor dem Auge gehaltenen Blattes eine ganze Gegend übersehen kann, da doch von jedem einzelnen Punkte der Gegend Strahlen durch diese Oeffnung gehen müssen, ohne sich zu stören. Da der Eindruck des Lichtes im Auge, nach den darüber angestellten Beobachtungen, nicht unter ein und nicht über drei Zehntheile einer Secunde dauert, so kann ein Lichttheilchen von dem andern über 4000 Meilen entfernt seyn, ohne daß darum der söge- Die Sonne. nannte Lichtstrahl aufhören wird, uns als eine gerade Linie zu erscheinen. §. 1Z. (Vibrations- nnd Emanativns - Hypothese.) Es kann aber auck seyn, daß das Licht nicht in einer Emanotion der leuchtenden Körper, sondern daß es in den Schwingungen eines diese Körper nmgebenden elastischen Mittels besteht, so wie der Ton durch die Schwingungen entsteht, welche tönende Körper in unserer Atmosphäre Heroorbringen, wenn sie die Vibrationen, die sie durch eine äußere Kraft erhalten haben, der sie umgebenden elastischen Luft mittheilen. Diese letzte Hypothese, die zuerst Huy- gens und Euler aufstellten, scheint in der That mehrere Erscheinungen des Lichts vollkommen zu erklären, die nach der von Newton angenommenen Voraussetzung einer Emanation nicht, oder doch nicht so gut dargestellt werden können. Zu den schönsten Entdeckungen der Optik in den neuesten Zeiten gehören ohne Zweifel diejenigen Erscheinungen des Lichts, die man unter der Benennung der Polarisation und Interferenz desselben zu begreifen pflegt. Da sie, als neue Gegenstände, ihres hohen Interesses ungeachtet, nur noch einem kleine» Kreise von Lesern bekannt seyn mögen, so wird es nicht unangemessen erscheinen, einige Augenblicke bei ihnen zu verweilen, wobei wir die schöne Darstellung, die Arago in dem ^niino.ire für das Jahr 18Z1 von diesem Phänomen gegeben hat, zu Grunde legen wollen. §. 14. (Allgemeine Erscheinung des polarisirteu Lichts.) Wenn ein Sonnenstrahl auf einen gewöhnlichen durchsichtigen Körper, z. B. auf Glas fällt, so kann er wohl in demselben von seiner frühern Richtung abgelenkt werden, aber immer sieht man ihn wieder auf der andern Seite des Glases als einen einzigen Strahl heraustrete». Allein unter diesen durchsichtigen Körpern gibt es einige, welche von der erwähnten Erscheinung eine merkwürdige Ausnahme machen. Dahin gehört vorzüglich der sogenannte isländische Krystall, der Kalkspath u. f. Wenn ein Lichtstrahl auf die Oberfläche eines solchen Körpers, selbst in senkrechter Richtung fällt, so theilt er sich daselbst sogleich in zwei Strahlen. Der eine geht, ohne eme Beugung zu erfahren, durch den Krystall durch, während der andere von seiner ersten Richtung sehr stark abgelenkt wird. Man nennt jenen den gewöhnlichen. ' ' ' ' ' ? 16 Die Sonne. lind diesen den ungewöhnlichen oder außerordentlichen Strahl. Beide liegen immer in einer auf die brechende Fläche des Krystalls senkrechten Ebene, und diese Ebene wird der Hauptschnilt des Krnstalls genannt. Legt man nun einen Krystall so, daß sein Hauptschnitt z. B. in der Ebene des Meridians in der Richtung von Süd nach Nord gehe, und stellt man in einiger Entfernung unter ihm einen andern solchen Krystall, dessen Hauptschmtt ebenfalls im Meridian, also dem vorigen parallel liegt, und läßt man auf die obere Fläche des ersten Krystalls einen Lichtstrahl fallen, so wird derselbe durch den ersten Krystall, wie gesagt, in zwei Strahlen gebrochen werden, also als ein doppelter Strahl aus ihm hervor-, und bald darauf in den zweiten Krystall eintreten. Wird mm auch jeder dieser zwei auf den zweiten Krystall auffallenden Strahlen von demselben wieder in zwei andere gespalten werden? Wird man also jetzt vier Strahlen aus dem zweiten Krystall heraustreten sehen? — Keineswegs. Der gewöhnliche Strahl wird auch in dem zweiten Krystall der gewöhnliche bleiben, aber der außerordentliche wird sehr stark von seiner frühern Richtung abgelenkt werden, und keiner von diesen beiden Strahlen wird weiter gespalten, so daß man aus dein zweiten, wie vorhin aus dem ersten Krystall nur zwei Strahlen austreten sieht. Um dieß durch Zeichnungen zu verstnnlichen, sey (Fig. I.) ein solches Stück Isländischen Krystalls, und kr der auf die obere Fläche desselben einfallende Strahl. Derselbe wird bei r in den gewöhnlichen Strahl rt) und in den außerordentlichen rbl gespalten, wo dann beide an der untern Seite des Krystalls in den Richtungen l)o und bw wieder aus demselben heraustreten. Wird diese untere Seite auf ein Blatt weißen Papiers gestellt, ans welchem man eine schwarze Linie iVM verzeichnet hat, so sieht ein Auge bei U diese Linie doppelt, nämlich b-M und mn. Wenn man aber das Auge immer in derselben Richtung hält, den Krystall auf seiner Unterlage von Papier gleichsam um die Are 0r dreht, so treten diese beiden Linien ÜM und mn näher an, oder weiter von einander, und es gibt irr der ganzen Peripherie dieser Drehung zwei einander gegenüberstehende Punkte, wo diese beiden Linien zusammen fallen, und nur eine einzige bilden. Die Sonne. lind wieder zwei andere, nahe SV Grade van jenen entfernte Punkte, wo diese Heiden Linien ihren größten Abstand von einander Hilden. Wenn der ursprüngliche Lichtsirahl ZIv senkrecht ans die Fläche des Krystalls fällt, so geht er ganz ohne Biegung durch, und wenn er unter irgend einem schiefe» Winkel ans dies? Fläche fällt, so wird er zwar an dieser obern sowohl, als auch an der untern Flache, bei v nnd bei 0, gebogen, aber ganz nach dem bekannten Gesetze der Refraction, daß nämlich die Sinus des Einfalls- und des Brechungs-Winkels innner dasselbe Verhältniß unter sich beibehalten. Da dieß bei allen durchsichtigen Körpern im Allgemeinen beobachtet wird, so heißt eben aus dieser Ursache rO der gewöhnliche Strahl. Dieses Gesetz der allgemeinen Refraction wird nun von dem andern Strahl rC nicht befolgt, und deßwe- gen wird er auch der außerordentliche Strahl genannt. In Fig. 2. werden zwei solcher Krystalle in geringer Entfernung von einander und so vorgestellt, daß ihre Hauptschnitte einander parallel liegen. Der Lichtstrahl Ilr soll, der größeren Einfachheit wegen, senkrecht auf die Oberfläche des ersten KrystallS einfallen, und also bei r in zwei Strahlen gespalten werden. Der gewöhnliche Strahl rv geht ungebrochen durch beide Krystalle und verfolgt den Weg vlltlliOo; der außerordentliche Strahl aber wird in v sowohl, als auch in lä, und dann in V sowohl, als auch in II gebrochen, so daß fein Weg rtWIIblo ist. Wenn aber der untere Krystall um seine A.re so lange gedreht wird, bis sein Hauptschnitt ans dem Hauptfchnitte des oberen Krtzstalls senkrecht steht, oder mit ihnen einen rechten Winkel bildet, so verhält sich die Sache so, wie sie in Fig. Z. dargestellt wird. Dann wird nämlich der gewöhnliche Strahl lOIZt,' deS ersten Krystalls in dem zweiten auf die außerordentliche Weile, und der außerordentliche Strahl iksK des ersten Krystalls wird von dein zweiten auf die gewöhnliche Meise gebrochen. Es ist nämlich (in Fig. 2.) 0c> der durch beide Krystalle gewöhnlich, und bis der durch beide außerordentlich gebrochene Strahl, und eben so ist (Fig. Z.) Uo der im ersten Krystall gewöhnlich und im zweiten außerordentlich, so wie endlich der im ersten Krystalle außerordentlich und int zweiten gewöhnlich gebrochene Strahl. Littrow's Himmel u. s. Wunder. II, 2- - 13 Die Sonne. In jeder von diesen beiden Lagen der zwei Krystalle, wo die Hanptschnitte derselben entweder parallel oder auf einander senkrecht sind, wird weder der gewöhnliche, noch der außerordentliche Strahl von dein zweiten Krystall mehr gespalten, und man sieht immer nur zwei Strahlen. Aber in den Zwischenpositionen dieser beiden Lagen, wenn nämlich der Winkel der beiden Hanptschnitte weder 0 noch 90 Grade beträgt, hat allerdings eine solche Spaltung statt, ffv daß man dann mehr als zwei Lichtstrahlen bemerkt. H. IS. (Erklärung dieser Erscheinungen des polariflrtcn Lichts.) Was ist nun die Ursache dieser sonderbaren Erscheinungen? — Auf den ersten Blick könnte man glauben, daß jeder Lichtstrahl aus zwei verschiedenen Strahlen, aus zwei verschiedenen Reihen von Elementen besteht, von welchen die erste die Eigenschaft hat, auf die gewöhnliche, und die andere auf die außerordentliche Weise, von diaphanen Körpern gewisser Art, gebrochen zu werden- Aber die so eben angeführte Beobachtung steht mit dieser Annahme im Widerspruch, daß nämlich, wenn die Hauptschnitte auf einander senkrecht stehen, der gewöhnliche Strahl des ersten Krystalls der ungewöhnliche im zweiten wird und umgekehrt. Der ganze Unterschied zwischen den in Fig. 2 und S vorgestellten Erscheinungen rührt offenbar nur daher, daß man in Fig. 2 die beiden Hauptschnitte parallel, also z. B. beide von Süd gen Nord gestellt hat, während man in Fig. S den einen nach Südnord und den andern nach Ostwest gerichtet hat. Die von dem ersten Krystalle kommenden Strahlen würden also von dem Hauptschnitte des zweiten Krystalls in Fig. 2 in der Richtung Südnord, und in Fig. Z in der Richtung Ostwest geschnitten. Es muß also auch in jedem Lichtstrahle etwas seyn, das seine Südnordseite von seiner Ostwestseite verschieden macht, und diese zwei oder eigentlich diese vier Hauptseiten müssen noch das Eigenthümliche haben, daß die Nordsüdseite des gewöhnlichen Strahls mit der Ostwestseite des außerordentlichen Strahls als identisch angesehen werden kann, so zwar, daß der letzte, wenn er um 90 Grade um sich selbst gedreht wird, von dem ersten nicht mehr unterschieden werden kann. Wir werden daher künftig bei jedem Lichtstrahl, so fein er auch übrigens seyn mag, vier Seiten Die Sonne. 19 zu unterscheiden haben, deren jede 90 Grade von ihren beiden nächsten absteht, etwa so wie wir bei einein Dolche drei Schneiden, und bei jeder viereckigen Stange vier Ecken oder Flächen unterscheiden, und diese vier Seiten werden so wesentlich verschieden seyn, wie es z. B. die Schneide oder der Rücken oder die beiden Seiten eines jeden Messers sind. Da man bei dem Magnet bekanntlich ebenfalls zwei Seiten oder zwei Punkte bemerkt, die man die Pole des Magnets nennt, und deren Eigenschaften in mehreren Stücken mit den eben erwähnten der Lichtstrahlen ähnlich sind, so hat man analog die auf die vorhergehende Weise erhaltenen Strahlen Eo und La (Fig. 1.) polarisirtes Licht genannt. Denkt man sich einen solchen gleichsam cylindrischen Lichtstrahl, senkrecht auf seine Länge, durchschnitten, so wird dieser Schnitt die Gestalt eines Kreises haben. Ziehen wir in diesem Kreise einen Durchmesser /LlZ und einen darauf senkrechten (N; dieß vorausgesetzt, wird also jeder polarisirte Lichtstrahl in den beiden einander gegenüberstehenden Punkten und L gleiche, und in den beiden Punkten und v zwar wieder gleiche, aber jenen entgegengesetzte Eigenschaften haben, und überdieß wird der Strahl Oo (Fig. 1.) dieselben Eigenschaften in den beiden Punkten und L haben, die der Strahl Lo in den beiden anderen Punkten <1! und O hat, oder mit anderen Worten, die Diameter der gleichartigen Eigenschaften werden, bei den polarisirten Strahlen, auf einander senkrecht stehen. Die Lage dieser Diameter ist in der Lehre von der Polarisation des Lichtes von der größten Wichtigkeit. Sind bei zwei Lichtstrahlen diese Diameter also auch <ÜO, tLIB parallel, so sagt man, diese Strahlen sind in derselben Ebene polarisirt. Sind aber die Diameter tLV, (llv' und (üv mit einander parallel, so heißen die Strahlen unter rechten Winkeln polarisirt. Die zwei Strahlen l)o und La, die man durch den isländischen Krystall erhält, sind daher immer unter rechten Winkeln polarisirt. §. 16. (Polarisation des Lichts durch andere Mittel.) Auch in Beziehung auf die Reflexion von Spiegeln sind die natürlichen Strahlen von den polarisirten wesentlich verschieden. Bon den natürlichen Strahlen, die auf einen Spiegel fallen, wird immer ein großer Theil in der That zurückgeworfen; bei polarisirten 2 - Ti.' Lonne. Strahlen aber gibt es eine bestimmte Lage deS Spiegels, wo er das meiste, und eine andere Lage, wo er ganz und gar kein Licht zurückwirst. Dieß gab uns daher ein leichtes Mittel, daS pola- risirte Licht von den, natürlichen zu unterscheiden; aber erz engen konnte man das letzte doch nur durch die oben erwähnten Versuche mit dem isländischen Krystall. Allein dabei blieb es nicht lange, und Malus, der die Entdeckung, daß polarisirtes Licht nicht in allen Lagen des Spiegels refleelirt wird, gemacht hatte, machte bald darauf noch eine zweite, und in ihren Folgen viel wichtigere. Er fand nämlich, daß man durch bloße Reflexion der Strahlen von durchsichtigen Spiegeln jeder Art auf eine sehr einfache Weise polarisirtes Licht erzeugen kau». Wenn die Lichtstrahlen von einem gewöhnlichen Glasspiegel unter einem Winkel von ZS°,i oder von der Oberfläche des WasserS unter einem Winkel von 27°,, zurückgeworfen werden, so ist dasselbe ganz eben so rollkommen polarisirt, als das durch den isländischen Krystall gehende Licht nur immer seyn kann. — Seil der Zeit der Griechen, seit mehr als 2000 Jahren kennt man die Reflexion des Lichts durch die Spiegel, aber nie ist es weder einem Künstler, noch einem Theoretiker der alten und neuen Zeiten eingefallen, i» dieser Reflexion etwas anderes, als ein Büttel zu suchen, die Strahlen der Sonne entweder zu vereinigen oder zu zerftreuen, also überhaupt mir ihre gegenseitige Lage zu ändern, und Niemand hat es auch nur von ferne geahnet, daß mau dadurch zugleich eine völlige Aenderung der Natur des Lichtes selbst hervorbringen könne. Seitdem hat Arago noch eine andere Art, polarisirtes Licht zu erhalten, entdeckt. Die auf diese Art polarisirten Strahlen geben, wenn sie durch einen isländischen Krystall gehen, zwei verschiedene Bilder, deren jedes in einer bestimmten, sehr lebhaften Farbe erscheint. Wenn auch z. B. der einfaltende Strahl ganz weiß ist, so ist doch der gewöhnliche Strahl vollkommen roth, oder gelb, oder grün u. f., je nach der Seite, welche dieser Strahl dem Krystalle bei seinem Eintritt in dasselbe zuwendet. Der außerordentliche Strahl aber ist nicht nur immer von einer ganz andern Farbe, als der gewöhnliche, sondern die Farben der beiden Strahlen sind zugleich die verschiedensten, die man finden Die Sonne. 2l kann, z. B. stark roth und hellgrün, orange und violett n. s. w. Wenn dieses auf eine nene Art polarisirte Licht von einem dia- phanen Spiegel zurückgeworfen wird, zeigen sich ebenfalls nene und sehr merkwürdige Erscheinungen. Ist z. B. einer dieser anfänglich weißen Stralilen vertical, und begegnet er einem Glasspiegel unter einem Winkel von ZZ Graden, so kann der Spiegel um den Strahl willkührlich gedreht werden, wenn er nur immer dieselbe Neigung gegen den Strahl beibehält, ohne daß je wieder weißes Licht von ihm zurückgeworfen wird. Das reflectirte Licht wird nach der Ordnung, wie man den Spiegel wendet, von der rothen bis zur violetten alle Farben des Speclrums wieder geben, aber nie die weiße, so daß man also, um diese Versuche zu erklären, nicht bloß vier, sondern eigentlich unzählige Pole eines jeden einzelnen Lichtstrahls annehmen mnß, und daß jede einzelne Seitenlinie des Strahlencylinders seine eigene Farbe, seine eigene Natur zu haben scheint. Durch dieses Verfahren kann man also zugleich das weiße Sonnenlicht, bloß mit Hülfe der Reflexion, ganz eben so gut in seine einfachen Farben zerlegen, wie man es, seit Newton, bisher bloß mit Hülfe des Prisma's gethau hat. Zwar sind die Farben, welche man ans diese Art erhält, weniger lebhaft, aber die Bilder der Gegenstände, welche man dadurch darstellen will, sind auch in ihren Umrissen nicht mehr verzerrt, wie dieß bei dem Prisma der Fall ist. §. 17. (Interferenz des Lichtes.) Noch interessanter und wunderbarer zugleich sind diejenigen erst seit Kurzem bekannten Erscheinungen des Lichtes, die man unter der Benennung der Interferenz desselben zu bezeichnen pflegt. — Wenn man durch eine kleine runde Oeffnung Lichtstrahlen in ein verfinstertes Zimmer läßt, so bilden dieselben auf einer der Oeffnung gegenüber stehenden Wand einen runden beleuchteten Kreis. Wenn man in diesen Lichtkegel, in irgend einer Distanz, zwischen der Oeffnung und der Wand einen opaken Körper, z. B. eine Kugel hält, so wird er seinen Schatten auf jenen beleuchteten Kreis der Wand werfen, und dieser Schatten wird, daS ist hier das Wesentliche, von drei verschiedenfarbigen, fransigen Ringen umgeben seyn. Wenn man endlich auch nur einen kleinen Theil des Randes dieser Kugel mit einem größeren, undurchsichtigen Schirm bedeckt, so ver- 22 Die Sonne. schwinden sofort diele gefärbten Ringe ganz und gar, obschon sie vorhin den Schütten in allen seinen Gränzen umgaben, und obschon noch immer bei weitem der größte Theil der Kugel von dem Lichte beschienen wird. Es scheint daraus nothwendig zu folgen, daß jene fransigen Ringe von demjenigen Lichte entstanden sind, das zu beiden Seiten der Kugel nahe bei derselben vorbei ging. Der berühmte englische Naturforscher Dornig, der dieses Phänomen zuerst beobachtete, war der Ansicht, daß die jene Kugel an zwei entgegenstehenden Seiten nahe vorbeigehenden Strahlen aufeinander wirken, und dadurch jene farbigen Ringe hervorbringen. Er nannte diese Wirkung die Interferenz der Strahlen. Fresnel, dem wir überhaupt die meisten und schönsten Aufschlüsse in diesem interessanten Theile der Optik verdanken, zeigte, daß diese Interferenz eine Einwirkung der directen, von der kleinen Oeffnung unmittelbar kommenden Strahlen auf diejenigen sey, welche die Kugel sehr nahe vorbei gehen, und durch dieselbe gebogen oder inflectirt werden. Wenn ein Sonnenstrahl in einem verfinsterten Zimmer auf eine Tafel, z.B. auf ein Blatt weißen Papieres fällt, so malt er sich auf demselben, wie bereits gesagt, als ein hellglänzender Punkt ab. Allein diesen hellen Punkt kann man auf eine sehr einfache Weise sofort zu einem ganz finstern machen, ohne übrigens den Lichtstrahl, noch das Papier zu berühren. Und worin soll dieser sonderbare Prozeß bestehen, durch den man in einem Augenblicke Tag in Nacht und umgekehrt verwandeln kann? — Die Auflösung dieses Räthsels wird den Lesern ohne Zweifel noch sonderbarer erscheinen, als das Räthsel selbst. — Man darf nur auf diesen hellen Punkt noch einen zweiten Sonnenstrahl leiten, der denselben ganz eben so, wie der erste bescheint, und der, wenn er allein da wäre, den Punkt eben so hell, wie der erste, gemacht haben würde. Beide zusammen aber machen ihn, nicht, wie man glauben sollte, noch Heller, sondern sie mache» ihn ganz dunkel und schwarz!— Also, wenn man, unter gewissen Verhältnissen nämlich, Licht zu Licht gießt, so wird es finster: die beiden Lichtstrahlen zerstören sich gegenseitig, sie heben sich auf. Und auch das ist eine Wirkung der Interferenz des Lichts. Die Sonne. 2Z H. 13. ( Erläuterung dieser Erscheinungen der Interferenz des Lichts.) Und welches sind diese Verhältnisse, die so munderbare Folgen nach sich ziehen? — Die einfachsten von der Welt. Alles kömmt nur darauf an, daß die beiden Strahlen von demselben Punkte des leuchtenden Objects ausgehen, und daß die beiden kleinen Oeffnungen, durch welche die zwei Strahlen in das verfinsterte Zimmer gelangen, von dem Papier eine bestimmte und unter einander verschiedene Entfernung haben. Die Strahlen, die von dem östlichen Rande der Sonne kommen, interferiren, d. h. zerstören sich nie durch die Strahlen des westlichen Randes und umgekehrt. Von all denen unzähligen Strahlen, aus denen jeder einzelne Sonnenstrahl besteht, interferiren immer nur diejenigen, die gleiche Brechung, also auch gleiche Farbe haben, daher z.B. der rothe und her grüne Strahl sich nie gegenseitig aufheben. Aber auch die gleichartigen Strahlen, z.B. weiß und weiß, oder roth und roth, interferiren nie, wenn der Punkt des Papieres, in welchem sie sich begegnen und schneiden, gleichweit von beiden Oeffnungen des Fensterladens entfernt ist, sondern in diesem Falle wird der leuchtende Punkt durch das Hinzukommen des zweiten Strahls in der That noch Heller. Aber nicht jede Differenz dieser beiden Entfernungen bringt eine Interferenz des Lichts hervor. Nehmen wir an, u sey die kleinste Differenz dieser Entfernungen, für welche der leuchtende Punkt durch beide Strahlen erhellt, also mit der Summe ihres Lichtes beleuchtet wird, so wird dieselbe stärkste Beleuchtung des Punktes auch dann noch statthaben, wenn jene Differenz der Distanzen des Punktes von den beiden Oeffnungen u oder 2u oder 3s oder üa u. f. ist. Dieß ist bereits sonderbar genug, höre ich meine Leser sagen. Sehr wohl, aber, was ihnen wohl noch mehr auffallen wird, wenn diese Differenz der Distanzen gerade mitten zwischen die jetzt aufgezählten fällt, fo interferiren die beiden Strahlen, oder die Beleuchtung des Punktes ist dann die kleinste, oder vielmehr, der Punkt erhält ganz und gar keine Beleuchtung mehr und erscheint ganz schwarz. Der Punkt ist also am hellsten, wenn diese Differenz u, 2u, Zu, Hu, und er ist ganz dunkel, wenn diese Differenz ist. - " ' ' Die Sonne, §. 19. (Erklärung der Interferenz des Lichts im Vibrations- svstemc.) Es würde uns viel zu weil führen, wenn wir alle die Erscheinungen jener gefärbten Ringe, die den Schatten umgeben, oder die Farbenspiele der dünnen Platten, selbst die der Seifenblasen, hier naher angeben wollten, die sich durch diese Interferenz des Lichtes ans das schönste und überzeugendste geben lassen. Wir bemerken nur noch, daß sich die ganze Theorie der Interferenz viel besser und genügender durch die oben erwähnte Uudulatious- lehre, als durch das Emanationssystem erklären läßt. Durch die Bewegung der Lichtelemente wird jenes äußerst feine, durchsichtige und elastische Medium, welches wir der Kürze wegen den Aether nennen wollen, in eine wellenartige Bewegung gesetzt. Wenn diese Wellen bis zu unserm Sehorgan vordringen, so wird dasselbe dadurch auf eine ähnliche Weise afficirt, wie unser Ohr durch die Wellen der Luft. Und wie die Differenz der Töne in der größeren oder kleineren Anzahl der Luftfchwingungen während einer Se- cunde besteht, eben so besteht auch die Differenz der Farben in den verschiedenen Geschwindigkeiten, mit welchen die Wellen des Aethers fortgepflanzt werden. Und wie endlich die kreisförmigen Wellen, die sich bei zwei in ein ruhiges Wasser geworfenen Steinen um jeden derselben bilden, wenn sie sich auf der Oberfläche des Wassers begegnen, einander öfter aufheben, und die Ebene des Wasserspiegels nicht stören, und oft wieder, wenn sie sich in corre- spondireuden Richtungen treffen, sich gegenseitig zu einer doppelten Höhe erheben, so werden auch die Aetberwelleu sich bald gegenseitig unterstützen, und das Licht ihrer Durchschuittspunkte erhöhen, bald wieder einander aufheben und alles Licht zerstören, d.h. sich interferireu. Setzen wir nur noch hinzu, daß diese ganze Theorie der Interferenz nicht bloß ein Aggregat von vagen Hypothesen, sondern daß sie ein Resultat der strengsten Analyse ist, und daher jenes hohen Grades der Wahrheit sich erfreut, die jeder Theorie nur dann zu Theil wird, wenn sie, wie die Astronomie, eine rein mathematische Basis hat, und daß endlich die Resultate dieser Berechnungen bereits durch zahllose Beobachtungen auf das vollkommenste bestätiget worden sind. Obschon es unmöglich ist, pon solchen Berechnungen in einem Werke dieser Art eine nähere Die Sonne. 2Z Anzeige zu geben, und obschon es uns ohne große Umständlichkeit und selbst vielleicht ohne Unverständlichkeit nicht möglich ist, auch nur die Art anzuzeigen, wie man zu den folgenden Zahlen gekommen ist, von welchen die einen durch ihre Kleinheit, und die andern durch ihre eben so gewaltige Größe an das Wunderbare, beinahe an das Unglaubliche grunzen, so hoffen wir dock, daß unsere Leser bereits so viel Vertrauen zu uns gewonnen haben, die Nichtigkeit dieser Zahlen auf Treu und Glauben wenigstens so lange anzunehmen, bis sie sich in den Stand geseht haben, die Wahrheit derselben durch eigene Nachrechnung selbst zu prüfen, und wie wir mit Gewißheit hinzusehen können, sie auch vollkommen bestätiget zu finden. Wir haben oben gesagt, daß der Durchschnittspunkt zweier Lichtstrahlen mit doppeltem Lichte leuchte, wenn die Differenz der Abstände dieses Punktes von den beiden Oeffnuugen im Fensterladen u, 2u, Zu ist, und daß im Gegentheile dieser Dnrchschuitts- punkt ganz finster und schwarz erscheint, wenn jene Differenz 1 Z S —u, —u, —u ist. Allein wie groß ist denn diese Zahl Ä selbst s 2 2 2 Sie ist für die farbigen Strahlen, aus denen jeder weiße Sonnenstrahl besteht, verschieden. Drückt man sie in englischen Zollen aus, von welchen jeder stgz»; Pariser, oder Wietier Zolle enthält, so findet man diesen Werth von u bei den Diese Größen sind also sämmtlich ungemein klein, und nur durch unsere stärksten Mikroscope noch merkbar. Sie drücken zugleich die Breiten der Aetberwellen aus, welche von den genannten sieben Farben erregt werden. rothen Strahlen gleich " orangen ,, „ engl. Zolle gelben grünen „ „ 0, blauen „ „ st indigo „ „ st violetten „ „ st 26 Die Sonne. Dividirt man die Einheit durch diese Zahlen, so erhält man die Anzahl der Wellen, welche in der Breite eines Zolles enthalten sind. Diese Anzahl beträgt daher bei dem rothen Lichte 38460 Wellen, orangen „ 41600 „ gelben „ 44000 „ grünen „ 47S00 „ blauen „ 51100 „ indigo „ 54100 „ violetten „ 57500 „ so daß also die von dem rothen Lichte erregten Wellen die breitesten, und die von dem violetten erzeugten die schmälsten unter allen sind. Noch konnte man fragen, wie viele solcher Wellen bei jeder Farbe in einer bestimmten Zeit entstehen, oder mit welcher Geschwindigkeit sie auf einander folgen. Auch darauf hat die mathematische Analyse bereits geantwortet, aber die hieher gehörenden Zahlen sind so groß, daß wir sie der Kürze wegen in ganzen Billionen angeben wollen. Nach jenen Berechnungen wird also während einer Secunde folgende Anzahl von Wellen erzeugt: Von dem rothen Lichte 473 Billionen ,, ,, orangen ,, 506 ,, gelben ,, 535 ,, „ „ grünen „ 577 „ „ „ blauen „ 622 „ „ „ indigo „ 658 „ „ „ violetten „ 700 „ Demnach ist also die Geschwindigkeit der Wellenerzeugung bei den rothen oder den breitesten die kleinste, und bei den violetten oder den schmälsten die größte, wie dieß der Natur der Sache angemessen ist. Zugleich zeigt diese letzte Tafel, daß die Sensibilität unseres Auges in Beziehung auf die Farben in viel engere Gränzen eingeschlossen ist, als die unseres Ohres in Beziehung auf die Töne. Das Verhältniß der beiden äußersten Zahlen der letzten Tafel ist nur 700 zu 478 oder 1,»,, zu i, also noch beträchtlich kleiner, als das einer Octave, während wir doch mit Die Sonne. 27 unserem Gehöre nock mehrere Octaven umfassen. Welche Farben oder welche Empfindungen für höhere Gesichtsorgane mögen jenseits dieser beiden Gränzen liegen? Wärm e. §. 20. (Wichtigkeit und wohlthiitige Folgen der Wärme) Man sieht schon aus den vorhergehenden kurzen Zusammenstellungen der vorzüglichsten Eigenschaften des Lichtes, wie wichtig die Lehre von den mannigfaltigen Erscheinungen desselben für Jeden seyn muß, der die ihn umgebende Natur von einer ihrer schönsten und interessantesten Seiten näher kennen lernen will. So groß aber auch das Geschenk seyn mag, welches wir dadurch der Sonne, dieser wahren Quelle alles Lichtes verdanken, so scheint doch ihr zweites, mit jenem nahe verwandtes Geschenk, das der Wärme, für uns noch viel größer und wichtiger zu seyn. Aus dieser zweiten Quelle stießt eine unabsehbare Reihe von Wohlthateu, die nicht bloß, wie jene, unser Leben verschönern und unsere Genüsse erhöhen, sondern die unser Daseyn erst möglich machen, da ohne sie die Existenz aller organischen Wesen ganz unmöglich seyn würde. Da es uns aber zu weit von unserem Gegenstande abführen würde, die Eigenschaften der Wärme, auch nur in der Kürze, mit welcher wir jene des Lichtes betrachtet haben, aufzuzählen, so wird eine bloße gedrängte historische Anzeige derselben genügen, diese Wohl- that, welche wir der Sonne verdanken, wenigstens einigermaßen nach ihrem wahren Werths zu erkennen. Bei dieser Darstellung glaubten wir besonders der schönen Einleitung folgen zu müssen, die Imrllner seinem vortrefflichen Dreutiss vn Heut, I.onllou 1833, gegeben hat. Die meisten organischen Wesen können, wenigstens einige Zeit durch, auch ohne Licht leben. Unzählige Operationen der Natur gehen eben so gut und tbätig in dem Lichte, als in der Abwesenheit desselben vor sich. Der Mangel desselben, wo er z. B. bei der Blindheit der Thiers als Krankheit eintritt, hindert die andern Functionen ihres KörperS keineswegs an ihrer Thätigkeit, und selbst die geistige Kraft des Menschen wird dadurch zuweilen sogar erhöht, wie wir bereits mehrere glänzende Beispiele von blinden Dichtern, wie Homer und Milton, und selbst von blinden Die Sonne. Mathematikern, wie Sannderson und Enler, anführen könnten, hei welchen der Verlast ihres Augenlichtes den Verstand nnd die Einbildungskraft nach zu schärfen schien. Das Licht ist demnach gleichsam nur ein Gegenstand des Luxus der Natur, und wenigstens für viele Dinge und auf längere Zeit entbehrlich. Daher spendet es auch die Natur nicht mir jener unbegränzten Freigebigkeit ans, sondern sie beobachtet dabei jene zurückhaltende Oeco- nomie, die sie sich bei allen den Gaben vorzuschreiben pflegt, die bloß das Vergnügen ihrer Geschöpfe, nicht aber die unentbehrlichen Bedürfniste derselben zum Zwecke haben. Die Wärme aber hat sie überall und für alle mit der freigebigsten Hand ansgetheilt. Dieses Geschenk findet sich zu allen Zeiten und an allen Orten. Jeder Körper, selbst der unorganische, selbst der lnftförmige enthält sie in reichlichem Maaße. Die todte Masse des Wassers, der Erde, der Steine, nnd was wir sehen, was wir nur durch irgend einen unserer Sinne erkennen, ist damit angefüllt. Dem Einflüsse der Wärme ist jene endlose Verschiedenheit der Gestalten zuzuschreiben, die über die Erde verbreitet sind. Unser Festland, unsere Meere und Flüsse, unsere Atmosphäre selbst könnten nicht einen Augenblick so bleiben, wie sie sind, wenn ihnen die Wärme entzogen würde, nnd alles würde, ohne sie, in eine rohe, starre, formlose Masse zusammen fallen. Die Luft, die uns umgibt, müßte, sobald ihr die Wärme entzogen würde, in eine dicke, harte Rinde zusammen schrumpfen, welche die Erde rings umschließen, und alle ihre Geschöpfe in ein einziges, großes, undurchdringliches Grab stürzen würde. Die Wärme ist die Mutter nnd die Amme aller organischen Wesen, und selbst die unorganischen entspringen mir ans ihrem Schooße. Jeder Körper der Natur, wie grob seine Masse, oder wie fein auch sein Gewebe seyn mag, verdankt seine Entstehung und seine Erhaltung nur der Wärme. Nehmt die Wärme weg aus der Natur, nnd sofort verschwindet auch alle Bewegung, alle Formgebung und alles Leben ans derselben, und das alte Chaos tritt wieder in seine Rechte ein. §, 21. (Wärme, in Beziehung auf Kunst und Wissenschaft.) Auch unsere Künste und Mannfacturen können sie so wenig, als die Natur selbst, entbehren. Welche Veränderungen wir auch mit Die Sonne. 29 den Körpern, wie sie uns die Natur gegeben hat, vornehmen mögen, sie bestehen aste mir in der Trennung oder Zusammensü- gnng ihrer Theile, und in einer unseren Zwecken gemäßen Verwandlung ihrer Gestalt. Wir schmelzen sie, um ihnen eine andere Gestalt zu geben, wir trennen die zusammengesetzten, um ihre uns nutzlosen oder schädlichen Theile zu entfernen, und wir verbinden die getrennten wieder, um sie auch dadurch unser» Absichten dienstbar zu machen. In alle» diesen Operationen ist die Wärme das wichtigste, oft daS einzige Instrument. Auf ihre» Wink erweichen die härtesten Körper, das Gold wird Wachs, das Eisen Wasser, und die ganze Natur wird verändert, um unseren Bedürfnissen, um nnferem Vergnügen, oft selbst um unseren Einfällen zu gehorchen. Aber nicht bloß in unseren technischen, auch in unseren wissenschaftlichen Arbeiten spielt dieses Agens eine große, wichtige Rolle. Wer in einer hellen Nacht den gestirnten Himmel betrachtet, glaubt schon alles gesehen zu haben, wenn er die Größe und die gegenseitige Lage dieser Gestirne kennen gelernt hat. Der Astronom aber weiß, daß er diesen Himmel keineswegs so sieht, wie er in der Thal ist, daß er ihn vielmehr durch eine große täuschende Linse, durch eine Kugelschaale von Lust sieht, die alle Gegenstände gleich einem Hohlspiegel verzerrt, und keinen derselben an seinem wahren Orte erscheinen läßt. Er weiß, daß diese optischen Täuschungen mit der Entfernung der Gestirne von dem Horizonte, daß sie von Nacht zu Nacht, ja von Stunde zu Stunde wechseln, und daß dieser Wechsel bloß von der ebenfalls wechselnden Wärme der Atmosphäre kömmt. Selbst das Instrument, mit welchem er diese Veränderungen beobachtet, ist wieder ähnlichen Aenderuugen unterworfen, und wie die Temperatur seiner Umgegend anders wird, ziehen sich auch seine Theile zusammen oder auseinander. Ein einziger Sonnenstrahl, der aus sein Instrument fällt, ein einziger Hauch von einem kühlen Zugwinde, ja die den Beobachter selbst Hingebende Atmosphäre seines eigenen Körpers ist schon im Stande, den metallenen Bogen seines Kreises zu verziehen und Aenderungen hervorzubringen, die man lange genug an dem Himmel gesucht hat, während sie ihre wahre Ursache in dein Instrumente oder in dem Beobachter selbst halten. ' - ^ -- ^ - ^ 20 Die Sonne. Unsere solidesten Gebäude ans den alten Zeiten, die sprüchwörtlich als'Symbole, als Beispiele einer unwandelbaren Festigkeit gelten, werden täglich, ,ja stundlich von der Wärine in immerwährende Bewegung geseht. Seit den Versuchen, die man mit den höchst empfindlichen Libellen Reichenbachs an der Sternwarte Brera zu Mailand angestellt hat, ist es bekannt, daß jeder Thurm und jedes Haus, wenn es auf seiner Ost- oder Westseite von der Sonne beschienen wird, gleich einein Pendel hin und wieder geht, ohne auch nur zwei Augenblicke dieselbe Lage beizubehalten. Aber welche noch viel größere Rolle ist dieser unsichtbaren Macht in unserer Chemie angewiesen worden. Unauflöslich scheinende Körper trennt sie in ihre Elemente; die heterogensten Massen schmilzt sie zu einem gemeinsamen, einförmigen Körper; sie weckt seit Jahrtausenden schlafende Affinitäten aus ihrem Schlummer zu neuer Thätigkeit, und sie zerreißt selbst die Baude der chemischen Attractiou, die jeder andern uns bekannten Kraft spottend widerstehen. Durch Bindung und Freiwerden der Wärme entstehen alle unsere Compositionen und Decompositionen der naturlichen Körper, und diese zwei Prozesse sind es, durch die wir mit der einen Hand fürchterliche Detonationen mit einer alles schnell verzehrenden Hihe, und mit der andern eine Kälte erzeugen können, gegen welche die unserer Pole noch Wärme heißen kann. H. 22. (Wärme in Beziehung auf das gemeine Leben.) Aber wozu erst Sternwarten oder Laboratorien aussuchen, um Beispiele für die Thätigkeit einer Kraft zu finden, die uns überall und zu allen Seiten in der Nähe umgibt. Im Schlafe und im Wachen, zu Hause oder auf dem Felde, bei Tag und Nacht, in der heißen und in der kalten Zone — überall ist sie, überall wirkt sie und überall sind wir ihre Sklaven zugleich und ihre Meister. Wir sind ihre Sklaven. — Denn ohne sie vermögen wir nicht einen Augenblick zu leben, und ohne ein genau bestimmtes Maaß derselben können wir dieses Leben eben so wenig in Frieden genießen. Sie herrscht gebieterisch über unsere Freuden und über unsere Leiden. Sie legt uns auf das Siechenbette hin, und Hilst uns wieder von demselben auf. Sie ist unsere Krankheit und Die Sonne. unser Arzt zugleich. In der brennenden Hitze des Sommers lechzen wir unter ihrem Drucke, und in der starren Kälte des Winters schauer» wir ob ihrem Mangel. Wenn sie sich in unserem eigenen Körper anhäuft, so vertrocknet unsere Zunge, und wir brennen im Fieber, und wenn sie uns zu schnell verläßt, so ächzen wir unter Erkühlungen und Rheumatismen und allen den zahllosen Leiden, die mit dem Gefolge dieser beiden Anführer aufzutreten pflegen. Wir sind aber auch ihre Meister. — Denn wir zwingen sie, unserem Willen zu gehorchen und unsere Zwecke zu befördern. Mitten unter den Schnee- und Eis-Bergen der Pole muß sie mit uns in unserer Stube wohnen, und selbst außer derselben darf sie, in undurchdringliche Kleider eingeschlossen, unsere Körper nicht verlassen. Und dieselben Kleider brauchen wir auch in der heißen Zone, um ihren Andrang von uns abzuhalten. Wir entfernen sie aus dem Wasser, um uns während der heißen Jahreszeit mit Eis zu kühlen; und wir bringen sie wieder in größerem Maaße in das Wasser zurück, um im Winter (durch in Röhren geleitetes heißes Wasser) unsere Wohnungen zu erwärmen. Auf unseren Reisen zur See ist sie es, die unserem Schiffe (dem Dampfschiffe) Flügel gibt, und dadurch den Winden und den Wogen trotzt. Auf unseren Landfahrten aber spannen wir sie statt der Pferde vor unsere (Dampf-) Wägen, und eilen damit dem schnellsten Vogel und selbst den Furien der Stürme vor"). '") Zur Vergleichung verschiedener Geschwindigkeiten mögen folgende Angaben der in einer Stunde zurückgelegten Wege, in deutschen '.teilen ausgedruckt, dienen. Cchnellsegelyde Schiffe .... Die . n . Brieftauben . . Heftige Stürme Schnelle Dampfmagcn..... Der Schall .......... Aequator der Erde in seiner täg- 16Z 5,0 Meilen. lichen Bewegung Mittelpunkt der Erde in seiner 227 „ jährlichen Bewegung Das Licht .' , . . 14,800 1S1,000,000 52 Die Sonne. Wenn wir schlafen, so ist unser Zimmer nnd unser Bette mit den Mitteln versehen, die Warme in ihrem gehörigen Zustande zu erhalten. Wenn wir zu Tische sitzen, so ist wieder sie et!, die unseren Speisen ihre Genießbarkeit, ihren Nutzen und ihre Würze gidt. Sie hereitet unsere Gerichte in der Küche, wie sie die Früchte in unseren Gärten'kocht und zur Reife dringt. Die angenehme» Säfte, die das Blatt des Theedaums, oder die Beere der Kaffeestaude, oder die Cacaodohne in sich schließt, würden unS immer verdorgen geblieben seyn, wenn sie uns die Wärme nicht aufgeschlossen hätte, und selbst die Bereitung aller anderen künstlichen Getränke, die uns erquicken und erwärmen, und die unsere durch Arbeit und Anstrengung ermatteten Glieder stärken, würden uns noch ein Geheimniß seyn, wenn wir, gleich dein blödsinnigen Feuerländer, mit der Erhaltung und Anwendung der Wärme auf die Körper der Natur noch unbekannt wären. §. 2Z. (Verbindung des Lichts mit der Wärme.) Selbst das Licht, jene an sich so köstliche Gabe des Himmels, wie oft würden wir uns vergebens darnach sehnen, wenn dieselbe allgütige Hand, die uns dasselbe gegeben, jeneS andere noch köstlichere Geschenk zurückgehalten hätte. Wenn die Sonne ihr Antlitz von uns wendet, und die Erde in Finsterniß einhüllt, wenn sie, wie in den Polargegenden, sechs volle Monate nicht wiederkehrt — woher sollen wir dann Licht nehmen?— Dann ist es die Wärme, die unsere Luft in Flammen setzt ^); dann zünden wir, mit ihrer Hülfe, unsere Kerzen, unsere Lampen an, und schaffen uns künstliche Tage mitten in der tiefsten Nacht; dann lassen wir unsere Sonnen leuchten zu unseren Geschäften, zu unseren geselligen Vergnügungen, und vermehren so die Summe der Genüsse und die Länge unseres Lebens durch nützlich oder angenehm verbrachte Stunden, die wir, ohne jenes Geschenk, in dumpfer Unlhätigkeit verloren oder im trägen Schlafe verträumt hätten. §. 24. (Oberfläche oder Photosphäre der. Sonne.) Indem wir nun, nach dieser Digression über die zwei wichtigsten Geschenke, ^) Bekanntlich sind unsere Flammen nichts als brennende Luft, als Tbeile unserer Atmosphäre, die durch die Hitze weißglühend gemacht werden. Die Sonne. welche wir der Sonne verdanken, wieder zu nnserm Gegenstände, zu der phpsischen Beschaffenheit dieses Centralkvrpers selbst zn- rückkehre», müssen wir nns vorerst auf das Wenige beschränken, was wir von der Oberfläche desselben durch Hülfe unserer Fernrohre kennen gelernt haben. Diese Oberfläche scheint ein ungeheueres, den eigentliche» Körper der Sonne umgebendes Lichtmeer zu seyn. Diese Photosphäre der Sonne ist aber, wie die Beobachtungen Zeigen, in immerwährender heftiger Bewegung, und in ihr gehen Revolutionen vor, mit welchen die unserer Stürme und Ungewitter nicht weiter verglichen werden können. Man sieht auf diesem Feuermeere öfter sehr große, schwarze Flecken entstehen, und nach wenig Tagen oder Wochen wieder verschwinden, Flecken, die unsere Erde im Durchmesser vier-, fünf- und mehrmal übertreffen. In der Nähe dieser schwarzen Flecken bemerkt man im Gegentheile häufig andere große Stellen der Sonne, die sich durch ihr stärkeres, helleres Licht auszeichnen, und daher Sonnenfackeln genannt werden. Aber auch der übrige Theil der Sonne, der weder Flecken noch Fackeln zeigt, ist beinahe nirgends gleich licht, sondern durchaus mit kleinen Schuppen oder Punkten besäet, die ihren Ort immer ändern, wie man sehen kann, wenn man die Sonne mit sehr guten Fernrohren beobachtet. Dadurch gewinnt die Oberfläche der Sonne das Ansehen des Bodensayes einer flockigen Substanz, die in einer durchsichtigen Flüssigkeit aufgelöst ist. Das Ganze leitet auf die Ver- muthung, daß die Oberfläche dieses Körpers aus einem Lichtmedium besteht, mit welchem eine wohl durchsichtige, aber an sich selbst nicht leuchtende Flüssigkeit vermischt, jedoch nicht völlig durchdrungen ist, wo dann diese Flüssigkeit in dem Lichtmeere schwimmt, wie unsere Wolken in der Luft, oder wo sie dieses Lichtmeer in mächtigen Streifen durchzieht, wie das Nordlicht unsere Atmosphäre. §. 25. (Ist die Oberfläche der Sonne ein Feuer?) Wenn aber diese Photosphäre der Sonne in der That ein Feuer seyn soll, so ist es gewiß von unserem irdischen Feuer sehr verschieden. Wie ließe sich sonst das Eis auf den höchsten Gipfeln unserer Berge, selbst in den Tropenländern, erklären? Oder wie sollte unser Feuer, auch in »och so großen Massen angehäuft, in einer Litrrow's Himmel u. s. Wunder II. Z 54 Die Sonne. Entfernung von mehr c>lS zwanzig Millionen Meilen noch Kraft tienng besihen, die Haut deS Negers schwarz zu färben, und den Saft des Zuckerrohrs zu sieden? — Es ist sehr wahrscheinlich, daß Licht und Wärnie, wenn wir sie gleich sehr oft beisammen finden, doch wesentlich zwei sehr verschiedene Dinge sind. Auch ist es bekannt, daß alle Körper unserer Erde eine eigenthümliche Wärme enthalten, die durch verschiedene Mittel ans ihnen hervorgezogen oder entbunden werden kann. Ein solches ist z. B. die Reibung. Wir erwärmen unsere Hände, wenn wir sie gegen einander reiben, und mehrere wilde Völkerschaften verschassen sich ihr Feuer bloß durch die Reibung zweier trockenen Holzstücke. Seile und Schnure an unseren Maschinen entzünde» sich zuweilen durch heftige Reibung, so wie die Achsen unserer Räder durch schnelles Fahren. Unsere Bohrer, besonders die zum Durchlöchern der Steine und Metalle bestimmten, werden durch anhaltende Reibung oft bis zum Glühen heiß, und müssen darum durch stets zufließendes Wasser immerwährend abgekühlt werden. Hieher gehört auch zum Theil das Erhihen der Körper durch schnell wiederholte, starke Schläge. Ein Stück Metall wird, wenn es ans den Amboß gelegt und eine Zeit durch kalt geschmiedet wird, sehr oft bis zum Glühen erhiht. Unser gewöhnliches Feusr- anschlagen durch Stahl und Stein ist eine ähnliche Erwärmung durch Reibung, die durch das Zusammenschlagen beider Körper verursacht wird, wo dann kleine Stückchen Stahl durch den Stein abgeschlagen und in der Luft geschmolzen werden. Ein anderes Mittel, die Körper zu erwärmen, oder eigentlich die in ihnen latente Wärme zu entwickeln, ist das Zusammenpressen derselben in einen kleineren Raum. Unsere Luftfeuerzeuge, die Moll et erfunden hat, geben davon ein allgemein bekanntes Beispiel. Wenn der Stempel in den Röhrchen dieser Maschinen die unter ihm befindliche atmosphärische Luft, durch das Herabdrücken desselben, auf emen zwölfmal kleinern Raum verdichtet, so entsteht dadurch schon eine Wärme von 125 Grad R., die hinlänglich ist, Zunder in Brand zu sehen, und selbst leichtflüssige Metallgemische zu schmelzen. Eben so kann man durch chemische Einwirkung der Körper auf einander oft eine sehr große Hihe erzeugen. Wasser auf Die Sonne. 25 ungelöschten Kalk gegossen, erhiyt sich bis zum Kochen. Vitriol- öhl oder Scheidewasser auf Eisenfeile gegossen^ und noch mehr eine Mischung von Terpentinöl)! mit Scheidemasser, worauf Vi- triolöhl gegossen wird, gibt eine sehr hohe Temperatur, und selbst eine sehr heftige Flamme, die schon manchem unvorsichtigen Experimentator gefährlich geworden ist. Aber das stärkste bekannte Entbindungsmittel der Wärme ist immer das Sonnenlicht, besonders wenn es senkrecht auf die Oberfläche der Körper wirkt, und die letzten demselben eine längere Zeit durch ausgesetzt bleiben. In den Tropenländern ist es so heiß, weil die Sonne zur Zeit des Mittags immer nahe in dem Zeuithe dieser Länder steht, so wie es selbst näher bei den Polen wenigstens einige Wochen durch oft noch heißer ist, weil dann die Tage für diese Gegenden so lang sind. Wenn die Strahlen der Sonne in unfern Breungläsern oder in Hohlspiegeln gesammelt werde», so erzeugen sie eine so große Hitze, daß die diesen Strahlen ausgesetzten Körper oft schon in wenig Augenblicken verbrennen oder sich verglasen, obschon sie sonst, wie z. B. unser Diamant, dem größten gewöhnlichen Feuer unbeschadet ausgesetzt werden können. ES ist sehr möglich, daß die Strahlen der Sonne an sich selbst ganz kalt sind, daß sie aber die Eigenschaft haben, den Wärmestoff aus den Körpern in hohem Grade zu entwickeln, waS vielleicht durch die große Geschwindigkeit bewirkt wird, mit welcher diese Strahlen an die Elemente der Körper stoßen, und dadurch entweder diese Elemente augenblicklich in «inen kleineren Raum zusammendrücken, oder doch eine heftige Reibung an denselben verursachen. So kann es sehn, daß der entfernteste unserer Planeten, daß Uranus sich noch einer sehr hohe» Temperatur erfreut, wenn die Körper seiner Oberfläche die Eigenschaft haben, die ihnen inwohnende Wärme schon durch wenige Sonnenstrahlen frei zu machen. Auch ist es nicht unwahrscheinlich, daß wir die Wirkungen des Lichts auf die Körper besser kennen lernen werden, wenn wir unsere Aufmerksamkeit nicht immer bloß auf die Attraction, sondern auch auf die chemische» Verwandtschaften der Körper zu dem Lichte anhaltend richten werden. 2-2 Die Sonne. §. 26. (Temperatur auf der Oberfläche der Sonne ) Jndeß scheinen doch niedrere Gründe dafür zu sprechen, daß die Temperatur auf der Oberfläche der Sonne selbst ungemein groß seyn müsse. I. Das Licht sowohl als die radiirende Wärme nimmt, unseren Beobachtungen zufolge, in demselben Maaße ab, wie daS Quadrat der Entfernung zunimmt, so daß es z. B. in der Entfernung von 2, 5, 4.. Meilen nur mehr '/<>, '/,g.. von dem ist, was es in der Entfernung von einer Meile beträgt. Wenn nun die durch die Sonnenstrahlen auf unserer Erde erregte Hihe so bedeutend ist, wie stark muß sie ans der Oberfläche der Sonne selbst ans für sie gleicd empfängliche Körper wirken. Man kann durch Rechnung zeigen, daß die Hipe, welche die Sonne z. B. auf eine Onadratmeile idrer eigenen Oberfläche ausübt, über 500,000 mal größer ist, als diejenige, welche sie auf eine eben so große Stelle der Oberfläche unserer Erde äußert. Unsere Brenngläser sind weil entfernt, eine so große Hipe zu erzengen, oder die Strahlen der Sonne 500,000 mal zu verdichten, und doch kann man in den Brennpunkten dieser Gläser Gold, Platina und selbst Diamanten schmelzen und zerstören. II. Unsere künstlichen oder irdischen Feuer senden bekanntlich ihre Strahlen desto leichter durch das GlaS, je größer, je intensiver diese Feuer sind. Ei» zweimal so starkes Feuer schickt auch zweimal so viele Strahlen durch dasselbe Glas. Nun gehen aber die Strahlen der Sonne mit einer ganz besvndern Leichtigkeit durch das Glas. Mit dem sogenannten Actinometer, einem unserer verläsfigsten Russischen Instrumente, fand der jüngere Her- schel, daß von je 1000 Wärmestrahlen der Sonne 316 durch eine Glasplatte von 1 '/z Linie Dicke gehen, und daß von 1000 bereits durch eine solche Platte gegangenen Strahlen wieder 860 noch stark genug find, durch eine zweite, eben so dicke Glasplatte zu gehen. Unsere irdischen Feuer sind sämmtlich weit entfernt, solche Leichtigkeit des Durchgangs zu zeigen, sie stehen daher auch wahrscheinlich dein Feuer der Sonne an Intensität eben so weil nach. III. Wenn man eine Lichtkerze, eine brennende Fackel, ja selbst das lebhafteste irdische Feuer zwischen das Auge und die Sonne hält, so verschwinden sie gleichsam für unser» Blick, weil Die Sonne. 37 sie von dem viel intensiveren Sonnenlichte absorbirt werden. Das Licht des sogenannten indischen Weißseners oder das des ungelöschten KalkeS blendet unsere Augen und gebort zu dein lebhaftesten Feuer, das wir hervorbringen können, und doch bemerken wir es kaum auf dein noch viel Hellern Hintergründe der Soiine. §. 27. (Resultate der vorhergehenden Betrachtungen ) ES ist also möglich, daß der eigentliche Sonnenkvrper, so dunkel er auch in den oben erwähnten schwarzen Flecken aussehen mag, in einem Zustande der heftigsten Constagration sich befindet, doch sind dieß nur Vernmthungen, und es ist ganz eben so möglich, daß die Sonnenstrahlen ganz und gar keine eigene Wärme haben, sondern nur die in andern Körpern gebundene Wärme entwickeln, oder auch, daß der eigentliche Kern der Sonne zunächst an seiner Oberstäche mit einer das Licht vollkommen restectirenden Decke überzogen sei), wodurch er denn von der Irradiation des obern Lichtmeeres völlig geschuht werden, und in dem Znstande einer sehr nieder» Temperatur sich befinden könnte. Wenn die Dichtigkeit der Sonnenmasse mit ihrer Entfernung von dem Mittelpunkts sehr schnell abnimmt, oder wenn dieß auch nur von ihrer Atmosphäre statt hat, so wurde ebenfalls keine oder doch nur wenig Hihs abwärts geleitet werden. Vielleicht ist jene graue Wolkenschichte, mit welcher die schwarzen Flecken der Sonne immer umgeben sind, eine solche vollkommen spiegelnde Fläche. Wenn aber auf der Oberfläche dieser Himmelskörper in der That immer so viel Hihe durch Radiation ausgeschieden wird, so wurde dadurch allein schon der Zustand der heftigen Agitation zu erklären seyn, welche die Oberfläche der Sonne immerwährend, wie ein vom Sturme gepeitschtes Meer, bewegen, ohne daß man deßwege», wie andere gethan haben, zu chemischen Kräften seine Zuflucht zu nehmen braucht. §. 28. (Erhaltung dieses Zustandes der Sonne.) Wodurch erhält sich aber diese immerwährende Verbrennung, wenn sie anders in der That statt hat, auf der Oberfläche der Sonne? — Wir wissen es nicht und es ist hier, wie in so vielen andern Fällen, am besten, seine Unkenntniß der Sache offen z» gestehen. Wird diese nie aufhörende Entwicklung von Licht und Wärme durch eine stetige Reibung oder durch immcrdauernde elektrische Z8 Die Sonne. Entladungen bewirkt? Wie man innner diese Erscheinungen zu erklären versucht, so sollte man doch die etwa? zu krasse Vorstellung eines eigentlichen ponderablen Futters zu vermeiden suchen, da wir selbst auf der Erde viele Feuer ohne diese Nahrung kennen. Unser Kücheufeuer mag immerhin ausgehen, wenn nicht immer frisches Holz zugelegt wird. Auf eine ähnliche Art läßt Newton der Sonne durch die in sie stürzenden Kometen von Zeit zu Zeit neue Nahrung zuführen. Allein wie viele Mittel mag die Natur hesipen, Licht und Wärme auch ohne solche äußere Hülle zu entwickeln und selbst sehr lauge zu erhalten. Es ist bekannt, daß die Electricität, wenn sie eine sehr verdünnte Lust durchzieht, Licht, allo wohl auch Wärme gibt. Warum sollte nicht ein solcher electrischer Strom auch die Sonne umgeben? Warum sollte uuser Nordlicht nicht vielleicht etwas Aehnliches für unsere Erde seyn können? §. 29. (Abnahme des Sonnendurchmessers.) Wer bürgt uns übrigens dafür, daß die Größe der Sonne durch ihr immerwährendes Ausscheiden der Lichtmaterie in der That in steter Abnahme begriffen ist? Wir haben diese Abnahme noch nicht beobachtet, allein wie lange ist es denn, daß wir den Durchmesser der Sonne so genau kennen? — Seit der Erfindung der Fernröhre, oder eigentlich, seit der Anbringung der Mikrometer an diese Fernröbre, d. h. seit dem Jahre 16i0, von welcher Epoche sich unsere bessern Beobachtungen datiren. Ja selbst jeyt noch kennen wir diesen Durchmesser der Sonne nicht bis auf eine Secunde, d. h. wir sind in dem wahren Werths desselben wenigstens noch auf 109 deutsche Meilen ungewiß. Wenn daher der wahre Durchmesser seit den letzten zwei Jahrhunderten auch um 2,289,000 Fuß abgenommen hätte, so würden wir jetzt den scheinbaren Durchmesser nur um eine Secunde, d. h. um eine Größe kleiner sehen, über die unsere besten Beobachter noch ganz in Zweifel sind. Ja wenn der wahre Durchmesser der Sonne selbst täglich um eine» Fuß kleiner würde, so würde dieß in dein scheinbare» Durchmesser erst nach 12,009 Jahren eine Verminderung von zwei Secunde,? erzeugen. Demungeachtet kann mau nicht läugnen, daß diese Abnahme, so klein sie auch an sich selbst fem? mag, in der Folge von vielen Jahrtausenden endlich beträchtlich werden muß, selbst Die Sonne. 53 wenn man annimmt, daß die einzelnen Elements eines jeden Sonnenstrahls vielleicht dnrch tausende von Meilen von einander getrennt seyn mögen. Das Sonnenlicht ist über 200,000 mal stärker, als das des Vollmonds, und nahe 800 Millionenmal so stark, als das des Sirius. Auch scheidet die mit ihrem Lichte wenigstens scheinbar sehr verschwenderische Sonne viel mehr Licht ans, als zur bloßen Beleuchtung und Erwärmnng der Planeten nöthig ist, so daß man versucht wird, zu glauben, daß diese Erleuchtung wenigstens nicht der einzige Zweck dieses Lichtes seyn kann, ebenso wie die Erleuchtung der Erde zur Nachtzeit gewiß nicht der Zweck des Mondes ist, was wir an einem andern Orte gezeigt haben. Auf der Peripherie der Erdbahn würden über 70,000 Erden, jede der unseren an Größe gleich, Raum haben, und alle von der Sonne gleich stark erleuchtet und erwärmt werden können, während diese Wohlthat jetzt nur dieser einzigen Erde zu gut kömmt. Allein selbst bei dieser anscheinenden Verschwendung, die ohne Zweifel nur in unserer Unkenntniß des Gegenstandes gegründet ist, wird es der Natur nicht an Wegen fehlen, auf welchen sie diesen Verlust des Lichtes, wenn es überhaupt noch ein Verlust ist, wieder ersetzen kann: das Zurückwerfen des erhaltenen Sonnenlichts von den Planeten, das eigene Licht der unzähligen Fixsterne, die Annäherung der Kometen, von denen viele nur auS Lichtstoff gewebt zu seyn scheinen u. dgl., so daß unter allen diesen Körpern des Himmels nicht sowohl der Gewinn und Verlust des Einzelnen, als vielmehr nur der gegenseitige Austausch des Licktes in Betrachtung kommen soll. Endlich, wenn das Licht nicht in der Emanation eines eigentlichen Körpers, sondern nur in der Vibration eines die Sonne Hingebenden Mediums bestehen sollte, so fällt ohuedieß jede Abnahme der Sonne durch Ausscheidung ihrer Lichtmaffe von selbst weg. §. 30. (Beschreibung der Sonncnflecken.) Nach diesen allgemeinen Betrachtungen wollen wir nun zu einer nähern Beschreibung der bereits oben erwähnten Sonnenflecken übergehen. Wenn man die Oberstäche der Sonne durch ein Fernrohr betrachtet, das zur Schützung des Auges mit einem gefärbten Planglase versehen ist, so bemerkt man auf ihr häufig größere oder kleinere, meistens sehr unregelmäßige dunkelschwarze Flecken, 40 Die Sonne. mit einem aschfarbenen, gewöhnlich überall gleich beeilen Rand eingefaßt. Diese Flecken verändern meistens ihre Gestalt und selbst zuweilen ihren Ort ans der Sonne. Wenn man sie von Stunde zu Stunde verfolgt, so sieht man sie an Umfang wachsen oder kleiner werden, verschiedene Gestalten annehmen, aus einander brechen und gleichsam zerreißen und wieder zusammen stieße» und oft selbst gänzlich verschwinden. In dem letzten Falle, wenn der Flecken sich nnferm Auge ganz entzieht, wird immer zuerst der schwarze Centralpunkt allmählig kleiner und verschwindet lange vor dem aschgrauen Rande. Der ganze Anblick dieser Erscheinung scheint auf einen flüssigen Zustand der Oberfläche der Sonne und auf sehr heftige Bewegungen zu deuten, die auf ihr vorgehen. Diejenigen unter ihnen, welche längere Zeit ohne beträchtliche Veränderungen ihrer Form dauern, — und man sieht zuweilen solche, die man nach vier und sechs Wochen wieder deutlich als dieselben erkennen kann, — zeigen im Allgemeinen folgende Erscheinungen. Man sieht die eigentlichen schwarzen Flecken in einer meistens länglichen Gestalt an den linken oder östlichen Rand der Sonne eintreten und sich von da langsam gegen den westlichen Rand bewegen, den sie gewöhnlich am dreizehnten Tage nach ihrer ersten Erscheinung erreichen, und dann eben so lange unsichtbar werden, bis sie am Ende dieser Periode wieder an der früher» Stelle des östlichen Randes hervortreten. Je näher sie dein Mittelpunkte der Sonne komineu, desto breiter scheinen sie zu werden, während sie an den beiden Rändern der Sonne sehr schmal sind. §. ZI. (Was diese Sonnenflecken se»n mögen?) Da sie sich alle mit nahe derselben Geschwindigkeit von Ost gen West auf der Sonnenscheibe bewegen, so können sie nicht solche Körper sepn, wie unsere Wolken, die von den Winden nach allen Seiten und mit verschiedener Geschwindigkeit bewegt werden. Sie können auch keine eigenen Himmelskörper sehn, die die Sonne umkreise», wie etwa der Mond die Erde, weil sie ain Rande der Sonne immer schmäler, als in dem Mittelpunkte derselben erscheinen. Sie müssen also der Oberfläche der Sonne selbst angehören und in derselben sich aufhalten und die bemerkte Bewegung derselben von Ost gen West kann nur von einer Bewegung der Sonne Die Sonne. selbst kommen, die ans der uns abgewendeten Seite von West gen Ost vor sich gebt »nd die daher diese Körper auf ihrem Wege um den Mittelpunkt der Sonne mit sich fuhrt. Z. 22. (Große der Sounensiecken.) Diese Flecken sind zuweilen ungemein groß. Es ist schon oben gesagt worden, daß auf der Oberfläche der Sonne eine gerade auf unfern Gesichtsstrahl senkrechte Linie von hundert deutschen Meilen in der Länge, uns unter dein Winkel von einer Secunde erscheint. Ein Kreis von d^m Durchmesser auf der Oberfläche der Sonne wurde also deutsche Ouadratmeilen enthalten. Tobias Mauer sah am 15. März 1758 einen solchen Flecken, der nach seinen Beobachtungen den zwanzigsten Theil des Sonnendurchmessers, also 90 Secunden betrug. Der wahre Durchmesser desselben hatte also 9000 deutsche Meilen, war demnach fünfmal größer als der Durchmesser unserer Erde. Der ältere Herschel sah im Jahre 1779 einen schon mit bloßen Augen bemerkbaren Flecken, von dem das größere Stück, denn er bestand aus mehreren hart an einander liegenden Theilen, 70 Secunden, und das Ganze 270 Secunden im Durchmesser betrug. Der wahre Durchmesser diests Fleckens hatte also 27,000 deutsche Meilen, oder er war 15 mal größer, als der Durchmesser der Erde, und seine Oberfläche betrug über 750 Millionen Quadratmeilen. Wenn ein solcher Flecken in der Zeit von drei Wochen verschwinden soll, so müssen die Ränder desselben täglich einen Weg von 1400, und in jeder Stunde einen Weg von 58 Meilen zurücklegen, also die Geschwindigkeit unserer heftigsten Stürme mehr als achtmal übertreffen. Man sieht schon daraus, welche Revolutionen auf der Oberfläche der Sonne vorgehen mögen. Es scheint aber, daß diese Flecken zuweilen noch viel größer sind, als die erwähnten. So erzählt eVIIznlaruch-ze in s. klistvriu vvimst., daß i. I. 555 das Licht der Sonne durch 14 Tage verdunkelt war, und daß i. I. 026 die Hälfte der Sonnenscheibe durch längere Zeit ganz schwarz erschien. Bemerken wir noch, daß man die oben erwähnten Fackeln, oder die hellstreiflgen Stellen der Sonne immer nur in der Nähe der Flecken sieht, und daß oft mitten aus diesen Fackeln sehr dunkle Flecken hervorbrechen, so wie im Gegentheile wieder an »2 Die Sonne. denselben Stellen, auf welchen frühere Flecken verschwunden find, häufig Fackeln zu erscheinen pflegen. §. Z5. (Hvpothesen über die Souueufleckeu.) Allein was sind diese Flecken? — Die Meinungen der Astronomen waren lauge darüber getheill. Zuerst glaubte mau, daß es opake Auswürfe, gleichsam Schlacke oder Sonuenvulkane wären. Andere, wie Scheiner, hielten sie für dunkle Planeten oder Satelliten der Sonne, die sich, so wie Merkur und Venus, nur in geringeren Entfernungen um die Sonne bewegen. Alan wollte daher diesen Planeten auch besondere Namen geben. So nanntemsie der Astronom Niirsts die luims IZorliuiriens, und ÜInnzmi'tuis die siclci-r austriaca, weil sie Scheiner, ein österreichischer Jesuit, entdeckt haben sollte. Galilei, dem vorzüglich ihre Veränderlichkeit auffiel, hielt sie für Wolken, die in der Sonneuatmospbäre schwimmen. Andere endlich waren der Ansicht, daß das die Sonne bedeckende Lichtmeer einer Art von Ebbe und Fluth unterworfen seh, durch welche zuweilen die unteren Gegenden, Tbeile jenes Meeresbodens, oder auch früher bedeckte Berge, bloß gelegt werden. Man sieht, daß diese Meinungen keiner umständlichen Widerlegung bedürfen. Die letzte Ansicht besonders schien demnngeachtet selbst Lalande sehr annehmbar, obschon er einige Modifikationen an dieselbe angebracht hatte. Er hält diese Flecken für Bergspitzeu, die über die Lichtsphäre der Sonne sich zu erheben seheine», wenn die letzte sich zuweilen gegen den Mittelpunkt herabzieht. Die oben erwähnte graue Einfassung erklärt er dadurch, daß dieses Lichtmeer, wo es den Berg berührt, in größeren Entfernungen von dem Gipfel, allmählig tiefer wird, und immer weniger von dein an sich dunkel» Berge durchschimmern läßt. Allein dagegen spricht die ganz glei ch för m ig e Schatiirung des oft sehr breiten Randes, die doch, wenn jene Erklärung richtig wäre, nur allmählig lichter werden müßte, so wie auch die scharfe Begränzung der beiden Seiten dieser Ränder. Der ältere Herschel suchte diese Erscheinungen durch eine dreifache Kugelschale zu erklären, die den ebenfalls kugelförmigen, aber an sich dunklen Körper der Sonne umgeben soll. Nach seiner Darstellung (IWilos. Bimisuet. 1801) besteht die erste oder äußerste sphärische Umgebung der Sonne auS einem Lichtmeer Die Vonne. (Photolphäre), welche durch eine zweite, unter ihr liegende, äußerst elastische und transparente Umgebung immer in einer großen Höbe über der Sonne erhalten wird. Unter dieser zweiten liegt endlich eine wolkenartige, dunkle Schichte. Durch die Revolutionen, welche auf der obersten Lichtsphäre vor sich gehen, und die sich auch den beiden andern, tiefer liegenden Einhüllungen der Sonne mittheilen, durch die heftigen Schwankungen, denen dieses Lichtmeer ausgeseht ist, trennt es sich zuweilen an einzelnen Stellen, wo es gleichsam Nisse bekömmt. Durch die Höhlen, die auf diese Weise in der höchsten Sonnenfchichte entstehen, und um welche sich die Lichtmaterie dieser Schichte gleichsam in Wänden aufthürmt, durch diese Höhlen dringen nun die Strahlen der leuchtenden Wände, erhellen dadurch, nachdem sie durch die transparente zweite Hülle ungehindert durchgedrungen sind, die unterste, dunkle Wolkenschichte, und bilden aus diese Weise jenen aschgrauen Rand. Da diese Spalten oder Nisse, wie gesagt, meistens allen drei Umgebungen der Sonne gemeinschaftlich sind, so wird dadurch auch der unterste Körper, der eigentliche Kern der Sonne, unfern Augen bloßgelegt, aber dieser kann von den erwähnten lichten Wänden der obersten Lichtspbäre nicht mehr beleuchtet werden, weil er von den ihm zunächst liegenden Wolken der dritten oder untersten, dunklen Schichte beschattet wird, wodurch also die eigentliche schwarze Stelle des Fleckens erzeugt wird. — Diese Erklärung thut den Erscheinungen, so weit wir sie kennen, allerdings genug, und sie wird daher auch als die beste und sinnreichste von allen, die man bisher aufgestellt hat, angesehen. H, 34. (Entdeckung der Sonncnflccken.) Die Ebre der ersten Entdeckung der Svnnenflecken, die bald nach der Erfindung der Fernrohre statt hatte, scheint dem Englander Harri ot zu gehören. Baron Zach sah in den binterlassenen Papieren dieses Astronomen Beobachtungen von Sonnenflecken, die mit dem 8. Dezember 1K10 anfingen. (Berl. Ephein 1788 z>. I2ü). Allein diese Beobachtungen blieben, wenigstens auf dem Festlande Europas, sehr lange unbekannt. Der berühmte Arzt.4vei voes von Cordova, der im zwölften Jahrhunderte lebte, hat wohl der erste einen großen Sonnenflecken mit freuen Augen gesehen, aber die Sache erregte keine Aufmerksamkeit und hatte um so weniger Folge, alS Die Sonne. er, ol'schon mit Unrecht, diesen Flecken für den Planeten Merkur hielt. Das erste Werk, welches über diesen Gegenstand erschien, ist das des hui>rienrs plrrv-ziim seines Friesländers) unter dem Titel: vs muanlis irr solo olzsevvutis. V^rttemherK. 1611. Er erzählt, daß er eines Morgens einen schwarzen, auf der einen Seite grauen Flecken in der Sonne bemerkt, und denselben anfangs für eine Wolke gehalten habe. Nachdem er ihn aber wiederholt an demselben Tage, und mit verschiedenen Fernrohren, immer an derselben Stelle gefunden hatte, fing er an, an der wolkenartigen Natur dieser Erscheinung zu zweifeln. Bald darauf erhob sich die Sonne schon zu sehr über den Horizont, nnd man konnte sie, ohne Beforgniß für seine Augen, nicht mehr ansehen"). Nicht ohne Furcht brachte er die folgende Nackt zu, da ihn der Argwohn, daß es nur eine vorübergehende Wolke seyn konnte, noch immer nicht ganz verlassen hatte. Desto größer war seine Freude, als er am folgenden Morgen seinen Gast wieder, und beinahe an derseben Stelle der Sonnenscheibe erblickte. Jeyt ließ er die Sonnenstrahlen durch eine kleine Oeffnung seines Fensterladens, in einem verfinsterten Zimmer, auf eine weiße Tafel fallen, und konnte auf diese Weise das Bild der Sonne und deS Fleckens auf dieser Tafel den ganzen Tag durch beobachten. Er bemerkte bald, daß der Flecken sich von Ost gen West langsam ") Man kannte damals noch nicht die gefärbten Plangläscr, die man jetzt vor die Oculare der Fernrohre stellt, um das Licht der Sonne zu dämpfen. Schciner bediente sich um dieselbe Zeit zu seinen Sonnenbeobachtungen eines eigenen Fernrohrs, dessen Objectiv und Ocular aus gefärbtem Glase gemacht war. Andere schlugen mehrfach über einander gelegte Spinnengewebe vor, die man nach Art eines Schleiers über das Objectiv breitete. Auf jene gefärbte» Plangläser scheint man erst spät gekommen zu sevn, da matt sie nicht satt genug zu färben verstand, da man nicht darauf dachte, mehrere derselben über einander zu legen, und da man auch fürchtete, daß dadurch die Bilder der Gegenstände verzogen werden. Huyghcns schlug einfache Spiegelgläser dazu vor, die man auf der einen Seite mit Lampenruß ungleich beräucherte, und dann mit einem zweiten ähnlichen Glase bedeckte, um die berußte Seite des andern ungestört zu erhalten. Die Sonne. 43 fortbewege. Auch kamen i» den nächsten Togen noch mehrere andere Flecken zu dem ersten, die alle dieselben Erscheinungen zeigten. Etwas später verschwand der erste Flecken an dem westlichen Rande der Sonne, und nach etwa zwei Wochen sab er ihn an dem östlichen Rande wieder eintreten. Er schloß daraus mit Recht, daß diese Flecken sich um der Sonne Mittelpunkt bewegen. Seine Freude über diese Entdeckung wurde dadurch etwas vermindert, daß er die Veränderlichkeit der Gestalt dieser Flecken, ja sogar ihr völliges Verschwinde» in der Mitte der Sonnenscheibe bemerkte, und daß also diese Flecken keine permanenten Körper sind. Demungeachtet zieht er aus seinen Beobachtungen mit Recht den Schluß, daß die Sonne sich um sich selbst drehen müsse, wie dieß schon Jordan Bruno (der i. I. 1ti00 wegen seiner zu liberalen religiösen Gesinnungen lebendig verbrannt wurde), und später auch Kepler behauptet hatte. Der bereits erwähnte Jesuit, Christoph Scheiner aus Schwaben, suchte die Entdeckung der Sonnenfleckeu für sich zu vindiciren. Sein Werk, klosu Ersinn, welches die Beobachtungen dieser Flecken enthielt, erschien aber erst i. I. 1630 zu Bracciano iu Italien. Er soll den ersten Flecken zu Ingolstadt, wo er Professor war, im März 1611 gesehen und ihn seinen Zuhörern gezeigt haben. Die Nachricht davon verbreitete sich, wie er sagt, sehr schnell, und er wurde von mehreren Freunden dringend ersucht, seuie Entdeckungen bekannt zu machen, allein er wurde daran durch die Betrachtung gehindert, daß die Sache zu neu und mit den Grundsäyen der Philosophie seiner Zeit nicht im Einklänge erscheinen müßte. Flecken oder Fehler in der Sonne zu sehen, schien allen bisher gehegten Ideen von diesem Gestirne, dem Sinnbilde der höchsten Reinheit, zu widersprechen. Demungeachtet wollte er es endlich wagen, seine Beobachtungen öffentlich mit- zutheilen, aber sein Provinzial, Theodor Busäus, ein peripa- tetischer Zelot, hielt ihn davon zurück, indem er ihm sagte: „Von „solchen Dingen habe ich nichts in meinem Aristoteles gelesen: „das sind bloße Einbildungen oder Fehler deines Auges, oder „endlich deiner Gläser, mein Sohn, und du wirst besser thu», „diese Sache bei dir zu behalten." — Demungeachtet konnte Scheiner nicht ganz schweigen, und gab daher seinem Freunde Die Sonne. Velser, Bürgermeister von Augsburg, im Dezember 1611 in drei Briefen, von seiner Entdeckung Nachricht, welche Briefe denn der letzte im Januar 1612 unter dem angenommenen Titel: Spelles zx>st tulmlum drucken ließ. Auch Galilei hatte diese Flecken schon im Anfange des Jahwes 1611, also nahe gleichzeitig mit Fabrieius gesehen, und darüber sogleich sehr richtige Ansichten aufgestellt. Später entwickelte sich ein heftiger Streit zwischen Galilei und Scheiner, indem der erste den andern des Plagiats beschuldigte, und behauptete, die Sonnenflecken vor allen zuerst gesehen zu haben. Wie dieß auch sepn mag, Scheiner hat wenigstens die Sonnen- flecke» mit fortgesetztem Fleiße beobachtet. Sein Werk enthielt 774 Folioseiten, die ganz diesen Beobachtungen gewidmet sind, und man sieht, daß er auch die Theorie dieser Flecken, und ihre Bewegungen richtig aufgefaßt hatte. Galilei lobte ihn früher selbst wegen seines hohen und seltenen Talents, und Hevel, dem in dieser Sacke wohl ein Urtheil zustand, nennt ihn einen Mann inoompuruhilis et omili^eime ernckilitinis, cjiii Imo in re am- nilnis zmlmum praeripnit. Scheiner beobachtete die Sonnenflecken unausgesetzt, von dem Jahre 1618 bis 1627, durch nenn Jahre, und reduzirte alle seine Beob ucki> »gen ans die Ecliptik. Wir w rden bald sehen, zu welchem Zwecke diese Beobachtungen eigentlich angestellt worden, und daß eben diesem Zwecke die bereits erwähnte Veränderlichkeit dieser Flecken sehr hinderlich ist. Es wäre sehr zu wünschen, daß man unter den vielen, die oft in kurzer Zeit erscheinen, nur wenigstens einen herausfinden könnte, der weder seine Gestalt, noch semen Ort auf der Sonnenscheibe beträchtlich änderte, und den man durch mehrere Revolutionen mit Genauigkeit verfolgen könnte. Aber Flecken dieser Art sckeinen sehr selten zu seyn. Derjenige, den man unter allen bisher gesehenen noch am längsten beobachten konnte, war der vom Ende des Jahres 1676, welchen Cassini durch volle 70 Tage, also durch nahe drei volle Revolutionen verfolgte. §. Z2. (Svunenslccke», als Mittel, die Rotation der Sonne zu bestimmen.) Wenn diese Flecken in der Thal mit der Oberfläche der Sonne, auf irgend eine Weise, wenigstens auf einige Zeit, in fester Verbindung stehen, so kann man sich ihrer als Die Sonne. 47 eines Mittels bedienen, die Umdrehung der Sonne um ihre Achse, nnd zugleich die Luge dieser Achse im Weltrmime, zu bestimmen. Auch bnt mein diesen Versuch sehr bald nach der Entdeckung der Sonuenflecken gemacht, und die Sanne war auch unter allen Himmelskörpern der erste, dessen Rotation man auf diese Weise erkannt und bestimmt hat. Man bemerkte bald, daß die Wege, welche diese Flecken auf der Sonnenscheibe beschreiben, in verschiedenen Jahreszeiten auch eine verschiedene Gestalt und Krümmung haben. Am Ende des ersten Drittheils des Junius und des Decembers, erscheinen sie als gerade Linien; in allen andern Jahreszeiten sind sie krumme Linien, und zwar wenden sie ihre erhabene oder convexe Seite ein halbes Jahr gegen Nord oder aufwärts, und die folgenden sechs Monate gegen Süd oder abwärts. Ihre stärkste Krümmung nach oben habe» sie im August, und nach unten im Februar. Endlich bemerkte mau noch, daß die Zeit zwischen zwei nächsten Durchgängen der Flecken durch denselben östlichen oder westlichen Rand der Sonne nahe 27 Tage betrage. Diese Beobachtungen reichen schon hin, uns mit de» Umständen der Rotation der Sonne um ihre Are wenigstens im Allgemeinen bekannt zu machen. Wenn die Sonne sich um eine Are dreht, so müssen alle Punkte ihrer Oberfläche, also auch die Sonnenflecken, Kreise beschreiben, deren Ebenen auf dieser Axe senkrecht stehen, und deren Mittelpunkte alle in dieser Are liegen müssen. Von diesen Kreisen wird derjenige, der durch den Mittelpunkt der Sonnenkugel geht, oder der gleichweit von den beiden Polen der Are entfernt ist, der größte seyn, und wir werden ihn daher, analog mit der Erde, den Sonnen äguator nennen können. Dieser größte Kreis der Sonne, und somit auch alle ander», mit ihm parallelen Kreise der Sonnenflecken, wird nun den Beobachtern auf der Erde unter verschiedenen Gestalten erscheinen können, l. als eine gerade Linie, wenn wir nur seine Kante sehen, oder wenn die Ebene des Sounenäguators mit der Ecliptik zusammenfällt. II. Als ein eigentlicher Kreis, wenn unsere Gesichtslinie auf dem Sonne-n- äquator senkrecht steht, oder wenn der Sonnenäqnator gegen die Ecliptik, unter einen Winkel von 90 Graden geneigt ist, und endlich III. als eine Ellipse, wenn wir den Sonnenäguator nur 48 Die Sonne. schief sehen, oder wenn er eine Neigung gegen die Ecliplik hat, die größer als Null und kleiner als 90° ist. §. 30. (Wie uns die Buhnen der Sonnenflccken erscheinen.) Der leyte dieser drei Fälle ist der, in welche»! sich die Erde in Beziehung gegen die Sonne befindet. Wir sehen die an sich kreisförmigen Buhnen der Sonnenftecken im Allgemeinen uls Ellipsen, also müssen sie, und duher auch der, ihnen nllen parallele Aequalor, in einer, gegen unser Auge, schiefen Lage stehen. Da aber unser Auge selbst sich, sammt der Erde, um die Sonne bewegt, so kann jene Lage gegen uns eine veränderliche seyn, selbst wenn, wie es sehr wahrscheinlich ist, die Lage des Sonnenäguators gegen die feste Ecliptik, ebenfalls fest und unveränderlich wäre. Da dieser Aeguator, dessen Ebene man sich, wie eine endlose Tafel, nach allen Seiten unbegränst verlängert denken kann, init der Ebene der Ecliptik, in welcher sich die Erde bewegt, nicht zusammenfällt, so wird die Erde, während ihrer Bewegung um die Sonne, ein halbes Jahr über, und eben so lange unter diesen Aeguator, und nur zwei Augenblicke im Jahre wird sie in der Ebene dieses Aeguators selbst sich aufhalten müssen. In diesen beiden leyten Momenten werden uns demnach die Bahnen der Flecken als gerade Linien erscheinen müssen, und da dieß, wie gesagt, ain 10 Junius und am 10 Dezember geschieht, wo die Länge der Erde, von der Sonne gesehen, 2Z3 und 78 Grade beträgt, so muß die durch die Sonne gehende Knotenlinie des Sonnenäguators mit der Ecliptik auch dieselbe Länge haben. Kennt man aber einmal diese Durchschnittslinie beider Bahnen, so wird man durch einige leichte geometrische Betrachtungen auch bald den Winkel finden, unter welchem diese Bahnen gegen einander geneigt sind. Man sieht, daß die Beobachtung der größten Krümmungen jener Curven, im Februar und August, dazu vorzüglich geschickt seyn wird. Auf diese Weise hat man gefunden, daß die Länge des aufsteigenden Knotens des Sonnenäguators (§. I.) mit der Ecliptik 2S8 Grade, und daß die Neigung dieser beiden Ebenen etwas über 8 Grade beträgt, wodurch nun die Lage des Sonnenäguators im Welträume vollkommen bestimmt ist. §. Z7. (Rotationszcit der Sonne.) Noch ist die Beantwortung der Frage übrig, in welcher Zeit sich die Sonne um ihre Ape Die Sonne. 49 bewegt. " Wir haben bereits gesehen, daß die Zeit zwiseben de» zwei nächsten Erscheinungen oder Verschwindnngen eines Flecken? ein dem Svnnenremde 27 Tage beträgt. Dieß ist aber noch nicht die wahre Notationszeit der Sonne, denn da die Erde in ihrer jährlichen Bewegung in 27 Tagen auch nahe 27 Grade zurücklegt, so muß der Flecken in 27 Tagen nicht bloß den ganzen Umfang der Sonnenkugel, nämlich nicht bloß 360 Grade, sondern noch 27 Grade mehr zurückgelegt haben, um das zweitemal am östlichen Rande der Sonne zu erscheinen, so daß man daher die Proportion hat 387°: 360° — 27T.: xT. oder, da x gleich 23,12 Tage ist, so beträgt auch die Umlausszeit der Sonne um ihre Axe 23 Tage und nahe 3 Stunden. Uebrigens müssen wir bemerken, daß die Astronomen noch immer weder jene Lage des Sonnenäquators, noch auch diese Rotationszeit derselben genau kennen, weil diese Beobachtungen der Sonnenflecken, wegen der bereits erwähnten Veränderlichkeit derselben, sehr schwer init der hier »öthigen Genauigkeit aufzustellen sind, aus welcher Ursache auch nur wenige Astronomen der neuern Zeit dem Gegenstande die Aufmerksamkeit gewidmet haben, deren er sonst in einem so hohen Grade würdig ist, da es in vielen andern, sehr wichtigen Beziehungen von dem größten Interesse seyn würde, die Position dieses Aeqnators sowohl, als auch die Veränderungen, welchen dieselbe ohne Zweifel unterworfen ist, näher kennen zu lernen. §. 38. (Einfluß der Sonnenflecken auf unsere Witterung.) Noch dürfen wir hier der sehr verbreiteten Meinung Erwähnung thun, daß die Sonnenflecken einen bedeutenden Einfluß auf unsere Witterung haben sollen. Allein es fehlt uns noch an lange genug fortgesetzten Beobachtungen, um diesen Einfluß verbürgen zu können. Wenn dieser Flecken so viele erscheinen, daß sie, wie vielleicht in den bereits oben erwähnten zwei Jahren des sechsten und siebenten Jahrhunderts, große Theile der Sonne bedecken, so kann dann eine Wirkung derselben auf unsere Witterung wohl nicht bezweifelt werden. Uebrigens hat man in der Erscheinung dieser Flecken bisher nichts Regelmäßiges entdeckt. Nur selten findet man die Sonne ganz frei von ihnen, aber auch eine große Littrow's Himmel u. s. Wunder. II. 4 Die Sonne. Anzahl gleichzeitiger Alecken gehört zu den seltene» Erscheinungen. Schemer Hut einmal über fünfzig an einem Tage bemerkt, obschon er zu einer andern Zeit oft wieder Monate durch kaum einen einzigen etwas beträchtlicheren sehen konnte. Lalande war der Meinung, daß es befondere Stellen der Sonne gebe, die für die Bildung der Alecken vorzüglich günstig sind, allein auch diefe Bemerkung hat sich nicht bestätigt, obfchon es übrigens bekannt ist, daß man diese Flecken gewöhnlich nur in der Nähe des Aeguators der Sonne, bis nahe dreißig Grade zu beiden Seiten desselben, sieht, so, daß sie also gleichsam ihren eigenen Zodiacus zu haben, und daß ihre Entstehung mit der Rotation der Sonne, die in der Rahe des Aeguators am schnellsten ist, in irgend einer Verbindung zu stehen scheint. Kapitel kl. M c r k u r. §. 39. (Entfernring,- llmlaufszeit u. f. dieses Planeten.) llnter alle» Planeten ist Merkur der nächste an der Sanne, linkere Fernrohre zeigen uns daher van ihm wenig mehr, als daß er rund ist, und, wenn diese Fernrohre sehr gnt sind, daß er Phasen, d. b. eden solche Lichtabwechslungen, wie unser Mono, hat. Er ist nämlich zu klein, meistens zn weit von uns entfernt, und hält sich endlich zn 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 Spiegelteleskope» ans das eifrigste verfolgte. (M. s. dessen hermographische Fragmente im lllten Bande der Beiträge zu den neuesten astr. Entdeckungen. Götting. t8Ng.) Die mittlere Entfernung dieses Planeten von der Sonne, oder die Halde große Axe seiner Bahn beträgt 0,z,? Haldmeffer der Erdbahn, oder 8,082,000 Vkrtl-nrn^n 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,ts!3,000, im Zlphelium (I.) aber 9,732,000 Meilen von der Sonne ab. Mit andern Worten, seine kleinste Entfernung von der Sonne beträgt 66,z, seine mittlere 83,?, und seine größte 100,-, Sonnen- 4 " S2 Merkur. Halbmesser, welcher lehte 9H000 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 weitein der kleinste ist. Seine Oberfläche ist daher nur 1,073,000 Qnadratmeilen groß, oder kaum der zehnte Theil von der Oberfläche der Erde, und sein körperlicher Inhalt, oder sein Volum, das 104 Mist. Kubikmeilen beträgt, ist nur der */,o<>te Theil des Volums der Erde, oder aus der Erde würden sich 23 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. 2^A^THat legt er in seiner mittleren Geschwindigkeit in jeder Stunde 0,? Meilen, oder in einem Tage schon 378,880 Meilen zurück. Seine ganze Bahn um die Sonne vollendet er, in Beziehung auf die Fipsterne, in 87,->s->, und in Beziehung auf die Nachtgleichen (I.) in 87,zn» 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. §. 93) beträgt 113,«7 Tage. §. ü0. (Masse und Dichtigkeit Merkurs.) Wir werden weiter unten die Mittel kennen lernen, die Massen der Planeten, d. b. 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 indcß der Vollständigkeit wegen erlauben, bei jedem Planeten diese beiden Eigenschaften schon jeht mit aufzuführen. Die Masse Merkurs also ist nur '/s von der Masse der Erde, d. h., wenn man die Erde in eine Wagschaale legen könnte, so müßte man in die andere sechs solche Kugel», 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 Volum ist, so würde. Merkur. 55 wenn das Volum Merkurs auch nur der sechste Theil des Volums der Erde wäre, die Dichtigkeit Merkurs gleicb der der Erde sey». Allein das Volum dieses Planeten beträgt, wie bereits gesagt, nur den 25sten Theil des Volums der Erde, also ist auch die Dichtigkeit desselben gleich "/s 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 de» 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 Unterstützung beraubt werden, in der ersten Secunde, nach den zahlreichen Beobachtungen, die wir auf der Oberfläche der Erde angestellt habe», durch IS,. Par. Fuß. Da wir nicht auf die Oberfläche 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 Tbat sehr leicht sind, wenn man einmal die Masse und de» Halbmesser dieser Planeten kennt. Eine ganz einfache Rechnung lehrt uns, daß dieser freie Fall der Körper auf der Oberfläche Merkurs in der ersten Secunde lü.1 Fuß, also genau einen Fuß weniger, als ans der Erde beträgt. §. ül. (Durchmesser Merkurs.) Ein an sich so kleiner und von uns so weit entfernter Körper kann uns nur unter einein ebenfalls sehr kleinen Wmkel erscheinen. In der That, beträgt sein scheinbarer Durchmesser, selbst wenn er am größten, oder wenn der Planet uns am nächste» ist, nur 12Sec., und in seiner größten Entfernung nur nahe i 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 IS Sec., also nahe eben so groß sehen, als ihnen die an sich lo viel größere, aber auch weiter entferntere Erde erscheint. Dagegen sehen die Beobachter auf der Oberfläche Merkurs die ihnen Li Merkur. so nahe Sonne unter einem scheinbaren Durchmesser von 4980Sec., oder nahe 2'/^ mal so groß, als wir von der Erde de» Sonnendurchmesser seben, tnid die Oberfläche der ganzen Sonnenscheibe sehen sie nabe siebennial größer als wir. §. 42. (Temperatur und Beleuchtung auf Merkur.) Diese Nabe d.r Sonne muß auch auf die Temperatur Merkurs einen bedeutende» Einfluß haben. Die Beleuchtung, welche dieser Planet von der Sonne erbält, oder die Helligkeit seiner Tage ist nahe siebenmal größer, als bei uns, und in demselben Verbältnisse mag auch die Temperatur oder die Intensität der Wärme seyn, welche die Oberfläche Merkurs und der Erde von der Sonne er- balten. Enie solche Helligkeit des Tageslichtes würde unsere Augen blenden, und eine siebenmal höbere Temperatur würde dem Leben aller unserer Thiere und Pflanzen sebr schnell ein Ende machen. Welche von unS völlig verschiedene, welche ganz anders organisirte Wes.» 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 ZZ0 mal kleiner ist, als auf der Erde, also über 27>0g mal kleiner als auf der Oberfläche Merkurs.. Wenn daher unsere Metalle ans der Oberfläche Pierkurs wegen der großen dort herrschenden Hiye in beständigen Flüssen sind, wie unser On'ck- silber, so würden auf jene» des Uranus nicht nur alle unsere, selbst unsere geistigen Flüssigkeiten, sondern vielleicht selbst die Lukt zu einem festen Körper erstarrm, und beide Extreme würden für Organisationen unserer Art gleich unerträglich und zerstörend seyn. H. 4Z. (Sichtbarkeit Merkurs.) Man erkennt diesen Planeten an seiner hellweißen Farbe und an feinem intensiven Lichte, das, durch gute Fernröhre besehen, die Augen blendet, daher man, in sehr lichtstarken Telestopen, schwach gefärbte, sogenannte Dampfgläser vor das Oeular stellen muß, wie bei der Sonne, um feine Begränzung schärfer zu sehen. Gewöhnlich ist er mit freien Auge» schwer zu finde», da er sich immer in der Nähe der Sonne aushält, von deren Lichte er gleichsam verdunkelt oder verdrängt wird. In der That entfernt er sich nie weil von der Sonne, und ist Merkur. daher nur, wenn er ihr westlich steht, Manzens kurz rar Sonnenaufgang ai» östlichen Himmel, und wenn er ihr östlich steht, Abends bald nach Sonnenuntergang am westlichen Himmel einige Zeit durch sichtbar, wa mau ihn daher immer in dem Dämmerlichte 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 vst sehe», sondern ihn sogar fortgesetzt beobachten, und aus diese» Beobachtungen die Theorie seiner Bewegung ableiten kannten. Zwar sind die Tafeln desselben, wie sie uns Ptolemäus uberliefert hat, die unvollkommensten von allen seinen Planetentafeln, und der Fehler derselben geht, wenn man sie mit nnsern neuern Tafeln vergleicht, bis auf sieben volle Grade. Aber auch in diesem Zustande noch können sie als ein Beweis des Fleißes jener Astronomen 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 i» seinem ganzen Leben den Merkur auch nicbt eiu einziges mal gesehen hatte, so viel er sich auch darum bemükte. Möstlin, der Lebrer 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 Quecksilber) für die Chemiker und Alchimisten. Seit indeß die Fernröhre entdeckt, und in nnsern Tagen auf einen so hohen Grad der Vollkommenheit gebracht worden sind, bat man weiter keine Schwierigkeit, ihn selbst um Mittag, und in einer sehr geringen Entfernung von der Sonne zu sehen. Oesters soll es sich jedoch ereignen, daß man ihn auch mit diesen Hülssmitteln zu einer Zeit, wo man ihn seiner Stellung gegen Erde und Sonne wegen, ain besten sehen sollte, nur mit Mühe erkennen kann, und man glaubt diese Sonderbarkeit dadurch zu erklären, daß einzelne Tbeile ssiner Oberfläche das Licht der Sonne weniger gut reflectiren, als andere. §. 44. (Größtes Licht Merkurs.) Wir Hecken bereits oben (I, §. 94) den scheinbaren Lauf dieses Planeten um die Sonne S6 Merkur. umständlich angegeben und gesagt, daß er sich von derselben im Mittel nur um 25 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 beleuchtete» Hemisphäre zu, um hier in seinem größten Lichte zu glänzen. Diese Verhältnisse sind im Gegentheile am günstigsten, wenn er etwas näher bei seiner untern Coiijnnclivn mit der Sonne und nahe 15 oder 18 Grade von derselben entfernt ist. H. 45. (Phasen Merkurs.) Es ist bereits gesagt worden, daß dieser Planet uns ähnliche Lichtabwechslungeu, wie der Blond, zeigt, was offenbar von seiner Stellung gegen Sonne und Erde kömmt. Die bloße Ansicht der Fig. 4 wird hinreiche», diese Phasen Merkurs mit allen ihre» Eigenheiten zu erklären. In seiner ober» Conjunctivn (i) ist er am weitesten von der Erde D entfernt, erscheint uns also auch am kleinsten. Da aber hier die von der Sonne 8 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 »ach (5) in seine untere Eon Function 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 Abendsiern, oder man sah ihn nur nach Sonnenunlergang im Westen an der östlichen Seite der Sonne; allein so wie er über (5) hinaustritt, wird er Morgenstern und erscheint vor Aufgang der Sonne im Osten auf der Merkur. S7 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 leyten Viertel, uns die Hälfte seiner lichten Hemisphäre, und endlich in (1) wieder die ganze beleuchtete Scheibe zuwendet. (Vergl, I. §. 94 — 112). Alle diese Erscheinungen sind den Beobachtungen rollkommen gemäß, und es ist bereits oben (I. Cap.VIIl.) gesagt worden, daß man diese Phasen als einen der treffendsten Beweise des Copernicanische» Planetensystems ansehen kann. Zwar hat man eben diese Abwesenheit derselben (da man, selbst bei der Venns, diese Phasen ohne Fernröhre, 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 Ueberzengnng ron der einmal erkannten Wahrheit, als daß Copernicns sich durch diesen damals allerdings sehr gewichtrollen Einwurf nicht hindern ließ, und daß er kühn behauptete, daß diese Phase» ganz gewiß epistiren, und daß wir sie nur nicht sehen können, weil unsere Augen dazu zu schwach sind. Und in der That, kaum war daS Fernrohr erfunden, als auch Galilei schon diese Phasen, wenigstens bei der Venus, wo sie riel leichter zu sehen sind, entdeckt hatte. Die Geschichte der Wissenschaften enthält vielleicht nur noch einen einzigen analogen Fall eines ähnlichen beharrlichen Festhalten« an der einmal entdeckte» Wahrheit. Als Huttvn seine Theorie ron der Consolidation der Felsen durch Anwendung der Hihe 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 zugelassen werden könne, weil die Hipe die Substanz derselbe» auflöst 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 Hihe verändert werden kann; allein Hutton antwortete darauf, daß der große Druck, unter welchem die Hipe auf diese Steinau angebracht Merkur. worden ist, die Trenuung der Kohlensäure hindern muß, und daß daher hei dem Zurückbleiben derselben die Flüssigkeit des Kalksteines gar wohl möglich seyn kann. Und schon die nächste Generation sah die Bestätigung dieser eben so glücklichen, als kühne» Voraussage. Was Hatto» 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, wte wir Wachs, wie wir alle Metalle schmelzen, und zwar bloß durch Zurückhaltung der Kohlensäure unter einem heftigen Drucke. §. 4L. (Atmosphäre Merkurs.) Um wieder zu den Phasen MerkurS zurückzukehren, so muß noch bemerkt werden, daß man sie zwar in nnsern besten Fernrohren sehr deutlich und nnbezweifelt 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 bat die Ursache davon zuerst darin gesucht, daß Merkur immer dein Lichte der Sonne zu nahe und von uns nur in kleinen Hohen über dem Horizonte gesehen wird, wo unsere Luft noch zu dicht und mit fremdartigen Dünsten genmcht ist. Allein Schröter erkannte bald, daß der wahre Grund dieser Erscheinung nicht in unserer, sondern vielinebr in der Atmosphäre 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, iu 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, Merkur. 39 weil vi.lleicht das Licht der Sonne sie uns zu sehen hindert. So- nach wäre eS also auch unmöglich gewesen, über die Rotation dieses Planeten um seine Ape irgend etwas festzusetzen, allein die eben erwähnte Beobachtung der nur unbestimmt begrenzten Phasen, die Schröter sebr lange fortsetzte, gab ihm Gelegenheit, in ihnen selbst ei» Mittel zu finden, die Rotation des Planeten zu erkennen. Er fand nämlich, daß die eine Spitze des sogenannten Horns deS beleuchteten Tbeils seiner Gestalt, sich nach einer regelmäßigen Periode ändere, was wahrscheinlich von groß-ui 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 A,re 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 unser» 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 ibrem 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 (l. §. 83.) und diese ist bei Merkur, wo sie 29 Gr, beträgt, nur wenig von dem bei uns verschieden, wo sie gleich 2? Gr. 28 Min. ist. Allein die Schnelligkeit 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 laiige währt. Dieser schnelle Wechsel der Tem- p ratur wird vielleicht auf der Oberfläche Merkurs eine Art von limnerwährendem Frühlingswetter hervorbringen, wenn nicht die Zeit der Anwesenheit der Sonne bei Tag wegen ihrer großen Nabe 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 mir größerer Kraft in sein Inneres dringt, und daß schon «0 Merkur. aus diesem Grunde die Pflanzen und Thiers, welche diesen Planeten bedecken, von denen unserer Erde ungemein verschieden seyn werden. §. 49. (Hohe Berg- auf Merkur.) Noch mag bemerkt werden, daß Schröter auf dem Merkur sehr hohe Berge entdeckte, die sich in Züge» von 49 und 6V Meilen Lauge hinziehen. Die größten derselben sollen eine Höhe von 53,999 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 beitragen. §. 59. (Vorübergänge Merkurs vor der Sonncnschcibe.) Wenn dieser Planet zur Zeit seiner untern Conjunction sin (5) der Fig. 4^ nahe bei der Ecliptik, also auch nahe bei seiner Knotenlinie ss. 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 dein Winkel von 12 See. 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 16Z1 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 15, 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 Verzeichnis; gibt die nächstfolgenden fichtbaren Durchgänge dieses Planeten. Die zweite Columue enthält die inilt. Par. Zeit der Conjunclion 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 Merkur. VI vierte die halbe Dauer desselben und die fünfte die kürzeste Distanz der beiden Mittelpunkte der Sanne und des Mercurs. 1835 1343 1361 1868 1878 1881 1891 1394 Conjunction. Zeit der Mitte. Halbe Daner. Kürzeste Distanz. 8. May 3 9. Nov. 1 12. Nov. 17 5. Nov 16 6. May 6 8.Nov. 12 ^0.Mayl2 Sl0. Nov. 6 57'Ab. 8lr 22' 2liZ4/g 0° 5' 37"Südl. 4 7 42 Z 22,5 0 8 58 Nördl. 47 1 59 2 41.5 tl 2 36 9t. 30Morg. 19 29 2 0,4 0 10 52 N. SZMorg. 19 27 1 45,6 0 12 20 S. 48 Ab. 7 5 3 53,z 0 4 39 N. 47 Morcz. 13 9 2 59,. 0 3 57 S. 54 Mvrg. 14 23 2 24,z 0 12 21 S. 56 6 46 2 27,6 0 4 2» N. I Kapitel III Venu s. H> LI. (Namen und Zeichen dieses Planeten,) Obstchon jeder Planet, wie wir dald sehen werden, in Beziehung auf die Erde sein Eigenthümliches hat, so zeichnet sich doch keiner durch so viele besondere Eigenschaften ans, als Venns. 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 nnS zeigte, daß es außer den fixen Gestirnen des Himmels noch andere, daß es eigentliche Planeten gehe, 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 ansmessen. Man erkennt ihn sehr leicht an seinem blendend weißen und intensiven Lichte, wodurch er uns in günstigen Umständen sogar bei Tage sichtbar wird. I» 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 Strahle» der Morgen^ oder Abenddämmerung erblickt, so ist doch sein Liebt so stark, daß er, unter günstigen Verhältnissen, vor dem Aufgangs oder nach dem Untergänge der Sonne einen erkennbaren Schalten Venus. wirst. Aus derselben Ursache ist er durch lichtstarke Fernröhre u»r schwer gut zu sehen, weil sein Helles Licht das Auge l'leudet und jede kleine Unvollkoiumenheit des Fernrohrs vergrößert, vielleicht auch, weil er mit einer sehr dichten Atmosphäre umgeben ist, die seineu Rand sowohl als auch die Grenzen seiner Phasen undeutlich macht. Durch die Helligkeit seines Lichtes si.l er schon den Alten auf. Er ist der einzige unter den Planeten, der in den ällesten der auf uns gekommenen Gedichte erwähnt wird. Homer nennt ihn (Illach. XXII. 318) den Schönsten, xaX?uso5: „Hell wie der Stern vorstrahlt in dämmernder Stunde des Melkens, „Hesperus, derderSchonste erscheint von denSternen desHimmcls." Diese Benennung „Hesperus oder Vesperuxo (Abendstern)" erhielt er, weil man ihn wahrscheinlich zuerst als einen Wandelstern 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 Phosphorits, 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. ü) 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 Menschen besonders auf sich, und die Dichter der Griechen und Römer sind voll von dem Lobe ihrer Schönheit. Dualis ulli aveani perlnsns lnaller nncha, ()nein Venns ante alias sstrornin clilixit ixnes, Lxtnlit vs saernin aoelo tenehrascina resolvit. Ven. VIII. S8S. Die neueren Dichter scheinen mit dem gestirnten Himmel weniger bekannt zu seyn, da sie beinahe nur von Wein und Liebe VenuS. singen, doch ist dieser Planet selbst für sie noch zu auffallend, um ihn ganz aus ihrem Gebiete auszuschließen: ?rienst to Mcmllinch slls Flitters trom afar, I>'o>v tlre llriKlrt ev' il!i>g> nuvv tlro maiuiug stur. Lallar. Dieselben Alten haben den Planeten auch verschiedene Zeichen gegeben, deren Bedeutung seht 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 unsinnige Dinge darüber zu schmähen wußten. Auf diese Weise wurde der Planet Merkur, wie bereits gesagt, mit dem Quecksilber gepaart, die beide, jener in der Astronomie, und dieser in der Mineralogie, das Zeichen L erhielten, wodurch der Stab vorgestellt 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 verfertigt. 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 ch. angedeutet, welche Figur in der ältesten Schreibart der erste Buchstabe des griechischen Wortes gehabt haben soll. Welchen Zusammenhang der Gott der Götter mit dem Zinne haben soll, mögen die Mineralogen entscheiden. Saturn erhielt das Zeichen ff, 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 H endlich, eine Kugel mit einem darüber stehenden Krenze, bezieht sich auf die Erlösungsgeschichte, nnd das des UranuS Z auf gar nichts. Von den vier neuen Planeten ist die Sichel das Symbol der fruchtbringenden Ceres; die Venus. 65 Lanze ^ das der kriegerischen Pallas; das Zepter P das der königlichen Juno, nnd endlich der Altar das Emblem der Vesta, welcher die Alten ein immerwährendes Feuer unterhielten. Z. 52. (Andere, ältere astronomische Benennungen der Sternbilder.) Ohne Zweifel hatte» auch die übrigen in der Astronomie eingeführten Zeichen einen nähern Znfammenhang mit den Verhältnissen und den Zeiten, unter welchen sie erfunden worden sind. So scheint z. B. von den Zeichen des ThierkreifeS der Widder V die Hörner, der Stier A" den Vorderkopf dieses ThiereS, der Wassermann die wellenfchlagende 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 Monument besitzen, als eben sie. Man hat darüber Untersuchungen und Vermuthungen aufgestellt, und ganze Bibliotheken geschrieben, ohne eben dadurch den Gegenstand aufzuklären. Dnpuis, 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 bliebe», und wahrscheinlich auch ferner bleiben werden, da diese Denkmäler der Vorzeit 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 Aequiuoctien augezeigt haben könnten. Dur 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. H. 190. 19^) erklärte Präcession der Littrow'S Himinel u. s. Wunder. II. 2 Venus. Nachtgleicben leicht finden kann. Zu dieser Epoche fiel dann auch das Srerndild der Waage, die jetzt in der Nähe des Herbstpunktes ist, in das Frühlingsaequinoctium und beinahe alle übrige» Zeichen deS Thierkreises erhalten dann eine auffallende Beziehung zu dein Clima und der Agrikultur 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 beweisen als widerlegen kann, bemerken wir nur, daß unsere nur etwas verläßliche Menschengeschichte nicht älter als vier Jahrtausende angenommen werden kann, da alles, was jenseits dieser Epoche geschehen seyn mag, für uns nichts als Mythe und undurchdringliche Dunkelheit ist. §. SS. (Entfernung und llmlaufszeit der Venus.) Venns ist im Mittel 0,7iz Halbmesser der Erdbahn oder IS Millionen Meilen von der Sonne entfernt. Die Epcentricilät 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 verschieden seyn können. D.sto mehr sind dafür die Entfernungen der Venus von der Erde unter einander verschieden. In der untern Eoujnnction s (S) Fig.ä), wo sie der Erde am nächsten ist, beträgt diese Distanz nur fünf Mill. Meilen, in der ober» Eonjunction (1) aber, oder in ihrer größten Distanz, ist sie siebenmal weiter, oder SS Millionen Meilen von der Erde entfernt. Aus dieser Ursache ist auch ihre scheinbare Größe so sehr verschieden. In der nntern Consimction 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 ober» Eonjunction 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 VeiniS. L7 Oberstäche der Venn? bat 8,276,000 Ouadratmeilen, ist daher nahe gleich -/,» der Oberstäche der Erde. Das Volum derselben endlich beträgt 2280 Millionen Kubikmeilen oder ^/,<> des Volums der Erde. Die siderische Umlaufszeit (l. §. igg) der Venus um die Sonne beträgt 224,Tage, die tropische 224,5g; und die syno- dische (I. § 124) endlich 282,<,21 Tage. Mit dieser Bewegung legt sie in jeder Secunde eine» Weg von 111,200 P. Fuß oder von 4,g d. Meilen zurück. Die Masse dieses Planeten beträgt °/,o der Erdmasse, und die Dichte dieser Masse ist nur unbedeutend größer als die der Erde. Der Fall der Körper auf ihrer Oberfläche endlich beträgt in der ersten Secunde 15,», Fuß, alfo 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 aufgezählten Eigenschaften derselben von denen unserer Erde nur wenig verschieden sind. Doch fehlt es auch nicht an Unähnlichkeiten, wie wir bald näher sehen werden. §. 24. (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 dieserBeziehung von Merkur gesagt worden ist, gilt ebenfalls für Venus. Die Phase» 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 einleuchtenden Beweis für die Wahrheit des Copernicanifchen Weltsystems gab. (I. §. 112.) H. 22. (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 S « Venus. zur Zeit ihrer größten Digression so wenig als Merkur in ihrem 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 deleuchtet erscheint, wie der Mond im Volllichte, wo sie ader 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 dein Abstände 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 kommt, 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 fein 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 ei» interessantes Problein der Astronomie, diesen Ort des stärksten Lichtes der Venus zu bestimmen; die Auslösung 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 scheinbarer Durchmesser, der in der untern Conjunction bis auf 06 Sec. gehen kann, nur etwa 40 Sec., und die größte Breite seiner beleuchteten Phase hat kaum 10 Sec., aber diese schmale Lichtsichel hat, wegen ihrer Nähe bei uns, ein so intensives Licht, daß Venu 8. 69 sie um Mittag mit freyen Augen gesehen werden, und daß sie in der Abwesenheit der Sanne 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 einer gunstigen Witterung unterstützt wird. Nach Lamberl's Berechnung ist dann das Licht der Venns nur 2000 mal schwächer, als das des Vollmonds, und nahe gleich dem Schein einer Kerze in der Entfernung von 220 Fuß. Als Venus am 2!. Julius d. I. 1716 in dieser Lage war, betrachtete der Pöbel von London diese Erscheinung als ein Wunder und als ein drohendes Vorzeichen nahen Unglücks, und i. I. 1720 wurde der nicht minder unwissende Pöbel von Paris durch dieses Phänomen so ausgeregt, daß es nöthig wurde, die Hilfe der Polizei aufzurufen, um dem Tumulte Einhalt zu thnn. Und dock ereignet sich dieselbe Sache wenigstens alle acht Jahre einmal in derselben Jahreszeit und unter denselben Verhältnissen. Die dunkle Seite der Venns 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 (l. §. 162). Die Ursache dieser Erscheinung ist uns noch unbekannt, und ist vielleicht in einem eigenen phospborescirenden Lichte zu suchen, das der Oberfläche dieses und wohl auch noch mehrerer anderer Planeten cigenthüm- lich ist. §. 26. (Flecken und Atmosphäre der Venus.) Cassini und Bianckini 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 vorübergehende Spuren von grauen, unfern Wolken ähnlichen Stellen sehen. Aber daß dieser Planet mit einer Atmosphäre, die der unfern an Dichtigkeit und Höhe nahe gleich ist, umgeben sen, 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 Untergangs der Sonne, unmittelbar auf den hellen Tag folgen. Jehl aber sendet die Sonne, auch wenn sie schon unter den Horizont gegangen ist, ihre Strahlen noch auf die höher über der Erde stehenden Luftschichten, von welchen sie wieder zu uns zurück gebrochen werden (Vergl. 1. §> 133). Es ist klar, daß diese Dämmerung im Allgemeinen desto stärker seyn und desto länger dauern wird, je dichter und je höher die Atmosphäre ist. — Bei unserin 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 Finsternis? des anderen Theites 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, ans 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 durchsichtiger 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 ausgehen will, und die daher ihre Abend - oder Morgendämmerung haben. Aus der Breite dieses dämmernden Streifens hat Schröter den Schluß gezogen, daß die Refraction (l. §. i86) 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 seinein Rande, sondern sie werden vielmehr innner schwächer, je näher sie seinen, Rande kommen, oder je rieser sie in die untern VenuS. 71 »nd daher dicktern Schichten der Atmosphäre diese? Planeten eintreten. Dadurch wird nicht bloß die Existenz der Atmosphäre der Venus, sondern auch ihre Ähnlichkeit 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 0er Oberstäche der Venus gesehen hat, allein diese grauen Flecke» 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 heiterer» Himmel zu haben, als wir, und da es ihm an so starken Ausdünstungen fehlt, wie bei uns die Seen und Meere erzeugen, so mag eS dort wohl auch an solchen große» Wasserbehältern fehlen und überhaupt alles in dem Zustande der Trockenheit oder der Krystallisation seyn, den wir ebenfalls auf unserm Monde bemerken. §. 37. (Berge auf der Venus.) Die so eben erwähnte Lickt- grenze der Venus ist nicht nur, in Beziehung auf ihr Licht, all- mählig an Helligkeit abnekmend, 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 lief in die dunkle Seite hineintreten, bald wieder sich zurückziehen, bald abgestumpft, bald wieder sehr zugespitzt erscheinen. Dieß scheint ans 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 Nachtseite, 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 ei» Mittel gibt, die Höbe dieser Berge zu messe», da die Gipfel der höher» Berge offenbar früher vor dein Llnsgange, oder später »ach dem Untergänge der Sonne von ihr beleuchtet seyn werden, als die kleineren. Schröter, der diesen Gegenstand mit besonderem Eifer verfolgte, fand, daß Venus überhaupt 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 Dbawalagiri. 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 Znsammenhange stehe, wie wir diese z, B. schon bei unserm Magnetismus bemerken. §. S8. (Rotation der Venns.) So lange man diese Berge der Venns nicht kannte, war es schwer, die Rotation derselben zu bestimmen, da sie, wie bereits gesagt, mir sehr wenige, veränderliche 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 Bestimmung über viele Hindernisse zu klagen, da ihm doch die Beobachtung der Rotation von Mars und Jupiter sehr gut gelungen war. Nur mit großer Mühe setzte er die Umdrehnngszeit der Venus auf 23,z unserer Stunden fest. Bianchini aber, der ebenfalls mit für seine Zeit sehr vorzüglichen Fernröhren versehen war, fand sie etwa 60 Jahre später gleich 24,. Stunden. Schröter der diese Planeten über zwanzig Jahre mit Eifer beobachtete, 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. Schröter bennyte dazu besonders die bereits oben erwähnten periodischen Veränderungen ihrer Hörnerspipen. Man findet diese und die übrigen Beobachtungen Schröters in seinen „Aphroditogra- Venus. 75 phischen Fragmenten, Helmstädt 1746 und in Bodes Verl. Jahrbüchern 1795, 1796 und 1805. §. 59. (Tages- und Jahreszeiten auf der Venus.) Der Tag der Venus ist also in Beziehung auf seine Länge von dem unserer Erde nur unbedeutend verschieden, so daß also auch die Ta- g e szciten ans beiden Planeten nahe dieselben seyn werden. Allein ganz anders müssen sich die Jahrs Zeiten verhalten, wenn es anders gegründet ist, daß die Are, um welche Venus täglich 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 konnte, mehr als dreimal größer ist, als bei der Erde, wo sie (I. §. 48.) nur 25° 23' beträgt. Man wird sich aus dem VII. Eapitel des ersten Buches erinnern, daß die Jahreszeiten durch diese Schiefe der Ecliptik bestimmt werden und wir haben bereits dort (I. §. 91.) die Folgen aus einander gesept, welche eine viel größere Schiefe der Ecliptik auf die Temperatur und ans den Wechsel der Jahreszeiten der Erde haben würde. Dieß läßt sich nun unmittelbar auf die Venus anwenden. Wenn der Aeguator dieses Planeten gegen die Bahn desselben in der That um volle 72 Grade geneigt ist, (was aber noch einet genaueren Bestätigung bedarf, da Schröter sich nie bestimmt darüber ausgesprochen hat), so würde die heiße Zone, deren Bewohner die Sonne noch in ihrem Scheitel sehen können, sich in einer Breite von 144 Graden um diesen Planeten erstrecken, während die Breite dieses Gürtels ans 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 beißen 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 Aeguator bis zu dem 18tcn Grade der nördlichen oder südlichen Breite geht, und in welcher die Sonne durch das ganze Jahr täglich ans- und untergeht. Die kalte Zone aber würde um jeden der beiden Pole herum liegen und sich von ihnen ebenfalls 18 Grade gegen den Aeguator hin erstrecken, und in 74 Venns. 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 Tbeil des Jahres hindurch die Sonne gar nicht sehen, wie in der irdische» 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 Venns 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 Polarbewohner 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 Jahreszeiten der Erde. §. K0. (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 Organisation eine solche Veränderung unseres Wohnortes ertragen Venns. 75 könnte. Welche Aussicht würden wir z. B. von den Gipfeln der sechs Meilen hoben Berge der Venns 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 heinahe 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 Bewohnern der Venus zur Zeit ihrer größten Nähe, in der untern Eonjunction, neunmal großer als uns die Venns, und in ganz vollem Lichte, in einem neunmal stärkern Lichte, als Venus in ihrem schönsten Glänze der Erde zusendet. §. 61. (Vcnusmond.) Man hat in frühern Zeiten von einem Monde gesprochen, der die Venns auf ihrem Weg um die Sonne begleiten soll. Fontana will ihn i. I. 164S, Dom. Cassini 1672 und wieder 1686, und Schort in England i. I. 1740 gesehen haben, auch Montaigne, Horrebow und Andere sprechen von ihren Beobachtungen dieses Trabanten. Da man ibn aber seitdem bei de» 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 Venns ist so stark, daß die polirten Gläser der Fernröhre zuweilen eine Spiegelung desselben verursachen können, wo man dann ei» zweites schwächeres Bild des Planeren 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 dein Glase des Instruments gedreht haben würbe. Jndeß war Lambert in Berlin von der Wahrheit jener Beobachtungen 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 sichtbar se»n 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 vergebens gesucht, und man ist jetzt der beinahe allgemeinen Meinung, daß ein solcher Satellit der Venus nicht epistire ^). Es scheint '') K. Friedrich II. wollte diesen Mond der Venns, zu Ehren seines gelehrten Freundes, ck'.slsmbsrt genannt wissen. Allein dieser zog sick vor dieser königlichen Gunstbezeugung mit den Worten zurück: „.1s os suis ist u««e? grsnst pour cksvsrstr an viel ls «stsllits cke Vsnu«, ist asss? joiio, gonr l'etre «»r In tsrrs, et js ms trouvs trop bisn ckn psu ste plscs, gus js tisns cks cs Im« moocks, pour sr> ailststtiovnsr uns an strmameut. —> Diese Glicht, dcii Gestirnen die Namen merkwürdiger Personen zu geben, war in srühern Zeiten sehr groß, und ging zuweilen in das Lächerliche über. Galilei nannte die von ihm entdeckten Satelliten Jupiters die Mediccischen Gestirne, zu Ehren der damals in Florenz regierenden Familie der Medici. Der Jesuit Schiller hat sogar den ganzen gestirnten Himmel umgetauft, und die seit Jahrtausenden eingeführten Namen der Sternbilder in die Heiligennamen seines Kalenders verwandelt, wie man in s. LtsIIatum Eoelum Eliristianum v. I. 1627 sehen kann. Am weitesten hat man diess Sache bei dem Monde getrieben. Der berühmte Bürgermeister Hcvcl in Danzig, der uns i. I. 16-17 die ersten guten Mondkarten gab, legte den vielen Flecken desselben die Namen unserer Gebirge, Länder und Meere bei. Ein späterer Astronom in Spanien fand diese Benennungen sehr unpassend und substituirte ihnen dafür die Hciligcnnamen seines Kalenders. So wurde statt der Appcninen der h. Michael mit seinem flammenden Schwerte, statt des ägäischen Meeres mit seinen vielen Inseln, die h. Ursula mit ihren 16MV Jungfrauen, statt Spanien der blinde Venus. 77 mit ihm zu gehen, wie es mit den dreißig Satelliten der Sonne gegangen ist, die das Vietioiuiuiiv sto llkrevoux cinkündigte, und die bald darauf für bloße Sonnenflecken erkannt worden sind. Tobias u. dgl. gesetzt. Allein bald darauf kam der bekannte Jesuit Riccioli, der sich sehr viel mit dem Monde und überhaupt mit der ganzen Astronomie beschäftigte, ohne dadurch diese Wissenschaft eben viel weiter zu bringen; dieser fand wieder jene Heiligenname» unpassend, und führte dafür die Namen berühmter Astronomen und anderer Gelehrten ein, unter welchen er sich, wahrscheinlich aus bloßer Bescheidenheit, die oberste Stelle vorbehielt. Ans diese Weise mußte der h. Athanasius dem alten Plato; die h. Margaret!) dem Ptolemäus, der h, Anton der Einsiedler dem jüngeren Plinius, und die h. Genovefa dem ketzerischen Galilei ihren Platz abtreten, und nur die h. Katharina blieb, aus besonderer Anhänglichkeit Riccioli's an eine Frau dieses Namens, ungekränkt an ihrer Stelle. Jndcß, das Unternehmen Ricciolis war vom Glücke begünstigt, und wir sehen noch in unfern Tagen auf dem Monde, oder wenigstens auf unfern Karten von dem Monde, zwar noch viele Seen und Meere aus den guten Zeiten des alten Hevcl, aber wir scheu auch hier diesen Hevel selbst mit Grimaldi, dort den König Alphons von Castilien mit Ptolemäus, und an einem dritten Orte sogar den alten Aristipp aus Cvrcne mit Herrn Cassini aus Paris, friedlich und Arm in Arm miteinander spatziercu gehen, ja selbst Riccioli glänzt noch in seiner früheren Glorie ganz auf dem obersten Punkte des Mondrandes. — Uebrigens verstanden sich selbst die alten Römer schon auf diese, wie es scheint, sehr leichten Künste, und sie wußten sich dieselben sogar noch etwas bequemer zu machen. Nachdem sie ihren Imperatoren, sie mochten es verdienen oder nicht, Tempel und Altäre, Statuen und Triumphbogen ohne Zahl gewidmet, und diese Apotheosen den Reiz der Neuheit verloren hatten, mußte das erste Volk der Erde seiner Kriecherei auf eine andere Weise aufzuhelfen suchen. Allein die römischen Senatoren waren keine Weltumsegler, um die von ihnen entdeckten Länder mit den Namen ihrer Beherrscher zu beehren; sie waren auch keine Astronomen, um für sie neue Sternbilder an dem Himmel auszusuchen, und eben so wenig konnten sie die Länder und Meere des Mondes an sie verschenken, da sie dieselben noch gar nicht kannten. Sie wählten sich daher die Plünderung oder vielmehr die Verstümmlung iprcs ohnehin sehr schleckten Kalenders, zu welchem Geschäfte sie weder vorzüglicher Instrumente, noch besonderer Kenntnisse, an denen es ihnen fehlte, sondern nur ein gutes Maag von kriechender Schmeichelei bedurften, an der sie Ueberfluß hatten. So erhielt, durch einen förmlichen Senats- 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 init 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 Mvstification dargestellt wurde, mit der ein müßiger Kopf eine Menge anderer unterhalten wollte. §. 62. (Wichtigkeit der Durchgänge der Venns vor der Sonne.) Wir haben bereits im zweiten Kapitel von den Vorübergängen Merkurs vor der Sonnenscheibe gesprochen. Ganz ähnliche Erscheinungen bietet uns auch die Venus dar, da ihre Bahn, als die eines untern Planeten, von der Erdbahn eingeschloffen wird und daher dieser Planet selbst zuweilen zwischen Sonne und Erde treten muß. Diese Durchgänge der Venus sind in der neueren Astronomie beschloß der Monat Julius und Augustus, den beiden ersten Imperatoren zu Ehren, ihren noch beute gebräuchlichen Namen, da ste früher Duinetilis und Sextilis hießen. Da aber die feine Evnrtoists dieser Höflinge befürchtete, daß Augustus es übel nehmen könnte, wenn sein Monat, wie es bei dem Sextilis der Fall war, nur Zg Tage hätte, da doch der dem I. Cäsar früher gewidmete Monat Julius ZI Tage zählte, so wurde durch einen zweiten Scnateonsult beschlossen, dem Februar, der ohnehin nur 29 Tage hatte, noch einen Tag zu rauben, und ihn dafür dem Augustus beizulegen. Auf dieselbe feierliche Weise erhielt später der Monat April den Beinamen des Ungeheuers Nero, und der Monat Mai den des Claudius, ,a Domitian, der aus zu großer Bescheidenheit nicht erst die Dekrete seines knechtischen Senats abwarten wollte, geruhte höchstselbst, und zwar unter Androhung der Todesstrafe, zu befehlen, den Monat October künftighin, und für immerwährende Zeiten Dvmitianus zu uennen. Allein alle diese Thorheiten überlebten ihre Urheber nicht, und selbst Augustus mußte es sich gefallen lassen, sein Ehrcndcnkmal später an den elenden Commodus abzutreten. VenuS. 7S von besonderer Wichtigkeit, dader wir unS auch hier etwas länger bei ibnen aufhalten wollein Sie geben uns nämlich bei weitein das beste und sicherste Mittel, die Entfernung der Sonne von der Erde, oder was dasselbe ist, die halbe große Are der Erdbahn zu bestimmen. Diese Halb-Ape ist aber das große Maaß, und gleichsam die Elle, mit welcher die Astronomen das ganze Planetensystem ansmessen, und überhaupt alle Entfernungen im Welträume bestimmen, daher die genaue Kenntniß derselben in so hohem Grade nothwendig ist. Dieses Maaß hängt aber nickt bloß von der Willkühr der Astronomen ab, wie wohl sonst die Einheil aller unserer andern Maaße, sondern sie wird uns gleichsam von der Natur selbst aufgedrängt. Nack dem dritten Keplerschen Gesehe (l. S. 288) nämlich verhalten sich die Quadrate der Umlaufszeiten der Planeten wie die Würfel der großen Halb-Aren ihrer Bahnen. Diese Umlaufszeiten sind aber, wie bereits oben (I. S. 2S8) gesagt wurde, der Art, daß sie sich mit der größten Genauigkeit bestimmen lassen. Mit derselben Schärfe wird man also auch jene Halb-Apen, 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 inckls, 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 dein bloßen Winkel, unter welchem uns ein Gegenstand 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, müsse» nämlich, der Natur der Sache nach, immer zwei gegeben seyn, um daraus das Drille zu finden. §. 63. (Wann diese Durchgänge statt haben.) Eigentlich sollte in jeder synodischen Revolution (I. S. 250) der Venus, d. h. in je 583,92, Tagen ein Durchgang dieses Planeten vor der Svnuen- scheibe erfolgen, weil er in dieser Zeit einmal zwischen unS und der Sonne durchgehen musi. 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 geschehen, daß dieser Planet zur Zeit seiner tintern Conjunclion, 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 erscheinen, wenn die von der Erde gesehene Breite tl. S.21Ä) nicht größer ist, als die Summe der Halbmesser der Sonne und des Planeten, d. h. also nicht größer als 99!)Secunden, da der Halbmesser der Sonne im Mittel 961, und der der Venus in der untern Conjunclion 29 Secunden beträgt. Venus muß daher zu dieser Zeit in der Nähe eines ihrer Knoten (I. S.217) 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 Juuius oder des Dezembers, und dieß wird bis zu dem Jahre 3000 unserer Zeitrechnung so fortgehen, so daß immer zwei nächstfolgende Durchgänge in den Junius und die zwei auf diese kommenden in den Dezember fallen. Fängt man mit einem solchen Durchgange an, der der erste von den beiden in den Juuius 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 V2, 8, Illlch/z Jahren, nach welchen sich dieselben Perioden von 3, 105 V2 tl. s. w. immer wiederholen. Diese Bemerkung gibt Venus. ein einfackeS Mittel, die Zeiten aller folgenden Durchgänge zu finden, wenn man einmal einen derselben kennt. Die nnten folgende Tafel gibt dieselben für mebrere Jahrhunderte mit aller hier wünschenswerthen Genauigkeit an. §. 6st. (Die ersten beobachteten Durchgänge der Venns.) 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 wichtigen Beobachtungen aufmerksam machte. Ohne diese NorauSbe- 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 zn einer Zeit, wo ihr Durchmesser am größten ist, und 38 See. 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 See. betrug. — Die beiden Durchgänge der Venus, die Kepler i. I. 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 3. Junius von ihm berechnet wurden. Beide hatten auch in der That statt, und zwar der erste nur wenige Tage nach feinem Tode, da Kepler am 13. Nov. 1631 starb. Einen andern zwischen jene beiden fallenden Durchgang, der am st. Dezember 1639 eintrat, hatte Kepler übersehen. Halle», 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 klülos. Drunsnot. von 1691 und 1716 mit. Eben dieser von Kepler in seiner Rechnung übersehene Durchgang des Jahres 1639 war der erste, der je von einem Astronomen beobachtet worden ist. Horrox in England berechnete einige Zeit zuvor eine astronomische Ephemeride, aber nach den Tafeln Littrvw's Himmel u. f. Wunder. III. 6 82 Venus. von Lansberg, die zwar viel weniger genau waren, als die Nu- dolphinischen Tafeln, die aber doch zufällig einen Durchgang der Venns für den 4. Dezember 16Z9 anzeigten, während die Kepler- scheu 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 Hallet) erst i. I. 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 Erscheinungen 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 IVIem. cke l'eVcuck. cks ?aiis 1757, 1761 und 1781. Die vorzüglichsten Beobachtungen dieses Durchganges sind die von Mason am Vorgebirge der guten Hoffnung, von Bergmann in llpsala, von Planmann zu Cajane- burg in Finnland, und die zu Stockholm und Tobolsk angestellten. Die Berechnungen dieser Beobachtungen geben die Horizontalparallaxe der Sonne (I. H. 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. §. 6Z) gesagt. Wendet man die dort gegebenen Vorschriften auf diese beiden Zahlen an, so findet man für die mittlere Entfernung der Mittelpunkte der Sonne und der Erde entweder 2578Z oder 22918 Halbmesser 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'/- Millionen Meilen, oder Venus. beinahe der nennte Thcil 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. I. 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 Eh. G. lebte, nahm diese Distanz der Sonne gleich 1Z1S0 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 Zt) 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 Sicherheit 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. Z0 Sec. Auch der große Observator Thcho Brahe (gest. 1601) hatte noch sehr unrichtige Begriffe von diesem Gegenstande. Er setzte die Distanz der Sonne gleich 1142 Erd- e s Venus. Halbmesser voraus und wollte aus den Beobachtungen der Mondfinsternisse den Scbluß ziehen, daß die Parallaxe der Sonne nicht kleiner als drei Minuten styn könne. Kepler (gest. 1650) bemerkte mit seinem gewohnlichen Scharfsinne, daß die Parallaxe des Mars zur Zeit seiner Opposition, wie dieß aus Tpchv's Beobachtungen folge, unmerklich ist, und daß also dasselbe in einem noch viel höhern Grade von der Sonne gelten müsse. Mit den Instrumenten jener Zeit war eS schwer, sich der Große eines Winkels bis auf eine und selbst bis auf zwei Minuten zu versichern. Jndeß 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 Doin. Cassini. Auf seinen Vorschlag wurde Richer von der Pariser Acadeniie nach Cayenne geschickt, um dort die mittägige Hohe des Mars zu beobachten, während dieselben Höhen in Paris von Picard und Römer beobachtet wurden. Cassini schloß daraus die Parallaxe des Mars gleich 25 '/z See., und dadurch war, mittels des dritten Gesetzes von Kepler, die der Sonne gleich 9'/-, See. gegeben, woraus also die Entfernung der Sonne chon der Erde gleich 21712 Erd-Halbmessern folgte. Diese Beobachtungen wurden im September des Jahrs 1K71 angestellt. In den folgenden Jahren fetzte Cassini diese Untersuchungen auf einem anderen Wege fort, indem er die Differenz der Rectascen- sionen des Mars mit benachbarten Fixsternen sechs Stunde» vor, Und sechs Stunde» 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 unteren Conjunctionen noch beträchtlich näher koinmt, als Mars. Allein es ist schwer, die Mittagshöhe» 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 seine» Beobachtungen, die er i. I. 1751 am Vorgebirge der guten Hoffnung angestellt hatte, die Sonnenparallaxe gleich 10'/» Venus. 83 Secunden, aber du beide Bevbachlnngsarten ihren stiaturen nach keiner sehr Irrsten Genauigkeit fähig sind, besonders für die noch unvollkommenen Instrumente jener Zeit, fr 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 vollkommen zu versichern. Der Venusdurchgang des Jahres 1761 hatte ein Mittel, diesen Zweck zu erreichen, dargeboten. Mein man sah bald, daß der Durchgang dieses Jahres mit mehreren ungünstigen Verbälr- nissen verbunden war, und daß man sich daher zufrieden stellen mußte, wenigstens eine Bestätigung der von Cassini aufgestellten Parallaxe gefunden zu habe», obschon man sie, wie man doch anfangs gehofft hatte, nicht genauer bestimmen oder in engere Grunzen einschließen konnte. §. 67. (Durchgang von 1769.) Unter diesen Umständen erwartete man mit Ungeduld den nächstfolgenden Durcbgang der Venus, am 3 Junius 1769, von dem man sich durch Rechnung voraus versichert hatte, daß er viel günstigere Verhältniffe 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 gebildete» Nationen Europa's bemühten sich, ihre Astronomen zur Erreichung ihres für die Wissenschaft wichtigen und für Alle interessanten Zweckes mit rubmwür- digem Wetteifer zu unterstützen. Frankreich, dessen Minister Choiseul sich der Sache mit besonderem Eifer annahm, sendete die Astronomen La Chappe nach Californien, Pingrö nach St. Domingo und Veron nach Ostindien. Die K. Academie der Wissenschaften in London schickte, auf Befehl und Kosten des Königs, ihre Mitglieder Dvmond und Wales nach Nordamerica; Call nach Madras und Green nach Otaheiti, welch Letzterer seine Reise auf einem von dem berühmten Capitain Cook commandirten Venus. Schiffe vollendete. — Die Kaiserin Catharina von Rußland ließ durch ihre Academie in Petersburg Astronomen ans Deutschland und der Schweiz berufen und viele Instrumente zn diesem Zwecke in Paris und London ankaufen, mit welchen ausgerüstet der russische Astronom Rumoosky nach Kola (Br. 69°), der Schweizer Pictet nach Umba (Br. 67°) und Mallet nach Ponoi gingen. Ueberdieß wurde noch Jslenies nach Uakutz, Lowiy nach Gurtes, Krahl nach Orenburg und Christian Euler nach Omsk geschickt. In Petersburg selbst beobachteten diesen Durchgang Mor- jan aus Manheim, Albert Enler, Lexell und Kotelnikow. — Der König von Dänemark bat sich zn diesem Zwecke den Astronomen Hell von Wien aus, der auf des Königs Kosten die Reise nach Wardoe im nördlichen Lappland machte. Ueberdieß beobachteten noch Planmann zu Cajanebnrg in Finnland, Melander zu Upsala, Bayley am Nordcap, Jnstander 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 gesammelt in Lalande's klein. LUV le cks 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 England fand aus den von ihm zu Grunde gelegten Beobachtungen die Horizvntal-Parallaxe der Sonne für ihre mittlere Entfernung von der Erde 8"» und ganz eben so auch Pingre. Planmann in Schweden fand 8"», Lalande 8"z; Lexell , Hell 8"^. 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"s?»; Venus. welches Resultat nach Encke's Berechnungen nur mehr den wahrscheinlichen Fehler von 0"oz? haben kann, so daß die wahre Sonnenparallaxe zwischen den beiden Gränzen 8"«» und 8"s, enthalten 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,ize? geographische Meilen und die ans der Parallaxe 8",5„ folgende Entfernung der Sonne von der Erde beträgt 20666800 Meilen und die wahre Entfernung derselben ist zwischen den Gränzen von 20577649 und 20752945 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 möglich gewesen ist. Wir müssen uns begnügen, die Entfernung der Sonne von 20666800 Meilen bis 89000 Meilen, d. h. bis etwa auf den 250sten Theil ihrer Größe, genau zu kennen. Wein dieß zu wenig scheint, der mag uns sagen, wie viele Distanzen der Hauptstädte unserer Erde wir bis auf ihren 250sten 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. Conjunetion mittl. Z. Paris. Zeit der Mitte. Halbe Dauer. Kürzeste Distanz. 1374 9.Dez. I4lr 18'Morg. 15 Ii 65' 2 ll 4,7 0°15'51"Nördl. 1832 6. Dez. 4 26 4 59 5 1/7 0 10 29 Südl. 2004 3. Juni 91 1 Morg. 28 26 2 44,« 0 11 19 S. 2012 6. Juni 11 27 Morg. 11 47 5 20,7 0 8 20 N. 2117 11.Dez. 15 7Morg. 12 45 2 22,« 0 15 0 N. 2125 8. Dez. 5 19 5 24 2 48„ 0 11 28 S. 2247 11.Juni 0 50 0 0 2 7 ,9 0 12 17 S. 225S 9.Junil4 54Morg. 15 8 5 56,„ 0 6 25 N. 2560 15. Dez. Ii 59 Morg. 11 59 2 42.« 0 11 49 N. 2568 10. Dez. 2 IN 2 47 2 29,4 0 12 27 S. Venus. §. k>9. (Methode, au«! diesen Durchgängen die Sonnenparall- axe zu finden.) Es ist nun noch i'chrig zu zeigen, nuf welche Weise man uns den Beobachtungen dieser Durchgänge die Sonnenparallaxe durch Rechnungen ableiten kann, und wuruin die uns diesen Beobachtungen geschlossenen Resultate den hohen Grad von Verläßlichkeit haben, der bereits oben von ihnen gerühmt worden ist. Man bemerkt wohl ohne meine ausdrückliche Erinnerung, daß ein rabenschwarzer kleiner Kreis auf dem hellleuchlenden Hintergrunde 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 tinnimmt, 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 Durchgänge einnimmt, sondern nur »in einige wenige und gerade um düselben, die unter allen am leichtesten und besten, selbst ohne alle Instrumente, blos durch ein gutes Fernrohr, bestimmt werden können. Mau 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 n (Fig. S) kann vielleicht zu spät beobachtet werden, wenn man den Punkt des östlichen Sonneurandes 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 d, so wie der innere Austritt bei a läßt sich auf das schärfste mit dem Auge verfolgen, bis der eigentlich entscheidende Augenblick, d. h. die Bildung des seinen Lichtfadens eintritt, der zwischen den Rändern der beiden Himmelskörper bei ihrer Berührung entsteht, und nicht viel weniger genau wird man auch den letzten entscheidenden Punkt des schwarzen Kreises in ck angeben, der an dem Rande der Sonne in dem Augenblicke erscheint, wenn er von der Venus völlig verlassen wird. §. 70. (Sicherheit dieser Methode.) Ueber die Sicherheit die- Venus. 89 ser Beobachtungen au sich kann also weiter kein Zweifel se»n. Allein es handelt sich hier nicht sowohl um diese' Beobachtungen selbst, als vielmehr um das Resultat, welches man daraus ableiten will, nämlich um die wahre Größe der Sonnenparallaxe. Wenn man nun z. B. zeigen könnte, daß ein Fehler der Beobachtung 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 -ansehen, da, wie wir gesehen haben, ein Fehler von einer Zeitsecunde in der Beobachtung jener vier Berührungen nicht wohl statt haben kann. Allein die Verhältniste sind in der That noch viel günstiger, als sie in diesem Beispiele dargestellt wurden. Hallet) hat in den zwei bereits erwähnten Memoiren (kllril. Drmmsot. 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 bestimmt werden, daraus die Parallaxe oder die Distanz der Sonne 1 bis auf ihren-——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 Durchgängen gelehrt bat, die Fehler der Beobachtungen eine Secnnde oft genug übersteigen, so bleibt es demnngeachtet nicht minder wahr, daß diese Beobachtungsart eine der sichersten in der ganzen praktischen Astronomie ist, und daß diese Methode der Bestimmung der Sonnenparallaxe einen Grad von Verläßlichkeit besitzt, deren sich nur wenige und vielleicht keine andere erfreut. Es wird nicht unangemessen sepn, hier Einiges aus dem erwähnten Aufsatze Hallep's anzuführen, dem wir die Keimtniß dieser Methode verdanken und der zugleich in einer gemeinfaßlichen Sprache geschrieben und sehr lehrreich abgefaßt ist. „Es giebt viele Dinge in der Welt, sagt er, die auf den erste» Blick sehr paradox, ja ganz unglaublich erscheinen und die doch nicht minder wahr und oft sogar mit Hülfe der Mathematik sehr leicht zu beweisen 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 angemessene Beobachtungen vorausschickt; wie ich sogleich näher zeigen werde." „Vor vierzig Jahren (im I. 1677) war ich auf der Insel St. Helena, um daselbst die Sterne des sudlichen 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 ausfuhren lassen. Dabei siel mir ein, daß sich durch diese Beobachtungen wohl die Parallaxe des Merkur gut bestimmen lassen wurde, die beträchtlich größer seyn muß, als die der Sonne, da Merkur in seiner unteren Conjunctiou 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." '-'H „Aber bei der Venus, fiel mir ein, ist dies Verhältniß viel gunstiger, da ihre Parallaxe viel größer ist, als die des Merkur, lind da man sie also auch von verschiedenen Punkten der Erde an verschiedenen Stellen der Sounenscheibe sehen muß. Sollte sich aber nicht aus eben dieser Verschiedenheit der Stellen die Sonnenparallaxe selbst, durch die sie doch verursacht werden, wieder 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 6) Wohl dürfte man in Beziehung auf diese Frage von Hallen noch mit Plinius sagen: Incomporta Imec et insxlricabilin, noe nt mensura, ill enim vello pons clamontis est, soll ut fantum asstimstio conjectanli coostet anlmo (II. II. Lap. 2Z). Die Parallaxe Merkurs ist bei seinen untern Eonjunctionen 17" und die Parallaxe der Sonne setzte Halle» noch gleich 12" voraus. Die Differenz bepder ist S", also mehr als die Hälfte kleiner als die angenommene Svnnenparallaxe. Bei der Venus aber nahm er die Parallaxe stZ" und ü? weniger 12, oder ZI" ist nahe dreimal größer als jene Sonncnparallaxo. Venus. 91 des Orts darf nur obenhin bekannt seyn, da sie auf die Erscheinung keinen so wesentlichen Einfluß hat und die geograpbische 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 rcrfließt, 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 Erscheinung 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 Parallaxe die Dauer des Durchgangs um mehr als 6 Zeitminuten verlängert. Wenn also die Erscheinung an diesen beiden Orten beobachtet werden sollte, so würde die beobachtete Dauer des einen um volle 17 Min. von der des andern Ortes verschieden seyn, wenn, wie ich bei diesen kleinen Rechnungen voraussehte, die Parallaxe der Sonne gleich 12sss Seeunden 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 See. zu der Sonnenparallaxe 12,5 See. gehören, so wird eine einzige Secunde Aenderung dieser Parallaxe schon mehr als 80 Zeilsecunden Aenderung in der Differenz jener Daner erzeugen. Da man hat 12 - : 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—^-sten Theil einer Secunde genau finden, weil 1 1 wieder ist 12 ,5 : 1020 ——— : 2 und dieser - ^ ste Theil einer Secunde ist der ste Theil derganzen Sonnenparallaxe, »00 die wir zu 125 angenommen haben, weil 40mal 12 ,5 gleich 600 ist." „Ich empfehle daher diese Methode auf das dringendste allen Astronomen, die Gelegenheit haben sollten, diese Dinge zu beobachten , wenn ich schon todt bin. Möge» sie dieses meines Ra- thes^eingedenk seyn und sich recht fleißig und mit aller ihrer Kraft aus 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." Es ist schwer, den schlichten Vortrag des biedern Mannes in einer andern Sprache getreu wieder zu geben. Der Schluß desselben heißt: I rscvmmoiill it tberoiora sgain Noll »gsin tc> tlmss ^stronomers, ^vbo m»^ lmvo an opportunitx vk obsarving tlmso Illings, 1 am llancl, tlmt t!w)c ^oulll roinsmbar tbsss aclmonitions »ml cliligentlx »ppl/ tbemsalvas, will» all tlivir inigbt to Ilm mnbing ok tbs oarassnr^ oksarva- tions, in xebicb I rrisli tlmm oarnastl/ »II imngiimkl« succsss: in Iba irrst plsco, tlmt tliax mazc not, b/ tlw uossnsouabla vbscurit^ ol » claulloll »b/, kv claprivacl ol tlns most clasi- ral>lt! sigli; »all tliso, tlmt bsvivg sscsrlsineä vitb wore ox- nctnsss tba inagnltuclö oi Ilm planatnr^ vrbils, it m»^ re- llouull to tlioir immurtnl kuwo null glvr/. Venus. 95 Z. 7t. (Andere Betrachtungen über die Sicherheit dieser Methode.) Wir wollen es nun versuchen, den Lesern im Allgemeinen, und so weit dieß ohne Rechnung möglich ist, die Gründe miS einander zu setzen, worin sich durch die Beobachtung dieser Durchgänge der VenuS die Sonnenparallaxe mit so großer Genauigkeit bestimmen läßt. Sey 88" (Fig. 6.) die Sonne, E oder E" die Erde, und V oder V" der Mittelpunkt der Venus, welche beide Planeten sich in ihren Bahnen zur Zeit der untern Eonjunction der letztern von Ost gegen West, oder von E nach E", 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, si) wie die beiden Linien bei 8 und 8" den Rand der Sonne berühren. Dieß vorausgesetzt, ist (I. §. 61) der Winkel die Hori- zontal-Parallaxe der Venus. Eigentlich sollte zwar der Punkt V in dem Mittelpunkte der Venns 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 «V«, gleich, und da der letzte Winkel von dem Bogen ««e.am Himmel gemessen wird, so kann man sagen, dieser Bogen na. stelle die Parallaxe der Venns vor. Ganz eben so wird also auch die Parallaxe der Sonne durch den Winkel ^8E oder s8o, das heißt, durch den Bogen so vorgestellt werden. Es ist demnach die Parallaxe der Venus, und so die der Sonne, und daher «« die Differenz dieser beiden Parallaxen, und zwar für den Augenblick, wo ein Beobachter in dem Mittelpunkte E der Erde eben die Venus ganz in dem östlichen Rande, und zwar in dem Punkte 8 der Sonne eingetreten sieht.^, Ganz eben so ist auch s"o" die Parallaxe der Sonne, und s"^die der Venus, also auch die Parallaxendifferenz für den Augenblick, wo für den Beobachter E" im Mittelpunkte der Erde die Venus, so eben ganz aus dem westlichen Rande der Sonne, und zwar in dem Punkte 8", ausgetreten ist. Bei jenem Eintritte sieht also der Beobachter im Mittel- Venus. punkte (ü der Erde de» Punkt V des Venusrandes an dem Himmel in a. Allein ein anderer Beobachter auf der Oberfläche der Erde in eV wird denselben Punkt V am Himmel in « sehen, während er den Punkt 8 des östlichen Sonnenrandes, wo der erwähnte Eintritt der Venus für den Mittelpunkt der Erde geschieht, in dem Punkte n des Himmels sieht, d. h. also, der Beobachter in .V. wird die beiden Berührungspunkte V und 8 noch um den Bogen n« oder um die Parallaxendifferenz von einander entfernt sehen, während der Beobachter in L diese beiden Punkte V und 8 in dem gemeinschaftlichen Punkte o zusammenfallen sieht. In demselben Augenblicke also, wo der Beobachter in den letzten Punkt V der Venus eben in den östlichen Sonnenrand eintreten sieht, steht dieser Punkt V für den Beobachter in noch um die ganze Parallaxendifferenz u« östlich von dem Sonnenrande 8 entfernt; für (ü hat der innere Eintritt so eben statt, für aber wird er erst später erfolgen, und zwar erst in der Zeit, in welcher Venus den Bogen aa am Himmel zurückgelegt haben wird. Während des nun folgenden Durchgangs der Venus vor der Sonnenscheibe geht dieser Planet in seiner Bahn von V nach vmd die Erde von nach oder beide gehen von Ost nach West. Der Beobachter aber, auf der Oberfläche der Erde, der früher den westlichsten Punkt ^ einnahm, wird durch die tägliche Rotation auf die östliche Seite, gegen ^ hin, gebracht. In dein Augenblicke, wo der letzte Punkt des Venusrandes, von dem Mittelpunkte (ill der Erde gesehen, den westlichen Rand 8' der Sonne verläßt, und wo also, für diesen Beobachter (7, der Durchgang endet, weil er diese beiden Punkte und 8^ in einem und demselben gemeinschaftlichen Punkte des Himmels sieht, in demselben Augenblicke wird ein Beobachter in dem Punkte auf der Oberfläche der Erde den Punkt 8^ der Sonne i» a', den Punkt V der Venus aber in o/, d.l h. er wird den Punkt V um den Bogen oder um die Parallaxendifferenz weiter westlich sehen, und für den Beobachter in wird daher der Durchgang schon vorüber seyn, und zwar wieder so lange Zeit, die wir D nennen wollen, als die Venus braucht, den Bogen eE«' der Parallaxendifferenz am Himmel zu durchlaufen. Venus. 95 Kurz, der Beobachter auf der Oberfläche der Erde in ^ oder wird den Eintritt der Venus später, und den Austritt derselben früher sehen, als der Beobachter im Mittelpunkte t? der Erde, und zwar um die Zeit D 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 D. Dieser Unterschied zwischen dem Ein - und Austritte, oder auch dieser Unterschied zwischen der Dauer, wie er auf der Oberfläche und im Mittelpunkte der Erde gesehen wird, hängt also, wie mau sieht, bloß von der Differenz der Parallaxen oder voir der Größe des Bogens a« oder u'«', und zugleich von der Geschwindigkeit ab, mit welcher die Venus diesen Bogen zurücklegt. Wird die Parallaxendifferenz großer, so wird auch diese Zeit D oder 2 D größer werden, und ist im Gegentheile die Geschwindigkeit der Venus größer,' so wird diese Zeit D oder 2 D kleiner werden. Da nun D eine bloße Wirkung der Parallaxendifferenz 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 D auch wieder rückwärts auf jene Parallaxendifferenz schließen und zwar mit einer desto größern Genauigkeit schließen können, je größer dieses D selbst ist. §. 72. (Verglcichung der Durchgänge von Merkur und Venus.) Sehen wir also zu, welchen Werth diese Zeit D 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- ounden, und dieß ist die Größe des Bogens u« 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 SSV". Wann wird er also in dieser Bewegung den Bogen von 18", oder die doppelte Parallaxendifferenz zurücklegen? Die folgende Proportion beantwortet diese Frage: 550": 60' 18": 2 D Es ist also 2 D nahe gleich 2 Zeitminuten, oder die Differenz der Dauer der Merkursdurchgänge, von dem Mittelpunkte und von der Oberfläche der Erde gesehen, beträgt höchstens 2 Zeitminuten. Geseyt also, man hätte bei der Beobachtung eines solchen Durchganges die Dauer desselben um volle 10 Zeitsecunden fehlerhaft erhalten, was allerdings eine sehr unwahrscheinliche Voraussepung ist, so würde man dadurch die Parallaxendifferenz schon um 1'/- Raumsecunde unrichtig erhalten, denn 120: 18 — 10: 1 '/- So große Fehler, von 1'/- Secunden, geben aber nicht einmal 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 21", und die der Sonne, wie gesagt, 8". Die Differenz dieser Parallaxen beträgt also 22", oder sie ist nahe dreimal großer, 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 254", 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: 254": 60' — 46": 2 D Es ist also 2 D — 11',s oder nahe 12 Minuten, also beinahe sechsmal größer, als bei Merkur. Um zu sehen, welche» 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: °/z oder, wenn man in der Beobachtung dieses Phänomens auch nur volle 10 Zeitsecunden gefehlt hätte, so würde die daraus geschlossene Parallaxendifferenz doch nur um ^/z einer Naumsecunde fehlerhaft seyn, während wir oben bei Merkur einen Fehler von l '/z Sekunden, also nahe dreimal mehr, erhalten haben. Allein so große Venus. 97 F>?l?ler wird wohl nickt leicht ein Astronom, selbst unter den ungünstigsten Verhältnisse», begehen können. Der Fehler, dein man bei der gegenwärtigen Vervollkommnung der Jnstrninente und der Beobachtungskunst noch ausgeseht ist, knnn bei dieser Art von Beobachtungen höchstens eine einzige Secunde betragen, und sonach wurde man, durch die Anwendung der hier erläuterten Methode, die Parallaxendifferenz der Venns und der Sonne wenigstens bis ans o,o«z oder bis ans einer Ranmsecnnde genau erhalten. Man sieht ans allein Vorhergehenden, daß der eigentliche Vortheil dieser Methode darin besteht, daß erstens die Venus, in ihrer untern Conjnnction, sehr nahe bei der Erde ist, wodurch die Parallaxe derselben so groß wird, und daß zweitens ihre ovn 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 Conjnnction noch näher käme und der sich daselbst noch langsamer bewegte, so wurde derselbe noch oiel geschickter zur Bestimmung der Parallaxe seyn. §. 7Z. sNachträgliche Benierkungen zu dieser Methode.) Bei der vorhergehenden Darstellung wird ein aufmerksamer Leser noch zwei Dinge vermissen, die wir, um den Vortrag zu erleichtern, absichtlich übergangen haben und daher hier nachtragen wollen. Wir haben oben voraus geseht, daß nicht nur der Beobachter auf der Oberfläche der Erde, sondern daß auch noch ein anderer, im Mittelpunkte o der Erde, die Daner des Durchgangs gesehen habe, und auf die Vergleichung dieser beiden Beobach- tnngen 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 worden 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 ersehen. Da nämlich die Tafeln der Venu« schon in so hohem Grade genau sind, da man die Bewegung dieses Planeten 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, ll. 7 93 Venus. leicht, durch Rechnung zu bestimmen, wie lang die Dauer eines selchen Durchgangs für den Mittelpunkt der Erde fetzn wird, viel leichter m der Tbat, als für irgend einen andern Punkt der Oberflache der Erde, weil man für diesen letztern auf die Parallaxe der Sonne und der Venus Rückficht nehmen müßte, die hier, für den Mittelpunkt der Erde, ganz wegfällt. Die Rechnung, von welcher hier die Rede ist, wird ganz dieselbe seyn, welche man bei der Bestimmung der Mondsfinsternisse für unfern Kalender anwendet, und mit der Jeder bekannt ist, dem die ersten Elemente der rechnenden Astronomie nicht ganz fremd sind. Das Zweite, was man wahrscheinlich schon ohnehin bemerkt haben wird, ist, daß wir oben immer nur von der Differenz der Parallaxen der Venus und der Sonne gesprochen haben, da es doch anfangs hieß, daß die Venusdnrchgänge die Sonnenparallaxe selbst so genau bestimmen sollen. In der Tbat 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 bisher erklärte Verfahren bloß die Differenz dieser zwei Parallaxen. Allein hier kommt uns das schon mehrmals (z. B. I. H. S8. 146 u. f.) angeführte dritte Gesetz Keplers sehr zu statten. Nach diesem Gefetze 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. §. 12Z) 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 Halbmesser der Erde dividirt durch die Entfernung des Planeten von der Erde. ZurZeit der untern Conjnnclion aber, wo Venus in einergeraden Venus. 99 Linie zwischen der Erde und der Sonne steht, ist die Entfernung der Venus von der Sonne gleich dem, ans der elliptischen Theorie bekannten Radius Veclor (I. S. 282) der Erde, weniger dem der Venns, 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 Große anzusehen ist. Wenn man aber von zwei unbekannten Großen ihr Verhältniß und überdieß auch, wie dies bei unserer 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 25" gefunden worden ist, und wenn man aus der Theorie der elliptischen Bewegung, verbunden mit dem erwähnten Gesehe Keplers weiß, daß für dieselbe Zeit das Verhältniß der beiden Parallaxen 5,?-,? ist, so findet daraus jeder Anfänger in der Algebra sofort, daß die beiden Parallaxen selbst, die eine gleich 25" und die andre gleich 3" seyn muß, wodurch daher nicht bloß die gesuchte Parallaxe der Sonne, sondern auch zugleich die der Venns gefunden wird. §. 74. (Einfache Darstellung des Vorhergehenden.) Man kann denselben Gegenstand noch auf eine andere, sehr einfache Weise darstellen. Ist (Fig. 7) die Erde, V die Venns und 8 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 Venns die Differenz derjenigen zwei Bewegungen geben, welche dieser Planet und die Erde in der That haben. Sey also aVK der Weg, welchen Venns mit dieser relativen Bewegung während der Zeit des ganzen Durchgangs in ihrer Bahn beschreibt. Es seyen ferner und L zwei Beobachter auf der Oberfläche der Erde, welche die zwei Endpunkte desjenigen Erddurchmessers eVIZ einnehmen, der auf der Ebene der Ecliptik senkrecht steht. Läßt man der größeren Einfachheit wegen 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.4 zu einer gewissen Zeit den Mittelpunkt der Venus auf der Sonuen- 7 ° Venus. scheibe in s und der anders Beobachter II in 8 sehen. Wenn sie nun beide ein Mittel besitzen, die Entfernung der Punkte s und 8 von dem Mittelpunkte oder von dem Rande der Sonne mit Genauigkeit zu messen, so wird ihnen die Große des Bogens s8 z. B. in Secunden bekannt sepn. Nehmen wir an, daß man diesen Bogen 8s gleich 40 Sec. gefunden habe. Da nun die Winkel in V, welche die beiden geraden Linien 7V5 und IZ8 mit einander bilden, gleich groß und da auch die beiden Linien elL und 8s einander sehr nahe parallel sind, indem sie beide auf der Ecliptik senkrecht stehen, so hat man aus den ersten Elementen der Geometrie die Proportion 85 : /eR — 8V : VL. Allein 8V ist die Distanz der Sonne von der Venus und Vk die der Venus von der Erde und aus der Theorie der elliptischen Bewegung weiß man, daß zur Zeit des Durchgangs diese Größen 8V — ci,sz und VZ — 0,2? sind, wenn die mittlere Distanz der Erde von der Sonne als Einheit angenommen wird. Man hat daher auch 85 : -VIZ — 63 : 27 oder nahe ^5:2 oder jeuer Bogen 85 nimmt auf der Oberfläche der Sonne einen Raum ein, der Vz mal so groß ist als der Durchmesser der Erde. Dieser Bogen selbst, in Secunden ausgedruckt, ist daher auch 2 '/-mal so groß als derjenige Bogen, unter welchen der Durchmesser der Erde, von der Sonne aus gesehen, erscheinen würde, d. h. der Winkel 8^5 ist 2'/-mal großer als der Winkel L84.. Dieser letzte Winkel ist aber (I. §. 6l) die doppelte Parallaxe der Sonne. Da mm der Winkel 8,4 s oder der Bogen 8s 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 8-4s oder des Bogens 8s begeht, nur den fünften Tbeil dieses Fehlers in der gesuchten Sonnenparallaxe hervorbringen wird, was für die Bestimmung dieser letzten Größe sehr vortheilhaft ist, besonders dann, wenn man Mittel besitzt, diesen Bogen 8s selbst schon mit einer großen Ge- Venus. 101 nauizkeit zu messen. Mikrometrische Messungen, so scharf diese auch seyn mögen, sind hier nicht mit der gewünschten Sicherheit anzuwenden, weil es sich um zwei verschiedene Beobachter handelt. Viel besser wird man diesen Zweck erreichen, wenn mau von beiden Orten -I und L der Erde den Eintritt der Venus in m und KI und den Austritt in u und IX aus der Sonnenscheibe beobachtet. Wir haben bereits oben gesagt, daß man diese Ein- und AnSlritte des schwarzen Kreises auf dem hellen Sonnenhintergrnnde sehr scharf beobachten kann. Da ferner die relative Bewegung der Venus auf der Sonne so langsam, und überdieß durch unsere schon sehr vollkommenen Tafeln, sehr genau bekannt ist, und da man endlich, ohne allen merklichen Fehler die Wege KI.X 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 Austritte die Längen der beiden geraden Linien KIN und mn, und zwar mit der größten Schärfe, und es handelt sich seht nur noch mn die leichte Auflösung des geometrischen Problems: dieDistanz8s zweier Sehnen eines Kreises zu finden, in welchem die Große dieser Sehnen sowohl, als auch der Halbmesser dieses Kreises, d. h. der Halbmesser der Sonne mit der größten Genauigkeit bekannt ist. §. 75. (lieber die Verbesserung der Planetentaseln.) Das Vorhergehende wird genügen, eine allgemeine Vorstellung von dem Verfahren zu geben, welches die Astronomen bei dieser Bestimmung der Sonnenparallare 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, seht uns gegenwärtig in den Stand, jene wichtige und noch viele andere interessante Aufgaben ans eine andere, sehr vorzügliche Weise aufzulösen, von der wir hier, so gut es ohne eigentliche Rechnung möglich ist, einige nähere Nachrichten mittheilen wollen. Ilm die Sache sogleich durch ein Beispiel deutlich zu machen, so haben wir bereits oben (I. §. lüZ) gezeigt, wie man de» Ort eines Planeten für jede gegebene Zeit aus den für diesen Planeten bereits berechneten Tafeln finden könne. Hat man nun für 102 Venus. dieselbe Zeil den Planeten auch wirklich beobachtet, so müssen beide Resultate, das der Tafel, oder, was dasselbe ist, das der Rechnung und das der unmittelbaren Beobachtung übereinstimmen, 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 Umständen angestellt worden sind, wenn vielleicht mehrere Astronomen an derselben oder auch an verschiedenen Sternwarten diese Beobachtungen gemacht und davon das sogenannte Mittel genommen 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- ungeacktet 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 verläßlicher 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 fernem 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 Verbesserung 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 A.re der Bahn, oder die Umlausszeit des Planeten um die Sonne, man muß die Lage dieser großen Axe, die Ep- 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 VenuS. die Construction der Planetentafel keine cmdere Sckwierigkeit mehr, als die Mühe deS Ealculs, die kein Astronom schelien 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 dargestellt 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 Astronomen gegeben haben, kein leichtes ist. Und doch muß es aufgelöst werden, weil man sonst gar nicht daran denken kau», auch nur einmal gute Planetentafeln zu erhalten. Daß aber solche Tafeln, nicht bloß für die Wissenschaft, von sehr großem Werths sind, ist wohl für sich klar. Wenn z. B. unsere Mondstafeln noch so fehlerhaft wären, wie sie es zu Zchcho's und selbst zu Newtons Zeiten waren, so würden wir das beste und vorzüglichste Mittel, die geographische Länge auf der hohen See zu Venus. bestimmen, immlich die Methode der Distanzen des Mondes von den Sternen, auch gar nicht mit Sicherheit anwenden können, und Hunderte von Schissen würden schon zu Grunde gegangen set)n, bloß weil ihnen dieses Mittel fehlte. Wie soll man es aber anfangen, alle Elemente einer Planetenbahn auf einmal zu verbessern. — Dieß ist es, was ich hier zunächst zu erklären suchen werde. Nehmen wir an, wir hätten eine Anzahl von beobachteten Sonnenlänge» vor uns, die wir alle als ganz gut anzusehen berechtigt sind. Berechnen wir sogleich aus unfern Sonnentafeln, für die Zeiten jener Beobachtungen, diese tabellarischen Längen der Sonne. Da unsere Sonnentafel noch fehlerhaft ist, wie wir voraussehen, so werden diese berechneten Längen mit den beobachteten nicht genau stimmen. Seve» n, u', n", die Differenzen dieser beiden Längen für die 1, 2, 5te Beobachtung. Betrachten wir von den Elementen dieser Sonnentafel zuerst die Lauge des Apheliums. Nehmen wir z. B. an, die erste Beobachtung 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. H, 140) der Sonne nahe gleich 200 Grade war. Geht man in denjenigen Tbeil der Sonnentafeln ei», der mit dem Argumente der mittler» Anomalie die Gleichung der Bahn (I. H. 141) gibt, so findet man, daß für eine solche Sonnenlänge durch eine Minute Aenderung der Anomalie die wahre Länge der Sonne um nahe 2 See. 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 gesprochen haben, seht auch eine bestimmte Excentricilat, oder was dasselbe ist, einen bestimmten größten Werth der Gleichung der Bahn voraus. Nehmen wir an, daß eine Minute Aenderung Venns. 105 dieser größten Gleichung der Bahn die Länge der Sonne nin 0,5 Secnnden ändere, und daß eben so eine Minute Aenderung der Uinlansszeit der Sonne die Länge derselben nur um 0,z Secnnden vergrößere, und sofort für alle übrigen Elemente der Sonnenbahn. Wenn man ans diese Weise die Aendernngen 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 Aendernngen kenne, welche an diesen Elementen angebracht werden müssen, um jene erste unserer Beobachtungen ganz genau darzustellen, daß also z. B. die Länge des Aphelinms um x Minuten vergrößert, die größte Gleichung der Bahn um 7 Minuten verkleinert, die Um- lausszeit der Sonne um ?. 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 — 0,5 7 ch- ^ und da diese totale Aenderung der Sonnenlänge gleich dem oben erwähnten Fehler a der ersten Beobachtung seyn muß, so hat man die Gleichung s — 2 x — 0,- 7 -j- 0,z « Eine ähnliche Gleichung wird man aus der zweiten Beobachtung für n' und aus der dritten für u" erhalten, und wer nur eben die ersten Lehren von der Auflösung der Gleichungen kennt, wird daraus ohne Mühe diejenigen Werths von x, 7 und ?> 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- vrte genau mit den beobachteten Längen derselben übereinstimmen. §. 77. sBedinguiigsgleichungen und Wahrscheinlichkeitsrechnung,) Man sieht von selbst, daß man dieses Verfahren auch auf mebr als drei, daß man es auf alle sechs Elemente sortseyeu kann (l. §, t42), daß man aber auch dann sechs Beobachtungen braucht, deren jede eine der obigen ähnliche Gleichung mit sechs uube. 106 Venus. stimmte» Größen gebe» wird. Man nennt sie Beding ungs- gleichungen und sucht sie in der neuen Astronomie überall anzuwenden, wo man einer vorzüglichen Schärfe in den Resultaten bedarf. Wenn man nun aber auf diese Weife durch sechs vorzüglich gute Beobachtungen eines Planeten, mittels der sechs ibnen entsprechenden Bedingungsgleichungen, diejenigen Wertbe der Elemente bestimmt hat, wodurch diese sechs Beobachtungen vollkommen genau dargestellt werden, wird man dann auch voraussehen dürfen, daß die so bestimmten Elemente auch zugleich die wahren sind? — Allerdings, vorausgeseht, daß jene sechs Beobachtungen ganz ohne alle Fehler sind. Aber ist diese Voraussehung auch erlaubt? Welches Mittel haben wir, uns zu überzeugen, daß alle jene Beobachtungen, daß auch mir eine derselben vollkommen genau und auch nicht um den kleinsten Theil einer Secnnde fehlerhast ist. Sind nicht alle unsere Beobachtungen und Experimente, ja alle menschlichen Unternehmungen unvollkommen und bloße Annäherungen 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 weitig von jenen verschiedene, wenn die Beobachtungen selbst in der That zu den verläßlichen gehören, aber doch immer verschiedene. 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 lehter Instanz, doch immer nur auf Beobachtungen, d. h. also auf mehr oder weniger fehlerhafte Voraussehungen gründen. So lange daher diese Frage nicht beantwortet ist, bestehen alle unsere Bestimmungen 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 immerwährendes Herumirren i» einem Kreise seyn, in dessen Mittelpunkte Venus. 107 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 Fortgänge aller Wissenschaften feindlich entgegen tritt, diesem großen Uedel abzuhelfen, wurde die sogenannte Wahrscheinlichkeits-Rechnung erfunden, die zwar schon den Zeiten Newtons angehört, die aber besonders in unfern Tagen ihre weitere Ausbildung erhalten hat. Da uns jedoch die Auseinandersetzung dieses wichtigen und interessanten Gegenstandes zu weit von unfern gegenwärtigen Betrachtungen abführen würde, so wollen wir die nähere Betrachtung desselben dem Schlüsse dieser Schrift vorbehalten. Kapitel IV. M a r s. §. 78. (Obere li»d untere Planeten.) Die beiden vorher- gehendenIuntern Planeten, Merkur und Venus, bewegen sich immer innerhalb der Erdbahn um die Emme, 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 Millernacht durch den Meridian geht, und, wie man sagt, mit der Sonne in Opposition 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 MarSbakn nicht eingeschlossen würde. Auch sieht man ihn, ans 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 unfern 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 Mars. 109 dieses Planeten, nnd ist daber kauin bemerklich. Nach kleiner ist dieser dunkle Theil bei den übrigen obern Planeten, Jupiter, Saturn und Uranus, die, selbst durch unsere Fernröhre besehen, 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 ans 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 Welträume 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 vorbei gehen sehen können. §. 79. (Entfernung nnd llmlaufszcit des Mars.) Die mittlere Entfernung des Mars von der Sonne oder die halbe große Are seiner Bahn beträgt 1,,„» von der mittler» Entfernung der Erde von der Sonne, oder nahe Z2 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, während er im Aphelinm ZZ 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 Eonjunction aber, wo er am weitesten von ihr absteht, ist er S4 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 V-« des Erddurchmessers. Die Oberfläche dieses Planeten hat 9 Millionen Ouadratmeilen, also 2/«> der Erdoberfläche. Das Volum desselben aber beträgt 467 Millionen Kubikmeilen, oder nur '/z des Volums der Erde. Der scheinbare Durchmesser des Mars, wie er von der Erde gesehen wird, muß ebenfalls sehr veränderlich seyn, wie seine Entfernung von uns. In der That beträgt derselbe zur Zeit seiner Eonjunction nur 4 Seeunden, 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 k86,->so Tage in Beziehung auf die Fixsterne, und L86,gzo Tage in Beziehung auf den Frühlingspunkt (I. §. 12?). Daraus folgt, daß er in seiner Mittlern Geschwindigkeit während jeder Sekunde nahe 3^/z 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 zn schließen. Allein da diese Störungen, wegen der geringen Masse des Mars, selbst wen» sie am größten sind, nur sieben Secunden betragen, so gewähren sie keine hinlängliche Sicherheit. Man nimmt an, daß die Masse des Mars nur etwa '/,» von der Masse der Erde sey, während die Dichte dieser Masse der mittler» Dichte der Erde betragen soll. Daraus würde folgen, daß die Körper auf der Oberfläche dieses Planeten in der ersten Secunde nur durch 6^,0 Fuß fallen, der kleinste Weg, den überhaupt die frei fallenden Körper auf irgend einem Planeten unsers Sonnensystems zurücklegen. H. 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. I. 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. I. 1781 auf Mars. III 2i St. 59 M. 21 Sec., und eben so wurde sie auch von Beer, Mädler und Kunvwsktz 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 setzen, sondern daß sie vielmehr der Oberstäche 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 Oberstäche ihres Planeten hinziehen, zu 50 und selbst zu 90 Fuß in einer Secnnde, was die Schnelligkeit unserer heftigsten Sturme 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 dadnrcb nicht mehr sehen konnte. Allein James South bemerkte eine solche zu frühe Verschwindung nicht, als er am 28. Nov. 1332 die Bedeckung eines Sterns der 8ten Größe von Mars, mit besonderer Aufmerksamkeit ans 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 nach seinem Austritte zeigte sich keine solche Aenderung, zum Beweise, daß die Atmosphäre des Mars, wenn sie überhaupt eriüirt, aus sehr zarten und dünnen Stoffen gewebt se»n müsse. Allein man darf nicht unterlassen hinzuzusehen, daß sein 19 schuhiges Fernrohr von 11"/.» Zoll Oeffnung eine ganz außerordentliche Deutlichkeit und Lichtstärke haben soll. H. 82. (Abplattung des Mars.) Nicht minder zweifelhaft ist man über die Abplattung dieses Planeten an seinen beiden Polen. Der ältere Herschel will das Verhältnis seiner beiden Aren wie 15 zu 16 gefunden haben. Nach andern Beobachtern ist der Unterschied zwischen ihnen viel kleiner. Künstige Beobachtungen 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 Sonnner hat, und er ist am größten und hellsten, wenn er eben aus der langen Nacht seines Polarwiuters heraustritt. Man hat daraus mit vieler Wahrscheinlichkeit den Schluß gezogen, daß diese Flecken große Schneefelder sind. Sie scheinen selbst, wenn sie am größte» 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 Millionenmal schwächer, als das der Sonne, d. h. erst 9000 Millionen dem MarS ähnliche und mit ihm gleich stark beleuchtete Kugeln Mars. neben einander geseht, würden auf der Erde ein solches Licht verbreiten, welches unserem hellen Mittagslichte gleicht. §. 8Z. (Wichtige Dienste, die Mars der Astronomie geleistet hat.) Satelliten hat man, wie gesagt, an diesem Planeten noch keine bemerkt; demungeachtet könnten sie doch wohl epistiren. 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 Ausfinden 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 Sonnenparallape, 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 Epceutricität 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 jeuer 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. Littrow's Himmel u. s. Wunder. II. S Die Kapitel V. vier neuen Planeten. §. 84. (Merkwürdige Reihe der Entfernungen der Planeten.) Wenn man die mittleren Distanzen der älteren Planeten von der Sanne, die wir bereits oben (I. §. 100) gegeben haben, näher betrachtet, so findet man zwischen Mars und Jupiter eine auffallend große Lücke. Bezeichnet man nämlich die mittlere Entfernung Merkurs von der Sonne mit 4, so erhält man für die der Venus 7, der Erde 10, des Mars 10, 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 5 Erde 4 und 2 mal 5 Mars 4 und 4 mal Z Jupiter 4 und 16 mal 5 Saturn 4 und 52 mal 5 Uranus 4 und 64 mal 5 Es sind aber die Zahlen 2, 4, 8, 16, 52 und 64, wie bekannt, die sogenannten 1, 2, 5, 4ten Potenzen der Zahl 2, indem man jene erhält, wenn man die Zahl 2 nach und nach mit sich selbst 2, 5, 4 mal multiplicirt. Von diesen Potenzen fehlt in der 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 ausfiel, daher dieselhen auch eine» bisher unhekannien Planeten in dem großen Zwischenräume vermutheten, weleber die Bahnen des Mars und Jupiter von einander trennt. Dbschon, wie man gestehen muß, die Zahlen der vorhergehenden Reihe nicht eben sehr genau sind, da sie eigentlich sl. §. 100) seyn sollten 4,<>; 7,5? 1V,z? 15,?; 55,? 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 Zwischenräume noch einen nenen Planeten zu suchen. §. 85. (Entdeckung der vier neuen Planeten, Entfernungen und Durchmesser derselben.) Erst mit dem Anfange des gegenwärtigen Jahrhunderts bestätigte sich endlich der so lang gehegte Verdacht, da in jenein Zwischenräume nicht bloß einer, sondern bald nach einander vier neue Planeten gefunden wurden, nämlich Ceres /) am 1. Januar 1801 von Piazzi, Pallas ^ am 23. März 1802 von Dlbers, Juno ^ am 1. September I80ü von Harding, und Vesta ^ am 29. März 1807 von Dlbers. Die Umlaufszeiten, also auch die mittler» Entfernungen dieser Asteroiden, wie sie Hörschel nannte, sind alle nahe von gleicher Größe, wie man aus der bereits (I. S. 22ü) angeführten Tasel sehen kann. In deutschen Meilen ausgedrückt, betragen diese mittleren Entfernungen von der Sonne bei Vesta ü9'/z Millionen Meilen Juno 55 -/2 Ceres 57-/, Pallas 57-/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 ül bis 72 Millionen Meile» gehen können. Nicht mindere Differenzen findet man auch bei ihren Entfernungen von der Erde, so daß man hat: 3 " Di« vier neuen Planeten. kleinste Entfernung von der Erde Vesta 72 Juno 88 Ceres 81 Pallas W größte Entfernung von der Erde 2Z Mill. Meilen. 19 ZI 21 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 Durchmesser seyn: Nach Herschel aber soll keiner dieser Durchmesser, auch wo er am größten ist, eine ganze Secunde ubersteigen. Da mau sonach die scheinbaren Durchmesser dieser Himmelskörper so wenig kennt, so kann man auch ihren wahren nicht mit größerer Sicherheit angeben. Nach Schröter würden die letzten, in der angeführten Ordnung SS, S08, ZZS und 4S2 Meilen betragen, also würde Vesta an körperlichein Inhalte 2S,000mal kleiner seyn als die Erde, und selbst aus unserem Monde würde man noch ZäS der Vesta gleiche Kugeln bilden können. Auf der Vesta würde ein Reisender, der täglich sechs Meilen zurücklegt, in zwei Wochen seine Antipoden besuchen und in einem Monate die sogenannte 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 bisher noch nicht bemerkt haben und vielleicht auch noch lange unter den kleinen Fi.rsternen des Himmels übersehen werden. Mehrere Astronomen haben nämlich die Hypothese aufgestellt, daß der Kleinste Vesta Juno V",7 Ceres 0",g Pallas I",» der Größte 0",5 5",- Die vier neuen Planeten. 117 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: Illris mn^ servo ss a speoimen ob tko ckrenms, in vrlriclr iLstronninorn, lileo ollrer sxecnlntors, oc- onsioiinll)- null Iinrmolossl^ iiubul»e. 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 Knoten nahe in dieselbe Himmelsgegend fallen, wie dieß z. B. mit Ceres und Pallas in etwa Z00 Jahren der Fall seyn wird, und in früheren Zeiten auch schon oft gewesen seyn muß. Dieses Zusammentreffen spricht allerdings für einen gemeinschaftlichen, vielleicht 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 halte. 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 unvollkommen bekannt find, so können wir auch die Masse und Dichtigkeit derselben so wenig, als die Schwere auf ihrer Oberfläche angeben. Wahrscheinlich ist diese Schwere sehr gering und der freie Fall der Körper in der ersten Seeunde kaum einen Schuh 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 Bewohner als Riesen gegen die der Erde zu betrachten sind, unseren Wallfischen z. B. ähnlich, die dort das feste Land bewohnen, während sie bei uns nur im Wasser, das ihre Schwere so bedeutend vermindert, leben und sich frei bewegen können. §. 37. (Neigung, Knoten und Excentricität ihrer Bahnen.) Ob- 113 Die vier neuen Planeten. schon die Bahnen, in welchen sich diese vier Planeten bewegen, nahe von derselben Große sind, so sind sie doch so gegen einander geneigt, daß ein Begegnen dieser Planeten leicht vermieden werden 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 Bahnen der Kometen ähnlich werden. Bei der Inno und Pallas beträgt diese Excentricität schon den vierten Tbeil, 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 Neignn- gnngen nur bis 7 Grade, während Juno 13 und Pallas sogar 3ü'/? Grade sich von der Ecliptik entfernt. Dadurch hat der alte Phierkreis (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 Balm genau in der Mitte des Tbier- kreises liegt, auch der Mond und alle übrigen, den Alten bekannten Planeten bewegten. Allein die vier neuen Planeten gehen, von der Erde gesehen, zuweilen so weit von der Ecliptik weg, daß der neue Tbierkreis, der sie alle einschließt, eine Breite von mebr als hundert Graden haben müßte. §. 83. (Große Störungen, welche diese Planeten erleiden.) Durch ihre großen Zxcentricitäten und Neigungen sind diese Planeten den Astronomen noch in einer anderen, sehr wichtigen Beziehung interessant geworden. Wir werden späterhin sehen, daß die Wirkungen, welche die Planeten auf einander äußern und wodurch sie die sogenannten Störungen ihres Ganges hervorbringen, sehr schwer, ja eigentlich ganz unmöglich genau zu berechnen sind, und daß man sich also, des vollkommenen Zustandes unserer mathematischen Analyse ungeachtet, mit einer bloßen ap- proximirten Rechnung begnügen mußte, die glücklicher Weise hinreichte, die Beobachtungen der alten Planeten, deren Störungen durchaus nur gering sind, genügend darzustellen. Allein die Die vier neuen Planeten. 119 großen Excentricitäten und Neigungen der neuen Planeten sind Ursache, daß diejenigen Störungen, welche sie unter sich sowohl als vorzüglich von den viel großem altern Planeten erleiden, ebenfalls viel bedeutender werden, als jene, und daß jene bloß annähernden Methoden nicht mehr ausreichen, um auch die Störunge» der neuen Planeten den Beobachtungen gemäß darzu- siellen. 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 aufgefordert, 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 Ma ssen der störenden Planeten zu bestimmen. Newton zeigte uns nur, wie man die Massen derjenigen Planeten finden kann, die mit Satelliten umgeben sind, die Störunge» aber kennte er zu diesem Zwecke nicht benutzen, da sie bei den älter» Planeren 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 Spstems zu bestimmen und daß wir, erst seit wir dasselbe in der That angewendet haben, zu der eigentlichen Kenntniß dieser Masse gekommen sind. § 89. (Sichtbarkeit dieser Planeten.) Da diese neuen Planeten so klein sind, so muß es auffallen, daß sie demungeachtet oft in einem so hellen Lichte erscheinen. Ceres zeigt häufige Abwechslungen in ihrem Glänze. Zuweilen erscheint sie rötblieb und hell, so daß man sie wohl selbst mit freien Augen sehen kann, zu-veii en auch in einem schwachen weißlichen Lichte, wo sie nur durch Fernrohre-»sichtbar ist, 'Besonders^stierkivürdig kss abess.das Licht der Vesta. Lsbschon dieser Planesso ungemein klein ist, so hat er doch ein sehr lebhaftesden Firsternen ähnli'che5Li?ht und i» günstigen Verhältnissen evsiheiikC'tb^llzst dem freien Auge als ein Stern der sechsten Größe. Es ist möglich, daß dieser Pla- 120 Die vier neuen Planeten. nct aus einer harten Masse besteht, die sich in ihren äußersten 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 besiht. H. 90. (Atmosphäre dieser Planeten.) So wie die großen Excentricitäten und Neigungen ihrer Bahnen sie den Kometen zu nähern scheinen, so werden sie diesen sonderbaren Weltkörpern 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 Firsternlichte zu glänzen scheinen. Schröter wollte bemerkt haben, daß sich diese Atmosphäre oft um mehr als das Doppelte ihres Raumes zusammen 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, gegen welche unsere Stürme und Ueberschwemmungen ganz verschwinden. Daß man aber bei so kleinen und in so dichte Atmosphären gehüllten Körpern noch keineFlecken entdeckt hat, und daß daher auch die Rotation derselben uns noch völlig unbekannt ist, darf kaum ausdrücklich erinnert werden. Kapitel VI. Jupiter. §, SI. (Distanz, llmlaufszcit lind Durchmesser Jupiters.) Dieser größte aller Planeten wird leicht an seinein hellgelben, intensiven Lichte und durch mäßige Fernröhre an seinem beträchtlichen scheinbaren Durchmesser und seinen vier Begleitern erkannt, die ihn innner umgeben und in einer geraden, durch seinen Mittelpunkt gehenden Linie gereiht erscheinen. Seine mittlere Entfernung von der Sonne ist nahe s Vs mal größer, als die der Erde, oder gleich 108'/- Millionen Meilen. Die Excentricität seiner Bahn beträgt nur '/s» seiner mittlem Entfernung, daher steht er in seinem Aphelium (l.S.264) 1I5"/zUnd in seinein PeriHelium nur 105 2/z Mill. Meilen von der Sonne ab. Seine Entfernung von der Erde aber wechselt von 79 bis 159 Mill. Meilen, so daß er uns zur Zeit seiner Opposition (I. S. 175) beinahe noch einmal so nahe steht, als in seiner Conjunction. Sein scheinbarer Durchmesser von der Erde gescheit beträgt 49 See. zur Zeit der Opposition und nur 50 See. in der Conjunction. Daraus und aus seiner Entfernung folgt (I^Z. 152) der wahre Durchmesser dieses Planeten 19980 Meilen, also 11 mal größer, als der Durchmesser der Erde. Seine Oberfläche ist daher auch 121 und sein Volum 1555 mal größer, als das der Erde oder aus diesem Planeten könnte man 1555 der Erde an Größe gleiche Kugeln bilden, 122 Jupiter. au? der Sonne aber würden sich im Gegentheile 903 dem Jupiter und 14.21000 der Erde gleiche Kugeln machen lassen. In seiner mittler» Bewegung um die Sonne legt er während einer jeden Secunde nur >5/^ Meilen zurück, geht also nahe 2^ mal lnnssamer als die Erde und 4mal langsamer als Merkur. Nimmt man, den neuesten Bestimmungen zufolge, seine Masse gleich der Sonnenmasse an, so enthält er ZISmal mehr Masse oder mehr materiellen Stoff, als die Erde, d. h. Jupiter in einer und 310 Erden in der andern Schaale würden die Waage im Gleichgewichte halten. Allein die Dichtigkeit dieser Masse ist nur der werte Theil von jener der Erdmasse oder die mittlere Dichtigkeit des Stoffes, aus dem Jupiter besteht, ist nahe der unseres Bernsteines gleib. Dieser geringen Dichtigkeit ungeachtet fallen, wegen der großen Masse dieses Planeten, die Körper auf seiner Oberfläche in der ersten Secunde durch 38V- Fuß. Durch die Größe seines Umhangs oder vielmehr durch die Größe seiner Masse erscheint Jupiter gleichsam als der zweite Hauptkörper unseres Sonnensystems. In der Tbat übertrifft er an Masse die aller andern Planeten zusammen genommen nahe dreimal. Daher ist ihm auch ein eigener Staat an den bereits erwälmten vier Monden zugewiesen, die ihn auf seinem weiten Wege um die Sonne begleiten: XVitll llinAl)' stuts, tilg vivul ok tlle 8un. Mit. §. 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 Heiden 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 Sonue auf Jupiter nur mehr unter dem kleinen Winkel von 6'/» Min., also nahe fünfmal kleiner, als Jupiter. 12? auf der Erde, erscheint. Jeue vier drehen sich alle nahe in derselben Zeit, während 24 unserer Stunden, um sied selbst, >o das? 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 sieb sämmt- licb viel schneller nm ihre eigene Are; Jupiter und Saturn in und Uranus sogar schon während ^/,o 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 Entfernung noch' sichtbare Abplattung, die im Gegentbeile 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 ^/z, Mars ^/z und Merkur sogar nur '/zz des Volums der Erde, da im Gegentheile Jupiter 1???, Saturn 928 und Uranus 76 mal mehr Volum, als die Erde hat. Eben so verschieden sind die Massen dieser zwei Gattungen von Planeten, den» wenn man die Masse der Erde als Einheit annimmt, so ist die der Venus °/,o, des Merkurs '/g und die des Mars nahe während im Gegentkeile^dicMasse Jupiters?I6, die des Saturn 9Z und die des . PÄ?t ms 17 mal größer ist, als die der Erde. Endlich scheint dieser Unterschied sich selbst auf die Dichtigkeiten dieser Massen fortzusehen, denn die Dichtigkeit Merkurs ist 3°/-, der Venus l'/,„ und des Mars von der der Erde, während die Dichtigkeit Jupiters und des Uranus nur '/z und die des Saturn nur rwn der Dichtigkeit der Erde beträgt, so daß also jeue vier Planeten an Beleuchtung und Erwärmung, an der Länge der Tage und an Dichtigkeit den drei entfernter» vorgehen, während sie wieder von diesen an der Größe ihres Umfangs, an der Menge ihres körperlichen Stoffs und an der Abplattung ihrer Pole übertroffen werden. §. 9Z. (Atmosphäre Jupiters.) Man könnte selbst noch einen andern Unterschied anführen, durch welchen sich diese zwei abgesonderten Plaueteufamilien, wenn mau so sagen darf, auszeichnen. Die Atmosphären nämlich, mit welchen sie alle umgeben sind, bestehen bei jenen vier der Sonne nähern Planeten U - 124 Jupiter. aus einem luftförmigen, äußerst lockern Gewebe, während sie bei den drei andern eine mehr feste, starre, vielleicht schon unser» 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 eigentlich dein Aequator Jupiters parallel sind und von welchem die größern durch die ganze Scheibe dieses Planeten gehen. Fontana soll die drei größten derselben im I. 1635 entdeckt haben, und Campana fand mit den von ihm selbst verbesserten, für seine Zeit vortrefflichen Fernröhren i. I. 1664 vier dunkle und zwei helle Streifen. Hevel und Cassini erkannten zuerst, daß sie der Ecliptik nahe parallel st nd. Die Figur Jupiters am Ende dieses Theiles zeigt diese Streifen nach denBeobachtungen des j. Herschels. Außer diesen laugen Streifen sieht man noch kleinere, dunkle, wolkenarlige Flecken. Von jenen größern sind die zwei dem Aequator nächsten die breitesten und dunkelsten von allen, zugleich in ihren Formen die beständigsten, 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 großen, also dem Aequator Jupiters, parastc-l^-Zuweilen sieht man sie, wie unsere Wolken, sich anhäufen und wieder trennen, und über einen großen Theil Jupiters verbreiten. Aus den großen Streifen laufen öfter kleinere, wie Strahlen, aus, und zuweilen sieht man auch mitten in den Streifen ganz schwarze Flecken entstehen; es scheint, daß man in diesen Streifen den dunkeln 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. Jupiter. 125 H. 95. (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 derselben nicht mit der Umdrehung Jupiters um seine Axe übereinstimmt. Diese letzte beträgt nicht ganz zehn unserer Stunden, während diese Flecken ihre Umlaufszeit in 7, 8 bis 10 Stunden vollenden. Nahe am Aeguator sieht man öfter solche Flecken, die in jeder Secunde 500 bis 500 Fuß zurücklegen, also die Geschwindigkeit unserer heftigsten Stürme mehr als achtmal übertreffen. Schröter hat sogar Flecken beobachtet, die 10000 Fuß in einer Secunde zurücklegen. Wahrscheinlich werden sie über der Oberfläche Jupiters durch starke, nach einer constanten Richtung gehende Winde, die unseren Passatwinden ähnlich sind, in Bewegung geseht. 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 sehn, und eine viel größere Dichtigkeit haben. Schon Cassini beobachtete in wenigen Stunden plötzliche Verdunklungen und Aufheiterungen großer Strecken von 10000 und 20000 Quadratmeilen der Oberfläche dieses Planeten, eine Erscheinung, die Schröter besonders an den beiden Polen Jupiters sehr oft sich wiederholen 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 unfern festen Körpern oder den Wolken von Holz auf unfern Altäre» gleichen. Gewiß ist, daß die Revolutionen, welche in jener Atmosphäre vor sich gehen, an Intensität und Ausdehnung mit unfern Orkanen 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 Aendernngen die Folge einer inner» Jncandescenz seyn müssen. §. SS. (Rotation Jupiters.) D. Cassini hatte unter den vielen kleinern Flecken Jupiters einen gefunden, der seinen Ort wenigstens nicht merkbar veränderte, und er bediente sich desselben, die Rotation dieses Planeten um seine Are zu bestimmen, die er gleich 9,gz 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",«° bis 9",^. der jüngere Herschel nimmt dafür 9",gz au. §. 96. (Abplattung Jupiters.) Diese schnelle Umdrehung einer so ungeheuer» Kugel ist sehr merkwürdig. Nach ihr legt ein Punkt des Aequators in einer Secunde 1 Meilen oder 3907V P. Fuß, also nahe 27 mal mehr, als ein Punkt des Erdäquators zurück, während der Mittelpunkt dieses Planeten in seinem Laufe um die Sonne während jeder Secunde nahe 1"/.„ Meilen fortgeht. Diese beiden Geschwindigkeiten, der Rotation und der Revolution, sind also hier mir sehr wenig verschieden, 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 Geschwindigkeiten sebr wenig, und bei Uranus, so viel wir aus unseren bisherigen Beobachtungen schließen können, gar nicht verschieden, während im Gegentheile die fortrückende Bewegung zu der rorirenden sich verhält bei Merkur wie 302, bei Venus wie 78, bei der Erde wie 67 und bei Mars wie 96 zu I.-—Diese schnelle Rotation Jupiters hat auch eine sehr große Abplattung an seinen Polen zur Folge. Nach den ersten Bestimmungen derselben, von D. Cassini i. I. 1666, soll sich die große Ape Jupiters Jupiter. zur klonen wie IS zu 15 verhalten, oder seine Abplaitung soll gleich 1 1 — sepn. Später fand Pound diese Abplattung gleich Sbvrt IS ' ' 1e>,^. 1 bestimmte nüt einem sehr guten Heliometer dieselbe zu - Köhler zu 1 1 — und Schröter sogar zu —. Nach der leyien Bestimmung würde also der Aequatorialbalbmesser Jupiters die halbe Polarape desselben um 80V Meilen übertreffen, wäbrend bei der Erde dieser Unterschied nur etwa 3 Meilln 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",^z lind 35",«»z, also die Abplattung—^— ta, 7 4 » Auch stimmt diese starke Abplattung sehr gut mit der Theorie von der Gestalt der Himmelskörper. Laplace, dein 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 lehte in der That mit großen Schwierigkeiten verbunden ist, wie schon die so eben erwähnten, unter sich sebr abweichenden Angaben zeigen. §. 97. (Jahreszeiten auf Jupiter.) Die Are seines Aeguators 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 sebr gering, oder daß der Sommer nur sehr wenig von dem Winter verschieden sepn wird. Dasselbe gilt auch von den Tageszeiten; bloß die Gegenden zunächst um die beiden Pole ausgenommen, denen die Sonne eine Zeit ihres Jahres nickt auf- oder nickt 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. gleick fünf unserer Stunden. Desto fühlbarer mag aber für die Bewohner dieses Planeten der Unterschied der Klimate sepn, 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 sepu, aber es wird, in Beziehung auf dieselben Eigenschafren, sehr viel darauf ankommen, ob das Land nahe oder ferne von dem Aequator liegt. In der dein 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 Heiden Polen aber sieht man die Sonne, selbst wenn sie, in der Mitte ihres sogenannten Sommers, am höchsten steht, nur drei Grade über dem Horizonte. Diese unglücklichen Gegenden müssen also unter ewigen Schneefeldern und Eisgebirgen begraben sevn, 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, siebennndzwanzigmal kleiner als auf der Erde, erscheint. Aehnliche scharfe Abschnitte des Klimas wird man auch in den zwischen jenen beiden Extremen liegenden Gegenden bemerken, da die lange Dauer der Jahreszeiten (sein Jahr ist zwölf der unseren gleich) dort auch einen stärkeren und bleibenderen Eindruck macheu 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. §. 93. (Masse Jupiters.) So wie die Umlaufszeit und die Abplattung dieses Planeten nur schwer mit Genauigkeit zu bestimmen ist, eben so große und wohl noch größere Schwierigkeiten bot die Masse desselben dar, deren genaue Kenntniß den Astronomen 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 bestimmen kann, wenn die Umlaufszeit des Planeten um die Sonne, die Umlaufszoit 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 Jupiter. 129 die Beobachtungen gegeben ist. Nennt man nämlich n das Pro- duct des Würfels dieses Halbmessers, multiplicirt in das Quadrat der Unssaufszeit des Planeten, dividirt durch das Quadrat der Umlaufszeit des Satelliten, so findet man die Masse dieses Planeten gleich der Größe a dividirt durch 1 — n, wenn die Son- neumasse als Einheit vorausgesetzt wird. Schon der große Newton hat uns diese Methode bekannt gemacht und sie auch zugleich auf Jupiter augewendet. Indem er den Halbmesser der Bahn des vierten Satelliten aus den Beobachtungen seines Freundes Halley zu Grunde legte, fand er (Uvino. Milos. nut. mutli. - 1 tVinsterd. 172Z) die Masse Jupiters gleich —-—der Sonuenmasse. Später nahm er aus Pound's Messungen einen andern Halb- messer jener Bahn an und fand für diese Matze und diese 1967 letzte wurde von allen Astronomen des 18ten Jahrhunderts als die wahre angenommen, wie sie denn auch in der lVleo. colösto 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 müssen, je größer die störende Masse ist, daher mau auch umgekehrt, aus den Wirkungen, die durch unmittelbare Beobachtungen gegeben 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 bestimmen, welche Saturn von ihm leidet, und er fand daraus die Masse Jupiters , also nur unbedeutend von jener letzten Bestimmung verschieden. Diese Uebereinstimmung vorzüglich war es, die zu dem Schlüsse zu berechtigen schien, daß wir die Masse Jupiters mit so großer Schärfe keimen. Allein Jupiter bringt in Littrow's Himmel u. s. Wunder II. 9 Jupiter. den Bewegungen der vier neuen, kleinen Planeten noch viel be- dentendere 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 Untersuchungen der Juno, daß die bisher für so genau gehaltene Masse Jupiters uin ihren 80sten Theil vergrößert werden und daher nahe v-seyn müsse. Später fand Encke aus der Bewegung der Vesta, so wie aus der Berechnung des nach ihm benannte» 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 Sicherheit man auch nicht zweifeln konnte, ein ganz anderes Resultat fand, so gerielh man auf die Mulhmaßung, die sich schon früher mehrmals geregt hatte, daß die Anziehung der Erde und der Planeten überhaupt nicht auf alle Körper dieselbe sey, sondern 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 '/»<> stärkern Anziehung wirke, als auf seine vier Monde. Diese Sache gab zu vielen gelehrten Diskussionen und weitläufigen Berechnungen Gelegenheit, die aber zu keinem bestiimnten Resultate geführt haben. Man su te sich endlich auf anderen Wegen von der Unwahrscheinlich- keit der Voraussetzung, daß dieselbe Masse auf verschiedene Materien verschieden wirken solle, zu überzeugen. Schon Newton bat durch Pendelversuche, in welchen er verschiedene Körper, Metalle, Steine, Beine, Flüssigkeiten u. dgl. schwingen ließ, gezeigt, daß unsere Erde die verschiedenartigsten Materien alle gleich stark anziehe. Bessel in Königsberg, dem die Astronomie schon so viel verdankt, bat diese Versuche noch erweitert und mit besonderer Genauigkeit angestellt, selbst auf die Meteorsteine fortgesetzt, die vielleicht von fremden Weltkörpern zu uns gelangen, und überall Newtons Resultat vollkommen bestätiget gefunden. Wir haben noch mehrere andere Erscheinungen, die diesen Schluß bestätigen. Die Parallaxe des Monds z. B. läßt sich ans den Pendelschwingungen an der Erde mit der größten Schärfe berechnen und sie siimmt genau mit der unmittelbaren Beobachtung 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 SonnenparaUaxe, die wir aus den Durchgängen her 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 unfern Mond, anzieht. Blos also die ron Bouoard berechneten Störungen des Saturn durch Jupiter scheinen mit diesem Satze, so wie mit der Massenbesiimmung dieses Planeten durch seine Monde, im Widerspruche zu sieben, so lange man nämlich nicht annehmen wollte, daß Bouoards Rechnungen und daß auch die mit ibnen übereinstimmende Masse Jupiters aus seinen Satelliten irgend einer Verbesserung bedürfen könnten. Jene Rechnungen sind bisher, so viel uns bekannt, nicht wiederholt worden, aber wohl ist dieß mit der Methode, die Masse Jupiters aus seinen Satelliten zu bestimmen, allein leider erst in unsere» Tagen geschehen, so daß man unbegreiflicher Weise jene alten Messungen ron Pound, auf die schon Newton seine Rechnung gegründet bat, durch mehr als hundert Jahre sür unverbesserlich gehalten bat, ohne sie mit den seitdem so wesentlich verbesserten Instrumenten zu wiederholen. Blos Tries- necker in Wien kam auf diesen Gegenstand einmal zurück und suchte t. I. 1794 die Halbmesser der Bahnen dieser vier Monde mit Hilfe eines 3^ füßige» Dollond'schen Objeclivmikrometers zu bestimmen. Er machte diese seine, für jenes Instrument recht gute Beobachtungen in den Wiener Ephemeriden f. d. 1.1797 bekannt, und Wurm hat auf diese Messuugen eine neue Massenbestimmung Jupiters zu gründen gesucht sh-lan. (mrr. V Band), allein da er sich mehrere willkührliche Aenderungen an den Beobachtungen Triesneckers erlaubte, so ist auch seine Massenbestimmung, die er 9 » Jupiter. 152 Jupiter. gleichfindet, »icht als richtig anzunehmen. Behalt man aber jene Beobachtungen, wie eS se»n soll, unverändert bei, so folgt daraus die Masse JupitersErst in unfern Tagen hat Prof. Air» in Cambridge diese Messungen der Halbmesser der Satellitenbahnen an seinem großen Aeguatorial wieder vorgenommen und aus seinen sehr genauen und mit vieler Umsicht angestellten Beobachtungen diese Masse gleich gefunden, was sehr nahe mit Triesnecker und auch nahe genug mit den Störunge» der vier neuen Planeten ubereinstimmt. Dadurch ist also zugleich erwiesen, daß Jupiter ganz auf dieselbe Weise auf seine Monde, wie auf die vier neuen Planeten wirkt, und eine mit größerer Sorgfalt wiederholte Berechnung der Störungen Saturns wird wahrscheinlich auch hier die gewünschte Uebereinstimmung zeigen. §. 100. (Anblick des Himmels ans 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 ans 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 se»n 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 dein 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 Jupiter. 1Z5 die Sonne beinahe iiiiiner in ihrem Zenithe, nnd selbst wenn sie am tiefsten steht, ist sie nur drei Grade von ihrem Scheitel entfernt. Die beiden Pole aber haben abwechselnd durch eine Zeit, die sechs Jahren der Erde gleichkommt, 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 enger» 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 aufstehen müßten, nachdem sie sich kaum zu Bette gelegt haben. Wie sehr würden selbst die Virtuosen unter unfern Gourmands in Verlegenheit kommen, wenn sie, in einem Zeiträume von fünf Stunden, schon drei oder vier Mahlzeiten zu sich nehmen müßten, lind wie sehr würden erst unsere Frauen 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 sehn, wenn es anders noch daselbst auch Leute gibt, die es der Mühe werth achten, zuweilen wenigstens einen Blich auf den gestirnten Himmel zu richtein Die Sonne zwar erscheint ihnen riel kleiner, im Durchmesser über 3, und in der Fläche 27 inal kleiner, als uns, daher auch die Beleuchtung, die Jupiter von der Sonne erhält, 27 mal schwächer ist, als die unserer Erde, und sogar 130 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 Fernrohre, selbst um die Zeit ihres Mittags zu sehen. Wenn sie überdieß ihre Zeitrechnungen, so wie wir, in letzter Instanz auf die Länge ibrer 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 derselben für jeden Augenblick mit der größten Schärfe zu bestimmen. Da die Körper in ihrem freien Falle auf der Oberstäche 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 Are wird daher den Astronomen Jupiters ein Mittel geben, ihre Zeit mit der größten Schärfe zu bestimmen, und dieß ist bekanntlich 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 jin einander verschlungenen Bewegungen dieser Monde Jupiter. werden ihnen auch Gelegenheit geben, die vorzüglichsten Eigenschaften derselben bald und mir 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 (l. S. 1S8) haben, die sie ihren Beobachtungen der Parallaxe zu Grunde legen können. Aber welche größere Basis können sie wünschen, als die, die ihnen durch den Halbmesser ihres großen Planeten in Beziehung ans 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 Planeren die Sonnenparallaxe 19 Secuuden beträgt, während sie bei uns nur 8 Secunden hat, also mehr als die Hälfte kleiner und eben deßwegen auch viel schwerer zu bestimmen ist. Kapitel VII. Saturn und sein Ring. §. 101. (Entfernung und Umlaufszeit Satnrns.) In einer über neunmal größeren Entfernung als die Erde durchwandelt Saturn seine weite Bahn um die Sonne in einer Zeit von 29'/z Jahren. Man erkennt ihn an seinem matten, weißen Lichte ohne Strahlen, und einmal erkannt, wird er immer wieder leicht aufgefunden, da er seinen Ort unter den Sternen so langsam ändert und 2'/- Jahre in demselben Sternbilde verweilt. In seiner mittleren Bewegung legt er in jeder Secunde nur Meilen zurück, geht also fünfmal langsamer als Merkur und selbst noch ? '/z mal langsamer als die Erde. So geht er, der alte Gott der Zeit, langsam^und unbemerkt, wie diese Zeit selbst, seinen Weg von ^ mehr ecks/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 See., also 9'/s mal kleiner, als uns, erscheint. Die ganze Oberfläche der Sonne aber erscheint ihm 90 mal kleiner, als der Erde, daher auch die Beleuchtung, 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 Einbrüche der Nacht, zu vergleichen ist. Seine mittlere Entfernung von derSonne beträgt nahe 200Mill. Meilen. Das oben (II. S.Z1) Saturn und sein Ring. 157 erwähnte schnell segelnde Schiff wurde diese Distanz erst in 5-Ü00 Jahren, und eine Kanonenkugel, die in jeder Secunde 000 Fuß zurücklegt, in 2ä0 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 verschieden, indem er sich ihr bis 100 Mill. Meilen nähern und wieder bis 225 Mill. Meilen von ihr entfernen kann. §. 102. (Größe und Masse Saturns.) Der wahre Durchmesser 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 Durchmesser unter dem Winkel von 21 See., in seiner größten Entfernung aber nur unter 15 Sec. An Oberfläche übertrifft er die der Erde 95 mal, und an körperlichem Inhalte 928 mal, so chaß man also aus ihm 928 der Erde gleiche Kugeln bilden könnte. Allein die Masse, aus der er besteht, ist nur der 5512te 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 14^2 P. Fuß. §. 105. (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 gehöre» auch sie der Atmosphäre desselben an, obschon diese Lust und diese 1Z8 Saturn und sein Ring. in ibr schwimmenden Wolken sehr von den irdischen verschieden seyn mögen. Schröter hat in diesen Streifen häufig Hedcutende Aendernngen bemerkt, was ans große Revolutionen in der Atmosphäre schließen läßt, da sie uns in einer so großen Entfernung noch sichtöar sind. Derselbe Beobachter, so wie der ältere Herschel baben 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 90 mal kleiner sieht, als wir, und dessen Winter volle 7'/» 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 rucken, allmählig schwächer werden, bis sie endlich hinter seinem Rande gänzlich verschwinden. Dasselbe soll auch der Fall mit seinen Monden sepn, von welchen wir später sprechen werden. Man würde diese Erscheinung als einen Beweis ansehen können, daß die Atmosphäre dieses Planeten, wenigstens in ibren untern Schichten, sehr dicht seyn müsse. § 104. (Rotation Saturns.) Aus der Beobachtung einiger Flecken auf der Oberfläche Saturns hat man die Rotation desselben zu 10'/j, 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 Z0 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 Sonnensystems beinahe dieselbe Länge haben. §. IttZ. (Abplattung Saturns.) Diese schnelle Umdrehung Saturns läßt auch eine starke Abplattung an seinen Polen erwarten. 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 au vier einander Saturn und sein Ring. gegenüber stehenden Stellen, nahe in der Mitte zwischen Pol und Aeguator, so daß der Durchmesser Saturns in der Richtung dieser Erhöhungen gleich 1, der Durchmesser des Aeqnators gleich 0,g? und endlich der Polardurchmesser gleich 0,»z sepn 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. Ring des Saturn. §. 106. (Wie Saturn den früheren Astronomen erschien.) Wenn man diesen Planeten auch nur durch ein sehr schwaches Fernrohr beobachtet, so bemerkt man sogleich, daß er von der runden Gestalt der übrigen Himmelskörper abweicht und mehr eine elliptische oder ehförmige Gestalt hat. Galilei, der das damals kaum erfundene Fernrohr (ein sogenanntes holländisches, mit einer Vergrößerung von ZZ, und ohne Zweifel keines der bessern dieser Art) der erste i. I. 1612 zur Erweiterung unserer Kenntniß des gestirnten Himmels anwendete, entdeckte die sonderbare Forin dieses Planeten sogleich; aber, da er ihn nicht deutlich genug sehen konnte, so behauptete er, Saturn bestehe aus drei an einander befestigten Körpern, Latnrnus trikovinis. Er hielt die zwei zu den beiden entgegengesetzten Seiten der eigentlichen Kugel stehenden Körper für Monde, die aber keine Bewegung um die Kugel haben und gleichsam an sie angeheftet seyn sollten. Er erklärte diese Meinung selbst für etwas sonderbar nnd verließ sie auch später wieder, als er, einige Jahre darauf, den Saturn ganz rund erblickte. Seine vermeinte Entdeckung wurde über zwanzig Jahre von den andern Astronomen verfolgt, aber keiner derselben konnte sich von der Idee eines solchen befestigten Mondenpaares los ma- che», wahrscheinlich, weil ihre Fernröhre alle zu unvollkommen waren, um diesen entfernten Himmelskörper in seiner wahren Gestalt zu zechen. Noch im Jahre 16ZZ sah Gassendi aller seiner Muhe ungeachtet doch nichts als diese eingebildeten Monde. He- velins, der diesen Planeten von den Jahren 1647 bis 16S6 eifrig verfolgte, bemerkte wohl, daß diese zwei kleinen Seitenkngeln, diese imaginairen Monde mit der großen Kugel Saturns durch Arme oder Henkel zusammen hängen und daß Saturn seine Gestalt überhaupt von Jahr zu Jahr auf eine sehr sonderbare Weise ändere, aber er konnte doch den eigentlichen Grund dieser auffallenden Veränderungen nicht entdecken. Dafür gab er in seinem Werke (De Sutnini luaie. Danzig 16Z6) eine Menge von barbarischen Namen an, durch welche er die verschiedeneu Gestalten dieses Planeten näher bezeichnen wollte. Hodierna war der Meinung, daß Saturn die Gestalt eines Eyes habe, mit zwei dunkeln Flecken an den beiden Seiten, und daß die Abwechslung seiner Gestalt von einer Umdrehung dieses Eyes um seine Are komme. Riccioli behauptete, daß Saturn mit einem dünnen Armillarringe umgeben sey, der in zweien seiner Punkte an der Kugel des Planeten befestiget seyn sollte, womit dieser Jesuit, der auch Coper- nicus und Kepler verbessern wollte, die Entdeckung Huygen's, die damals schon allgemein bekannt war, zu rectificiren gedachte. §. 107. (Huygens entdeckt den Ring Saturns.) Im Jahre 16S9 erschien nämlich das Luteum Sntnrninm von Huygens, in welchem dieser vortreffliche Astronom und große Beobachter die wahre Gestalt dieses Planeten bekannt machte, so wie er sie durch das von ihm selbst verfertigte, für seine Zeit sehr gute Fernrohr i. I. 16Z5 gesehen hatte. Er zeigte, daß die Kugel Saturns ringsum von einem dünnen, breiten, freischwebenden Ringe umgeben ist. Sofort erschienen mehrere Widerlegungen, wie dieß bei allen wichtigen Entdeckungen, die sich auch andere gerne zueignen möchten, zu geschehen pflegt. Außer der bereits erwähnten von Riccioli erhob sich ein gewisser Fabri, aus demselben Orden, der unter dem falschen Namen eines LuZtnckrins eis cklvinis die Erklärung Huygens heftig angriff, nebst mehrern andern, die jept keiner weitern Erwähnung mehr werth sind. Alle besonnenen. Saturn und sein Ring. Saturn und sein Ring. 141 bessern Astronomen erkannten sofort die Wahrheit, wie sie ihnen von Huhgeus gezeigt wurde und reihten sich auf seine Seite, und in unfern Tagen giebt es vollends keinen Menschen mehr, der daran zweifeln könnte, wenn er auch nur mit eiuem Blicke durch unsere besseren Fernröhre den Gegenstand selbst gesehen hat. Statt dieser Obtrectatoren, die ihre Rolle bald ausgespielt hatten, kam ein anderes Heer von nicht viel besseren Speculanten, die man auch hinter jeder neuen und wichtigen Erscheinung herlaufen sieht, jene Theoretiker, wie sie sich selbst so gerne nennen, die selbst keine Entdeckungen machen, aber dafür die der andern berichtigen und erklären und dadurch, wie sie iu ihrer Bescheidenheit wähnen, dem Ganzen erst die Krone aufsehen und bei der ganzen Sache sich selbst das Hauptverdienst sichern. Es entstand nämlich die Frage, woher dieser Ring komme und wie er entstanden sehn könne? Da fehlte es denn nicht an Erklärungen aller Art. Der eine, Roberval, sonst ein sehr schätzbarer Geometer, behauptet, daß dieser Ring blos durch die Dunste gebildet werde, die sich von der Oberfläche des Saturn erheben; der andere hielt ihn für die eigentliche Atmosphäre dieses Planeten; ein Dritter sagte, dieser Ring sey blos der Ueberrest einer großen Kugel, die bis auf ihren Aeguator zusammen geschmolzen sey, und Maupertuis endlich ließ ihn aus eiuem Kometenschweife entstehen, der sich um die Kugel des Saturn herum geschwungen habe und an ihm hängen geblieben sey. Die bessereu Astronomen, die eigentlichen Naturforscher, bemühten sich, die vou Huygens gemachte Entdeckung zu verfolgen und in ihren einzelnen Theilen, durch ihre eigenen Beobachtungen, immer mehr zu vervollkommnen. Schon i. I. 1715 bemerkte Cassini, daß dieser Ring eigentlich ein doppelter, mit sich und dem Saturn concentrischer Ring sey, und daß der äußere, schmälere, mit dem andern in derselben Ebene liegende Ring von ihm durch einen Zwischenraum getrennt ist, den er gleich einem dunkeln Bande auf der breiten Fläche des ganzen Ringes bemerkte. Short, Hadley und andere, welche diese Trennung der Ringe durch ihre Beobachtungen bestätigten, bemerkten noch, daß der innere Ring Heller sey, als der äußere und daß jeuer wohl noch aus mehreren Saturn und sein Ring. concentrischen Ringen bestehen mag, wie sie ans den dunkeln Kreisen schlaffen, die sie auf demselben, wenigstens zuweilen, bemerken kannten. (M. s. die Fig. am Ende dieses Bandes.) §. 103. (Ausmessungen des Rings.) Die folgende Tafel enthalt die Dimensionen dieser Ringe, wie sie ans Slrure's neuesten Messungen folgen- Die darin angegebenen Winkel beziehen sich auf die mittlere Distanz des Saturn von der Sonne oder von der Erde, die 9,Halbmesser der Erdbahn beträgt. Man erhält die in Secunden ausgedruckte Große in geogr- Meilen, wenn man die ersten durch 9Z0 mnltiplicirt. In der Fig. 8 ist u der Mittelpunkt Saturns und der beiden Ringe, um der Halbmesser Satnrns und eck der Raum, der beide Ringe von einander trennt. In See. Jn d.Mcil. Aeußerer Halbmesser des äußern Rings sc . . 20",»»? . . . 19055 Innerer — — — — uck. . 17",«^ . . . 16762 Aeußerer Halbmesser des inner» Rings sc . . 17",-z? - . . 16575 Innerer — — — — uli . . 15",?,-» . . . 12667 Halbmesser Satnrns um . . 8",995 . . . 8555 Breite des äußern Rings . . . . cko . . 2",i»z . . . 2285 Breite des inner» Rings . . . . kc . . 5",90z . . . 5708 Breite des Zwischenraums . . . . eck . . 0",»»? . . . 387 Entfernung der inner» Seite des inner» Rings von der Oberfl. Saturns . lim . . 5"zz9? - - - 4122 Breite des Doppelrings .... ds . . 6",„z . . . 6578 Man sieht daraus die Große dieses, den Saturn freifchwe- bend umgebenden Rings. Sein äußerster Durchmesser 2ue beträgt 58090 Meilen oder 22 Durchmesser der Erde und der äußerste Umfang dieses Rings hat 119,665 Meilen. Der jüngere Herschel hat auch bei Gelegenheit der letzten Verschwindung dieses Rings die Dicke desselben zu bestimmen gesucht und sie gleich 0,02z Secunden oder gleich 22 d. Meilen gefunden. Daraus wurde folgen, daß der körperliche Inhalt oder das Volum beider Ringe zusammen 15,980 Millionen Kubikmeilen oder nahe fünfmal so viel, als das Volum der Erde beträgt. Allein Schröter folgert aus seinen Beobachtungen diese Dicke des Rings gleich 0"„Z5 oder Saturn und sein Ring. 119 Meilen, wo dann daS Volum der beiden Ringe das unserer Erde 27 mal übertreffen würde. Daß dieser Ring, so wie die Kugel Saturns, ei» dunkler Körper ist, der sein Licht nur von der Sonne erbalt, folgt schon daraus, daß man oft genug den Schatten deutlich sieht, den Saturn auf seinen Ring und den auch der Ring auf den Körper des Saturn wirft. Auch die Farbe des Saturn ist von der des Rings verschieden. Herschel fand jenen gelblich und diesen lebhaft weißlich gefärbt. Der Raum dm zwischen der Oberfläche des Saturn und der inner» Seite des innern^Rings ist ohne Zweifel ein leerer Raum, durch den man den Hintergrund des Himmels erblickt. In Smith's Optik wird erzählt, daß Clarke in England einen Fixstern in diesem leeren Raum durchblicke» sah, die einzige Beobachtung dieser Art, so viel uns bekannt ist, die aber wohl leicht mehrere finden würde, wenn man den Saturn zu dieser Absicht in sternreichen Gegenden des Himmels eifriger verfolgen wollte, als bisher geschehen seyn mag. §. 109. (Neigung und Knoten des Rings.) Dieser Ring hat, nach Bessels neuesten Bestimmungen, gegenwärtig eine Neigung von 23 Graden gegen die Ecliptik, und die Länge seines aufsteigenden Knotens in der Ecliptik beträgt 167 Grade. Wegen dieser Neigung erscheint der in der That kreisförmige Ring, aus der Sonne sowohl, als auch aus der Erde gesehen, immer nur in der Gestalt einer Ellipse und zwar einer veränderlichen Ellipse, deren constante große Halbaxe, in der mittler» Entfernung Saturns, gleich 20",o,?, deren veränderliche kleine Halbare aber höchstens gleich 9",zz seyn und öfters sogar bis auf eine ganz verschwindende Größe abnehmen kann, wo dann der Ring als eine gerade Linie erscheint, oder auch ganz unsichtbar wird. Die erwähnte Figur stellt Saturn mit seinem Ringe in der größtmöglichen scheinbaren Oeffnung des letztern dar. §. 110. (Ursachen der Verschwindungen des Rings.) Dieses Verschwinden des Rings ist für die Theorie desselben von der größten Wichtigkeit, weil sich daraus die Lage der Ebene dieses Rings mit großer Schärfe bestimmen läßt. Wir wollen daher auch die Ursache und die nähern Umstände dieser Verschwindungen Saturn und sein Ring. etwas genauer betrachten. — Es wurde bereits gesagt, daß die Ebeue dieses Rings gegen die Ecliptik unter dein Winkel von 28 Graden geneigt ist und daß er diese Neigung, im Allgemeinen betrachtet, während seines ganzen Umlaufs um die Sonne beibehält, so daß er sich selbst immer parallel bleibt. Sey 8 (Fig. 9) die Sonne, mir die kreisförmige Bahn der Erde,, und die des Saturn. Nehmen wir an, daß die Linie^LL die Knotenlinie (I. S. 222) des Rings in der Ecliptik sey, so daß also der aufsteigende Knoten iV in der Länge von 167" und der niedersteigende'^ in der Länge von 2-17° liege. Auf diese Knotenlinie senkrecht sey der Durchmesser LI) gezogen. Wenn nun Saturn in dem Punkte ^ ist oder wenn er, von der Sonne aus gesehen, die Länge 167° hat, so schneidet die Ebene seines Ringes die Ecliptik in der Linie ^.80, oder diese Ebene geht durch die Sonne 8, und kann sonach bloß in seinen schmalen Kanten, oder der Dicke nach von der Sonne beleuchtet werden. In diesem Augenblicke erscheint er also einem Auge in der Sonne nur als eine gerade Linie, oder in der Gestalt der Fig. 1t). Wie aber Saturn aus diesem Punkte weiter gegen U fortruckt, so beleuchtet auch die Sonne die nördliche Seite des Ringes immer mehr und mehr, und der Ring wird daher dem Auge in der Sonne immer breiter erscheinen, bis er, wenn Saturn in L ist, am weitesten geöffnet ist und die Gestalt von Fig. 11 hat; wo der nördliche Theil des Rings jenseits der Kugel, und der südliche dießseits steht. Wie dann Saturn weiter gegen l) fortrückt, wird der Ring wieder enger, bis er in 6, in dem absteigenden Knoten, wieder nur seine Kante erleuchtet hat, und als eine gerade Linie, wie Fig. 12, erscheint. Von L gegen v wird die Sonne immer mehr auf der südlichen Seite des Rings vorrücken, die daher immer breiter erscheint, bis sie in v am breitesten ist, und die Gestalt Fig. 12 hat, wo der nördliche Theil des Ringes dießseits der Kugel und der südliche jenseits liegt. Von der Sonne gesehen erscheint also Saturn während jeder seiner Revolutionen um die Sonne, d. h., während 29'/,. Jahren zweimal ohne Ring, wenn Saturn die heliocentrische Länge 167° oder 217° hat, und zweimal am weitesten geöffnet, wenn er die Saturn und sein Ring. heliocentr. Längen von 25'/° und 77° hak. Die Intervalle zwischen diesen Erscheinungen betragen daher 7^/z Jahre, an deren Anfang und Ende der Ning immer am kleinsten und am größten erscheint. Wenn also Saturn in einem der beiden Knoten seines Ringes ist, so wird von diesem Ringe nur die schmale Kante durch die Sonne beleuchtet, und der ganze Ning wird dann nicht bloß für das Auge in der Sonne, sondern auch für uns, für die Erde, verschwinden, wenn anders unsere Fernröhre nicht stark genug sind, den schmalen Lichtstreifen, welchen diese Kante bildet, sichtbar zu machen, wo uns dann der Ring als eine feine gerade Linie erscheinen wird, wie ihn Herschel mit seinen großen Telescopen in der That öfter zu dieser Zeit gesehen hat. Allein dieser Ring kann außerdem für die Erde noch wegen ganz anderer Ursachen verschwinden. Wenn nämlich erstens die Ebene des Ringes durch die Erde geht, so sehen wir keme seiner Heiden breiten Seiten, von welchen im Allgemeinen immer eine von der Sonne beleuchtet ist. Wir sehen dann bloß die Kante, die dunkle Kante des Ringes, d. h. wir sehen ihn gar nicht. Dieß ist z. B. der Fall, wenn die Erde in m und Saturn in n oder o ist, wo dann die Ebene des Rings die Ecliptik in der Linie nmn schneidet und durch das Auge des Beobachters in m geht. Wenn aber auch dieß nicht der Fall ist, sondern wenn nur zweitens die erweiterte Ebene des Rings zwischen Erde und Sonne hindurchgeht, so kann der Ning auch schon für uns unsiebtbar werden. Wenn z. B. die Erde in -i und Saturn zwischen /L und ist, so liegt die Ebene des Rings zwischen n und L, und da hier die dunkle Seite desselben zur Erde i> gekehrt ist, so können wir ihn nicht sehen. Dasselbe kann sich ereignen, wenn überhaupt die Erde irgendwo in der Hälfte pno ihrer Bahn ist, während Saturn zwischen den Punkten rL und n' sich aushält, und eben so, wenn die Erbe in der andern Hälfte pino ihrer Bahn, und Saturn zwischen dem Punkte TL und n oder zwischen und e ist. Man bemerkt übrigens von selbst, daß diese beiden Arten von Verschwindungen des Ringes immer kurz vor oder nach der Epoche statt haben müssen, wo die Ebene desselben durch die Sonne gebt und nur der scharfe Rand des Rinkes von ihr beleuchtet Littrow's Himmel u. s. Wunder, ist. 1t) Saturn und sein Ring. wird. Denn da die Erdbahn gegen die des Saturn nur klein ist, so fällt die Ebene des Ringes durch 14 Jahre außer die Erdbahn, so daß also da»» die Erde immer der von der Sonne beleuchteten Seite des Ringes zugekehrt ist und nur am Ende dieser Periode hat die Ringebeus, etwa ein Jahr durch, eine solche Lage, daß sie, verlängert, die Erdbahn schneiden kann. Diese beiden Fälle, wo die Ebene des Ringes entweder durch die Sonne oder durch die Erde geht, geben offenbar nur ein momentanes Verschwinden desselben, während der dritte Fall, wo die Ebene des Ringes zwischen Sonne und Erde liegt, den Ring mehrere Wochen durch für die Erde unsichtbar machen kann. H. III. (Verschiedene Gestalte» des Ringes, wie er von der Erde gesehen wird.) Wenn man die halbe große Are des elliptischen Ringes gleich der Einheit annimmt, so gibt die folgende Tafel den Werth der halben kleinen Axe für jeden heliocentrischen oder geo- centrischen (I. S. 245) Abstand des Saturn von dem auf- oder absteigenden Knoten des Ringes in Länge. Abstand Kleine Halbaxe Abstand Kleine Hnlbax« 0° 0,00 48° 0,Z5 6 0,«s S4 0,?» 12 0, ,0 60 0,4t 18 0,,s 66 0.4, 24 0,ig 72 0,45 20 0,z» 78 0.45 56 0,iz 84 0,47 42 0,zz 90 Von 0° bis 90° Abstand vor dem aufsteigenden und nach dem niedersteigenden Knoten liegt die zur Erde gekehrte Hälfte des Ringes über, und von 0° bis 90° nach dem aufsteigende» und vor dem niedersteigenden Knote» liegt diese Hälfte des Ringes unter dem Mittelpunkte der Kugel des Saturn. Ueberhaupt zeigt sich Saturn ohne Ring, wenn er in dem östlichen Theile des Sternbildes des Löwen und in dem östlichen Theile des Wasser- Saturn und sein Ring. Ii? manns steht, während man den Ring in seiner größten Oeffnung bei den Sternen in den Hörnern des Stiers oder zwischen dem Scorpion und dem Schuhen sieht §. 112. (Berge und Atmosphäre des Ringes.) Zu der Zeit, wo bloß die scharfe Kante des Ringes von der Sonne beschienen Da der Zweck dieser Schrift alle sogenannte» mathematischen Formeln ausschließt, so mußte manche gute Gelegenheit, den Vortrag so kurz und zugleich so allgemein, als möglich, einzurichten, unbenutzt gelassen werden. Es mag uns daher wenigstens einmal erlaubt seyn, die großen Vortbcile dieser analiitischen Sprache durch ein Hieher gehörendes Beispiel zu zeigen. — Alles, was sich über die Gestalt des Saturnringes, wie er von der Sonne oder auch von der Erde gesehen wird, sagen läßt, ist in dem folgenden kurzen Ausdrucke enthalten b ^ Linn 8inm. In demselben bezeichnet 6 die scheinbare kleineHalbaxe derEllipse des Ringes, wenn die große gleich der Einheit angenommen wird; o ^ 28° 22' ist die Neigung der Ringebene gegen die Ekliptik, und m ist gleich der Länge des Knotens 166° SV' weniger der hclioccntrischen Länge Saturns, wenn man die von der Sonne gesehene Gestalt der Ellipse sucht oder gleich 166° SV' weniger der geocentrischen Länge Saturns, wenn man die von der Erde gesehene Gestalt der Ellipse kennen lernen will. Ist im ersten Falle so verschwindet der Ring, oder er erscheint nur als eine gerade Linie, weil seine erweiterte Ebene durch die Sonne geht. Ist aber b negativ, also m größer als 18V°, so wird die Nordseite des Ringes von der Sonne beleuchtet und umgekehrt. — Ist im zweiten Falle b ^ o, so verschwindet der Ring für uns, weil die erweiterte Ebene desselben durch die Erde geht. Ist aber b negativ, so bedeutet dieß, daß die Nordseite des Ringes gegen die Erde gekehrt ist. Endlich ist auch für die verschiedenen Wcrthc von m der Ring für die Erde auch dann noch unsichtbar, wenn der Werth von k> im ersten Falle ein anderes Zeichen hat, als im zweiten, weil dann die von der Sonne beleuchtete Seite des Ringes von der Erde weggewendet ist. Man sieht sonach, daß man durch jene einfache Gleichung die von der Sonne oder auch von der Erde gesehene Gestalt des Ringes für jede Zeit angeben kann, für welche man nur die helioccntrische oder gevccntrische Länge des Saturn kennt, die man nach dem Vorhergehenden (I. S. 251) leicht finden kann. Die obige Tafel ist »ach dieser Gleickung berechnet worden, wobei auf die Breite Saturns keine Rücksicht genommen wurde, da diese immer sehr klein ist und die Resultate jener Tafel nicht beträchtlich ändern kann. 1V s 148 Saturn und sein Ring. wird, sah Schröter die feine Lichtlinie desselben hänsig unterbrachen, als wenn sie aus mehreren geraden Linien bestünde, die sich abwechselnd lrennen und wieder vereinigen. Er schrieb dieß einer Armvsphäre des Ringes und den darin vorgehenden Veränderungen zu. Herschel sah zu der Zeit, als nur noch ein sehr kleiner Theil der Kugel über den Ring hervorragte (wie in Fig. 11 und 1Z), diesen Theil viel spitziger als sonst, da er dock, wegen der Abplattung Salurns an seinen Polen, stumpfer aussehen sollte, was ebenfalls einer Atmosphäre des RmgeS zugeschrieben wurde, wofür auch noch die Erscheinung spricht, daß zu der Zeit, wo die Erde noch auf der dunklen Seile des Ringes steht, doch die Kante desselben auch schon schwach beleuchtet gesehen wird. Wenn der Ring nur als eine feine, gerade Lichilinie erscheint, bemerkt man auf derselben mehrere helle Punkte, die man für Gebirge des Ringes hält, Schröter schätzt die Höhe einiger dieser Berge bis zu der enormen Große von 200 Meilen über die Ebene des Ringes. So gewallige Berge können schon als zusammenhängende Satelliten des Salurn angesehen werden, die durch ihre Vereinigung jenen Ring gebildet haben. §. 11Z. (lieber die Rotation des Ringes.) Dieselben Berge forderten gleichsam die beiden Beobachter, Herschel und Schröter, die mit den lnsten Fernröhren in Europa versehen waren, auf, durch sie die Rotation dieses Ringes um seinen Mittelpunkt, der zugleich der Mittelpunkt Saturuö ist, zu bestimmen. Allein es ist auffallend und konnte lange nicht erklärt werden, daß diese beiden trefflichen Astronomen jo ganz widersprechende Resultate aus ihren Beobachtungen abgeleitet haben. Herschel stand aus der Ortsveränderung dieser lichten Punkte oder dieser Berge, im Jahre 1789, daß der Ring sich in 10 unserer Stunden, also in derselben Zeit, wie Saturn, um seine Ape drehe. Schröter aber behauptete, daß diese lichten Punkte ihre Stellung gegen den Mittelpunkt Salurns gar nicht ändern, und daß daher der Ring nicht rottren könne. Er sah nämlich auf der westlichen Anse einen, und auf der östlichen zwei ausgezeichnete Punkte immer in derselben unver- rücklen Lage, und um keinen Zweifel übrig zu lassen, beobachtete Saturn und sein Ring. er diese lichten Punkte eine ganze Wiuteruacbt. durch mehr als ncht Stunden, immer in derselben Stellung g>'gen den Planeten, da dach die Ringe während dieser Zeit, uack Herschel, beinahe eine ganze Rotation gemacht haben mußten. Diese ausgezeichneten Punkte, die er als die oben erwähnten ungemein bohen Berge zu erkennen glaubte, waren auf der später sichtbar gewordenen südlichen Seite des Ringes gerade auf demselben Pete, wie früher auf der Nordseike, wieder zu sehen, und er schloß daraus, daß auf dem Ringe Saturns diese hoben Berge, wie zwei an ihrer Basis pereinigte Kegel, einander gegenüberstehen. So riel aber auch diese Beobachtungen für sich zu haben schienen, und so groß das Vertrauen war, das man mit R-ckt in die seltene Geschicklichkeit und die trefflichen Mittel, die dein Lilientbaler Beobachter zu Gebote standen, sehte, so konnien die Astronomen ein solche? Resultat doch nickt wob! annehmen. Nach theoretischen Gründen muß der Ring um seineil Planeten rotiren, weil sonst, bei der kleinsten Veränderung desselben, die Schwerpunkte der Ringe und des Planeten nicht mehr zusammenfallen und die Ringe unausbleiblich auf den Planeten stürzen würden. Der einfache Znsammenhang der Elemente, aus welchen diese Ringe bestehen, würde die Erhaltung desselben nicht sichern, weil dann die dein Planeten nähern Elemente, durch die immer wiederholte Anziehung des letztern, sich am Ende von den Ringen getrennt haben würden. Diese Ringe müssen sich also ohne eine fremde Kraft, bloß nach dem Gesetze des Gleichgewichts, frei schwebend erhalten, aber hieß kann nur geschehen, wenn sie um eine Axe rotiren, die auf ihrer Ebene senkrecht steht und durch den Mittelpunkt Saturns geht, so daß auf diese Weise ihre Schwere gegen den Planeten durch die Centrifngalkraft ibrer Umdrehung aufgehoben oder im Gleichgewichte erhalten wird. Die Theorie zeigt, daß eine durch diese Rotationsare ans die Fläche des Ringes senkrechte Ebene diesen Ring in einer Ellipse schneiden muß, deren große Ape verlängert durch den Mittelpunkt des Planeten geht, und daß dann die Daner der Notation des Ringes sehr nahe dieselbe mit der Revolution eines Satelliten seyn wird, der sich in der Entfernung des Mittelpunkts jener Ellipse um Saturn bewegt. ISO Saturn und sein Ring. Diese Revolution ist aber gleich id^/z Stunden, und nahe so groß hat auch Herschel, durch seine Beobachtungen, die Rotation des Ringes gefunden. Die erwähnte Ellipse kann selbst für verschiedene Theile des Ringes veränderlich, also der Ring selbst von ungleicher Dicke seyu, und die Beobachtungen der Verschwiudung des Ringes scheint diese Ungleichheiten deutlich anzuzeigen, die vielleicht selbst nothwendig sind, das Gleichgewicht des Ringes zu sichern, denn wenn er in allen seinen Theilen völlig symmetrisch gebaut wäre, so könnte schon die geringste äußere Kraft, wie z. B. die eines Satelliten, hinreichen, ihn zu verrücken und ihn auf den Planeten zu stürzen. Demnach kann man diesen Ring als eine kreisförmige Reihe von aneinander hängenden Satelliten von ungleicher Größe als eine Krone von Monden ansehen, die durch die Wirkung der Sonne und durch die Störungen der sieben Monde, die den Saturn umgeben, kleineren oder größeren Oscillationen unterworfen ist, aber doch im Allgemeinen immer dieselbe mittlere Lage seiner Ebene beibehält. tz. 115. (Erklärung dieser Widersprüche.) Da sonach, der Theorie und den Beobachtungen Hörschels zufolge, der Ring in der That um seinen Planeten rotirt, so mußte die Beobachtung Schröters, oder die von ihm daraus gezogene Folgerung, fehlerhaft seyu. Olbers war der erste, der uns zeigte, daß die Erscheinung, die Schröter in Lilienthal so oft gesehen hatte, ihren Grund nicht in den vermeinten Bergen des Ringes, sondern in der Erleuchtung derselben durch die Sonne habe. Seyen llr, Kk.. (Fig. 8) die Gesichtslinien, unter welchen mau von der Erde aus die Fläche der Ringe sieht. Offenbar werden dann diejenigen Gesichtslinien unter allen die hellsten scheinen, von welchen der größte Theil in der That durch die beiden Riugflächen geht, weil diese allein, nicht aber die zwischen ihnen und der Kugel enthaltenen leeren Räume das Licht zurückwerfen. Betrachten wir mehrere dieser mit cklr parallelen Linien, so wird zuerst die zunächst an dem Rande der Kugel, durch n, gehende Linie die beiden Ringflächeu in vier Theile schneiden, deren Summe aber immer größer werden wird, je weiter die Gesichtslinie von u Saturn und sein Ring. nach tlr rückt und in ktr selbst wird diese Summe am größten seyn, also auch hier der Ring am hellsten erscheinen. Von tllr weiter gegen Ak wird diese Summe abnehmen, und nahe bei xk am kleinsten seyn, von wo sie wieder wachsen und in Kk selbst neuerdings einen größten Werth erhalten wird, wo also der Ring neuerdings ain hellsten, aber nicht ganz so hell wie in t!r, erscheinen wird, weil die Summe der beleuchtete» Theile der Gesichts- linie in xk offenbar kleiner, als in k'Ir ist. Je weiter dann diese Gesichtslinien von Kk oder von dem Mittelpunkte s des Saturn noch wegrücken, desto kleiner wird dieser beleuchtete Theil derselben, bis er endlich an dem äußersten Rande o des Ringes gänzlich verschwindet. Es werden sich daher, die Ringe mögen rvtiren oder nicht, und sie mögen in der Gestalt der breitesten Ellipse oder auch in der einer geraden Linie erscheinen, immer zwei Lichiknoten auf jeder Seite der Kugel zeigen, von welchen der hellere in der Richtung von tlr und der minder helle in der von seyn wird, und in diesen Stellen hat auch Schröter in der That seine vermeinten Berge beobachtet, während Herschel, mit seinen noch bessern Fernröhren, wahre Erhöhungen auf der Oberfläche des Ringes aufgefunden und dadurch die Rotation derselben der Wahrheit gemäß bestimmt hat. §. 115. (Anblick des Ringes von Saturn gesehen.) Die Freunde des gestirnten Himmels, wie er uns von der Erde erscheint, werden ihn ohne Zweifel für die Bewohner Saturns noch viel schöner denken. Wenn der sanfte Schimmer des Mondes, der unsere Nächte so lieblich beleuchtet, den Beschauer schon zu erhabenen Betrachtungen bewegt, welche Genüsse würde er dort erwarten, wo der Sternenhimmel nicht minder reich an Schönheilen aller Art ist, und wo noch überdieß sieben Monde das Dunkel der Nacht erhellen, und wo ein großer Ring, der sich wie ein breites Strahlenband um den ganzen Himmel schwingt, in immer abwechselnden Stellungen die Aufmerksamkeit des staunenden Beobachters an sich zieht. Saturn und sein Ring. l)mz Noon to us relleets its clreerkul li^lrt: Dlroro seveu ntteinlniits lirixlttaii uz, tl-e Ilero tlre lckuo krmnmout stestoclieck vvillr ktnrs; DKere vver Iisnck u Incick srclr n^^enrs. LniNk!-. Aber ich besorge sehr, baß unsere Dichter, wenn sie auf diesen Planeten verseht werden sollten, sich sehr bald wieder zu uns zurückwünschen würden. So sehr sie auch ihre nächtliche Lampe lieben mögen, die kleine Sonne, wie sie dort erscheint, und die matte Beleuchtung derselben, die den hellsten Mittag Saturns nur unserer tiefsten Dämmerung gleich macht, würden ihnen wohl wenig behagen. Der äußerst schnelle Wechsel des Tages mit der Nacht, und der Unterschied dieser beiden Zeiten, der dort viel größer ist, als bei uns, und endlich die vier streng von einander gesonderten Jahreszeiten, deren jede unserer Jabre, also dreißig mal länger, als bei uns, dauert, alle diese Verhältnisse würden, wenigstens auf unsere vegetabile und animalische Welt und auf unser Wohlbefinden ohne Zweifel einen sehr ungünstigen Einfluß anßeru, besonders wenn wir die von dem Aeguator Saturns entferntem Gegenden bewohnen müßten, da bei weitein der größte Theil einer jeden Hemisphäre dieses Planeten, zur Zeit seines Winters, durch volle vierzehn unserer Jahre in der Finsterniß der Nackt begraben bleibt. Die Schönheit, welche uns der Anblick jenes Ringes gewähren und der Ruhen, den wir von ihm ziehen könnten, würde uns wohl nur wenig Ersah für den Verlust der andern Güter geben, au die wir auf unserer Erde so sehr gewohnt, die uns hier so unentbehrlich geworden sind. Da die Ebene dieses Ringes mit der des Aeguators deS Planeten zusammenfällt, so geht er für die Bewohner dieses Aeguators, für die heiße Zone, wenn sie dort anders noch diesen Namen verdient, ganz verloren, denn er schwebt für diese Bewohner immer ui ihrem Scheitel, und sie sehen ihn nie der breiten Fläche, sondern bloß der Kante nach, der inneren Kante, die von der Sonne nie beleuchtet wird. Für sie zieht er sich also nur als eine dunkle Saturn und fein R-ng. Zone von etwa einem Grad Breite über den ganzen Himmel, und weit entfernt, ihnen zu leuchten, verdeckt er vielmebr alle Fixsterne, vor denen er sich aufstellt, und selbst jene sieben Monde des Saturn, die sich, wie wir weiter unten sehen werden, in der Ebene dieses Ringes bewegen und daher für die Tropenlander Saturns von dein Ringe bedeckt und unsichtbar gemacht werden. Wenn aber so die Bewohner des Aequators keine Ursache haben, sich dieses Ringes zu erfreuen, so sind die den Polen näheren Bewohner Saturns noch viel weniger in einein Zustande, der sie für uns beneidenswerth inachen könnte. Die Einwohner der kalten Zonen, die von den beiden Polen bis zn 24 Graden abwärts wohnen, und ihn, ihrer fünfzehnjährigen Nächte wegen, noch am besten brauchen könnten, sehen ihn gar nicht, für sie ist der Ring gar nicht da, weil er dem Planeten zn nahe steht und daher iminer unter dem Horizonte jener Polarländer sich aufhalten muß. Erst diejenigen, die wenigstens ZZ Grade von jedem der beiden Pole entfernt sind, erblicken den Ring in seiner ganzen Breite von nahe zwölf Graden, aber sie werden wenig Nutzen davon ziehen können, da sie ihn nur ganz nahe an ihrer Erde, oder da sie ihn nur an ihrem Horizonte sehen. Die noch näher an dem Aequator Wohnenden sehen ihn wohl höher, da er sich für sie immer mehr über den Horizont erhebt, aber sie sehen ibn auch zugleich iminer schmäler, bis endlich die Bewohner des Aequators selbst, wie bereits gesagt, nur mehr seine schmale, innere, von der Sonne nie beleuchtete Kants, d. h. bis diese ihn gar nicht mehr sehen können. Also nur diejenigen Bewohner Saturn?, welche von dem Aequator, zu beiden Seiten desselben, bis Hö Grade entfernt sind, genießen den Anblick des Ringes, für sie steht er, wie eine lichte Zone, wie ein Feuerbogen, am Himmel, und zwar für die dem Aequator näheren Länder hoch und schmal, für die entfernteren aber immer breiter und zugleich tiefer an dem Horizonte. Diese allein könnte man also noch für die Begünstigten halten; allein auch diese Gunst ist nicht so groß, wie sie vielleicht auf den ersten Blick erscheinen mag. Von den zwei breiten Fläche» des Ringes «st immer nur eine beleuchtet, und diese beleuchtete Seite kann nur von derjenigen Hemisphäre des Planeten gesehe» werden, welche ehe» gegen sie gewendet ist. Allein eben diese Hemisphäre ist auch zugleich die gegen die Sonne gewendete, die eben ihren Sommer feiernde Hälfte Saturns; diese könnte aber, da sie ohnehin im Sonnenlichte schwimmt, diese Beleuchtung des Ringes noch am besten entrathen, während die andere, winterliche Hälfte, die jene Beleuchtung ihrer langen Nächte am meisten brauchte, sie gänzlich entbehren muß. Dazu kommt noch, daß diese vordere, der Sonne zugewendete Hälfte Saturns den beleuchteten Ring nur während ihres Tages sieht, wo ihr ohnehin die Sonne scheint, während bei Nacht, wo eigentlich die beleuchtete Seite des Ringes den Mangel des Sonnenlichtes ersehen sollte, Saturn seinen eigenen Schatten auf den Ring wirft und ihn, in einer Art von Mondesfinsterniß (I. S. 5ZZ) wieder unsichtbar macht, während die ganze andere Hälfte Saturns, die eben Winter und ihre lange Nacht hat, gegen die unbeleuchtete Seite des Ringes gewendet ist und diese» daher gar nicht sieht, vielmehr es sich noch gefallen lassen muß, daß ihr durch ihn die Sterne und selbst die Sonne, wo sie ohne Ring noch sichtbar seyn könnte, verdeckt, und so ganze Jahre dauernde und über große Zonen sich erstreckende Sonnenfinsternisse erzeugt werden. Aber wenn nun die Bewohner Saturns sich an diesem Ringe, nach unseren Ansichten, nicht sehr ergötzen können, so werden vielleicht die Einwohner des Ringes selbst, wenn es deren gibt, einen desto angenehmeren Aufenthalt haben? — Unsere Leser werden dieß leicht selbst beurtheilen können, wenn sie sich aus dem Vorhergehenden erinnern, daß jede der beiden breiten Seiten dieses Ringes abwechselnd durch fünfzehn unserer Jahre immerwährend Tag und eben so lange Nacht haben. So unwirthlich aber auch dieser Planet sowohl, als auch sein Ring, für Geschöpfe unserer Art scheint, so unangemessen mag es auch seyn, von dem, was uns schicklich oder unschicklich ist, sofort denselben Schluß auch auf andere Himmelskörper und auf andere Geschöpfe anzuwenden, deren Einrichtung und Organisation durchaus von der unseren verschieden ist, so daß, was uns nur Abscheu und Entsetzen, und vielleicht selbst einen schnellen Saturn und sein Ring. Saturn und sein Ring. Untergang verursachen würde, für jene ein erhabenes und selbst wohlthätiges Schauspiel seyn mag, durch welches ihnen die Güte und die Allmacht des Schöpfers nicht minder geoffenbart wird, als es mit den Bewohnern der Erde durch diejenigen Erscheinungen des Himmels geschieht, in welchen wir die Größe und die Wohlthatigkeit des Urhebers der Natur so oft zu bewundern Gelegenheit haben. .Kapitel VIII. u r a n ll s. §. 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 — Iis rvalles Ins Irontiei- rmnnl 7!is lzmnnlui'^ al worlstz. Wallet. Seine mittlere Entfernung von der Sonne beträgt 500 Millionen Meilen. Ein schnell segelndes Schiff, das in jeder Stunde 5 Meilen zurücklegt, würde diese Distanz erst in 11500 Jahren und der Schall, der in jeder Stunde 163 Meilen macht, in 280 Jahren erreichen, wozu das Licht mit seiner Ungeheuern Geschwindigkeit nur 2 St. 39 M. braucht. Da seine Bahn, deren Umfang 2523 Millionen Meilen beträgt, mehr kreisförmig ist, so kann er sich der Sonne im PeriHelium nur auf 382 Millionen Meilen nähern und im Aphelium 519 Mill. Meilen von ihr entfernen. Von der Erde steht er zur Zeit der Opposition 358 und in der Conjunction 525 Mill. Meilen ab, wo er dort unter dein scheinbaren Durchmesser von 5^/,o und hier unter den Winkel von W/- Secunden nahe als ein Stern der sechsten Größe erscheint, daher man ihn auch mit einein Uranus. 157 guten, unbewaffneten Ange noch erkennen kann. Sein wahrer Durchmesser beträgt nahe 7500 Meilen. §. 117. (Entdeckung und frühere Beobachtungen dieses Planeten.) Dieser Planet wurde am 15. März 17L1 von Hörschel zu Bolh bei London mit einem von ihm selbst verfertigten siebenfü- ßigen Telescope entdeckt und an seiner bemerkbaren Scheibe (die Fixsterne erscheinen nur als nntheilbare Punkte), und seiner Bewegung unter den Sternen sofort als ein Planet erkannt. Da er sich so langsam bewegt, daß er seinen Umlauf um die Sonne erst in 50687 Tagen oder in nahe 84 Jahren vollendet, so wurde es lange gedauert haben, bis er einen so beträchtlichen Tbeil seiner Bahn zurück gelegt hätte, um daraus die Elemente derselben mit Sicherheit abzuleiten. Allein Bode hatte bald darauf einen in den Sternverzeichnisseu Flowstead'S und T. Mayer's gesunden, daß diese beiden Astronomen den neuen Planeten bereits früher, jener i. I. 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 mehrere andere ähnliche, ältere Beobachtungen desselben aufgefunden, und dadurch wurde man in die Lage geseltt, die Elemente dieses Planeten schon mit einer großen Genauigkeit zu einer Zeit zu bestimmen, wo er seit seiner Entdeckung kaum den dritten Theil seiner Bahn durchlaufen hatte. §. 113. (Größe und Masse des Uranus.) Aus dem bereits erwähnten Durchmesser dieses Planeten von 7500 Meilen folgt, daß seine Oberstäche 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 Secuude ihres Falles zurücklegen, beträgt 14'/- 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 Geschwindigkeit dieses langsamsten aller Planeten nahe fünf mal kleiner ist, als die der Eide. Die Sonne erscheint auf diesem Planeten 158 Uranus. nur mehr unter einem Durchmesser von 100 Secuudeu, nicht ganz noch einmal so groß, als uns die Venus, oder 19 mal kleiner, als -die Sonne uns erscheint, und in der Oberfläche 560 mal kleiner, daher auch im Allgemeinen die Beleuchtung, welche Uranus von der Sonne erhält, 560 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 könne» wir auf dieser Fläche nicht mehr erkennen, also auch die Rotation dieses Planeten nicht bestimmen. Doch kann sie ihm nicht wohl mangeln, ja seine Umdrehung scheint sogar sehr schnell zu seyn, da der ältere Hörschel mit seinen starken Telescopcn eine bedeutende Abplattung an zwei einander gegenüberstehenden Punkten seines Umfangs bemerkt hat. §. 119. (Satelliten des Uranus.) Derselbe vortreffliche Beobachter hat auch sechs Monde entdeckt, die sich um diesen Planeten bewegen. Allein sie sind bisher nur von Herschel selbst gesehen worden, 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. Ueberhanpt 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 unfern dioptrischen Fernröhren ohne Anstand sehen werden, da diese in Beziehung auf die Oeffnung ihrer Objective und also ans die Lichtstärke der durch sie gesehenen Gegenstände doch noch immer zu sehr hinter den großen Spiegeln der katoptrischen Fernröhre, wie sie Herschel vorzugsweise gebraucht hat, zurück stehen. Demungeachtet scheinen diese Uranns- monde eine beträchtliche Größe zu haben, weil sie sonst auch nicht einmal Herschel hätte sehen können. Unser Mond, in jene Entfernung verseht, würde uns nur inehr unter einem Durchmesser Uranus. von '/» Secunde erscheinen, und da sein Licht Z60 mal schwächer sel)N würde) so würden wir, auch mit unsern besten Fernröhren, keine Spur mehr von ihm entdecken können. §. 120. (Tages- und Jahreszeiten des Uranus.) Es ist bereits oben (I. S. Z40) bemerkt worden, daß die Bahnen dieser sechs Uranusmvnde auf der Uranusbahn, die sehr nahe mit unserer Ecliptik zusammen fällt, beinahe senkrecht stehen. Da wir mm 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 Planeten nahe 90 Grade beträgt. Wir haben aber bereits oben (I. §. 9i) 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 ^zHMmd der Sonne in verschiedenen Theilen des Jahres einerlei seyn, ob das Land nahe bei dem Aequator oder nahe bei den Polen 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 Anfangs 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 südliche 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 Einrichtung wird also auch der Unterschied der vier Jahreszeiten der größtmögliche seyn, oder mit andern Worten, so wenig es, in 1K0 Uni >1 Iis. Beziehung auf Temperatur, Beleuchtung, auf Vegetation u. f. darauf ankommen wird, ob man nahe bei dem Aequator oder nahe hei dem Pole wohnt, so viel wird darauf ankommen, ob der Südoder Nordländer auf jenem Planeten eben Frühling oder Sommer u. f. w. hat, da dort die Jahreszeilen, wegen der großen Schiefe der Eeliptik, viel mehr von einander verschieden und viel schroffer von einander abgesondert seyn müssen, als bei uns. §. 52t. (Bewohner des Uranus und der Planeten überhaupt.) Welcher Art die Bewohner eines Planelen seyn mögen, die ihre Sonne Z60mal kleiner sehen, als wir, die selbst im Mittage noch, mit unfern Augen betrachtet, im Finstern tappen, sieb die grellsten Abwechslungen der Jahreszeiten und vor allen eine Kälte gefallen lassen müssen, die, auf unserer Erde, allem Leben ein plötzliches Ende bereiten würd', dicß 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-Hh ! zumessen und sie sofort schon für unglücklich zu achten, weil wir uns, an ihre Stelle versetzt, nicht glücklich finden würden. Jndeß sind wir gezwungen, wenn wir von ihnen reden wollen, sie mit unserem eigenen Maaßstabe zu messen, und obne über ihr Schicksal absprechen zu wollen, nur dasjenige zu betrachten, was unö in den Verhältnissen treffen würde, denen sie ausgesetzt sind, und die sie, mit einer andern Organisation und mit ganz anderen Einrichtungen versehen, auch wohl mit ganz anderen Augen ansehen werden. Es hat aber auch nicht an Anderen gefehlt, und unter ihnen haben sich selbst berülnnte 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 Einrichtung 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 Einbildungskrast oder ihre schwärmerischen Träume auch noch auf die übrigen körperlichen und geistigen Er?- Uranus. 161 geuschaften der Bewohner jeuer Planeten fortsehten, und es mag uns, zum Schlüsse dieses Gegenstandes erlaudt sehn, einige dieser Phantasien znr Erheiterung der Leser hier anzuführen. §. 122. (Wahrscheinlichkeit, daß die Planeten bewohnt sind.) Zuerst aber wollen wir bemerken, daß es allerdings sehr wahrscheinlich ist, daß auch jene Wellkörper mit Geschöpfen aller Art bedeckt sind und daß auch dort zahllose organische Wesen sich ihres Lebens erfreuen. Auf unserer Erde finden wir jedes Sandkorn, jeden Wassertropfeu belebt — wie sollten so unermeßliche Kugeln, wie Jupiter, ohne Bewohner sehn! Auf unserer Erde finden wir ferner, nicht bloß bei den Thieren, wo die Abstufungen unendlich sind, sondern selbst bei den Menschen, welche die verschiedenen Gegenden der Erde bewohnen, bei dein Lappländer und dem Neger, so große Unterschiede — wie sollte sie bei den Bewohnern des Merkurs und des Uranus nicht noch viel größer sepu! Und warum sollte es einer lebhaften Einbildungskraft nicht gegönnt sevn, diese Unterschiede aufzusuchen und sie denjenigen Verhältnissen, die wir von jenen Planeten kennen, so gut wir nun eben können, anzupassen? Vorausgesetzt, daß mau bei den allgemeinen Bestimmungen sieben bleibt, ohne sich in das Detail der geistigen oder körperlichen Vorzüge einzulassen, die jene uns gänzlich unbekannten Geschöpfe vor uns haben mögen. §. 12Z. (Hupgcns Meinungen über die Bewohner der Planeten.) Dieß hat Hungens in seinem bekannten tlosmatlreoros, wenigstens in dem ersten Theile desselben, gethan und er hat darin an den, Cardinal Cnsa, an dem unglücklichen Bruno und selbst an Kepler, in seinen, 8a>uuln>n ugtionomioum, schon Vorgänger gehabt, dessen Fnßstapfen er nur verfolgen und weiter ausbilden durfte. So meint Hnygeus, daß auf allen diesen Welten, so verschieden sie auch von unserer Erde seyn mögen, doch immer Wasser zu finden fepn muß, weil ohne dieses weder vegetabilisches, noch animalisches Leben gedacht werden kann, ein anderes Wasser übrigens, als das unsere, da dieses im Saturn gewiß nur als Eis vorhanden seyu könnte, und da es im Merkur schou längst in Dampf verwandelt sehn würde. Wo aber eine solche Flüssigkeit ist, da müssen sich auch, wie er glaubt, Pflanzen finden, die Littrow' s Himmel u. f. Wunder. II. 11 eben so wachsen, wie bei uns, indem sie mit ihren Wurzeln die Flüssigkeit des Bodens und mit ihren Blättern die der Lust einsaugen 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 serner 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 unfern verschieden und sie ist etwa bei Jupiter so dicht, daß wir in derselben, wie in unserem Wasser, schon schwimmen könnten, daher die großen Streifen und die soliden Wolken, die wir auf der Oberfläche dieses Planeten bemerken. Mit diesem allem nock 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 nnsern 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 erkennen, 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 aushalten? 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 Natur 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: rMu iremzm, si zllnrn ldront eackem Uranus. Uranus. iu^onii snAneitate, noaors ckederent silli iuviaein na cka z»os- sessioirilms et imperio inter se contenckeve, rjuock elreu inino ue taeinnt ickmis Ireczneitter, licet uiiius xeiieris 8int, c>ui in Verru Iiae ckominantni-. Demungeachtet ninunt er keinen Anstand, Gelehrte aller Art dort in Menge wachsen zu lassen, besonders 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 behauptet er, daß die Mensche» nur deßhalb nackt znr Welt kommen, damit sie, von der Noth getrieben, Gelegenheit bekomme», ihre geistigen Kräfte immer mehr zu entwickeln und selbst für ihre Kleidung zu sorge», was die übrigen Thiers nicht nölhig 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 Rube ihres 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 Thiers 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 multuvum tlliovum pernicie et eueclo vivere ckelieaiit. Auch wegen der Statur dieser vernünftigen Geschöpfe ist er in einiger Verlegenheit. Er weiß wohl, daß seine Vorgänger auf diesem Felde die Bewohner der Planeten im Verhältnisse dieser ihrer Wohnorte angenommen und z. B. behauptet haben, daß die Menschen auf Jupiter und Saturn zehn- bis sünfzehnmal 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 einmal 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 " 1L5 Uranus. dieser, der größte unter allen Planeten, sich schon mit vier Monden 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 Grunde, weil dann diese Mäuse von Astvonrnien, 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 diesem Felde solche ex8pstiati»ns8 inxenii, wie Kepler die ungeregelten 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, genannt 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 können. Wir würden nicht mehr Menschen seyn, und die uns umgebende 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 thuu, 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, Oeinlls cum sisterum 8eient!n8 et olzservatioiies nznill ee8 exsreeii osteiiäerimus, segnitiir, nt et eoi^aia naeti si»t lixuis metallisojus tiaetanllis, ingue instiiimeuta maeüi- imscjno ulloptauclis illonem ^Vt I»oinu»eione8, murilms mm majors8, non po88ent 8illerum -miinm1vei'8ione8 in- 8titnere, nee in8trumentn pmare mit llisponers etc. Uranus. daß wir alle Genüsse, die sie uns, den Menschen und den Thiers», anbietet, durch jene fünf Kanäle in uns aufnehmen können. Allein ein anderer Planet, eine andere Natur wird vielleicht auch andere Sinne voraussehen, und wir haben keinen Grund zu behaupten, 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 wisse» und nichts wissen können, auch weiter nichts zu sprechen, so haben es, wie gesagt, doch mehrere schäh- bare Astronomen sich erlaubt, einige ihrer Nebenstunden einein AuSfluge in jene unbekannten Gegenden zu widmen, und so wird es auch uns gegönnt seyn, die Ausbeute, die jene von ihren Exkursionen 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 derselben 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 Hihe, daß alle unsere Pflanzen verdorren und wir selbst in kurzer Zeit zu Grunde gehen müßten. Die Pflanzen und Thiers sind daher dort so eingerichtet, daß sie diese höhere Temperalur 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, während 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- pvliten uns armen Erdbewohnern au 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 UrcimiS. daß wir, indem wir die Bewohner Merkurs durchaus für Genies erklären, die von Jupiter und Saturn aus demselben Grunde für Dummköpfe erkläre!? 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 Versuchen dieser Art abgehalten, wagt er es auch nicht, unS seine Meinungen von den Bewohnern der anderen Planeten mitzutbeilen, sondern er beschränkt sich bloß auf die Klimate und Jahreszeiten derselben und auf den Anblick des Himmels, dessen Verschiedenheiten er für die einzelnen Standpunkte der Beobachter aufzählt. §. 12-l. (Kircher's Meinung von den Bewohnern der Planeten.) Nicht so vorsichtig benahm sich Kircher in seinem bekannten Itov eestativum. Dieser Jesuit fingirt eine Reise, die er au der Hand eines Genius, von Planeten zu Planeten, gemacht bat, und erzählt uns, was ihm daselbst zu Gesichte gekommen seyu soll. Seine Phantasie scheint lebhaft genug, aber nicht gehörig geregelt, noch durch hinlängliche Kenntnisse unterstützt gewesen zu sepu. Dabei seht dieser alte Gegner des Copernicus voraus, daß sämmtliche Planeten unbewohnt seyen, und daß man auf ilmen nicht einmal Pflanzen und Bäume finde, wodurch er sich selbst alle Mittel zu artigen Erfindungen, um die es sich hier allein bandelte, 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 setzen 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 Liebesgöltin zieint; ein sanftes Rosenlicht war über den ganzen Planeten ausgegossen, Wohlgcrücke dufteten rings umher, Zephirs 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 auck? 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 Uranus. 167 begünstigten Leute bald durch Schönheit und Liebenswürdigkeit, bald durch männlichen Much und hohen Verstand ausgezeichnet werden. Auch im Merkur war es noch erträglich, nur ging es ihm daselbst zu lebhaft und guecksilberartig zu, ans 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 Kriegsgvtte, wo er alles fürchterlich und abschreckend 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, unser» Reisenden vollständig zu unterrichte», so wendet er sich noch mit einigen nachträglichen Fragen an seinen Genius, der ihm dann erzählt, daß das Firmament keineswegs von Krpstall 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 Fipsterne, 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 sep. 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. sFontenelle's Ansichten von den Bewohnern der Planeten.) Hören wir dafür noch, ans 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 wurden, vor Kälte klappern und am Ende ganz erfrieren mußten. Unser Gold und Silber muß dort, der Ungeheuern 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 dieses Wasser nur als den härtesten Körper kennt und dasselbe als Münzen bei sich in der Tasche herumträgt. Seine Tage müssen offenbar sehr kurz sepnoder er muß sich sebr schnell um seine Are drehen, weil sonst die armen Leute auf diesem Planeten von der glühenden Esse, die über ihren Häuptern schwebt, ganz gebraten werden müßten. Daher dürfen wir uns auch nicht zu sebr 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 Langeweile macheu. Von Philosophie, Mathematik und andern ernsthaften Dingen ist da daS ganze Jahr keine Rede, nicht einmal ") Fontcnclle hat hier, wie sonst öfter, übertrieben, und seine Farben etwas stärker aufgetragen. Ans Merkur ist die Beleuchtung und also vielleicht auch die Temperatur, nur sechsmal großer, als bei uns, allein zum Schmelzen des Goldes und Silbers müßte die Hitze einige tausendmal größer seyn. «?-) e>ber nahe so lang, als die Tage der Erde. Der llebersetzer Fontenelle's, Bode, macht dazu ganz ernsthaft die Bemerkung: „Sonderbar! Man findet doch sonst bei uns, in „Berlin, daß eine große Hitze den Geist eher schläfrig und träge, „als lebhaft mache." Uranus. .Zeitungen lesen sie und überhaupt gar keine Bücher, weil sie vor lauter Liebeleien nicht dazu kommen können, ausgenommen den weinerlichen Siegmard 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, lind 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 Lust leben, so würde mau das bekannte schöne Dvstichon unseres 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 Isiü mal kleinere Scheibe, als er uns erscheint, und wenn daher die Leute dort keine Fernröbre oder keine Adleraugen haben, so können sie uns mit aller Anstrengung nicht einmal sehen. Und wenn ja einmal ein glücklicher Astronom mit einem Riesenresractor das kleine schimmernde Lichtpünktchen "') sieht und seine große Entdeckung in den Journalen ankündigt — was wird die Folge davon sehn? — Der '-H Die Erde erscheint dem Jupiter nur unter einem Durchmelier von Z Secunden und immer sehr nahe bei der Sonne, von der sie sich nie über eilf Grade entfernt, so daß sie, wenn sie ja dort sichtbar ist, immer nur kurz vor dem Aufgange oder gleich nach dem Untergänge der Sonne an dem Horizonte des Beobachters bemerkt werden kann. 170 Uranus. große Haufe wird es nicht lesen oder darüber lachen; die Philosophen, 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 weiter kümmern. Aber die Jupitersbewohner, mit den Entdeckungen auf ihrem eigenen Planeten so sehr beschäftiget, daß ihre Colombos wahrscheinlich nicht Zeit haben, an uns zu denken, werden, nach uns zu schließen, noch nicht einmal den hundertsten Theil ihrer Länder 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 Vorurthsil, einen Aberglauben nur verlassen, um dafür zehn andern, eben so thörichten, anzuhängen. Die jahrelangen Nächte, welche auf Jupiter und Saturn herrschen, könnten allerdings 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 andere Mittel gefunden hat, Wärme zu errege», als bei uns, so müssen die Bewohner derselben für die Kälte ganz unempfindlich seyn UranuS. 171 und wir wurden sie, wenn sie plötzlich nach unsenn Lapplande verseht würden, vielleicht augenblicklich vor Hihe umkommen sehen. Das Wasser ihrer Flüsse, wenn es anders unserm Wasser gleicht, wird nusern polirten Steinen, und selbst der bei uns nie frierende Weingeist wird unfern Diamanten gleichen. Unter solchen Verhältnissen kann man sich die Leute in diesen von der Sonne entfernten Weltkörpern nicht gut anders, als sehr trag 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 Dinge», die wir nicht keimen und wahrscheinlich auch nie kennen werden. Mögen wir uns zufrieden stellen, daß wir von der Natur auf einen Ort im Welträume angewiesen worden sind, der von allen jenen Extremen, der von der Hihe 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 Thiers 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 mittler», gemäßigten Planeten, und überdieß auch noch auf die gemäßigte Zone desselben verseht worden sind und daß wir uns vieler Wohlthaten erfreuen und Tausende von Genüssen erlauben können, für welche die Bewohner des Senegals oder des Eismeeres 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 letzt« Planet des Sonnensystems?) Wichtiger, als jene unfruchtbaren Speculationen, möchte für uns die Frage seyn, ob mit Uranus, den wir zuleht 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 dein 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 ^ die mittlere Entfernung Merkurs von der Senne, so würde, jener Reihe zu Folge, die Entfernung deS erstem über Uranus hinaus liegenden Planeten 3 mal 128 und 4 oder 383 seyn. Da nun die wahre mittlere Distanz Merkurs nahe acht Millionen Meilen beträgt, so würde die Distanz dieses neuen Planeten wenigstens 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 Aphelie» (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 Balm gegen die Ecliptik hat, während der andere sogar mit einer rückläufigen Bewegung, d. h. von Ost gen West, seine Bahn beschreibt. 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 »ach Ost, und überdieß eine im Allgemeinen nur geringe Neigung ihrer Bahnen gegen die Ecliptik haben. Es ist äußerst unwahrscheinlich, 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 Entstehung dieser Planeten thätig gewesen seyn, und daß endlich die Wirkungssphäre derselben sich bis zu den äußersten Kränzen unseres 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 machen, 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- Uranus. scheinlich, daß sie auch zur Zeit der Entstehung der Planeten jenseits des Uranus, also außerhalb derjenigen Wirkungssphäre sich befunden haben, in welcher allein Planeren entstehen konnten, oder mit andern Worten, daß es jenseits der Uranusbahn keinen eigentlichen Planeten mehr geben kann. Doch sind dieß, wie wir hinzusehen müssen, zwar wahrscheinliche, aber doch nicht bewiesene Mulhmaßungen, und es könnte leicht seyn, daß die Beobachtungen der nächsten Jahre uns ron dem Uugrunde 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 jeht »och keine Ahnung haben, mögen sich noch in demselben weiten Räume 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. I. t700 diese Meinung geäußert, die er wegen der großen Distanz der Erde von der Venus und dem Mars sogar sehr wahrscheinlich fand. Wenn dieser Mond sehr klein und überdieß sebr 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 stürze^, wie wi>r das schon so oft erfahren haben, 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 eine» derselben in das Feld unserer Fernröhre führt. Uebrigens werden die großen Distanzen, in welchen die Planeten von einander abstehen, von dem Urheber der Natur gewiß nicht ohne Absicht gewählt worden seyn, wenn es uns gleich sehr schwer fallen mag, dieselben zu ergründen. Wir glauben, Uranus. und Theorie und Beobachtung berechtigt uns dazu, daß zwischen diesen Planeten und der Sonne nur die gegenseitige Anziehung, die wir in dein folgenden Buche unter der Benennung der allgemeinen Schwere näher kenneu lernen werden, wirksam sei). 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 Temperatur in ihrem Innern einen viel größern Raum eingenommen haben, 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 bereits 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 a» ihm bemerken. Kapitel IX. D er 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 Beschaffenheit 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 untersuche». 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 nns 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. 521) 51812 d. Meilen. Unsere Dampfeitwägen sollen in jeder Stunde 3 Meilen zurücklegen, sie würden also erst in 270 Tagen, den Tag zu 24 Stunden genommen, dort ankommen. Mit unseren schnellsten Postwägen, die täglich etwa 25 Meilen machen, würde man den Mond erst in 5 Iahren und 2l7 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 scbon bequemen, zu Schiffen, und zwar zu Luftschiffen unsere Zuflucht zu nehmen. Wenn uns dann das Glück so gut wollen sollte, daß wir innner mit frischen Winden segeln, der bekanntlich in einer Secnnde 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 Secnnde gegen 100 Fuß zurück. Auf den Flügeln eines solchen Sturmwindes würde man also schon in 156 Tagen an Ort und Stelle ankommen, aber — wie ankommen! Wer mag es wagen, sich einein solchen Geleilsmanne anzuvertrauen! — Zwar gäbe es »och andere und wohl auch sehr ez'pedilive Mittel, diese Reise in noch viel kürzerer Zeit zu vollenden. Das Licht z. B., das in 8 Min. 15 See. von der Sonne bis zu uns kömmt, würde von uns bis zum Mond schon in 1^/5 Secnnde, also, wie wir sagen können, in einein Augenblicke kommen. Aber dergleichen Fahrzeuge sind nicht für uns eingerichtet, die wir nicht bestimmt sind, auf Sonnenstrahlen zu reiten. Wir muffen also doch wohl wieder zu unfern Luftschiffen zurückkehren. Aber auch hier werde» sich bald noch andere Hindernisse zeigen. Unsere Aeronaulen 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, uferlose Weltenmeer hinausführen, nnsts nexcmt rellire czuoncjunm, in jene» grenzenlosen Raum, in welchem wir nicht nur den Mond nie erreichen, sondern an, Ende selbst noch unsere Erde aus dem Gesichte verlieren werden. Der Mond. 177 Ja selbst, wenn diese Direction in der Macht unserer Führer stände, welche Richtung sollen sie nehmen, nm sicher ans den, 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 ZZS000 Meilen nm die Sonne zurück, fliegt also mit einer Geschwindigkeit durch den Himmels- ranm, die mit der unserer Kanonenkugeln nicht weiter verglichen werden kann, und dieser, der Mond, begleitet sie ans ihrem Wege, indem er stets in großen Spiralen- oder Schlangenlinien nm 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 S1800 Meilen in derselben Zeit 12'/z mal um die Erde, so daß seine wahre Bewegung einer aus 12 bis 1Z Knoten zusammen geschlungenen Schnur gleicht, die aber so wunderbar verworren ist, daß sie in vielen tausend Jahren nicht wieder in sich selbst zurückkehrt, weil nämlich jene monatlichen Knoten der Mcndsbahn mit dieser jährlichen Schnur der Erdbahn kein gemeinschaftliches Maaß haben und jene daher immer in andere Stellen von dieser fallen müssen. Allein mit dieser Schwierigkeil 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 sebissen, 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. f. Wunder. II. 12 173 Der Mond. tinmal, mir Recht oder Unrecht, als sein Eigenthum erklärt hat. Er hat dies« Unart wahrscheinlich von der Erde, deren Trabant «r 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 Herrschlust, oder, wie man auch zuweilen zu sagen pflegt, diese Attractionskrast des Mondes wird die Ursache sepn, daß unser Luftschiff, wenn es demselben einmal nahe genug gekommen ist, nun recht eigentlich zu ihm herab fallen, ja init einer solchen Heftigkeit herab stürzen wird, daß das ganze Fahrzeug, und wir mit ihm nur ganz zertrümmert und in dem elendesten Zustande daselbst ankommen können, wodurch daher, selbst wenn alles Vorhergehende auf das Glücklichste abgelaufen wäre, der ganze Zweck der Expedition 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 unser» 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 treiben 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 Der Mond. 179 wollen, das ohne Zweifel gleich in dein ersten Augenblicke durch die Gewalt dieses Stoßes selbst zertrümmern mußte. Wie wird es dann mit unfern Lungen stehen in den Gegenden, 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 unfern 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 menschliche» Lunge angemessen ist. Endlich, was vielleicht zuerst hätte gesagt werden sollen, da eS gewiß den meisten unserer Reisenden, mehr als alles Vorhergehende, jede Lust rauben wird, von der Parthie zu seyn — aus 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 amch 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 Uuiste cks Vo)NKeur in der Hand, sich infvrmiren 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 senn wird, uns noch ei» Weilchen hier unke» zu begnügen und aus diesem Thal der Thränen, das wir bewohnen, jene Gefilde der Freude mit sehnsnchisvollen Augen, oder was noch besser seyn möchte, mit guten Fernröhren anzuschauen. §. 128. (Vorthelle, die uns die Entfernung des Mondes zu der bessern Kenntniß desselben gewährt.) Dieser Unistand, daß wir uns immer in einer artigen Entfernung von dem Monde halten müssen, wird unS allerdings manche einzelne Merkwürdigkeit desselben verbergen und wir dürfen nicht hoffen, die Oberfläche desselben so gut kennen zu lernen, als dieß wohl geschehen könnte, wenn wir aus ihr Herumgehe» und jeden einzelnen Theil derselben mit dein Mieroscope untersuchen könnte». Aber derselbe Umstand hat auch wieder, wie alle Dinge in dieser besten Welt, seine gute und sehr schähenSwerihe Seite. Wegen dieser Entfernung lernen wir de» Mond im Großen viel besser kennen, als wir ihn in einer großer» Nähe sehen würden und wir sehen vielleicht manches von den Eigenschaften desselben auf den ersten Blick, von dein die Leute im Monde, wenn sie anders epistiren, selbst nichts wissen. Unsere Urtheile, und so wahrscheinlich auch die der Mondsbewohner, hängen von den Umständen, von unseren Stellungen zu den Gegenständen ab, über die wir urtheile». 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 keimen, 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. §. 12ö. (Wie dem Monde die Erde erscheint.) Wir haben bereits oben (I. S. ?24) 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 dein Umstände, 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 Neumond haben und daher nur die dunkle Seite des Mondes, also eigentlich den Mond gar nicht sehen, weil er in ^ (I. Fig. 26) Der Mond. 181 zwischen uns und der Sonne steht, so sehen dafür die Bewohner der uns zugekehrten Seite des Mondes die Erde D 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 t! kömmt, und für uns der Sonne gerade gegenüber steht, so sehen wir seine ganze beleuchtete Scheibe, während die Bewohner der uns zugekehrten Hälfte des Blondes von der Erde D nur die von der Sonne abgewendete oder dunkle Seite der Erde sehen, oder die Mondsbewohner 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 Festlande, den Inseln und den verschiedenen Meeren derselben gebildet werden, und die sich obne Zweifel durch ihre Farben sowohl, als auch durch die verschiedene Intensität der Reflexion der Sonnenstrahlen unterscheiden. So werden sie, wenn es bei uns Mittag und Neumond ist, Europa, Asien und Afrika als eine zusammenhängende 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 viele» 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 Astronomen so lange gestritten haben, daß nämlich die Erde an ihren beiden Polen abgeplattet ist. Amerika war ihnen lauge vor Co- lumbus, und Australien lange vor Cook schon bekannt, und die bei uns noch immer nicht aufgelöste Frage von einer nordöstlichen Durclssahrt nach Ostindien oder von dem großen Lande am Südpol ist bei ihnen schon längst entschieden, da Jedermann, der nur eben Auge» 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, obschvn 182 Der Mond. sie vielleicht das ganze damals bekannte Menschengeschlecht getroffen hat, haben sie ohne Zweifel eben so ruhig angesehen, als sie seht »och den Zug unserer Kriegsheere und das Gewnhl unserer Schlachten betrachten, in denen sich unsere Bruder, oft ohne zu wissen, warum, in einer Stunde zu Tausenden morden. Eine Stadt wie Wien z. B., von 3000 W. Klaftern im Durchmesser, wurde, vom Monde gesehen, unter dem Winkel von 3'/- Sec. erscheinen. Mit einem Fernrohr, das nur 25 mal vergrößert, wurde ihnen daher die Stelle, welche diese Stadt einnimmt, nahe eben so groß, als uns Uranus erscheinen. Ueberhanpt sehen wir eine Linie von 0,22 Meilen oder 3020 P. Fuß Länge ans der Oberfläche des Mondes, von der Erde betrachtet, unter dem Winkel von einer Secunde, daher wir Gegenstände im Monde, die unfern einzelnen Hänsern, Feldern :c. 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 wurde man in einein lichtstarken Fernrohre wohl schon Gegenstände im Monde erkennen, die eine halbe Meile im Durchmesser haben und daher unter dem Winkel von 2^0 Sec. erscheinen. Es scheint daher keinem Zweifel unterworfen, daß die Seleniten, wenn sie anders den unseren ähnliche Augen haben, unsere großen Städte, Flusse u. dgl. sehen können, und daß sie vielleicht im Großen viel genauere Karten von unserer Erde be- sihen, als alle unsere topographischen Bureaus zusammen genommen, die wahrscheinlich sehr in Verlegenheit kommen wurden, wenn sie uns die genauen Karten von dem Innern Afrikas oder Nenhollands vorzeigen sollten. §. 130. (Tages- und Jahreszeiten auf dem Monde.) lieber das sonderbare Verhällniß der Jahres - und Tageszeiten, das auf dem Monde herrscht, haben wir schon oben (I. S. 327) gesprochen. Wegen der äußerst geringen Schiefe seines Aeqnators gegen seine Bahn, von bloß 6°/,» Graden, verschwindet der Unterschied der Jahreszeiten beinahe gänzlich, und die Sonne steht dort beinahe immer im Aeqnator oder im Zenithe der Bewohner dieses 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 Bewohner 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 bat. Auch sind die Tage auf dem Monde beinahe durchaus den Nächten a» 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 derßErde werden die näber bei de» 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 dein Monde, wo die den Polen näheren Orte die Sonne immerfort tief an ihrem Horizonte und die dem Aequator nahen Orte sie immer in ibrem Scheitel sehen, wo also der Sommer sowobl, 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 weiterein Sinne des Wortes, d. h. die Zeit zwischen zwei nächsten Aufgängen der Sonne bei den Seleniten gleich dein Jahre derselben ist. In der Zeit von einem Neu- oder Vollmonde zum anderen, d. h. in 23'/- unserer Tage, bewegt sich der Mond, in Beziehung auf die Sonne, um die Erde und zugleich (I. tz. 326) um seine Axe; jenes ist sein Jahr und dieß sein Tag. In dieser Zeit von 29'/2 Tagen werden nach und nach alle Theile des Mondes von der Sonne beschienen und jeder Ort auf demselben hat die Sonne ununterbrochen 14'/» Tage über und eben so lange unter seinein Horizonte. Klima und Erwärmung ist also auf diesem Himmelskörper sehr ungleich verlheilt, 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 14^ unserer Tage dauert, so daß die Mondbürger in 29'/? 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. 329) 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 Entfernung 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 Mondscheide sich aufhalten. Sonne, Planeten und alle anderen Gestirne des Himmels gehen für den Mond alle 14 oder IS unserer Tage einmal auf und unter, aber für die Erde hat weder Auf- noch Untergang statt. Diese Erde erscheint ihnen dreizehnmal großer, 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 29'/- unserer Tage um diese Scheibe zu bewegen und täglich dreizehn Grade sich von ihr gen West zu entfernen scheinen. Welch' einen Anblick mag dieß Der Mond. 585 für die Bewohner des Mondes gewähre»! Ich kann nicht weiter zweifeln, daß die Gelehrten im Monds, die gleich den unseren für alles sofort ihre Gründe haben, diese auffallende Erscheinung des Stillstandes eines, alle andere Gestirne an Größe so weit übertreffenden 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 Gemütbern dieses Volkes verargen können, wenn sie dieses ungeheure Gestirn mit seinem auffallenden Lichtwechsel als den Abglanz der Gottheit verehren, die in ewiger Ruhe ihren festgsgründeten Thron einnimmt, während alle andern Gestirne des Himmels, Sonne und Planeten nicht ausgenommen, in abgemessenen Bahnen ehrfurchtsvoll vor ihr vorüberziehen. §. 152. (Bewohner der vorderen und Hinteren Seite des Mondes.) 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 (!. 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 einein 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 Einteilung ihres Tages, oder was dasselbe ist, ihres Jahres in vier gleiche Tbeile, werden ihnen die großen Flecken der Erde, die sich regelmäßig ihren Blicken zeigen und wieder entziehen, als Mittel zu Unterabtheilungen jener Zeiten dienen. »- Aber auch diesen Vortheil 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 Vollmonde, 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 sehn kann, weil sie sonst das Bild der Sonne nur von einem einzigen '') Nennt man den scheinbaren Halbmesser des Mondes die Einheit, so ist die größte Breite des beleuchteten Theiles desselben snr jeden Tag des Mondmonats gleich dem Linus versus des Winkels, de» man erhält, wenn man die Länge der Sonne snr diesen Tag von der Länge des Mondes subtrahirt. Der Mond. 187 Punkte dieser Kugel zurückwerfen könnte und weil wir dann den Mond nur wie einen kleinen lichten Stern, aber nicht wie eine große beleuchtete Scheibe seben würden. Diese Oberfläche des Mondes wird also rauh und vielleicht mit einer großen Menge von Unebenheiten, von Bergen und Tbäleru, 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 ericheint. Wir werden bald sehen, daß schon sehr mittelmäßige Fernröhre nnS von dem Dasei?» 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, ko 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 Himmelskörper, ihrer Schönheit wegen, für ganz andere und höhere Wesen zu halten durch diesen Jrrtbum 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 ansehen. 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 Zweite! über jene Voraussehung entstehen, und die Schatten, welche sie werfen, überzeugen uns vollkommen von der Nichtigkeit derselben. Diese nicht weiter zu verkennenden Schatten stehen nämlich immer auf der der Sonne gegenüber liegenden Seite, und sie sind auch immer desto länger, je höher diese Berge selbst sind vder je tiefer für sie die Sonne an dein Horizonte derselben steht. An 588 Der Mond. der Lichtgränzs, 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 Schalten 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 Höbe über ihrem Horizonte erreicht hat. Zur Zeit des Vollmondes endlich, wo die Bewohner der Mitte der jept 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 hei allen senkrechten Gegenständen in dem Mittage desjenigen Tages bemerkt, an welchem die Sonne in dem Scheitel dieser Gegenstände steht. Aus dieser Ursache ist auch die beste Zeit der Beobachtung, die Zeit, wo man den Mond in seinem günstigsten und auffallendsten Lichte steht, 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 Himmel steht und die Schatten feiner Berge und Schluchten am deutlichsten und grellsten erscheinen. Ueber die Benennungen dieser Berge und Thäler, wie sie von verschiedenen Astronomen vorgeschlagen wurden, haben wir bereits oben (S. 76) einige Nachrichten mitgetheilt, für das nun Folgende ersuchen wir die Leser, die Mondkarte am Ende des gegenwärtigen Theils aufzuschlagen. §. IZü. (Nähere Beschreibung der Mondsberge.) Bemerken wir zuerst von diesen Bergen die wahrhaft ungeheuere Höhe derselben. Der Chimbvrasso, der sonst immer als der höchste Berg der Erde angegeben wurde, hat eine Höhe von 19Z20 Par. Fuß über der Meeresfläche und beträgt daher mir den 1017ten Theil des Erdhalbmessers. Der Dhawalagiri im Himalaja-Gebirge soll 2Ü150 P. Fuß Höhe haben, und würde daher den 812ten Theil des Halbmessers der Erde betragen. Ein Globus, auf welchem der leyte Berg in der Höhe eines Zolles erscheinen sollte, müßte daher gegen 180 Fuß im Durchmesser haben. Allein Schröter hat Berge im Mond gefunden, deren Höhe 25000 P. Fuß beträgt, Der Mond. 189 die also, da der so viel kleinere Mond nur einen Halbmesser von 253 Meilen hat, im Verhältniß zu diesem Halbmesser nur den 2l4ten Theil desselben betragen, d. h. mit andern Worten: die Berge im Mond sind verhältnißmäßig zu der Größe desselben viermal hoher, als die Berge auf der Erde. Welche Naturkrast hat diese großen Massen auf dem Monde bis zu dieser entseplichen Hohe aufgethürmt! Wir werden weiter unten sehen, daß die Masse des Monds nahe den kosten Theil der Erdmasse beträgt, und daß die Körper auf der Oberfläche desselben in der ersten Secunde nur durch 2'/zFuß also nahe fünfmahl weniger tief fallen, als auf der Erde, daß also auch die Schwere oder die Kraft, mit welcher der Mond alle Körper auf seiner Oberfläche an sich zieht, nur den fünften Theil von der Schwere der Erde beträgt. Daraus folgt, daß unser Schießpulver, auf den Mond gebracht, daselbst viel größere Schußweiten, als bei uns, erzeugen würde. Auf der Erde würde eine Kanonenkugel, die mit einer anfänglichen Geschwindigkeit von 800 Fuß in einer Secunde senkrecht in die Höbe geschossen wird, etwa 26 Secunden steigen, und eine Höhe von 10600 Fuß erreichen, eh' sie wieder anfängt, zur Erde zurückzukehren. Auf den Mond aber würde sie mit derselben anfänglichen Geschwindigkeit durch volle 160 Secunden aufsteigen und eine Höhe von 64000 Fuß erreichen, wenn man den Widerstand der Luft u. dgl- hier außer Acht läßt. Wenn daher im Innern des Monds eben solche Kräfte, elastische Dämpfe u. dgl. wirken, wie in der Erde und wenn die Cohäsionskräfte der Körper dieser beiden Gestirne nahe dieselben sind, so werden diese Kräfte auch dort viel größere Wirkungen hervorbringen, wo die gegenwirkende Kraft der Schwere so viel kleiner ist und jene hohen Gebirge sind vielleicht eine unmittelbare Folge dieser Kräfte. §. 155. (Zwei Gattungen von Mondsbergen.) Diese Mondsgebirge sind im allgemeinen zweierlei Art, nämlich Ringgebirge und Bergketten. Die Ringgebirge haben meistens die Gestalt von oft sehr regelmäßigen, kreisförmigen, ausgetrockneten Teichen, die rings mit einem hohen Walle umgeben sind, oft viele Oua- dratmeilen große Flächen einschließen und in der Mitte dieser Fläche 190 Der Mond. gewöhnlich einen isolieren kegelförmigen Berg haben. Zwei solche Ringgebirge sieht man in der Karte unter den Namen Plato und End opus an der nördlichen oder untern Seite der Karte, denn die Zeichnung stellt den Mond in verkehrter Lage dar, wie er durch ein astronomisches Fernrohr erscheint.'— Die Bergketten laufe» gewöhnlich von sehr hohen Bergrücken aus, von denen sie sich wie Lichtstrahlen nach allen Seiten oft auf große Weiten ausbreiten. Solche sieht man auf der Karte bei Kepler und Co- ^pernicus ans der Ostseite, besonders bei dem letzten, von dem vier große Streifen gegen Norden herab ziehen, nebst mehreren kleineren, die in der Karte nicht verzeichnet werden konnten. Häufig ist der Mittelpunkt oder der Kern dieser Bergketten selbst wieder ein hohes Ninggebirg, doch sieht man auch andere Bergzüge ohne Ringgebirg, wie z. B. das sehr große, welches auf der Westseite von Eratosthenes, Autolykus, Aristipp nud Cassini hinzieht und östlich von Eudox endet. In manchen Gegenden des Monds findet man wieder eine Menge einzelner Bergkegel verstreut, die sich isolirt und schroff aus der sie umgebenden Ebene erheben. An andern Stellen sieht man wieder Vertiefungen, die nach Art der Flüsse oder der Straßen, bei geringer Breite und Tiefe, oft viele Meilen weit fortlaufen, an mehreren Stellen mit Gruben oder Einsenkungen versehen sind und meistens zwei oder mehrere Ringgebirge zu verbinden scheinen. Endlich muß man noch die großen, meist grau gefärbten Flecken bemerken, in welchen sich nur geringe Unebenheiten, oder keine Berge finden und die man mit den Namen der Meere bezeichnet hat, wie das iVIure iiubiuin, imlirium, neeturis u. s. w. H. 1Z6. (Ringgebirge des Monds.) Die Ringgebirge, von denen wir auf unserer Erde nichts ähnliches aufzuweisen haben, sind in sehr großer Anzahl auf dem Monde zu finden und scheinen durchaus vulkanischen Ursprungs zu seyn. Die Revolutionen, durch die sie erzeugt worden find, müssen von der heftigsten Art gewesen seyn. Der eigentliche Kern des Copernicus ist ein solches Ringgebirge, dessen Inneres ganz das Aussehen eines Kraters hat Der Mond. 1S1 und der Krater dieses nun schon vielleicht seit Jahrtausenden erloschenen VnlkanS hat sieben Meilen im Durchmesser! Der Krater des Aetna in Sicilien hat nur 4000 Fuß oder '/- Meile im Durchmesser. Die Flächen und Thäler, welche diese Ringgebirge einschließen, haben öfter eine Ausdehnung von acht bis neun hundert Ouadratmeilen. Die von den Wallgebirgen eingeschlossenen Räume sind als Einsenkungen unter der Kugelfläche des Monds, als leere, trockene Kraterbeckeu zu betrachten, die weiter keine Ähnlichkeit mit unseren von Bergrücken eingeschlossenen Ländern, wie z. B. Böhmen u. dgl. haben, und deren Tiefe, nach Schröter? Messungen, oft bis zu 18000 Fuß geht, die also zuweilen so tief sind, als unser Chimborasso hoch ist. Einen solchen Krater findet man z. B. bei Clevmedes, an der Nordseite des IVlare tlri- «Nim, nahe an dem westlichen Rande der Karte; er hat Z'/s Meilen in seinem obersten Durchmesser und über 1S000 Fuß Tiefe. Welch' ein Anblick für ein menschliches Auge, in einen Kessel von 3'/, Meilen im Durchmesser und von der Tiefe unserer höchsten Berge hinab zu schauen. Die Ringgebirge, welche diese Krater umgeben, haben das Merkwürdige, daß die Masse dieser Berge immer sehr nahe so groß ist, als eben hinreichen würde, den Krater auszufüllen, den sie umgeben. Schröter hat sich Modelle von diesen Gegenständen gemacht und diese Bemerkung immer bestätiget gefunden. Dieser Ring scheint daher dieselbe Masse zu seyn, die den Krater vor seiner Entstehung ausgefüllt hat, zum Zeichen, daß diese Krater, womit die Oberstäche des Mondes gleichsam übersäet ist, nicht durch Einsturz, sondern durch Eruption entstanden sind. Auch scheint daraus zu folgen, daß die durch iuner« Gährung an die Oberfläche geschleuderte Masse des Mondes zu jener Zeit sich in keinem flüssigen Zustande befunden hat, weil sie nicht, wie die Lava unserer Vulkane, am Rande des Kraters stromartig abgeflossen ist, sondern nur in der Nähe der Oeffnung sich rings um dieselbe wallförmig angelegt hat. Uebrigens zeigt das Innere dieser Ungeheuern Höhlungen, mit starken Fernrohren betrachtet, ganz denselben vulkanischen Charakter, wie man ihn bei unserm Vesuv und auf der Karte der Lampi ?ftIoKrnei von Lreislak, oder auf der 1I2 Der Mond. Karte des Vux sto Domo von Desmuvet sieht, ja in einigen dieser Krater bemerkt man sogar mit sehr guten Fernrohren deutliche Spuren von vulkanischen Stratisicationen, die von einander folgenden Auswürfen entstanden sind und sich so schichtenweije über einander gelagert haben. §. 1Z7. (Streifen des Mondes.) . Die bereits erwähnten Streifen, welche diese Ringgehirge, nach Art unserer Straßen zu verbinden scheinen, sind gewiß keine Flüsse, wie man früher wohl geglaubt hat. Denn abgesehen, daß es auf dem Moude au Flüssigkeilen aller Art zu fehlen scheint, bemerkt man auch keine Sei- nuadcrn derselben, durch welche sie Zufluß erhalten könnten, wohl ose tiefe Abgründe, durch welche sie ungehindert ziehen, und in welche» man wieder nichts-als Unebenheilen, aber nichts unserem, an seiner Oberfläche immer ebenen, Wasser Aehnliches bemerkt. Ja diese Straßen gehen nicht nur über jene Abgründe und Schluchten, sondern oft selbst mitten durch die großen Krater der Vulkane und durchbrechen zuweilen ganze Systeme von Gebirgen, um auf der entgegengesetzten Seite derselben ihren Gang wieder ungestört und in der alten Richtung fortzusetzen. Vielleicht sind sie seit Jahrtausenden ausgetrocknete Flußbette oder Kanäle, durch welche jene Vulkane ehemals in Verbindung standen. H. 1Z3. (Vulkane ans dem Monde.) Daß wenigstens einige dieser Vulkane des Mondes selbst jetzt noch thätig sind, scheinen die Beobachtungen Schröters und anderer Astronomen zu bestätigen. Halley will Blitze auf dem Monde und Ulloa in Spanien sogar ein Loch durch den ganzen Mond gesehen haben. Bianchini sah ein vorübergehendes Licht im Flecken des Plato, welches er durch Sonnenstrahlen zu erklären sucht, die durch das Loch des Felsens in der Seitenwand des Fleckens eingefallen sind. Der ältere Herschel sah auf dem nicht beleuchteten Theile des Mondes einen hellleuchtenden Punkt, den er für das Feuer eines Vulkans zu halten sich veranlaßt fand. Schröter fand i. I. 1788 bei dem Flecken Hevelius (am östlichen Rande der Karte) einen l'/z Meilen im Durchmesser haltenden neuen Krater, von dein er fest überzeugt war, daß er im verflossenen Jahre, wo er diese Gegend auf das genaueste untersucht hatte, noch nicht vorhanden Der Mond. war. In dein Nlnro Erisinm (I^!>V Rand der Karte) fand er eine» Berg, den er mehrmals auf das genaueste beobachtet und gezeichnet hatte, und der ihm immer als länglich erschienen war, plöylieb und mit ausnehmender Deutlichkeit vollkommen rund und auf seinem Gipfel mit einem, drei Viertheile einer Meile im Durchmesser haltenden tiefen Krater versehen, von welchen: er früher auch nicht die geringste Spur entdecken konnte. Das Merkwürdigsie dabei war, daß dieser runde Berg mit seinem Krater nach einen: Monate wieder verfckwand, um dem alten länglichen Berg ohne Krater seine vorige Stelle einzuräumen. H. 159. (Wie die Höhe der Mondsberge gemessen wird.) Ehe wir diese sonderbaren Berge des Mondes gänzlich verlassen, wird es den Lesern noch angenehm sepn, zu erfahren, auf welche Weise man die Höhe derselben geinessen hat. Wenn diese Berge genau an dem Rande der uns sichtbaren Mondsscheibe stehen, so wird man mit dein gewöhnlichen Instrumente, mit welchem die Astronomen überhaupt alle sehr kleinen Distanzen messen, mit den sogenannten Mikrometern mich das Verhältniß ihrer Höbe zu dem Halbmesser des Mondes bestimmen können. Geseht, man hätte eine solche Erhöhung, oder auch, bei den Thälern des Mondes, eine solche Vertiefung, einen Einschnitt des Mondsrandes gleich dein hundertsten Theil des Halbmessers desselben gefunden, so weiß man auch sofort, daß die Höhe oder Tiefe desselben 2°/,o Meilen beträgt, weil der Halbmesser des Mondes (I. S. 521) 250 Meilen hat. In der Tbat sieht man diesen Rand des Mondes, nicht ganz glatt, sonder» an mehreren Stellen wie ausgezackt, was nur von diese» Bergen oder Schluchten kommen kann. Wir werden weiter unten (III. §. 117) sehen, daß der Mond nicht ganz genau immer dieselbe Seite der Erde zuwendet, sondern daß der Rand der uns sichtbaren Scheibe sich öfter um nahe acht Grade, aus dein Mittelpunkte des Mondes gesehen, verschieben kann, daher zuweilen Berge oder Thäler in diesen Rand treten, die früher nicht sichtbar waren. Besonders gut anwendbar wird diese Methode zur Zeit der Sonnenfinsternisse se>?n, wo die schwarze Scheibe des Mondes mit ihren Zacken Littrow's Himmel u. s. Wunder. II. 15 Der Mond. auf dem hellen Hintergrunde der Sonne sehr gut gesehen und mit aller Schärfe gemessen werden kann. Ein zweites Mittel, die Hohe dieser Berge zu messen, erstreckt sich auf alle uns sichtharen Orte des Mondes, nicht hloß auf die Punkte, welche in dem Rande desselben liegen. Wer auch nur einmal den Mond init einem mäßigen Fernrohre angesehen hat, wird bemerkt haben, daß man nahe an der Lichtgränze, die meistens eben ihrer Berge wegen, sehr ausgezackt und unregelmäßig erscheint, in dem dunkeln Theile des Mondes oiele isolirte, hellglänzende Punkte sieht, die gleich den Inseln auf dem Meere oder gleich den Thau- tropfen auf den oon der Sonne beschienenen Blumen hervortreten. Man überzeugt sich bald, daß diese lichten Punkte nichts anders, als Berggipfel sind, die von der aufgehenden Sonne beschienen werden zu einer Zeit, wo der Fuß dieser Berge noch in dem Schatten der Nacht ruht, wie wir dieß auch auf unserer Erde kurz vor dem Aufgange oder bald nach dem Untergänge der Sonne Hemerken. Man sieht aber leicht, daß diese Berge desto höher seyn werden, je weiter ihre von der Sonne vergoldeten Gipfel von der Lichtgränze entfernt, oder je tiefer sie in der Nachtfeite des Mondes versenkt seyn werden, so daß man also aus dieser Entfernung von der Lichtgränze auch wieder rückwärts, auf die Hohe dieser Berge, wird schließen können. Eine dritte Methode, die Höbe der Mondsberge zu messen, wird uns durch eine andere, noch bekanntere Erfahrung gegeben, die wir auf unserer Erde täglich zu machen Gelegenheit haben. Wer weiß nicht, daß die Schatte» unserer Tbürmc und Berge Mittags, wo die Sonne am höchsten steht, am kürzesten und im Gegentheile beim Auf- oder lintergange der Sonne am längsten sind, und daß diese Schatten vor dem Mittage gegen Westen und nach demselben gegen Osten gerichtet sind. Ganz eben so sehen wir auch die Schatten der Berge des Mondes während der Zeit seines Zgtägigen Tages hin und wieder ziehen, beim zunehmenden Mond links und beim abnehmenden rechts fallen und zugleich immer länger werden, je näher ihnen die Lichtgränze kömmt, da diese Gränze alle die Punkte des Mondes enthält, denen die Sonne eben auf- und untergeht. Wir haben aber bereits oben Der Mond. (I. S. gesehen, wie man auf der Erde aus der bekannte» Höhe der Senne und der Länge des Schattens eines Thurines die Höhe des letzten finden kann. Ist nämlich in der dort angeführten Fig. 9 4L der Thurm und -4L die Länge seines Schattens auf dem horizontalen Boden, so ist die Linie tllZ, scher Ii hin verlängert, nach der Sonne gerichtet, und der Winkel 4( U ist die Höhe der Sonne (Einl. §. IN), die man mit Hülfe eines Quadranten (I. §. 43) leicht messen kann, während man die Länge t40 des Schattens ans die gewöhnliche Weise mit einem Maaß- stabe bestimmt. Kennt man aber in einem bei .4 rechtwinkligen Dreiecke 4LL eine Seite >44! mit ihrem anliegenden Winkel 4EU, so findet man daraus leicht (I. §. 62) auch die diesem Winkel gegenüberstehende Seite 4Ii oder die gesuchte Höhe des Tburms. Ganz dasselbe Verfahren wird man mm auch ans die Berge des Mondes anwenden, deren Schattenlänge man mit dem Mikrometer messen kann, und wo die Höhe der Sonne über dem Horizonte des Berges ebenfalls bekannt ist, da sie immer gleich der Entfernung des Berges von der Lichtgränze seyn muß. §. 140. (Atmosphäre des Mondes.) Der Mond scheint keine, oder auch nur eine äußerst feine Atmosphäre zu haben. Die Lichtgränze desselben ist scharf abgeschnitten und das hellste Licht der einen Seite geht unmittelbar in das tiefste Dunkel der andern über, während unsere Fernröhre doch bei viel entfernteren Himmelskörpern, besonders bei der Venus, eine deutliche Abstufung des Lichtes an dieser Gränze, oder eine Dämmerung zeigen, die dem Aufgange der Sonne vorhergeht oder ihrem Untergange folgt. Dieser gänzliche Mangel der Dämmerung bei dem Monde seht eine das Licht sehr wenig brechende, also auch wohl sehr wenig dichte Luft voraus. Dasselbe folgt auch aus den Bedeckungen der Fixsterne von dem Monde, die in seiner Nähe nicht schwächer werden und ihr Licht nur allmäblig verlieren, sondern die mit ganz ungetrübtem Glänze bis an seinen Rand hintrcte» und dann urplötzlich hinter demselben verschwinden, zum Zeiche», daß selbst die dem Monde nächsten und dichteste» Schichten seiner Atmosphäre, wenn diese überhaupt existirt, so fei» und durchsichtig sind, daß sie mit denen unserer Luft nicht weiter verglichen wer- ,3 ^ Der Mond. den können. Indeß will doch Schröter zuweilen Spuren einer äußerst schwnchen Dämmerung, besonders zur Zeit des Neumondes uu den sogenannten Hörnerspihen deS Mondes, demerkt haben. Wo aber keine Atmosphäre ist, läßt sich auch kein Wasser oder eine demselben ähnliche Flüssigkeit annehmen. Wenn der Erde ihre Luft entzogen wurde, so würden die Flüsse und Meere der- selben in kurzer Zeit verdünsten und die ganze Erde austrocknen. In der That können wir auch ans der Oberstäche des Mondes nichts bemerken, was diesen unseren irdischen Wasserbehältern ähnlich wäre. Schröter behauptet, auf dem ganzen Monde auch nicht eine Stelle von einiger Ausdehnung gesehen zu haben, die auf ihrer Oberfläche. ganz eben wäre, wie die des Wassers sehn müßte. Die großen, grauen Stellen des Mondes, die man mit den Namen der Meere belegt hat, sind voll kleiner Erhabenheiten und Vertiefungen und können durchaus nicht mit unser» Seen und Meeren verglichen werden. Indeß behauptet der jüngere Herschel, mit den große» Telescopen seines Vaters mehrere vollkommen ebene Stellen daselbst gefunden zu haben, die er zwar nicht für Wasserflächen hält, die aber doch ganz den Charakter der Alluviation tragen sollen. Es ist in der That nicht wahrscheinlich, daß dieser Himmelskörper immer ohne Atmosphäre gewesen ist. Die großen Revolutionen, die in der Vorzeit auf seiner Oberfläche statt gehabt haben, sehen die Wirkungen des Feuers und diese wieder die Luft voraus, wenigstens eine feine Lust, ohne welche unser Feuer nicht bestehen könnte. h. 141. (Mangel an Wasser auf dem Monde.) Für diesen Mangel an Flüssigkeit jeder Art spricht auch schon der bloße Anblick des Mondes. Er erscheint uns wie ein trockener Ghps- oder Schwefelguß mit unzähligen Blasen und Höhlungen, mit Bergen und Tbälern bedeckt, die von großen und heftigen Erschütterungen zeugen, welche der Mond in der Vorzeit erlitten hat. Schröter ist der Ansicht, daß alle diese Zerstörungen, die man auf der Oberfläche deS Mondes bemerkt, durch eine nicht ganz vollführte Eruption oder durch eine bloße Aufschwellung seiner Oberfläche entstanden sind. Das elastische Fluidum in seinem Innern drängte gegen die Oberfläche und verursachte dadurch an einzelnen Stellen jene Der Mond. 197 Anschwellungen und wo sie stark genug war, auch eine Eruption, wodurch dann die Krater und Wallgedirge einstanden. Es scheint, daß zur Zeit jener Katastrophe der ganze Körper des Mondes nicht mehr eine weiche, sondern mehr schon eine feste Masse gewesen, und daß wenigstens ein Theil dieser ausgeworfenen Masse in eine Art von Schmelzung übergegangen sey. Was dergleichen Schmelzungen oder Verglasungen, wenn man so sagen darf, noch wahrscheinlicher macht, ist die gänzliche Unmöglichkeit, allen den seltsamen Farbenwechsel, der auf dem Monde statt hat, zu erklären, ohne wenigstens hie und da spiegelähnliche Flächen anzunehmen. Immer scheint das ganze mehr vulkanischen, als neptunischen Ursprungs zu seyn, wofür der ganze Anblick deS Mondes und selbst oie oben erwähnten Kegel in der Mitte der Ringgebirge sprechen, da sie wohl nichts anders sind, als neue Versuche jener inner» elastischen Kraft, noch mehr Masse auszuwerfen, wie man denn diese Kegel selbst in den großen Kratern, ganz so wie bei unseren Vulkanen, findet. Es ist möglich, es ist sogar sehr wahrscheinlich, daß dieser Himmelskörper, dem es seht an Luft und Wasser fehlt, seit jener großen Revolution nur mehr ein trockenes, nacktes Felsengerippe ist, auf welchem vielleicht weder Vegetation, noch Leben, noch irgend eine Bewegung, sondern nur ewige Ruhe und Grabesstille herrscht, und daß daher der Mond entweder sich selbst überlebt hat und nun als unbrauchbarer Schlacken aus der Reihe bewohnbarer Welten herausgetreten ist, oder daß er in einer Art von Verpuppung seinem neue», bessern Leben, seiner Auferstehung entgegen schlummert. §. 152. (Bewohner des Mondes.) Demungeachtet hat es, nicht bloß nnsern Dichtern, sondern auch mehreren Astronomen gefallen, diese Wüste mit Bewohnern, ja sogar mit menschenähnlichen Bewohnern zu bevölkern. Jenen wird man diese poetische Liceuz nicht verargen dürfen, da dieser Himmelskörper der Vertraute, um nicht zu sagen, der Freund von uns allen in jener, wohl den meisten meiner Leser schon entschwundenen Rosenzeit der Jugend gewesen ist, in welcher die lebhaftere Einbildungskraft sich so leicht und gern m die höheren Regionen schwingt, und da er 198 Der Mond. selbst den Gefühllosesten, wenn er sein Auge einineil zu dein gestirnte» Hinnnel erhebt, durch die wunderbare Abwechslung seiner Gestalt und durch sein Helles Licht an sich steht, das nicht nur die Fixsterne, sondern selbst das Licht Jupiters und der Venus verdunkelt: — — Hesterns, tlrst lest DI>e starr v Irost, roste Iirißlrtest: tili tlre Alooir llisin^ irr eloustest niestest)', st len^tlr ^^^urent »jneen, nnveilest lier peerless korm, /Vnst o'ver tlre sturli leer Kilver insntle tlne>v. IVliltoi». Mögen nun die Astronomen selbst zusehen, wie sie sich entschuldigen können, wenn sie, gegen ihre Gewohnheit, das Reich der Wahrheit verlassend, in das Gebiet der Phantasie hinüber trete» und uns von den Leuten im Monde, an deren Existenz sie wabrscheinlich selbst nicht glauben, so viele und so sonderbare Dinge vorerzählen, daß ich beinahe Anstand nehmen muß, sie ihnen wieder nachzusagen. Daß diese Leute, wenn sie überhaupt noch da sind, von uns selbst und allen, was wir ans unserer Erde sehen, nicht wenig verschieden sepn mögen, wird wohl Niemand bezweifeln wollen, der sich aus dem Vorhergehenden auch nur daran erinnerte, daß der Mond keine, wenigstens keine mit der unserer vergleichbaren Atmosphäre hat, und also auch kein Wasser haben kann, da das lepte, ohne jene, in kurzer Zeit verdünsten und nur mehr in lnft- sörnuger Gestalt existiren würde. Dieser Mangel an Lust und Wasser, diese allgemeine Dürre, verbunden mit der Abwesenheit aller eigentlichen Jahreszeiten auf dem Monde, muß auf das animalische und vegetabilische Leben auf der Oberfläche dieses Wellkörpers einen großen und so wesentlichen Einfluß äußer», daß es uns schwer fallen mag, die Folgen eines solchen Znstandes auch nur in seinen größeren Zügen einigermaßen getreu darzustellen. Vielleicht lebeil die Geschöpfe des Mondes, wie bei uns die Fische, nur in den tiefsten Theilen der Oberfläche desselben, nur auf dem Boden i^er vielen Höhlen und Abgründe, wo die sonst so Der Mond. 199 dünne Lust, durch den Druck der oberen Schichten verdichtet, für ihre Lungen noch athembar ist, und wo sie, wie bei uns die Bewohner des Innern der Erde, das Licht der Sonne scheuend, wie unsere Maulwürfe und Regenwürmer wohnen, oder gleich den Austern in ganzen Bänken gelagert, ihre Tage in unlhätiger Trägheit verleben. Wer weiß, ob nicht die Mondbewohner, der drückenden, volle vierzehn unserer Tage dauernden Sonnenhiye zu entgehen, sich in jene Höhlen flüchten, aus welchen sie nur für die Zeit ihrer eben so langen Nächte sich herauswagen? Oder haben sie sich vielleicht eben in diesen Tiefen, wie unsere alten Ritter auf den Bergspiheu, ihre Burgen und Städte erbaut? Ist doch, wie man sagt, unser eigenes unterirdisches Rom größer, als das über der Erde erbaute. Man dürfte diese überirdische Stadt nur wegnehmen und den Boden unter ihr ausbrechen, wie man es mit Pompeji und Herculanum gemacht hat, um sofort auch auf unserer Erde eine solche Mondstadt zu erhalten. Warum sollten wir nicht annehmen dürfe», daß die Leute im Monde, wenn sie schon einmal da seyn sollen, auch zugleich so klein und eben so thätig und betriebsam wie unsere Ameisen sind, und daß ihrer daher auf dem Boden einer solchen Höhle nicht weniger in sehr bequemen und geräumigen Häusern beisammen wohnen, als bei uns in Paris oder London zu finden seyn mögen. Sind nicht vielleicht die straßenartigen Gänge und Streifen, von welchen wir oben gesprochen haben, und welche jene ausgebrannten Krater, jene unterirdischen Städte mit einander verbinden, wahre Straßen oder wahre Kanäle, durch welche alle diese Städte in gegenseitige Com- municalion gesetzt werden? Weil wir nur auf der Oberfläche unserer Erde leben, sollen darum die Bewohner anderer Wellkörper zu derselben Lebensweise gezwungen seyn? Bei der Liebe zur Abwechslung und selbst zu den auffallendsten Verschiedenheiten, die wir in der Natur schon auf unserem eigenen Wohnorte bemerken, sollte da der entgegengesetzte Schluß nicht auch zugleich der angemessenste, der wahrscheinlichste seyn? Auch mag es mit der großen Trockenheit, die auf dem Monde herrscht, vielleicht lauge nicht so arg seyn, als man auf den ersten Blick glauben sollte. Wegen des Maugels an Luft mag wohl die 2V0 Der Mond. Kälte, besonders zu ihrer langen Nachtzeit, wie auf den Gipfeln unserer hohen Berge, sehr groß seyn, nicht minder groß, als die darauf folgende Hitze, wenn endlich nach vierzehn unserer Tage die Sonue über ihm aufgeht und eben so lange über ihren, Horizonte verweilt. Aber diese langen Tage und Nächte erzeugen auch vielleicht durch eine Art von Destillation im halbleeren Räume eine stete Wanderung aller Feuchtigkeit, die von der durck die Sonne erwärmten Hemisphäre nach der dunkeln Seite des Mondes abfließt. Die Folge einer solchen Einrichtung würde eine absolute Trockenheit auf der Sonnenseite und ein immerwährendes Hinströmen der Feuchtigkeit auf die Nachtseite des Mondes seyn, so daß, was wir Regen und Thau nennen, dort regelmäßig alle vier Wochen die Runde um die ganze Kugel macht, und daß selbst die ebenfalls um den Mond wandernde Lichtgränze einem Flusse zu vergleichen ist, der gleich einem beweglichen Reifen die ganze Kugel umspannt und in jedem Monate abwechselnd jeden Theil der Oberfläche mit Wasser versorgt und zur Vegetation vorbereitet, wie es der Nil bei uns nur in jedem Jahre einmal thut. Bei einer solchen Einrichtung wäre es selbst sehr möglich, daß eine immerwährende Evaporation auf der einen und eine stetige Condensation auf der andern Seite des Mondes eine Art von Gleichgewicht in dem Zustande der Temperatur sowohl, als auch in den, der Feuchtigkeit und Trockenheit hervorbringt, der die Extreme derselben mäßiget und auf die Bewohner jenes Weltkör- pers sehr wohlthätig einwirkt. Wir haben bereits oben gesagt, daß den Seleniten unsere Erde in der Oberfläche dreizehnmal größer, als uns der Mond, erscheint und daß sie ihnen dieselben Abwechslungen der Lichtgestalten zeigt, die wir bei dem Monde bemerken. So auffallend diese Erscheinungen bei einem so großen Weltkörper an sich seyn mögen, so sehr werden sie auch ohne Zweifel schon daran gewohnt seyn, und es wird auch dort nicht an Leuten fehlen, die sich um alles das, was über ihnen an, Himmel vorgeht, nicht weiter bekümmern. Aber dafür werden eben dieselben und aus eben derselben Ursache, wie bei uns, desto mehr betroffen und erschrocken seyn, wenn nun der gewöhnliche Lauf dieser Erscheinungen Der Mond. 20t plötzlich unterbrochen wird und jener große Himmelskörper sich mitten am Tage zwischen sie und die Sonne stellt und alles »in sie her in die Fenstern iß der Nackt einhüllt. Ohne Zweifel sind diese Erscheinungen auch auf dem Monde, für den großen Hansen wenigstens, ein Gegenstand der Furcht und deS Entsetzens, wie sie es so lange Zeit ans der Erde waren Auch sie werden 6) In Ostindien ist der Glaube nock beut zu Tage sehr verbreitet, daß bei einer Mondssinsterniß ein böser Geist seine rabenschwarzen Fittige über den Mond ausbreite, um ihn vom Himmel herabzuziehen, daher die Jndier den Flüssen zueilen und sich bis an den Kopf ins Wasser stecken, um sich dadurch vor den Angriffen des bösen Geistes zu schützen. Noch sinnreicher stellen sich die Bewohner der Westküste von Afrika vor, daß die Finsternisse von einer großen schwarzen Katze verursacht werden, die ihre Pfoten aus die Sonne oder den Mond legt. Die Tala- voinen oder Mönche in Siam geben vor, daß die europäischen Astronomen nur deßhalb die Zeit, die Dauer und Größe der Finsternisse so scharf vorhersagen können, weil sie den Appetit eines großen Drachen genau kennen, der zur Zeit einer Finster- niß die Sonne oder den Mond verscblingen will. Die sonst so gebildeten Griechen glaubten lange Zeit, daß der Mond zur Zeit der Finsternisse von boshaften Magiern bezaubert werde, die ihn durck ihre Künste vom Himmel herab ziehen und dann mit seinem Schaume die Kräuter vergiften und die Thiers tödten. Wir mögen uns immerhin in Acht nehmen, über diese Völker zu laut zu lacken, da unsere eigenen Väter vor nock nicht gar langer Zeit es nicht viel besser machten. Manche meiner Leser haben vielleicht einige von den vielen Schriften gelesen, die zur Zeit der totalen Sonncnfinstcrniß des 12, Mai 1706 in allen Thcilen unseres auch damals schon sehr schreibsüchtigcn Deutschlands erschienen sind. Diese Finsterniß war in der That eine der größte», die seit langer Zeit in Europa erschienen waren. Der Schatten des Mondes zog beinahe über diesen ganzen Welttheil hin, und diejenigen Gegenden, welche die Finsterniß total sahen, hatten mitten am Tage eine stockfinstere Nacht von beinahe fünf Minuten. Während dieser Zeit konnte man weder lesen noch arbeiten und kaum erkannte man sich neben einander. Die Nacktvögel kamen aus ihren Klüften und die Thiers des Feldes suchten ihre Nacktlager auf. Man konnte neben der verfinsterten Sonne die Planeten Merkur, Venus, Jupiter und Saturn und selbst alle größeren Fixsterne deutlich sehen. Dafür war aber auch diese Finsterniß der Gegenstand des Gespräches, selbst in den sogenannten aufgeklärten Zirkeln und die Gelehrten auf unseren Universitäten lieferten tiefsinnige Betrachtungen über die 202 Der Mond. sich ohne Zweifel in ihre Hohlen und Klüfte flüchten und unsere Erde über sich entrüstet oder uns für bezaubert halten, und was dergleichen Thorheiten mehr seyn mögen, in welchen wir ihnen mit unserm Beispiele vorausgegangen sind. Denn welches Recht sollten sie haben, gescheuter zu seyn, als wir? Ist der Mond nicht der Satellit, der Diener und Fackelträger der Erde? Und da diese große Erde in allen ihren Theilen der Thorheiten so voll ist, warum sollte der kleine Mond eine Ausnahme von dieser, wie es scheint, allgemeinen Regel machen? Sie sollten uns in Furcht sehen können und wir sie nicht? Es hat große Völkerschaften bei uns gegeben und es gibt ihrer wohl noch, die den kleinen Mond als eine Gottheit angebetet haben, warum sollten dasselbe nicht auch die Völker im Monde mit der viel größern Erde thun können, und warum sollten überhaupt wir allein im ganzen großen Weltalle die einzigen Thoren seyn dürfen? Aber so sehr sie uns auch in diesem Stücke gleichen mögen, in vielen anderen sind sie gewiß wieder eben so sehr von uns verschieden, und wir würden uns gewiß nicht wenig über ihre Gestalt und über ihr ganzes Wesen verwundern, wenn wir einmal Gelegenheit haben sollten, zu ihnen heraufzukommen, nicht weniger ohne Zweifel, als sie selbst sich über uns verwundern würden, wenn sie uns einmal näher zu Gesichte bekommen sollten. Gewiß können sie sich eben so wenig vorstellen, wie es hier unten zugeht, als wir selbst uns einen Begriff von ihrem Treiben dort oben machen können. Wie sollte es ihnen nur einfallen, daß es auf der großen, lichten Scheibe, die über ihnen am Himmel schwebt, eine so seltsame Gattung von Geschöpfen gebe, die man das menschliche giftigen Nebel, die bei dieser und überhaupt bei jeder Finsterniß auf die Erde fallen, daher man die Brunnen sorgsam zudecken und das Vieh in ihr- Ställe treiben soll, und was dergleichen Dinge mehr se»n mochten, die man in Kindermann's Reisen in die eröffneten Himmelskug'ln «779 nachsehen kann, welches Werk damals in Jedermanns Händen war und mit einer Art von Heißhunger gelesen wurde, vbschon es auch gescheuter- Leute gab, die ihre Mitbürger eines Besser» belehren wollten, die aber nicht gehört, wohl gar als Freigeister verschrieen wurden. Der Mond. 20Z Geschlecht und daS sich selbst, ohne Zweifel aus zu großer Bescheidenheit, das Meisterstück der Schöpfung und Gottes wahres Ebenbild zu nennen pflegt; ein Geschlecht, das so thörichte Leidenschaften hegt und dabei so weise Betrachtungen anstellt; das so kurzdauernd ist und doch so weitausseheude Plane anspinnt; das so viel Kenntnisse von den unnützesten Dingen hat und doch die allernothweudigsten nicht weiß; das so viel Freiheitsdrang neben den knechtischsten Gesinnungen und so viel Verlangen nach Glückseligkeit hat und doch keine Kraft besitzt, sie zu genießen. Uebrigens, was geht das sie au. Gewiß nicht mehr, als sie uns selbst angehen mögen. Genug, wenn jeder von uns mit sich und seiner nächsten Umgebung zufrieden ist. Warum sollten wir uns auch um sie, die so weit von uns entfernt sind, bekümmern, wir, die wir nicht einmal unsere nächste» Nachbarn kennen, die dasselbe Hans mit uns bewohnen? In der Thal, wir befinden uns mit diesen Nachbarn schon so lange Zeit ans einem gemeinschaftlichen Schiffe und haben sie noch nicht einmal gesehen. Wir bewohnen, wie wir wenigstens glauben, das Vorderlheil dieses Schiffes, während die Leute von Lappland oder die von Nenholland den Hintertheil des Fahrzeuges einnehmen, und so neugierig auch beide seyn und so gern sie sonst vor fremden Thüren kehren mögen, so weiß doch einer nichts von dem anderen, und findet es anch kaum der Mühe Werth, darnach zu fragen, während sie doch alle gern wissen möchten, waS bort oben im Monde, in einem anderen Schiffe vorgeht, das so weil von uns ans dem großen Oeean der Welten herumsegelt s). Da wir, wie wir ans dem Vorhergehenden wissen, keine Hoffnung haben, je eine Reise in den Mond zu machen, so bleibt uns, mit den Bewvbncrn desselben Bekanntschaft zu machen, kein anderes Mittel übrig, als eine Art von Eorrespondcnz zwischen diesen beiden Scl'iffen zu etabliren. Aber ans welche Art? — An Posten und Paketbootc ist nicht zu denken. Aber vielleicht an Telegraphen? — Sie müßten etwas groß seyn, um in der Entfernung von 5000V Meilen noch gesehen zu werden. Allein diese Schwierigkeit ließe sich vielleicht, wenn man weder Mühe noch Kosten scheut, noch beseitigen. Die größere und schwerer zu besiegende, würde die Wahl der Zeichen Der Mond. Daß es auf diesem Sckiffe ganz anders hergebt, als auf dein unseren, daraus folgt noch nicht, daß jene Reisenden weniger glücklich und zufrieden sind, als wir selbst, da auch sie wahrscheinlich und der Sprache sevn, die man für diese telegraphische Cor- respondenz bestimmen soll. So viel auch Sprachen auf unserer Erde angetroffen werden, so sind sie doch alle auf dem Monde unbekannt, und es ist sehr möglich, daß die Leute dort gar keine eigentliche Sprache haben und sich auf ganz andere Art unter einander verständlich machen, lind die Zeichen? — Diese sind allerdings willkührlich, aber dafür muß auch eine vorläufige Verabredung vorausgegangen sevn, wenn man anders sich gegenseitig verstehen will. Wie soll man aber diese Verabredung treffen, da uns auch dazu alle Mittel fehlen? — In dieser Verlegenheit hat einer unserer ausgezeichnetsten Geometer einen Vorschlag gemacht, der manchem auf den ersten Blick sehr sonderbar, der aber, genauer besehen, doch als der einzig mögliche. erscheinen wird, und der, der Sonderheit der Sache wegen, hier eine kurze Erwähnung verdient, wenn gleich Niemand, und am wenigsten der Erfinder des Vorschlags selbst, an eine Ausführung desselben denkt. Er ging von der Voraussetzung aus, daß die Leute im Monde, wie sie auch übrigens beschaffen sevn mögen, mit Verstand begabte Wesen sind. Wer dieß nicht annehmen will, muß es auch überflüssig .nid selbst thöricht finden, mit diesen Geschöpfen ein« Correspondcnz irgend einer Art zu ctablircn. Wenn sie also, schloß er weiter, in der That verständige Wesen sind, so werden sie, da der Verstand überall derselbe sevn muß, die eigentliche Verstandes-Wissenschaft, d. h. die Mathematik treiben. Wenn sie sich aber mit Mathematik beschäftigen, so können ihnen, da sie schon so lange zur Schule gehen, wenigstens die ersten Hauptsätze der Geometrie nicht unbekannt sevn. Wenn man ihnen daher eine der sprechendsten Figuren der Ele- mentargcometrie, z. B. die bekannte des sogenannten Quadrats der Hvpotenuse, im großen Maaßstnbe, etwa auf einer weiten Ebene der Erde verzeichnet, vorlegte, so daß sie dieselben erkennen könnten, so würden sie wahrscheinlich dadurch aufmerksam gemacht werden und uns vielleicht mit der Zeit durch eine ähnliche Figur, die sie auf der Mondssläcke ausführen, eine Antwort und ein Aeichen geben können, daß sie uns verstanden haben. Dadurch würden wir also wenigstens die lleberzeugnng erhalten haben, daß es dort oben Wesen gibt, die mit Verstand begabt sind und mit denen zu rorrespondircn es der Mühe Werth ist. Sonach wäre der erste Schritt zu einer näheren Bekanntschaft mit den Mvndsbürgern gemacht und die andern — werden folgen, wenn erst dieser ins Reine gebracht seyn wird. Der Mond. wieder ganz andere Wesen sind, als die, welche mir hier unten kenne» gelernt habe». Die Natur wird Mittel genug haben, sie für das, was wir Entbehrungen nennen, reichlich zu entschädigen. Ihre Fluren werden vielleicht durch keinen Regen erquickt, aber auch durch keinen Hagel zerschlagen. Sie kennen die Morgen- nnd Abendröthe nicht, aber sie wissen auch nichts vvn Wolken und Platzregen, der ihre Felder überschwemmt, nichts von Orkanen, die ihre Wohnungen zerstören. Wenn sie keinen Regenbogen sehen, so sehen sie auch die verheerenden Blitze nicht, noch weckt sie das Brülle» des Donners aus ihrem Schlafe, in welchem sie still und friedlich ihre Tage verträumen, während wir die unseren in stetem Kampfe mit uns selbst und unseren Umgehungen zubringen, und während unseren Freuden nur zu oft Schmerz und Reue folgt, sind ihnen vielleicht beide völlig unbekannt. Wenn wir, die wir mit einein vielleicht sehr übel angebrachten Stolze zuweilen auf unser» sogenannten Diener und auf die Bewohner desselben herabsehen, wenn wir, wenn die Besten von uns ihr Glück in einem thatenreichen, mit Ehre und Schätzen bedeckten Leben suchen und es nicht finden — so kümmern sie, in ihrer ewigen Rube, sich nichts um das Schattenbild des Ruhmes und genießen dafür ein wohl weniger glänzendes, aber dafür auch ein desto reineres und stetigeres Glück und haben keine Ursache, uns um unser Drängen und Treiben zu beneiden. Wenn sie die Buchdruckerkunst noch nicht erfunden haben sollten, so kennen sie dafür auch die vielen schlechten Bücher nicht, mit welchen wir geplagt sind, so ist ihnen auch alle die Mühseligkeit und Verkehrtheit unbekannt geblieben, die in dem Gefolge jener Erfindung über uns kam und wenn sie dadurch in ihren Schulen und Universitäten etwas zurückgeblieben seyn und, wie man sagt, das Pulver noch nicht erfunden haben sollten, so ist ihnen dafür auch unsere höhere Tactik unbekannt geblieben, durch die wir, ohne zu wissen warum, unsere Brüder zu Tausenden in einer Stunde morden, blühende Städte in Aschenhaufen und glückliche Länder in Wüsten und Leichenfelder verwandeln. Und in der That, wenn wir uns schon einmal diesen Gegensätzen überlassen wollen, wer könnte es uns verargen, wenn wir die schon längst von der Erde aus Pandora's Urne entflohenen 206 Der Mond. Güter dort aufsuchen mochten: den ewigen Frieden, nach dem wir schon so lange vergebens seufzen, das goldene Zeitalter, das nur mehr in unseren Gedichten lebt, und die Unschuld der Sitten, die, nach Ariosto's lieblicher Dichtung, sammt dem verlornen gesunden Menschenverstände unserer großen Gelehrten und Helden, dort unter der Aufsicht eines eigenen Genius in besonderen Phiolen aufbewahrt werden sollen. Kapitel X. Die Monde der drei äußersten Planeten. §. 145. ( Die vier Monde Jupiters.) Der Planet Jupiter ist, wie bereits oben (I. S. 180 und 556) gesagt wurde, von vier Monden umgeben. Da die Neigungen ihrer Bahnen gegen die ihres Hauptplaneten sämmtlich zwischen zwei und drei Graden enthalten sind, so erscheinen sie uns immer sehr nahe in einer geraden Linie aufgestellt, deren Richtung durch den Mittelpunkt Jupiters geht. Schon mittelmäßige Fernrohre sind hinreichend, sie zu erkennen. Die mittleren Entfernungen und Umlaufszeiten, so wie die Größen dieser vier Monde, sind bereits oben (I. S. 556) angegeben worden. Aus den dort mitgetheilten Angaben folgt, daß ihre Durchmesser, von dem, dem Planeten nächsten anzufangen, ^-> 1t 1 — — und — des Durchmessers von Jupiter sind, daß also der 42, 24 zweite der kleinste und der dritte der größte ist. (In Beziehung auf diese ihre Durchmesser ist der erste und vierte nahe doppelt soo ist bereits früher (I. S. 528) bemerkt worden, daß die Verfinsterungen der Satelliten Jupiters uns ein sehr bequemes Mittel gewähren, die geographische Länge der Beobachtungsorte zu bestimmen, das besonders auf der See sehr gut angewendet werden konnte, da diese Finsternisse so oft wiederkehren und viel häufiger, als bei unserm Monde, vorfallen. In den neueren Zeiten, wo die Theorie und die Tafeln unseres eigenen Mondes zu einer so großen Vollkommenheit gebracht worden sind, bedient man sich zu diesem für die Seefahrt so wichtigen Zwecke vorzugsweise der beobachteten Distanzen des Mondes von den übrigen Gestirnen, allem zur Zeit der Entdeckung jener Satelliten, im Anfange des siebenzehnten Jahrhunderts, hatte man kein anderes Mittel, die geographische Länge zweier sehr von einander entfernten Orte zu bestimmen, als eben die Finsternisse dieser Satelliten, da die Finsternisse unseres Mondes (I. tz. 174. 175) zu selten vorfallen, um auf der See von großem Nutzen zu setz». Sey 8 die Sonne (Fig. 14), I Jupiter, die Bahn der Erde und alzeck die Bahn eines Satelliten dieses Planeten, wo sich die Erde und der Satellit von West nach Ost oder in der Richtung und alle bewegen. Wen» der Satellit in der Gegend all seiner Bahn, oder in der Nähe des Schattenkegels viXck ist, den Jupiter, von der Sonne 8 beschienen, hinter sich wirft, so verschwindet er unseren Blicken, sobald er in diesen Schatten tritt, und verursacht dadurch für die Bewohner des Hauptplaneten eine Mondesfinsterniß. Wenn aber der Satellit in der Gegend eck seiner Bahn, zwischen der Sonne und seinem Hauptplanelen steht, so wirft er seinen eigenen Schatten auf den letzten und erzeugt dadurch eine Sonuenfinsierniß. (Vergl. I. S. 257.) Mau sieht daraus, daß die Finsternisse dieser Satelliten im Allgemeinen ganz analog mit denen unseres Mondes (I. S.Z25) find, otstchou sie sich auch wieder in einigen Nebenumständen wesentlich von ihnen unterscheiden. Wegen der viel größere» Die Monde der drei äußersten Planeten. Entfernung Jupiters von der Sonne ist nämlich der Schattenkegel, den dieser Planet hinter sich wirf. , viel länger, und wegen der ungemeinen Größe Jupiters ist sein Schatten auch viel dreiter, als der der Erde. Diese Satelliten selbst sind überdieß gegen ihren Hauptplaneten viel kleiner, als der Mond gegen die Erde, ibre Bahnen sind viel weniger gegen die Ecliptik geneigt und auch verhältuißmäßig bedeutend kleiner, als die Bahn unseres Mondes. Aus diesen Gründen gehen die drei ersten oder nächsten Satelliten Jupiters, so oft sie bei ud mit der Sonne in Opposition sind, immer durch den Schatten des Planeten, oder sie werden bei jedem Neumonde verfinstert und selbst der vierte muß, wenn er ja zuweilen diesem Schatten oben oder unten vorbeigeht, den Rand desselben meistens streifen. Aber der vorzüglichste Unterschied zwischen den Finsternissen dieser Satelliten und unseres Blondes besteht darin, daß wir jene nicht, wie diese, aus dem Mittelpunkte der Bewegung dieser Satelliten, sondern von irgend einem Punkte eH U, U der Erdbahn sehen, der nicht in der Richtung der geraden Linie liegt, welche die Sonne, den Planeten und den Satelliten mit einander verbindet, lo daß also die Schattenape lüi zu verschiedenen Zeiten auch eine verschiedene Lage gegen die Gesichtslinie habe» wird, die von der Erde nach Jupiter geht. Dieser Umstand macht zwar keinen Unterschied in der absoluten Zeit, wann diese Moudesfiusternisse bei ak anfangen und enden, denn da sie wahre Beraubungen des nur geborgten Lichtes der Satelliten sind, so müssen dieselben aus allen Orten in demselben Augenblicke gesehen werden, aber er hat dafür einen desto größeren Einfluß auf die Sichtbarkeit dieser Finsternisse, wie wir sogleich näher sehen werden. Der Satellit wird in dem Augenblicke verfinstert, wo er in dem Punkte a in den SchattenkegelJupiters tritt, aber nicht plöhlich, da der Satellit zuerst in den Halbschatten tritt und doch immereinen beträchtlichen Durchmesser hat und daher nur nach und nach in den Schatten treten oder allmählig sich unfern Blicken entziehen kann. Diese Zeit der völligen Extinction seines Lichtes wird so groß sehn, als diejenige Zeit, die der Satellit braucht, in seiner Bahn einen Bogen, so groß als sein eigener Durchmesser, zu beschreiben, oder eigentlich 14 ° 212 Die Monde der drei äußersten Planeten. noch etwas größer, wegen des Halbschattens, der durch die zwei geraden Linien begränzt wird, welche die Sonne an ihrem oberen und Jupiter an dem entgegengesetzten, untern Rande berühren. Dasselbe wird auch am Ende der Finsterniß statt haben, wenn der Mond bei b wieder die zweite Grenze des Schattens verläßt. Es wird also auch sehr schwer sepn, den eigentlichen Anfang der Verfinsterung des Satelliten, so wie das völlige Ende desselben genau anzugeben, und man sieht, daß die Güte des Auges und des Fernrohrs, und die Reinheit der Atmosphäre während der Beobachtung einen großen Einfluß auf dieselbe äußern kann. Diesen ungünstigen Umstand so viel als möglich zu vermeiden, wird man sich daher, wo es sepn kann, nie mit der Beobachtung des bloßen Anfanges oder auch des Endes einer solchen Finsterniß begnügen, sondern man wird, mit demselben Fernrohre, beide Momente beobachten und aus ihnen das Mittel nehmen, wo man dann die Zeit desjenigen Augenblicks erhält, wo der Satellit in der Schattenaxe IiV oder in Opposition mit der Sonne gewesen ist. Nur solche vollständige Beobachtungen einer Finsterniß, wenn sie an mehreren Orten angestellt wurden, wird man mit Sickerbeit zur Bestimmung der geographischen Länge dieser Orte (nach I. S. ZZ8), so wie auch zur Verbesserung der Theorie der Bewegungen dieser Himmelskörper anwenden. Der bloße Anblick der Zeichnung lehrt schon, daß diese Finsternisse alle ans der Westseite von Jupiter statt haben, wenn die Erde selbst westlich von der Schattenaxe 8IIV liegt, d. h. in der Zeit, die der Opposition JnpiterS vorhergeht; diese letzte aber hat statt, wen» die Erde in z, die man von der Erde nach dem Satelliten zur Zeit seines Austritts aus dem Schatten zieht, den Planeten an seinem westlichen Rande berührt, so haben diese Austritte, Die Monde der drei äußersten Planeten. 21z wie sie von der Erde gesehen werden, an dem Rande Jupiters selbst statt, und können daher zn dieser Zeit eben so wenig gesehen werden, als die darauf folgenden Tage, wo diese Anstritte für uns sogar hinter der Scheibe Jupiters vor sich gehen. Noch später wird man auch die Eintritte bei s nicht mehr sehe», da auch diese, von der Erde gesehen, sich hinter dem Planeten ereignen. Vor der Opposition Jupiters also oder zu der Zeit, wo dieser Planet Vormittags durch den Meridian geht, fällt der Schattenkegel desselben für uns auf die westliche, nach der Opposition aber auf die östliche Seite, daher wir dort die Eintritte der Monde auf der westlichen, hier aber die Austritte derselben auf der östlichen Seite Jupiters sehen, während uns dort die Austritte auf der östlichen und hier die Eintritte auf der westlichen Seite unsichtbar sind, indem uns beide von der Scheibe des Planeten selbst verdeckt werden. In der Mitte zwischen der Opposition und Con- junction aber, wo Jupiter am weitesten oder neunzig Grade von der Sonne entfernt ist, und wo er daher um sechs Uhr Morgens oder Abends durch den Meridian geht, fällt sein Schatten auch am meisten gegen Ost oder West und dieser Schatten ist dort, wo die zwei äußersten Satelliten durch ihn gehen, von dem Planeten schon so fern, daß keine der beiden Seiten des Schattens für uns von der Scheibe des Planeten bedeckt werden kann, daher wir also auch dann, von diesen beiden Satelliten, die Eintritte sowohl, als auch die darauf folgenden Austritte, oder daß wir die Finsternisse derselben in ihrer ganzen Dauer sehen können. Die zwei andern Satelliten aber stehen ihrem Hauptplaneten immer so nahe, daß man vor der Opposition bloß ihre Eintritte und nach der Opposition bloß ibre Austritte siebt, daher auch die Finsternisse dieser zwei nächsten Satelliten zu einer genauen Bestimmung der geographischen Länge viel weniger geschickt sind, als die der beiden anderen. §. 147. s Verfinsterungen Jupiters durch diese Monde.) Anders verhält sich die Sache, wenn der Satellit in seiner Bahn zu dem Punkte e kömmt, wo er zwischen der Sonne und seinem Planeten istZund wo^man ihn dann von der Erde als einen runden Flecken über die Scheibe dieses Planeten ziehen sieht, sobald er in die Die Monde der drei n Planeten. gerade Linie tritt, welche die Erde in Ii oder 0 mit dein östlichen Rande des Planeten verbindet. Dieß sind wahre Sonnenfinsternisse für die Bewohner Jupiters (I. §, 175), während die vorher betrachteten Erscheinungen als Mondesfinsternisse sl. §. 174) anzusehen waren. In der That wirft dann der Satellit in eck seinen eigenen Schattenkegel auf die ihm gegenüber stehende Oberfläche des Planeten und verdunkelt diesem dadurch das Licht der Sonne. Zu derselben Zeit sieht man dann auch noch einen zweiten nahe eben so großen, grauen Flecken dem Satelliten vorausgehen, wenn die Finsterniß vor der Opposition Jupiters sich ereignet, oder ihm folgen, wenn sie nach der Opposition statt hat. Dieß ist offenbar der Schatten des Satelliten, der über die Oberfläche des Planeten während der Finsterniß hinzieht. Bei diesen Vorübergängen der Satelliten, die mit lichtstarken Fernrohren sehr scharf beobachtet werden können, sieht man den Satelliten auch zuweilen als einen dunklen, nicht mehr runden, sondern unregelmäßig be- gränzten Flecken, dessen Dimensionen beträchtlich kleiner sind, als die seines Schattens, woraus Schröter und Harding den Schluß gezogen haben, daß diese Satelliten zuweilen auf ihrer Oberfläche oder in ihrer Atmosphäre große, dunkle Stellen haben. §. 148. (Theorie der Satelliten Jupiters.) Die Theorie der Bewegungen und der gegenseitigen Störungen dieser Satelliten ist großen Schwierigkeiten unterworfen. Aber ihre große Entfernung von uns gestattet, bei den vorzüglichsten ihrer Perturbationen stehen zu bleiben, da wir die kleinern Ungleichheiten doch nicht mehr unterscheiden können. Bailly, der sich durch seine schöne, obgleich etwas dichterische Geschichte der Astronomie ausgezeichnet hat, und dessen grausamer Tod zur Zeit der Schreckensregierung in Frankreich ein entsetzlicher Beweis der Unbeständigkeit der Volksgunst ist, war der erste, der die Theorie dieser vier Monde durch Hülfe der Analyse zu bearbeiten suchte. Da aber sein Versuch noch zu unvollkommen war, so machte die k. Academie in Paris i. 1. 1766 diesen schwierigen Gegenstand zu einer Preissrage, die Lag ränge in ihrem ganzen Umfange in einer Abhandlung löste, welche eine der schönsten ist, die fe über die Einrichtung des Weltsystems erschienen war. Im Jabre 1788 nahm Laplace dieselbe Arbeit noch Die Monde der drei äußersten Planeten. 215 einmal vor, bereicherte sie mit mehreren interessanten Entdeckungen und legte dadurch den Grund zu den ersten genauen Tafeln dieser Satelliten, die Delambre berechnete. Diese Arbeiten lehrten uns auch die Massen jener Monde kennen, die, in der bisher angenommenen Ordnung 17, 25, 28 und 45 Milliontheile der Masse Jupiters betragen. Verbindet man diese Massen mit der bereits oben mitgetheilten Größe dieser Monde, so findet man ihre Dichtigkeiten gleich 1, 4, 5 und 4 Zehntheile der Dichte der Erde, und daher auch den Fall der Körper auf ihren Oberflächen in der ersten Secunde, 8, 16, 20 und 19 Zehntheile eines P. Fußes. §. 149. (Merkwürdige Verhältnisse ihrer Bewegungen.) Wir haben bereits oben (l. §. 177) die merkwürdigen Verhältnisse angegeben, welche zwischen den mittleren Längen sowohl, als auch zwischen den mittleren siderischen Bewegungen der drei ersten dieser Satelliten statt haben. Eine Folge dieser Sonderharkeit ist, daß diese drei Satelliten nie zugleich verfinstert werden können. In der That, wenn der zweite und dritte dieser Monde, in demselben Punkte des Himmels, von Jupiter aus gesehen, sich befinden, so muß, jenes Verhältnisses wegen, der erste Mond jenen beiden gegenüber stehen; wird also dieser erste verfinstert, so müssen die beiden andern zwischen der Sonne und Jupiter liegen, und daher ihren Schatten ans den Hauptplaneten werfen, und umgekehrt. H. 150. (Aul'lick des Himmels von diesen Monden.) Ohne uns bei der Beschreibung deS Anblicks aufzuhalten, welchen die vier Monde den Bewohnern Jupiters gewähren mögen, wollen wir nur mit einigen Worten des Genusses erwähnen, welchen Jupiter selbst den Bewohnern der Satelliten darbietet. Welch ein Schauspiel mag es für die Bewohner des ersten Satelliten seyn, eine innerem Monde ähnliche Scheibe, mit denielbe» regelmäßig abweselnden Lichtphasen, aber 1570 mal größer, als uns die Scheibe des Mondes zur Zeit des Volllichtes erscheint, immer unbeweglich an derselben Stelle des Himmels zu erblicken, während die Sonne selbst und alle andern Gestirne hinter ihr vorüberziehen, begleitet von anderen ebenfalls sehr großen lichten Himmelskörpern, welche die erste in künstlich verschlungenen Bahnen nach ewig 216 Die Monde der drei äußersten Planeten. unveränderlichen Gesehen umwandeln. Die Bewohner der Mitte der, diesem Planeten zugewendeten Hälfte sehen die ungeheure Lichtscheibe immer in ihrem Zenithe und die des Randes immer in ihrem Horizonte. Eine Reise von 440 Meilen, zweimal so weit als von Wien nach Neapel, wurde schon hinreichen, diese große Scheibe des Hauptplanetcn aus dem Zenithe des Wanderers in seinen Horizont herab zu ziehen. Mit welchen Gefühlen mögen die Bewohner des Randes der Hinteren, von Jupiter stets abgewendeten Hälfte dieses Mondes, nach einem Wege von nur wenigen Meilen, diesen Ungeheuern Himmelskörper erblicken, der ihnen in seiner Oberfläche Z7000 mal größer als die so weit entfernte Sonne erscheint, und der ein blendendes Licht verbreitet, das mit dem unseres Vollmondes nicht weiter verglichen werden kann. §. 1Z1. (Entdeckung dieser Monde.) Bemerken wir noch, daß die Entdeckung dieser vier Monde, durch Galilei i. I. IKtt), eine der ersten Früchte des nur kurz vorder erfundenen Fernrohrs, zugleich eine sehr merkwürdige Epoche in der Geschichte der Sternkunde begründet, denn die erste astronomische Auflösung des großen Problems der Meeres länge, der wichtigste,, und nützlichsten Aufgabe, die der menschliche Geist sich je vorgelegt hat, verdanken wir der Kenntniß dieser Monde. Auch datirt mau mit Recht die eigentliche, letzte Bestätigung der Wahrheit des Coperuicauischen Systems von der Entdeckung dieser vier Himmelskörper, die uns unser^eigenes^Sonnensystem gleichsam in einem Miniaturbilde zeigen, in welchem sich die drei Kepler'schen Gesetze (I. §. 147) und durch sie das Gesetz der allgemeinen Schwere abspiegeln und in wenigen Monaten schon alle die periodischen Bewegungen zeigen, deren vollständige Entwicklung bei den Planeten selbst mehrere Jahrhunderte erfordert. Und als ob die Natur mit einer Art von Vorliebe diese kleine», von uns mit freien Augen ganz unsichtbaren ^Lichtpunkte begünstigen und auf sie die interessantesten Züge der Geschichte der Sternkunde häufen wollte, so verdanken wirf ihnen auch die große Entdeckung der Aberration des Lichtes (I. Cap.^Vl.) und durch dieselbe die Kenntniß der außerordentlichen Geschwindigkeit (I. § 77) dieses wundervollen Elements. Die Monde der drei äußersten Planeten. 217 §. 152. (Satelliten des Saturn und Uranus.) Viel weniger, als die Satelliten des Jupiter, sind uns die des Saturn und noch beinahe gar nicht die des UranuS bekannt. Die vorzüglichsten Elemente der sieben Monde Saturns wurden schon oben (l. S. ZZ9) mitgetheilt. Wenn man ihre Umlaufszeiten mit ihren mittleren Entfernungen vergleicht, so sieht man, daß auch sie, so wie die Monde Jupiters, dem dritten Gesehe Keplers (I. §. 146) gehorchen, so wie man durch lichtstarke Fernrohre, wenigstens an einigen derselben, auch schon die Gleichheit ihrer Revolution mit der Umdrehung um ihre Axe beobachtet hat, eine Uebereiustimmung, die man bereits an so vielen Satelliten gefunden hat, baß man nicht weiter anstehen kann, sie als eine allen diesen Monden allgemein zukommende Eigenschaft zu betrachten. Der entfernteste oder der siebente dieser Monde hat allein noch eine etwas beträchtliche Neigung gegen die Ebene des Ringes, mit welcher die Bahnen der sechs übrigen nahe zusammenfallen. Dieser Mond ist zugleich derjenige, den man noch am besten durch Fernröhre sehen kann. Auch der sechste bietet in dieser Beziehung keine besonderen Schwierigkeiten dar; die drei nächstfolgenden sind schon sehr schwach und erfordern sehr lichtstarke Fernröhre, um gesehen zu werden; während die zwei innersten, die beinahe den äußern Rand des Ringes streifen, nur mit unfern vorzüglichsten Fernröhren, und auch da nur unter den günstigsten Verhältnissen sichtbar werden. Zu der Zeit, wo der Ring dieses Planeten für gewöhnliche gute Fernröhre verschwindet, bemerkte sie der ältere Herschel i. I. 1789, mit einem Reflector von vier Fuß Oeffnung, gleich zwei äußerst kleinen Perlen, die eine seine Silberschnur, wie ihm der Ring erschien, zu beiden Seiten begrenzten und bald darauf hastig wieder zu dieser Schnur zurück zu eilen schienen, um sich, auf ihre gewohnte Weise, wieder hinter derselben zu verbergen. Uebrigens ist die große Neigung der Bahnen dieser Satelliten gegen die Ecliptik Saturns — sie beträgt über 27 Grade — die Ursache, warum sie so äußerst selten von ihrem Hauptplaneten verfinstert werden, während im Gegentheile die vier, oder wenigstens die drei nächsten Monde Jupiters bei jedem Vvlllichte derselben durch den Schatten ihres Eentralkörpers gehen. 218 Die Monde der drei äußersten Planeten. Von den Satelliten des Uranus ist bereits das Wenige, was uns die Beobachtungen bekannt gegeben haben, oben (I. S. 5äv) mitgetbeilt worden, daher wir hier derselben nicht weiter erwähnen. §. 185. (Uebersicht des ganzen Planetensystems.) Zum bequemeren Ueberblicke der Verhältnisse, Größe, Entfernungen u. f. der einzelnen Körper unseres Sonnensystems hat man die vorzüglichsten Elemente derselben in Tafeln gebracht. Wir haben diejenigen, welche die Planeten betreffen, schon in dem ersten Theile (S. 281 und 29ä, bis 297) gegeben und fügen ihnen hier nur noch die Massen, Dichtigkeiten, die Rotation und Fallhöhen auf ihrer Oberfläche bei, um dadurch jene Angaben zu vervollständigen. Ihnen folgen dann die tabellarischen Ueberstchten der Elemente des Mondes und der übrigen Satelliten. ! ! ^ VD Die Masse der Sonne ist 329630 inal größer als die der Erde und die deS MondeS ist '/^ ron jener derErde. Die Dichte derSonne ist 'ssder mittlernDichte derErde oder 1,zz derDiäne deS reinenWassers. DasVoluin oder der körperliche Inhalt derSonne ist 1330000 größer als der derErde, oder eS beträgt nabe 3730 Billionen Kudikmeilen. Das Volum des Mondes ist nur '/-o von dein der Erde. Die Monde der drei äußersten Planeten. Die Monde der drei äußersten Planeten. 221 Tafel III. Elemente des Mondes Siderische Revolution des MondeS . . 27 T. 7 St. 43',,9? Tropische — — — . . 27 7 43 Spnodische — — — . . 29 12 44 Neigung der Bahn gegen die Ecliptik 5° 8',„ Mittlere Horizontal-Parallaxe am Aequator .... 0" 37', Siderische Revolution der Knoten . . 6793 T. K St. 3 >',55 Tropische — — — . . 6798 4 14 ,9- Scheinbarer mittlerer Durchmesser von der Erde geseben 0° 3 t' 8",« — — — von d. Sonne gesehen 0° 0' 9",, Siderische Revolution der Absiden . . 3232 T. 13 St. 37',25 Tropische 3231 11 4 ',2 Scheinb. mittl. Durchm. der Erde vom Monde gesehen 1° 34' 02" Excentricität der Bahn in Tbeilen der halb. groß. Axe . 0,0559 — — —>in Meilen 4120 — — — in Erdhalbmessern 4,79, Wahrer Durchmesser in Meilen 466 Mittlere Entfernung vom Mittelpunkt der Erde Verhältniß des MondeS zur Erde im Durchmesser . . in Erdbalbmessern in Meilen . . . . 316 in Halbmessern der Erdbahn . im Volum in der Oberfläche . in der Dichte in der Masse . . 1 1 14 1 50 1 ^0 2 3 Fall der Körper auf der Oberfläche des Mondes in 1 Sec. ...... 2„Par.Fuß. Die Monde der drei äußersten Planeten. 225 Tafel V. Elemente der Saturn-Satelliten. Tropische Revolution Mittlere Entfernung vom Mittelpunkt Satnrns in Halbmcss.I inHalbmcs- dcr Erdbabn!sernSatur!is Neigung der Bahn gegen die Satnrns Durchmesser in Meilen, T. St. M. I 0 22 57,5 9,00152 2,135 28° 54' — II I 8 55,, 9,0 >170 4,033 28" 54' — III I 21 18,» 9,00201 4,«Z3 28° 54' 194 IV 2 17 44,» 9,00250 6, 222 28° 54' 194 V 4 12 25,- 9,00501 8, IZN6 28° 54' 256 VI i5 22 41,- 9,00352 29,000 28° 54' 889 VII 79 7 55,7 9,02111! 58,050 22° 42' 588. Z Tafel VI. Elemente der Uranus-Satelliten. Tropische Revolution Mittlere Entfernung vom Mittelpunkt des Uranus In Halbmessern In Halbmessern der Erdbahn ! des Uranus I 5 T. 21 St. 25 M. 9,00257 55,i5i II 8 17 1 9,0050g 4 7,059 III 10 25 4 9,00558 IV 15 II 5 9,0041 I 2^,776 V 58 1 49 9,00825 ^5,zzs, VI 107 16 49 9,01 60i» 89,v4Z §. 154. (Graphische Darstellung der vorzüglichsten Elemente des Sonnensystems.) Die Zahlen der vorhergehenden Tafeln reichen 224 Die Monde der drei äußersten Planeten. mehr als hin, um uns von der Ausdehnung und den Verhältnissen der Planeten - und Satellitenbahnen eine vollständige Kenntniß zu geben. Nach ihnen sind, diese Gegenstände noch anschaulicher darzustellen, die folgenden Zeicbnungen entworfen worden, in welchen man die Verhältnisse gleichsam mit einem Blicke übersehen kann. In Fig. 15 sind die Bahnen der Planeten mit den fünf merkwürdigsten Kometenbahnen in ihren gehörigen Verhältnissen zu einander dargestellt. Der äußere, daS Ganze umfassende Kreis, in dessen Mittelpunkte die Sonne ist, kann als die Ecliptik, die bier mit der Ebene des Papiers zusammenfällt, betrachtet werden. Die Peripherie dieses Kreises kann man sich in 360 gleiche Theile oder Grade getbeilt vorstellen, so daß bei V die Zahl 0°, bei L? die Zahl 90, bei die Zahl 180° und endlich bei H die Zahl 270° zu sieben kömmt, wo dann diese Grade die helioccntrischen oder von der Sonne gesehenen Längen andeuten. So erscheint hier z. B. Jupiter in seiner Balm, in der heliocentrischen Länge von 134° und Saturn in der Länge von 223° verzeichnet. Die aufsteigenden Knoten der Bahnen sind durch K, und ihnen gegenüber die niedersteigenden durch V angezeigt. Derjenige Theil der Bahn, der über der Ecliptik oder auf der Nordseite derselben liegt, ist ganz ausgezogen, die andere, unter der Ecliptik liegende Hälfte der Bahn aber ist durch eine punklirte Linie angezeigt worden. Die Pfeile deuten die Richtung der Bewegung an, die bei allen direct ist, oder von West nach Ost geht, blos den Halley'schen Kometen ausgenommen, der retrograd ist, oder von Ost gen West geht. Die beiden geraden, punktirten, auf die großen Apen der Kometenbahnen von Olbers und Halley senkrechten Linien sind die kleinen Apen dieser Bahnen. Die bloße Ansicht der Zeichnung zeigt schon die Ergänzung dieser Kometenbahnen über die Peripherie des das Ganze umfassenden Kreises. Wenn man in diese Planetenbahnen auch noch die Orte der Perihelien und Aphclien derselben eintragen will, so kann man dieß nach der Tafel I. S. 281. So ist z. B. für die Uranusbahn die Länge des PeriHeliums im i67ste» Grade mit ?, und ihr gegenüber die Länge des Apheliums im 347sten Grade init bezeichnet worden. Zieht man dann durch beide Punkte ^4 und L eine gerade Linie, so drückt diese Die Monde der drei äußersten Planeten. 225 durch die Sonne gehende Gerade die große A.re der Planetenbahn aus. Halbirt man dieselbe Gerade, so druckt die Distanz dieses Halbiruugspunktes von der Sonne die E.reenlricität der Planetenbahn, in Halbmessern der Erdbahn gerechnet, ans. Uebrigens sind alle diese Planeten - und Kometenbahnen so vorgestellt, wie sie sich einem Auge hoch über der Sonne darstellen, welches diese Bahnen ans die Ebene der Ecliptik projicirt sieht. Die Zeichnung Fig. 16 enthält die sämmtlichen Planeten in ihrer verhältnißmäßigen Größe und mit ihren Monden in derselben verbältnißmäßigen Entfernung dargestellt, die in der Natur selbst statt hat, die zwei äußersten Monde von Saturn und Uranus ausgenommen, die eigentlich über die Ebene der Zeichnung weiter hinausgerückt werden sollten, daher allen diesen Monden ihre Distanzen von dem Mittelpunkt ihrer Hauptplaueten, in d. Meilen ausgedrückt, beigefügt sind. Die beiden punktieren Bogen an den Polen von Jupiter, Saturn und Uranus zeigen die Größe der Abplattung und die zwei größereu Bogen bei Saturn zeigen die äußerste oder am meisten geöffnete Lage des Ringes, welche derselbe von der Erde gesehen, noch annehmen kann. Die Zeichnung Fig. 17 giebt die scheinbaren Durchmesser der Planeten o berdie Winkel, unter welchen uns die wahren Durchmesser derselben erscheinen und zwar die größten, wenn sie uns am nächsten stehen und die kleinsten, wenn diese Planeten am weitesten von uns entfernt sind. In beiden Zeichnungen stellt die obere gerade Linie der Fig. 16 den wahren sowohl, als auch den scheinbaren. Nämlich wenn diese Linie für den wahren Durchmesser der Sonne gilt, so werden die wahre» Durchmesser der Planeten, des Saturnringes und der Distanzen der Satelliten von den Mittelpunkten ihrer Hauptplaueten in demselben Verhältnisse durch die Zeichnungen der Fig. 16 dargestellt. Bezeichnet aber dieselbe gerade Linie .»IL den scheinbaren Durchmesser der Sonne (der im Mittel 52 Minuten oder 1926 Secunden beträgt), so geben die Durchmesser der in Fig. 17 verzeichneten Kreise in demselben Verhältnisse auch die scheinbare» größten und kleinsten Durchmesser der Planeten, so wie sie von der Erde gesehen werden, alles nach der zweiten Tafel von I. S. 29S. Littrow's Himmel u. s. Wunder. II. 15 2ZK Di« Mond« d«r drei äußersten Planeten. Die Zeichnung Fig. 18 endlich zeigt die relativen Geschwindigkeiten vder die Winkeldewegungen der Planeten um die Sanne während der Zeit von 88 Tagen, in welcher Merknr seine ganze Bahn um die Sonne zurücklegt, ühereinstiminend mit der ersten Columne der vorhergehende» Tafel ll. Kapitel Xl. Kometen. §. 1ZZ. (Anzahl der Kometen.) Nebst den eilf Planeten und ihren achtzehn Satelliten, die wir bisher betrachtet haben, gibt eS noch eine große Anzahl anderer Himmelskörper, die ebenfalls zu unserem Sonnensysteme gehören, da sie sich, wie die Planeten, um die Sonne bewegen, die sich aber von denselben gleich ans den ersten Blick durch ihre Gestalt unterscheiden. Die Kometen waren lange Zeit der Gegenstand der Besorgniß der Menschen, die sie für außerordentliche Vorzeichen von dem Zorne des Himmels hielten. Nachdem sich endlich diese Vorurtheile verloren haben, berechnen wir jetzt ihren regelmäßigen Lauf, ohne sie zu fürchten, aber auch ohne diese Himmelskörper näher zu keimen, deren Natur uns bisher eben so fremd geblieben ist, als die Absicht, mit welcher sie in den Weltraum gesetzt wurden. Unsere Geschichtbücher erwähnen nahe fünfhundert Kometen, die sich bisher der Erde gezeigt haben sollen. Allein diese Zahl ist offenbar viel zu klein. In den früheren Zeiten, wo man noch keine Fernröhre hatte, wurden nur diejenigen Kometen bemerkt, die man mit freien Augen sehen konnte und auch von diesen nur die größeren der Verzeichnung in den Chroniken würdig gehalten. Allein es gibt sehr viele, die so klein und lichtschwach sind, daß sie dem unbewaffneten Auge gänzlich entgehen. Seit den Jahren 176S 15 « 228 Kometen. bis 1807, also in 57 Jahren erschien auch nicht ein einziger, dem gemeinen Mann auffallender Komet und doch haben die Astronomen in derselben Zeit mit ihren Fernrohren nicht weniger als 56 nicht bloß gesehen, sondern auch förmlich beobachtet. Seit einigen Deceimien, besonders feit sich die berühmten Kometenjäger Messier und Pens mit diesem Gegenstande so eifrig beschäftigten, hat sich der Fleiß und das Glück, diese Himmelskörper aufzuspüren, so sehr vermehrt, daß man jetzt beinahe in jedem Jahre zwei bis drei neue Kometen findet. Wenn unsere Vorgänger eben so begünstigt worden wären, wie viele Kometen würden wir jetzt schon kenneu gelernt haben in den sechstausend Jahren, seit welchen, wie die Juden zählen, unsere Erde entstanden seyn soll? Auf jedes Jahr zwei gerechnet, würden wir schon 12000 derselben in unseren Verzeichnissen haben, und diese würden noch keineswegs alle setzn, welche in dieser Zeit der Erde in der That nahe kamen. Denn viele dieser Körper haben, zu der Zeit, wo sie in die Nähe der Erde hinabsteigen, eine zu südliche Lage und halten sich daher nur unter den Fixsternen des südllchen Himmels, in der Nähe des Südpols unseres Aeguators auf, welche Gegend von den Bewohnern Europa's nicht gesehen werden kann, weil sie ihnen von der Erde selbst verdeckt wird. (l. S. 52.) Die Leute im Staatenlande oder die Wilden in Neuholland haben sie vielleicht gesehen, aber von diesen Erscheinungen ist keine Nachricht zu uns gekommen, da man in jenen Ländern weder Geschichte zu schreiben, noch Kometen zu beobackten pflegt. Wieder andere hielten sich, wenn sie der Erde nahe kamen, nur unter denjenigen Sternbilder» auf, in deren Nähe sich zugleich die Sonne bewegte: sie waren also nur bei Tage über dein Horizonte und konnten aus dieser Ursache nicht gesehen werden. Viele andere endlich mochten nur zur Zeit einer trüben Witterung, bei bedecktem Himmel erscheinen und mußten deßwegen ebenfalls unbemerkt bleiben. Immerhin sieht man schon aus diesen allgemeinen Andeutungen, daß die Zahl dieser Himmelskörper die oben erwähnte gewiß weit übersteigt. Wir haben oben bemerkt, daß die Planeten, wenigstens die älteren durchaus nur eine sehr kleine Neigung gegen die Ecliplit Kometen. 229 haben, und daß sie sich alle nur nach einer Richtung, von West gegen Ost, bewegen. Beides ist bei den Kometen nicht mehr der Fall. Diese bewegen sich in allen möglichen Richtungen um die Sonne und die Neigungen ihrer Bahne» umfassen alle Winkel von Null bis zu 180 Graden- Wenn also die Perihelien derPlaneten, und überhaupt ihre ganzen Bahnen, sämmtlich sehr nahe in einer einzigen Ebene liegen, so sind dafür die Perihelien der Kometenbahnen rings um die Sonne nach allen Richtungen, nicht mehr in einer Ebene, sondern gleichsam in einem kugelförmigen Räume vertheilt. Da diese Himmelskörper, wie wir bald sehen werden, sehr langgestreckte elliptische Bahnen beschreiben, auf weleben sie sich, in ihren Aphelien, sehr weit von der Sonne entfernen, so kann man sie im Allgemeinen nur dann gut sehen, wenn sie in der Nähe ihrer Perihelien sind, wenn sie nahe zur Sonne, also auch näher zur Erde kommen, weil diese, in Beziehung ans jene großen Kometenbahnen, selbst nie weit von der Sonne entfernt ist. Nun findet man aber, daß von den bisher beobachteten Kometen 2N ihre Perihelien innerhalb der Merknrsbahn und schon nahe 70 innerhalb der viel größeren Vennsbahn liegen haben. Diese beiden Zahlen verhalten sich aber nahe wie die Quadrate der Halbmesser dieser beide» Planetenbahnen. Denn, wenn man, nach Taf. II. des vorhergehenden Kapitels, den Halbmesser der Merknrsbahn für die Einheit annimmt, so ist der Halbmesser der Vennsbahn gleich 1,^ und das Quadrat derselben Z^/2 u»d eben so ist auch 70 durch 20 dividirt gleich Z'/z. Seht man dieses Verhältnis? der Quadrate der Halbmesser, für dessen Wahrscheinlichkeit man auch noch andere gute, geometrische Gründe hat, auf die übrigen Planetenbahnen fort, so würde daraus folgen, daß die Anzahl der Perihelien, die zwischen die Bahn der Venns und die des Uranus fallen, sich wie die Quadrate von 1 und 28, das heißt, wie die Zahlen 1 und 78ü verhalten. Da es nun, nach dem Vorhergehenden, 70 Kometenbahncn gibt, deren Perihelien innerhalb der Vennsbahn fallen, so soll es 70 mal 78-r oder 21880 Kometenbahnen geben, deren Perihelien noch innerhalb der Urannsbahn liegen. Diese Zahl aber, so groß sie auch erscheinen mag, ist doch gewiß immer noch zu klein, weil wir von den in die Vennsbahn 2Z0 Kometen. fallenden Kometen nur die bisher in der That gesehenen 70 unserer Rechnung zu Grunde gelegt haben, da es doch gewiß noch viele geben wird, die wir aus den oben angeführten Gründen nicht gesehen haben. Welch' ein Heer von neuen Himmelskörpern, gegen daS jenes kleine Häufchen von eilf Planeten und achtzehn Monden ganz verschwindet. Wohl wird man also künftig sagen können, daß nicht diese Planeten es sind, die man als die Bewohner des Hanshalts unserer Sonne ansehen kann, sondern daß die Kometen das eigentliche Volk dieses großen Staates bilden. Jene eilf sind nur wie besonders Begünstigte zu betrachten, die den Thron dieses Reiches zunächst umgeben und sich in seinen Strahlen sonnen, während diese, die selbstständig und nickt von fremden Wohllhaten leben, die weiten Provinzen der Monarchie bewohnen und nur zuweilen sich jenen engeren Kreisen nähern dürfen, um ihren Tribut zu entrichten oder um Nachrichten von den fernsten Gränzen des Reichs vor den Thron zu bringen, und sich dann wieder zurück begeben, um, fern von dem strahlenden Prunke des Hofes, in Dnnkelbeir und unbekannt, aber vielleicht eben darum nur um so glücklicher, ihre Tage zu verleben. §. 1Z6. (Gestalt der Kometen ) Es ist bereits im Eingange diekes Kapitels gesagt worden, daß die äußere Form der Kometen Jedermann bei dem ersten Blicke sckon ausfällt. Bei einer näheren Betrachtung derselben bemerkt man an ihnen vorzüglich drei, wie es scheint, wesentlich verschiedene Theile: den Kern, die Nebelhülle und den sogenannten Schweif. Der Kern ist meistens klein, rund und durch ein helleres Licht ausgezeichnet, obschon die Intensität dieses Lichtes jener der Planeten meistens weit nachsteht. Viele Kometen haben übrigens keine Spur von einem solchen Kern und diese scheinen daber bloße Anhäufungen von Dünsten zu seyn. Wie man sie aber auch findet, sind sie gewöbnlich schlecht beleuchtet und »och schlechter be- gränzt, daber auch die Beobachter über die Größe derselben so verschiedene Resultate erhalten. Hier folgen einige solcke Melsungen des Durckmeffers dieser Kerne in deutschen Meilen, wie sie uns Herschel und Schröter gegeben haben. Kometen. »ach Herschel Komet des JahrS 1798 S nach Schröter 27 Meilen 1805 6 1807 110 1811 SSO 30 1000 900 Die Nebelhülle scheint der, den Kometen eigentlich charakteristische Theil zn sei?», da man wohl schon viele ohne Kern nnd Schweis, aber noch keinen ohne diese Dnnsthülle gesehen bat. Sie ningibt den Kern meistens in einer kugelförmigen, ans einer Seite, gewöhnlich ans der Seite des Schweife«, verlängerten oder geöffneten Gestalt, so daß dann der Schweis als die Fortsetzung jener Dnnsthnlle erscheint. Sie ist meistens so locker nnd fein, daß sie mir unseren dnnnen Nebeln zn vergleichen setz» mag, nnd daß man die Sterne mit beinahe ungeschwächtem Lichte durch sie blinken siebt. Meistens nnigibt sie den Kern nicht zunächst, sondern erst in einiger Entfernung, und so, daß der Kern an seiner nächsten Gränze von einer dnnklern Einfassung und erst in einer größern Entfernung von jener lichter» Dnnsthnlle umschlossen erscheint. Bei niedreren Kometen hat man auch zwei und selbst drei solcher helleren Ringe gesehe», die durch dunklere von einander gelrennt waren. Das Ganze hat das Aussehen, als wenn der eigentliche Körper, der Kern des Kometen, von mehreren concentrische», von einander getrennten, hellen Wolkenschichten umgeben wäre. Nach Herschel sind diese Ringe transparente Atmosphären des Kometen, gebildet anS der durch die Sonnenhihe in den Perihelien rareficir- ten Masse des Kerns, welche Masse durch ihr leichteres specifischeS Gewicht über der Oberfläche deS Kerns aufsteigt und ihn dann als eine leuchtende Wolke ringsum einschließt. Man hat öfter schon große Aendernngen in diesen Nebenhüllen bemerkt. So sah Schröter die Hülle des Kometen von 1799 und von 1807 in dem Lause eines Tages schon bis ans den vierten Theil ihreS Durchmessers sitz erweitern und wieder zusammenziehen. Der Schw'if ist. wie gesagt, als die Fortsetzung jener Dunst- Hülle zu betrachten, welche letztere dort, wo sie geöffnet erscheint, >u den eigentlichen Schweif ausläuft. Schon Apian (Bienewiy) stellte i. I. 15Z1 die Behauptung auf, daß dieser Schweis des 252 Kometen. Kometen immer in der Verlängerung derjenigen geraden Linie liege, die die Sonne mit dem Kometen verbindet. Aber davon ist eigentlich nur wahr, daß der Schweif, meistens auf der von der Sonne abgewendeten Seite des Kometen steht. Denn oft ist er gegen jene Linie sehr stark, bis zu einem rechten Winkel geneigt und zwar dann immer nach derjenigen Gegend hin, welche der Komet in feinem Laufe so eben verlassen hat. Da diese Neigung des Schweifes gegen das Ende desselben zuzunehmen pflegt, so erscheint er uns meistens gekrümmt und zwar so, daß seine concave Seite immer nach derjenigen Gegend hingerichtet ist, nach welcher der Komet selbst geht, so wie auch diese concave oder innere Seite des Schweifes immer Heller und schärfer begränzt erscheint, als die äußere, convere Seite desselben. §. 1S7. (Schweife der Kometen.) Man hat bereits Kometen beobachtet, die zwei, drei und selbst mehrere Schweife hatten, die meistens alle nach derselben Gegend hin gerichtet sind. Der sonderbare Komet von dem Jahre 1825 hatte zwei Schweife, die einander gegenüber standen, so daß der eine derselben der Sonne zugekehrt und der andere von ihr abgewendet war; eine höchst auffallende Erscheinung, welche die bisher init viel sogenannter Gelehrsamkeit entwickelten Theorien über die Entstehung dieser Schweife in nicht geringe Verlegenheit sehte. Der Komet vom Jahre 1744 hatte sogar sechs'Schweife, oder sein Schweif erschien wenigstens in sechs Theile gespalten, deren jeder 4 Grade breit und 30 bis 40 Grade lang war. Wunderbarer noch sind die äußerst heftigen Bewegungen, die man bei einigen von ihnen, z. B. Chladni bei dem großen Kometen von 1811, bemerkt habe» will, der sehr ^7 .Wieste, gleichsam zuckende Verlängerungen und Verkürzungen die- W'^stes^Schweifes sah, mit welchen die leuchtende Masse dieser ^.^^--.Schweife m einer einzigen Secunde den Weg von einer Million A'^^^^'ilen hin- und wieder zurückschoß, eine Geschwindigkeit, die selbst 's^/^^ene des Lichtes weit übertreffen würde. welche Weise und durch welche Mittel diese Schweife auch entstehen mögen, immer wird mau die Ursache derselben in der Sonne suchen müssen. Denn sie fangen immer erst dann an sich zu bilden, wenn der Komet der Sonne näher kömmt; sie Kometen. wachsen, mit dieser Annäherung und nehmen auch, mit der Entfernung des Kometen von der Sonne, allmählig wieder ab. Es ist möglich und selbst nicht unwahrscheinlich, daß viele dieser Himmelskörper, die in der Nähe der Sonne durch die Hitze derselben in eine seine Dunstmasse ausgelost werden, in großen Entfernungen von ihr, durch die dort herrschende Kälte, wieder zu sehr kleinen und festen Körpern cvncentrirt werden. Diese Schweife der Kometen sind oft sehr lang und verbreiten sich über einen großen Theil des Himmels. Der Komet von 1Ü56 hatte einen Schweif, der sich über 60 Grade erstreckte, also den dritten Theil des uns sichtbaren Himmels einnahm. Zu Keplers Zeiten, i. I. 1618, im ersten Jahre des dreißigjährigen Krieges, erschien ein Komet, dessen Schweif eine Länge von mehr als 100 Graden hatte. Auch der vom Jahre 1769 hatte einen über 90 Grade langen Schweif. Die Größe und Gestalt dieser Schweife ist übrigens, auch bei demselben Kometen und während derselben Erscheinung desselben, öfters verschieden. Der Halley'sche Komet, von dem wir später mehr sprechen werden, erschien i. I. 1TS6, wo er der Erde näher vorbeiging, sehr groß und hell erleuchtet, v.ometn irnvienilue inuK'nitnckinis, wie der Chronist jener Zeit ibn beschrieb. Sein Schweif hatte eine Länge von 60 Graden. In einer nicht viel geringeren Pracht zeigte er sich in seinen zwei nächstfolgenden Besuchen, in den Jahren ISZt und 1607. Aber bei seiner dritten Wiederkunft, i. I. >682, erschien er schon schwächer und kleiner, und seine letzte Erscheinung v. I. 17S9 war noch weniger ausgezeichnet. — Ueberhaupt erscheinen die Kometen und ihre Schweife immer am größten, einige Zeit nach dem Durchgänge durch ihr Perihelinm, zum Beweise, daß die große Hitze, welche sie in dieser Nähe der Sonne erleiden, die eigentliche Ursache ihrer Entwicklung und Ausdehnung ist. Vielleicht würde es unserer Erde, wenn sie sich der Sonne so sehr nähern könnte, nicht besser gehen; sie würde wahrscheinlich auch glühend werden und wie erhitztes Metall in Fluß gerathen, das Wasser der Flüsse und Meere würde zu kochen anfangen und sich in Dnnstgestalt erheben, und unsere Atmosphäre würde sich anfeine große Höhe über die Erde erstrecken, Kometen. und wenn sie, dem Widerstände des AetherS oder ans irgend einer andern Ursache, dem Kern derselben auf seinem schnellen Laufe um die Sonne nicht so geschwind folgen konnte, ebenfalls die Gestalt eines Schweife? annehmen. Die ineisten größeren Kometfchweife erscheinen in ihrer Mitte, der Lange nach, durch einen dimflern, breiten Streifen getheilt, wodurch sie das Ansehen erhalten, als ob sie doppelt wären. Die ältere» Astronomen hielten diesen dunklen Streifen für den Schatten, welche» der auf seiner vorder» Seite von der Sonne beschienene Kern hinter sich wirft. Allein diese Meinung ist unrichtig, oa man diese Streifen auch bei jenen Kometen bemerkt, deren Schweife sehr große Winkel mit derjenigen Linie bilden, die den Kometen mit der Sonne verbindet, auf welcher letzten Linie doch jener Schatten immer liegen mußte. Viel angemessener scheint die Vorstellung zu seyn, daß der Schweif des Kometen nicht, wie man gewöhnlich glaubt, eine ruthenarlige Forlsetzung seines Hauptkörper?, sondern daß er ein Hobler, mir einem eigenen ichwachen Lichte versehener, durchsichtiger DunstkegU ist, der uns dann natürlich an seinen beiden Rändern viel Heller, als in seiner Mitte, erfcteeium muß. So sah mau den schönen Kometen von 4811 durch gute Fermöbre mit feinem hellen Kopfe ganz aus die Art, wie mau etwa An kugelförmiges Licht in dem Brennpunkte einer durchsichtigen, parabolischen Glasglocke sehen würde. Der eigentliche Kopf desselben hatte eine schwache, grünblaue Farbe, die in ihrer Milte ins Röthliche überging. Der Halbmesser dieses kugelförmigen Kopfes, in dessen Mitte ein auffallend Heller Punkt, der eigentliche Kern, sich befand, hatte, »ach Herschels Messungen, Istllgg d. Meilen. Diesen Kopf umgab ein Ring von dnnkelgraner Farbe, dessen äußerer Kreis einen Halbmesser von SZ000 Meilen hatte und dessen Breite daher Ü1000 M. betrug. Durch diesen dunklen Ring sah man die kleinsten Sterne mit ganz nngeschwäch- teui Llchte durchschimmern. Diese dunkle Kugelschichte war wieder von einer helleren umgeben, dereit Breite l 5000 M. betrug, und die sich daber bis 70000 M. von dem Mittelpunkte des Kopfes erstreckte. Diese letzte Kugelschichte war aber, auf der von der Sonne abgewendetea Seite offen und lief hier, an den beiden Kometen. 2ZZ Enden der Oeffiiung, in zwei Lichtströme ans, die sich auf viele Millionen Beeilen erstreckten nnd dein Ganzen das Ansehe» eines ungeheuer», parabolischen Trichters gaben, besten gelbtichles Lieht eine» anffallenden Contrast nnt der grünblauen Farbe deg.Kopfes bildete. Arn Schlüsse dieses Bandes ist der Komet des Jakres I8l9 abgebildet, keiner von den größten, aber doch enier der lerzten von den bisher erschienenen, der mit freien Augen gesehen werden konnte. §. 1Z8. (Entstehung und Ausbildung der Kometen.) ES ist möglich, daß der dunklere Ring, den man so oft zwischen dem Kern nnd der eigentlichen liebten Dunsthülle bemerkt, eine eigene, durchsichtige, elastische Materie ist, welche dieie beide» Gegenstande trennt. Auch kann die sehr geringe Schwere der Komerenmaterie die Ursache seyn, warum sich die elastische, gasartige Masse dieser Himmelskörper durch die Hihe w gewaltig ausdehnt. Wenn unsere Erde in ihrem Innern ausgehöhlt und die Masse derselben z. B. auf ihren tausendste» Theil reduzirt wäre, so würde sich wahrscheinlich unsere Atmosphäre eben so ausdehnen, weit über die Oberfläche der Erde erheben und endlich, wegen dem schnellen Lause der Erde, die Gestalt eines Kometenschweifes annehmen. Da man übrigens nicht nur durch den Schweif, sondern auch durch die Dunsthülle dieser Kometen die feinste» Fixsterne mit fast ganz ungeschwächtem Lichte sieht, so scheint die Masse dieser Körper ganz ungemein fein und locker zu seyn und vielleiebt würden einige Kubikfuß nnseres Wassers, einer so hohen Teniperaiur ausgesetzt, schon Hinreickend seyn, ähnliche Erscheinungen zu erzeugen. Mehrere dieser Himmelskörper sind auch wohl bloße Dünste ohne alle feste, kernartige Masse, die sick, wenn sie eine Weile gedauert haben, oder wenn sie einem andern, größern und solider» Körper, nahe vorbeigehen, auflösen und völlig verschwinde», indem sie, wie ein Tbau, auf die Planeren fallen oder i» die Sonne herabregnen. Daß einige derselben schon ö'ker erschienen sind und ihre elliptische Babn um die Sonne nach bestimmten Geseyen beschreibe», kann biete Meinung »übt umstoßen, da die .Komeien in der Dichte ihrer Massen wahrscheinlich sehr verichi.de» seyn mögen, und da jede unserer Wolken, wenn sie in jene Gegenden deS Weltraumes gebracht werde» könnre, dieselben Erscheinungen her- Keimten. vorbringen würde. Wir werden bald noch andere Himmelskörper kennen lernen, die uns ebenfalls nur als ungemein ausgebreitete Nebelgebilde erscheinen, und die sich in noch viel entfernteren Räumen, als die Kometen, bewegen und die vielleicht nur Con- glomerationeu von einer das Weltall erfüllenden, äußerst feinen, durchsichtigen und elastischen Masse, des Aethers, sind. Die Kometen mögen diesen Aether, wo sie dichteren Schichten desselben begegnen, an sich ziehen, und wenn sie sich später der Sonne wieder nähern, entfernt sich vielleicht diese fremde Masse, welche die starke Annäherung zur Sonne nicht ertragen kann, wieder von dem Kometen und hängt anfangs nur mehr in der Gestalt eines Schweifes mit ihm zusammen, bis sie sich endlich ganz von ihm trennt. Bei dieser Hypothese könnte» die Kometen im Allgemeinen gar wohl beständige Körper seyn, deren eigentlicher Körper unzerstört bleibt, während bloß die mit ihnen zufällig vereinigten fremdartigen Stoffe von jenen Veränderungen getroffen würden und vielleicht ließe sich daraus zugleich erklären, warum die Gestalten dieser Körper, bei ihren verschiedenen Erscheinungen, so selten dieselben sind. Nach unseren bisherigen Erfahrungen sind zwar alle Körper des Himmels und der Erde gegen einander schwer, d. h. sie ziehen sich gegenseitig an. Aber es wäre doch auch möglich, daß einige, daß selbst viele dieser Körper, die wir bisher noch nicht untersucht haben, davon eine Ausnahme machen. Wissen wir doch noch immer nicht, ob der Licht- oder Wärme-Stoff eine Schwere habe oder nicht. Wenn dieß bei dem Lichtstoffe der Fall wäre, so müßte er sich, seit so vielen Jahrtausenden, schon längst um die Planeten angehäuft haben, wovon wir aber auch nicht die geringste Spur entdecken können, lind wen» es sonach in der That Körper ohne Schwere geben könnte, was hindert uns, noch einen Schritt weiter zu gehe» und selbst Körper mit negativer Schwere, d. h. solche anzunehmen, welche die andern Körper nicht nur nicht anziehen, sondern sie von sich abstoßen. Die Chemie hat uns bereits solche Eigenschaften der einzelnen Theile der Körper in Menge kennen gelehrt. Wenn also die Sonne gegen den Kern des Kometen eine positive Schwere hat, so wird daraus die elliptische Bewegung der Kometen. 257 Kometen um die Sonne ganz so wie bei den Planeten, erklärt. Wenn eben so der Kern des Kometen gegen seine Duusthülle auch eine positive Schwere hat, so wird man daraus die kugelförmige Gestalt dieser Hülle nach denselben Gesehen ableiten, nach welchen man die sphärische Gestalt der Planeten und ihre Abplattung an den Polen bestimmt. Hat aber auch endlich die Sonne gegen die Dnnsthnlle des Kometen eine negative Schwere, so wird die Masse der Hülle von der Sonne nicht mehr angezogen, sondern abgestoßen werden, woraus man dann auch leicht die Lage und Gestalt der Kometenschweife wird ableiten können. Der berühmte L. Euler suchte im Gegentheile die sonderbare Gestalt der Kometen dadurch zu erklären, daß die Masse derselben von der Sonne so ausgedehnt und so weit von dem Kometenkern entfernt wird, daß sie endlich von diesem Kern gar nicht weiter angezogen, sondern ganz sich selbst und der eigene» Anziehung der Sonne überlassen bleibt. Valz in Nimes meint dagegen, daß der Weltäther um den Kometen eine Art von Atmosphäre bilde, wodurch die unteren Schichten des Kometen desto mehr zusammen gedrückt werde», je näher sie bei dem Mittelpunkte des Kometen liegen, etwa so, wie unsere Atmosphäre in ihrem untern Theile von de» über ihr liegenden Schichten zusammengedrückt und verdunstet werde. Allein diese Erklärung könnte nur dann angenommen werden, wenn man zugleich zeigen kann, daß jener Aether die Nebelmaterie des Kometen nicht durchdringen kann. Auf eine mit Luft gefüllte Blase würde jene Erklärung wohl passen, aber wo ist hier die Blase, welche die Nebelhülle des Kometen einschließt? Wie diese Sache auch stehen mag, so wird es jeht noch besser sehn, Beobachtungen zu sammeln, als Hvpothesen zu schmieden, ckes Ii)'z)otlläse8 ^rutuites, wie Arago sagt, lies opinions sans lmses, stes veritslckes romans. Demnach wollen wir diese theoretischen Untersuchungen unseren Nachfolgern überlassen und wieder zu demjenigen übergeben, was uns unsere eigenen Erfahrungen an diesen Himmelskörpern gelehrt haben. H 159. (Sehr große Kometen.) Die »reisten derjenigen Kometen, die wir in den lehten Decemiien gesehen haben, waren nur 2Z 8 Kometen. sogenannte teleseopistl'e Konieteu, so klein und schwach beleuchtet, daß man sie nur durch Fernrohre und auch da oft schlecht genug erkennen konnte. Die beiden größten, die uns seil lange besucht baben, waren die von den Jahren 1807 und 1811, besonders der letzte, der aber auch nicht zu den größten gezählt werden kann, die mau in früheren Zeiten gesehen hat. Wir wollen nur einige derselben näher anführen. Die chinesischen Annale» erzählen, wie uns Thevenot in s. Ilist. sinion berichtet, von einem Kometen, der bei Nacht alle Sterne durch seinen starken Glanz unsichtbar gemacht und die Nackt selbst in einen hellen Tag verwandelt haben soll. Nach dein Tode des Demetrius, sagt Seneca sunt. Ennest. T. VII.), erschien ein Komet so groß als der Mond, der ganz roth und von sehr Hellem Lichte war. Aristoteles schreibt von dem Kometen, der i. I. Z71 vor Chr. G. erschien, daß sein Heller und breiter Schweif den dritten Tbeil des sichtbaren Himmels eingenommen babe. Im Jakre 4Z vor Chr. G., bald nach Cäsars Tod, erschien ein Koin t, der so bell war, daß man ihn selbst am Mittag noch gut sehen konnte. Die Römer glaubten, daß er gekommen se», den Geist des großen Dictators zu empfangen, um ibu dem Sih der Gölter zuzuführen. Selbst die Sonne, in blassen Schleier gehüllt, soll den Tod des außerordentlichen Mannes betrauert haben und der Komet wurde deßhalb sulium 8> der Komet zur Zeit irgend einer Beobachtung desselben. Läßt man von auf die Ebene 8MI" der Ecliptik eine Senkrechte herab und verbindet man dann diesen Punkt U durch gerade Linien mit 8 und 1', so entstehen hier drei Dreiecke 8B?, 8Iss> und Illss», und auf die vollständige Kenntniß dieser Dreiecke kömmt eigentlich die ganze Rechnung an, um die es sich hier handelt. Allein diese Kenntniß oder die sogenannte Auflösung dieser Dreiecke bietet ganz besondere Schwierigkeiten dar. — Bemerken wir zuerst, daß unsere Beobachtungen der Kometen nichts geben, als erstens den Elongationswinkel (k. S. 244) SR? (der gleich Kometen. 247 ist der Länge der Sonne weniger der geocentrischen Länge des Kometen und zweitens die geocentrische Breite 1^> des Kometen oder den Winkel ?'Ich. Da nnS die Bewegung der Sonne, ans ihrer Theorie, bekannt ist, so können wir auch »och für jede Zeit die Entfernung der Erde oon der Sonne oder die Größe der Linie LT angeben. Die in jenen drei Dreiecken bekannten Größen sind also die beiden Winkel LT? und ?1st> nebst der Linie LT, und daraus läßt sieb nun, naeb einem leichten Satze der Trigonometrie, auch noch der Winkel LTp ableiten und — weiter nichts. Man braucht aber, um jene Frage zu beantworten, vor allen den Eom- inutationswiukel TL? (der gleich ist der heliocentrifchen Länge des Kometen weniger der heliocentrifchen Länge der Erde I. S. 244); ferner den Winkel ?L;> oder die heliocentriscke Breite des Kometen und endlich die Linie 8z>, welche den Kometen mit der Sonne verbindet, d. h. den Radius Vector (I. S. 272) deS Kometen. Wenn man so diese drei letzten Größen unserer Dreiecke hätte, d. h. mit andern Worten, wenn uns die Lage des Kometen gegen die Sonne vollständig bekannt wäre, so würde die weitere Bestimmung der Elemente der Bahn des Kometen, zwar noch immer nicht zu den leichten Arbeiten gehören und gar manche Kenntnisse .der Astronomie sowohl, als auch der böbeieu Analyse voraussetzen, aber sie würde doch, wie man längst schon gezeigt hat, möglich »nd ausführbar seyn. Allein jene drei Stücke sind nun einmal unbekannt, da uns durch unsere Beobachtungen nur die Lage des Kometen gegen die Erde und diese nicht einmal vollständig (weil uns die Kenntniß der Linie T? oder Ich fehlt) gegeben ist. Bei dieser Lage der Dinge läßt sich an ctae sogenannte direkte Auflösung unseres Problems nicht einmal denken. Zwar kann man die analytischen Ausdrücke, von welchen diese Auflösung abhängt, obne besondere Mühe aufstellen, aber sie sind so weitläufig und die aus ihnen zu findenden unbekannten Größen sind unter einander so verwickelt, daß zu der Berechnung derselben selbst die Geduld des unermüdlichsten Rechners nicht hinreichen würde. Man müßte also diesen directen oder geraden Weg verlas sen und zusehen, ob man nicht vielleicht durch Umwege das 248 Kometen. gewünschte Ziel erreichen könne, durch Versuche, in welchen nun? z. B. eine von den unbekannten Seite» Vp oder Ift einstweilen willkührlich, also wohl ohne Zweifel fehlerhaft annimmt und dann mit dieser Annahme weiter rechnet, bis man ans- Resultate kommt, die sich mit den Beobachtungen nicht mehr vertragen und die uns daher zu einer andern Annahme von 1V fuhren, die wobl wieder, aber vielleicht schon minder fehlerhafte Resultate geben und uns ans diese Art, nach einigen zweckmäßig angestellten Versuchen, in den Stand sehen wird, denjenigen Werth von 1V z» finden, welcher den Beobachtungen vollkommen entspricht. Ein solches Mittel, diesen Zweck ans eine begneme und sichere Weise zu erreichen, wird uns z. B. das oben (I. S. 276) erwähnte zweite Gesetz Keplers geben. Nach diesem Gesetze bewegen sich alle Planeten und Kometen um die Sonne so, daß der Radius Vector derselben Flächen beschreibt, die den dazu verwendeten Zeiten proportional sind. Nehmen wir nun an, man habe den Kometen in drei aufeinander folgenden Zeiten beobachtet. Für die erste dieser Beobachtungen, ist in'nnserer Zeichnung, wie gesagt, der Elongationswinkel 81V und die Seite 88, so wie der Winkel ?Vp unmittelbar gegeben. Nimmt man nun vorläufig auch die Seite 1V oder Vp als bekannt an, so wird man, mit diesen Größen, jene drei Dreiecke vollständig auflösen können. Dasselbe wird man auch für die zweite und dritte Beobachtung thnn, und dadurch, wie man leicht sieht, nicht nur die drei Radii Vectores 8p, 8pfi 8z," des Kometen zur Zeit jener drei Beobachtungen, sondern auch noch die zwei Winkel finden, welche zwischen diesen drei durch die Sonne 8 gehenden Radien enthalten sind, und also auch die zwei elliptischen Flächen, welche zwischen diesen Radien und den sie be- gränzenden Bogen der elliptischen Bahn des Kometen liegen. Diese Flächen sind es nun, welche den anS den unmittelbaren Beobachtungen gegebenen Zwischenzeiten proportional sepn müssen, wenn jene willrührliche Annahme der Größen 8p, 8zft, 8p" der Wahrheit gemäß ist. Gesetzt, jene Beobachtungen wären zur Zeil der Mitternacht am l., 6. und 16. März gemacht worden, so sind die Zwischenzeiten derselben Z und 10 Tage, oder die Kometen. zweite ist doppelt so groß, als die erste. Und eben so muß auch die elliptische Fläche zwischen dem zweiten und dritten RadiuS doppelt so groß sepu, als die Fläche zwischen dem erste» und zweiten Radius, wenn jene Annahme richtig gewesen ist. Ist dieß nicht, so wird man jene Distanzen D? so lange ändern, bis diese Flächen sich genau so, wie jene Zwischenzeiten verhalten, und wenn man dieß erreicht hat, so wird man auch überzeugt seyn, daß die leyten drei Distanzen deS Kometen von der Sonne und die Winkel, welche zwischen ihnen enthalten sind, mit der Wahrheit genau übereinstimmen. Kennt man aber einmal diese Distanzen und ihre Winkel, so ist die daraus folgende Bestimmung der eigentlichen Elemente ein reines, geometrisches Problem, das sich direct und zwar auf mehr als eine Weise auflösen läßt. Man wird ohne meine Eriunerung bemerken, daß dieses Verfahren nicht obne etwas umständliche Rechnungen angewendet werden kann, und daß es zu manchen scharfsinnigen Bemerkungen und Kunstgriffen Gelegenheit geben wird, die wir hier übergehen müssen. Dasselbe Verfahren muß man im Grunde auch hei der Bestimmung der Elemente der Planetenbahnen anwenden und es ist auch in der That bei den vier neuen Planeten augewendet worden, ja diese sind es eigentlich, welche die erste Gelegenheit zur Ausbildung dieser Methode gegeben haben. Bei den älteren Planeten aber konnte man sich diese Mühe ersparen, weih von denselben eines jener sechs Elemente, nämlich die Unilaufszeit oder, was dasselbe ist, die große Axe ihrer Bahnen durch die Beobachtungen der Alten bereits auf das genaueste bekannt war sl. S-2S7), ein Vortheil, der bei den neueren, den Alten unbekannten Planeten, ganz wegfiel. Auch bei den Kometen hat man sich eines ähnlichen Vortheils zu bedienen gesucht, um die hieher gehörenden Rechnungen zu erleichtern. Nachdem man nämlich bemerkt hatte, daß sie beinahe alle in sehr epcentrischen Ellipsen um die Sonne laufen, so erlaubte man sich die Voraussehung, daß sie sich, nicht in Ellipse», wie dieß in der That der Fall ist, sondern daß sie sich in Parabeln um die Sonne bewegen. Auch ist die Parabel nichts 250 Kometen. anderes, als eine Ellipse mit einer unendlich großen Are. Wenn beide krumme Linien denselben Scheitel und Brennpunkt haben, so kommt der Bogen der Ellipse dem der Parabel desto näher, je ereentrischer oder je länglicher diese Elliple ist, belvnders in der Nähe deS Scheitels oder des Peribelinms, und eben da ist es, wo wir die Kometen gewöhnlich beobachten, weil sie da der Sonne und also auch im Allgemeinen der Erde am nächsten stehen. Nimmt man also die Bahn der Kometen parabolisch an, so fällt dadurch ein Element, die große Ape, die bier unendlich groß wird, ganz weg und die Rechnung wird dadurch ungemein jer- leichtert. In der That hat man durch diese abkürzende Methode die Bahnen vieler Kometen den Beobachtungen binlänglich gemäß dargestellt, aber mau hat auch zugleich, indem man die große Are der Bahn als unendlich groß annahi», sich aller Kenntniß der Umlaufszeit des Kometen begehen, da in der Parabel keine Wiederkehr desselben möglich ist, und so ist es gekommen, daß uns vielleicht mehrere Kometen, selbst von einer kürzeren Umlaufszeit, gänzlich entgangen sind, und daß man sie bei ihrer Wiederkunft nicht mehr erkannt hat. Es ist übrigens für sich klar, daß diese Bestimmung der Elemente der Bahn desto genauer sepn wird, je größer der Bogen der Ellipse war, in welchem man den Kometen von der Erde beobachtet hat, weil l?ier, wie überall, der Sebluß von dem Kleinen auf das Große mißlich ist. Es ist daher für diese Bestimmungen sehr nachtheilig, daß wir die Kometen, wegen ihrem zu schwachen Lichte, nur in der Näbe der Sonne, also meistens nur in einem sehr kleineu Theile ihrer weit verbreitete» Bahnen sehen können, da sie, sobald sie sich weiter von der Sonne, alio auch von der Erde entfernen, selbst unseren besten Fernröhreu sich gänzlich entziehen. Dieser ungünstige Znsall äußert seine Wirkung ganz besonders auf die UmlausSzeit der Kometen. Je größer die Excen- trirität, desto schwieriger ist die Bestimmung der UmlanfSzeit. Daher differiren auch die Astronomen so sehr in ihren Angaben dieses Elements. Für den Kometen von 1709Lfand Lepell eine Revolution von 400 und Pingra eine von 1200 Jahren, und Kometen. 251 Besse! endlich, der die Beobachtungen dieses Kometen mit einer besondern Sorgfalt discutirte, sogar eine von 2089 Jahren. Der leyte zeigte zugleich, daß ein Beobachtungsfehler von nur fünf Secunden die Umlaufszeit des Kometen schon um ügg bis 500 Jahre ändern kann. Eben so fand Prosperin für den Kometen von 1779 aus seinen Rechnungen, je nachdem er andere Beobachtungen zu Grunde legte, bald eine Unilaufszeit von 1169, bald von 19000 und endlich sogar eine unendlich große, d. h. eine parabolische Bahn, in welcher der Komet nie mehr zur Sonne zurückkehrt. Für den bereits oben erwähnten großen Kometen von 1680 fand Halley eine Umlausszeit von 575 Jahren, während Encke aus seiner sorgfältigen Untersuchung aller über ihn gesammelten Beobachtungen eine Umlausszeit von 8800 Jahren abgeleitet hat. Diese Beispiele, welche man leicht noch mit andern vermehren könnte, werden genügen, zu zeigen, wie schwer eS ist, die Umlaufszeiten der Kometen, wenigstens wenn diese einmal mehrere Jahrhunderte umfasse», mit Genauigkeit zu bestimme». §. 165. (Kometen von bekannter Umlausszeit.) Es giebt in der That kein anderes Mittel, die Umlausszeit eines Kometen verläßlich zu bestimmen, als die Beobachtung seiner Wiederkehr selbst, wo man ihn an der Identität seiner Elemente mit einem früher da gewesenen Gaste erkennen kann. Von Kometen, deren Unilaufszeit man auf diese Weise bestimmt hat, kennt man jetzt mit Genauigkeit nur vier, deren Namen, nach denen ihrer Entdecker oder ersten Berechner, und deren Umlaufszeiten folgende sind: Hallep's Komet mit einer Umlausszeit von 76 Jahren Olbers — — — — — 7ü — Encke's ^ — — — — — Biela's — — — — — 6,„ — Diese vier merkwürdigen Kometen geboren so recht eigentlich unserm Sonnensysteme an; sie bewegen sich immer unter den Planeten, von welchen nur die beiden ersten sich noch zuweilen bedeutend entfernen, während die anderen in ungemessenen und größtentbeils für uns unmeßbaren Bahnen weit über die Gränze unseres Planetensystems hinausschweise», sich in den unbekannten Tiefen des Himmels verlieren, und vielleicht schon »ach ihrem 252 Kometen. ersten Besuche auf immer für uns verschwinden, indem sie auf ihre» parabolischen oder hyperbolischen Bahnen unter den Fip- sterue» berumirren und auf ihren excentrischen Wegen von einer Welt zur andern wandern. Zwar hat mau außer jenen vier Kometen, die wir sogleich einzeln näher betrachten wollen, noch einige andere als schon mehrmals da gewesene Fremdlinge erkennen wollen, allein man ist über die Identität derselben noch nicht so sicher geworden, um die nächste Wiederkunft derselben mit Verläßlichkeit voraussagen zu können. Die Elemente der beiden Konielen von dein Jahre 1264 und 1556 sind einander ähnlich genug, um eine Identität derselben nicht unwahrscheinlich z» finden. Allein die Beobachtungen derselben, vorzüglich die der ersten Periode, sind viel zu unvollkommen, um darauf einen sichern Schluß für die Wiederkehr desselben, die in, Jahre 1848 statt haben soll, gründen zu können. Eben so haben manche Astronomen den i. I. 1745 mit dem i.J. 1819 erschienenen Kometen für einen und denselben gehalten. Die Beobachtungen von der letzten Periode lassen allerdings deutliche Spuren einer Ellipticität seiner Bahn bemerken, und die Elemente sind, bis ans die gar zu verschiedenen Neigungen der Bahn, mit jener Ver- mntbnng in Uebereinstimmnng. Clausen zeigte uns, daß diese Aendernng seiner Neigung von seinen nahen Vorübergängen vor Jupiter komme, und er machte es wahrscheinlich, daß der Komet jetzt eine Umlansszeit von 5'/- Jahre habe, so daß man ihn iin Herbste des Jabres 1836 wieder erwarten durfte, wenn er nicht wieder ähnliche bedeutende Störungen auf seinem Wege von andern Himmelskörpern erleiden sollte. §, 166. (Hallcy's Komet.) Dieser merkwürdige Komet zeichnet sich durch mehrere interessante Eigenheiten ans, die wir, in diesem Maaße, bei keinem andern vereinigt finden. Er ist unter allen Kometen von großer Umlansszeit der einzige, von dem wir so viele Wiederkünkte aufzuweisen haben z wir können ihn bis in die Mitte des fünfzehnten Jahrhunderts mit Sicherheit, und mit einiger Wahrscheinlichkeit sogar bis zu dem Anfang der christlichen Zeitrechnung verfolgen; er ist einer der größten und auffallendsten Kometen; er ist der erste, dessen Wiederkunft die Menschen voraus- Kometen. 253 zusagen gewogt und glücklich gewagt haben, und er ist es endlich, der uns diese räthselhaften Himmelskörper noch am meisten kennen gelehrt hat, da beinahe keine seiner Erscheinungen ohne irgend eine wichtige Entdeckung oder eine Bereicherung'unserer Kenntnisse der Kometenwelt vorübergegangen ist. tz. l67. (Elemente des Hallev'sthcn Kometen.) Die Umlaufszeit dieses Kometen beträgt, im Mittel aus den bisher beobachteten Erscheinungen 75 bis 76 Jahre. Die große Are seiner Bahn ist daher nahe 18 mal größer als die große Axe der Erdbahn, oder sie beträgt nahe 744 Millionen d. Meilen. Die kleine Axe seiner Bahn beträgt 9'/z Durchmesser der Erdbahn oder 580 Mill. Meilen. Daraus folgt, daß die Entfernung der Brennpunkte feiner Bahn von den Scheiteln der Ellipse nur 0,«zz Theile seiner großen Halbaxe oder nur 12 Mill. Meilen beträgt, so daß er also in seinem PeriHelium nur halb so weit, als die Erde, von der Sonne entfernt ist, während er in feinem Aphelium nahe noch einmal so weit, als Uranus, von der Sonne absteht. Sein größter Abstand von der Sonne beträgt nämlich 55,^, und sein kleinster nur 0,« Halbmesser der Erdbahn. Die Länge seines aussteigenden Knotens, d. h. die Länge des Punktes der Eoliptik, in welchem er sich über dieselbe erhebt, beträgt 5-1 Grade, und die Neigung seiner Bahn gegen die Ecliptik ist 72 Grade, also ungewöhnlich groß. Ueberdieß bewegt er sich in dieser seiner Bahn, der allgemeinen Richtung der Planeten entgegen, also von Ost gen West oder seine Bewegung ist retrograd, gegen die Ordnung der himmlischen Zeichen des Thierkreises. Die Länge des PeriHeliums ist 505, also auch die des Aphelinms 125 Grade. Diese Bahn ist in Figur 13 verzeichnet, wo die Ebene des Papiers die Ecliptik vorstellt, und die vier Punkte ^ Z? ^ und in den Längen von 0, 90, 130 und 270 Graden liegen. Zieht man durch den Mittelpunkt des Kreises Lk ^5-s-sZ, welcher Mittelpunkt die Sonne vorstellt, eine gerade Linie nach den Punkten 54 uind 254° der Peripherie dieses Kreises, so stellt diese Linie die Knotenlinie der Kometenbahn vor. Da der Komet in dieser Bahn rückwärts, oder in der Richtung der dort verzeichneten Pfeile geht, so sieht man, daß nur ei» sehr kleiner Theil dieser Bah», 254 Kometen. nämlich derjenige, welcher auf der Seite der Knotenlinie steht, in welcher das Perihel ist, über der Ecliptik, bei weitein der größere aber unter derselben liegt, was die Ursache ist, warum uns der Komet meistens nur unter einer südlichen Breite erscheinen muß. Zur Zeit, wo er der Sonne am nächsten ist, steht er über der Ecliptik und innerhalb der Erdbahn, wie man in der Zeichnung sieht. Da er aber hier zugleich seine schnellste Bewegung hat, so r/rweilt er nur etwa 2Monate innerhalb der Erdbahn. In seinem PeriHelium legt er in einer Stunde 59500 Meilen zurück, geht also oiermal schneller, als die Erde. In seinem Aphelium biugegeu, wo seine Geschwindigkeit die kleinstmögliche ist, legt er in einer Stunde nur 980 Beeilen, also 15 mal weniger, als die Erde, zurück Seine Bahn liegt übrigens so gegen die Erd- Noch viel mehr verschieden find diese Geschwindigkeiten bei denjenigen Kometen, die in sehr ercentrischen Bahne» cinhcr- gehen. Der große Komet von 1680 zum Beispiel hat, nach Encke's Untersuchungen, eine halbe große Are von 426,„»Halbmessern der Erdbahn und eine Distanz der Brennpunkte von den Scheiteln, die O,^,? Halbmesser der Erdbahn oder nur 128260 Meilen beträgt. Nimmt man den Halbmesser der Sonne zu 95900 Meilen an, so ist im Perihelium die Entfernung des Mittelpunktes des Kometen vorvder Oberfläche der Sonne nur 54560 Meilen oder nahe sieben Iehnthcile der Distanz des Mondes von der Erde. Im Aphelium aber ist seine Entfernung von der Sonne über 17590 Millionen Meilen, also über 850 mal größer als der Halbmesser der Erdbahn. Die Umlaufszeit dieses Kometen beträgt, wie aus der angeführten großen A,re seiner Bahn, nach dem dritten Gesetze Keplcr's folgt, 8817 Iu- lianiscbe Jahre, deren jedes 565'/» Tage hat. Seine Winkelgeschwindigkeit im PeriHelium, wie sie von der Sonne gesehen wird, ist so groß, daß er in einer Stunde schon 118 '/,» Grade, also in zwei Stunden schon mehr als die fichtbare Halste des Himmels zurücklegt, und hier ist er der Sonne so nahe, daß man von seinem Mittelpunkte aus den Durchmesser der Sonne unter dem Winkel von 94 Graden sehen würde, so daß also die Sonne mehr als den vierten Thcil des Himmels einnimmt. Irr seinen, Aphelium aber, wo ihm die Sonne nur mehr unter dem kleinen Winkel von zwei Sekunden erscheint, ist seine Winkelgeschwindigkeit so langsam, daß er 1840 Tage braucht, um, von der Sonne gesehen, den Winkel von einer einzigen Kometen. bahn, baß der Komet der Erde nie nahe kommen kann, nnd daß er, selbst im ungünstigsten Falle noch mehrere Millionen Meilen von ibr absteht, während z. B. der Komet Biela's sich i. I. 1852 der Erdbahn (nicht der Erde selbst) ans 5000 Meilen genähert hat. Dieser Umstand macht, daß die Erde von Halley's Kometen durchaus uiebts zu besorgen hat, und daß die Fnrebt, welche einige mit diesem Weltkörper nicht genug bekannte Schriftsteller in ihren Blättern unter dein Volke erregt haben, völlig ungegrüudet ist. §. 108. (Frühere, Ungewisse Erscheinungen dieses Kometen.) Wenn man von den durch Rechnung erwiesenen, also cousialirten Erscheinungen dieses Kometen rückwärts, in die früheren Perioden unserer Geschichte, zurückgeht, indem man z. B. von dem Jahre 1150, wo er das erstemal gehörig beobachtet wurde, die Umlaufszeit von 75 bis 76 Jahren mehrmals subtrahirt, so stoßt man in den Historikern jener Zeiten auf mehrere Nachrichten von großen Kometen, die sehr wohl den Halley'schen zum Grunde haben können. Da aber oft in wenig Jahren mehrere bedeutende Kometen erscheinen; da jene Kometen nicht näher beschrieben und noch weniger astronomisch beobachtet worden sind; da endlich die Geschichtschreiber häusig Meteore und andere Erscheinungen für eigentliche Kometen gehalten haben, so haben diese Nachrichten kein wahres wissenschaftliches Juteresse. Wir wollen sie demnach auch nur kurz anführe». Im Jahre 150 vor Ehr. Geburt erschien, wie Justinus erzählt, ein großer Komet zur Zeit der Geburt des Mithridates. Secuude vorzurücken, so daß er also hier für die Sonne, die in dieser außerordentlichen Emsernung nicht mehr beträchtlich auf ihn wirken kann, durch mehrere Jahre in einer absoluten Ruhe stille zu stehen scheint. Aus diesen Winkelgeschwindigkeiten, verbunden mit den Entfernungen von der Sonne, lassen sich auch leicht die absoluten Geschwindigkeiten des Kometen in jenen beiden äußersten Punkten seiner Bahn berechnen. Man findet so, daß er im PeriHelium, wo die Erde nur 1 Meilen in einer Secuude zurücklegt, in derselben Zeit durch 75,^ Meilen von der dort sehr starken Kraft der Sonne sortgerissen wird, wahrend er im Aohelium in einer Secuude nur 0,o„»5r Meilen, d. h. nur 12'/z Par. Fuß zurücklegt. 226 Kometen. Man wollte diese Erscheinung für die 21 sie dieses Kometen vor der erwähnten des Jahres 1426 halten, aher ohne für diese Meinung einen andern Grund anführen zu können, als die Zwischenzeit von 1286 Jahren, die nahe 21 mal 75'/? Jahre beträgt. — Die zweite dieser älteren Erscheinungen unseres Kometen, deren in unfern Geschichtbüchern Erwähnung geschieht, ist die von dem Jahre 222 nach Chr. Geh., zwischen welcher und jener also fünf Wiederküufte unbeachtet vorübergegangen senn würden. Dieses Jahr 222 ging unmittelbar dem großen Conci- lium zu Nicäa, der ersten allgemeinen Kirchenversammlung unter K. Konstantin voraus. Auf demselben wurde die damals sehr verbreitete Lehre des Arius von der Consubstantialität verworfen und die noch jcpt bestehende Bestimmung der Zeit des Osterfestes angenommen. Die Geschichlschreiber jener Epoche wußten diese beiden Ereignisse mit dem Komeren in Verbindung zu bringen. — Die nächstfolgende drille Erscheinung desselben fiel, 76 Jahre später, auf daS Jahr 299. Auch dieses Jahr war durch ein großes Concilium zu Alexandrien ausgezeichnet, das gegen die Anbänger des Origenes gehalten wurde. Auch überzogen in diesem Jahre die Vandalen zum erstenmale Spanien, von welchem Lande sie dann nach Italien vorrückten. Der Komet soll zu dieser Epoche besonders groß und schrecklich ausgesehen haben, da ihn die gleichzeitigen, meistens kirchlichen Geschichlschreiber einen <üo- motain ^rockipstosae mux,intuckinis nennen, Irorriüilem uszieotn et vomam uck terrum uscjmz ckeinittentem. Nach einein Zwischenraum von nahe zweimal 72 Jahren findet man wieder die vierte Erscheinung desselben, oder wenigstens irgend einen großen Kometen in d. I. 247, in welchem Rom, die Hauptstadt der Welt, von Totilas geplündert wurde. Nach weiteren vier unbeachteten Vorübergängen erfolgte die fünfte Erscheinung i. I. 920, die, nach der Meinung der gleichzeitigen Chronikenschreiber, dem Tode Heinrich des Voglers und der großen Niederlage der Ungarn in Deutschland als Wahrzeichen vorausgegangen seyu soll. Die sechste bemerkte Wiederkunft fiel in das Jahr 1002, von dem uns Halt) Ben Rodoan berichtet. Die siebente Erscheinung desselben fiel auf das Jahr 1080, das Todesjahr des griechischen Kaisers Alexius Kometen. 257 Comnenns. Die achte auf 1155, in die Epoche des Concilimns zu Soistons, wo König Ludwig vou Frankreich und die Neiehsbarone iu die Häude der Bischöfe den Eid ablegten, daß sie sich deS Straßenraubes begeben und durch die nächsten zehn Jahre den Landfrieden erhalte» wollten. Die nennte Erscheinung traf in das Jahr 12Z1, und wird nur von chinesischen Schriftstellern erwähnt. Die zehnte fiel in d. I. 1505. Der Komet dieses Jahres soll durch seine außerordentliche Größe allgemeinen Schrecken verbreitet habe». Ihm folgte, unmittelbar nach einein sehr strengen Winter, eine verheerende Pest, die Europa durch sieben Jahre nnt Leichen bedeckte. Die eilfte endlich traf in das Jahr 157!» oder 1580, in welchen Jahren Alstedins und LnbieniecinS zweier großer Kometen erwähnen. Der leyte dieser beiden Schriftsteller ist der eigentliche Vater der Cometographie, sofern diese Erscheinungen der Geschichte und nicht der Astronomie angehören. Er bat uns eine Sammlnng aller in älter» Schriften zerstreute» Nachrichten über Kometen überlasten, die er in feinem Illikntrnm twiuLticnm, 2 Bänden in Folio, mit vielem Fleiße gesammelt hat. Dieß sind die Erscheinungen von Kometen ans den früheren Zeiten, die man für Wiederkünfte des Hallev'schen Kometen halten könnte, da die Zwischenzeiten dieser Erscheinungen gut genug mit der bekannten Umlanfszeit dieses Kometen übereinstimmen. Allein da dieser Himmelskörper in manchen Zeiten sehr viele erscheinen, und da man vor dem fünfzehnten Jahrhunderte keine eigentlichen astronomischen Beobachtungen an denselben anzustellen pflegte, so wird die Identität der erwähnten Kometen mit dem HaUep'schen wahrscheinlich immer unbestimmt bleiben. §. 169- (Spätere, gewisse Erscheinungen des Hnllcp'schcn Kometen. Erste Erscheinung,) Die erste verläßliche, weil durch astronomische Beobachtungen constatirte Erscheinung dieses Kometen fällt, wie gesagt, in das Jahr 1456. Er zeigte sich in diesem Jahre in den Sternbildern vom Stiere bis zum Löwen mit ungemeiner Pracht, da er der Sonne und der Erde zugleich sehr nahe stand. Sein Schweif hatte während seiner glänzendsten Periode eine Länge von 60 Graden und er breitete sich gegen sein Ende Littrow's Himmel n. s. Wunder. II. 17 Kometen. in Geftnlt eineS Pfaucnschweifes aus. Zur Zeit seiner Sonnennähe soll sein Kern das intensive Licht eines Fixsterns gehabt haben. Da man ihn anfangs am Morgen oder vor Sonnenaufgang und später, nachdem er einige Zeit ganz verschwunden war, wieder Abends bald nach Sonnenuntergang am Himmel gesehen hatte, so glaubten mehrere, daß zwei verschiedene Kometen nach einander erschienen seyen. Allein mehrere Beobachter hatte» bereits die richtige Ansicht gewonnen, daß diele beiden Erscheinungen nur einein und demselben Kometen angehören, dessen Sichtbarkeit nur durch seine Annäherung zur Sonne einige Zeit unterbrochen wurde, lind der dann, als er auf die andere oder östliche Seite der Sonne getreten war, auch im Dsten von derselben, d. h. bald nach Sonnenuntergang, am abendlichen Himmel gesehen werden mußte. Fünf Jahre früher i. I. 1421 hatte Mahomed II. Eonstan- tinopel erobert und dadurch dem seit Constanlin bestehenden griechischen Kaiserthume ein Ende gemacht. Allein ein anderer großer Komet von 1424 hatte bei den siegreichen Türken großen Schrecken verbreitet, indem sie ihn für die Anzeige eines allgemeinen Kreuzzuges der gesammten europäischen christlichen Heere gegen sie hielten. Zwei Jahre später, als die Türken, dieser Anzeige ungeachtet, sehr glückliche Fortschritte gemacht und besonders baS deutsche Reich mit ihren siegreichen Heeren zu überschwemmen gedroht hatten, erschien jener Komet von 1426 und verbreitete seht einen noch größeren Schrecken unter den Christen, die ihn für nichts weniger, als den Vorboten ihres gemeinsamen Unterganges betrachteten. Calvisius, einer der Chronisten jener Zeit, berichtet lins: Urs scometa et Irelio) cxtcrritus ?apa Kalixtus III a«I advcrtenclain Der ionin nliijuot stiernm sup- plicationcs inllixit, constituitrjuc in urlnlnis, nt in nlcristis campanac pulsarcntur, ut oinncs de ^rccilrus contra Dur- carum Hrrannistem lümienllis nllmonerentur. Nicht umsonst, wie es scheint, denn schon in dem ersten Jahre des Feldzuges erscholl die freudenvolle Nachricht von der völligen Niederlage der Türken. So willkommen dieselbe der ganzen Christenheit im allgemeinen sehn mochte, so verlegen machte sie zugleich die Kometendeuter. Der eine, Kometen. 259 Cromerus, wußte sich schnell zu helfen, indem er den Kometen (llrristiunis luetnm nnntinin cllucko Diiiviecr et tnr^r iuzzu ZVIuIromollis nannte. Andere suchten den, Kometen, der nun einmal nichts cilS Unglück vorhersagen sollte, sein altes Ansehen zu wahren, und bezogen seine Erscheinung, nicht auf die Flucht der Türken, sonder» auf den bald darauf erfolgten Tod des Helden jener Tags, Johannes Corvinus Hunjadu, an welchem das Chri- stenthum eine mächtige Stütze verlor. §. 170. (Zweite Erscheinung.) Die zweite verläßliche Wiedererscheinung unseres Kometen traf in das Jahr 15Zl. Er war dießmal weniger groß und glänzend, auch genoß zu derselben -Zeit ganz Europa eines allgemeinen Friedens. Peter Bienewitz, oder wie er sich dem damaligen Gebrauche zufolge nannte, ApianuS, kaiserlicher Astronom zu Ingolstadt unter Carl V. und Ferdinand I. lieferte uns die besten Beobachtungen von du fem Kometen, wie sie denn zugleich überhaupt die ersten eigentlich astronomischen Beobachtungen sind, die wir von diesem Kometen erhalten haben. Er stellte auch der erste die im Allgemeinen sehr wichtige Bemerkung auf, daß der Schweif derKometen der Sonne immer gegenüber stehe, was noth- wendig auf einen Zusammenhang dieser Himmelskörper mit der Sonne leiten mußte. Auch in dieser Erscheinung sah man den Kometen zuerstMorgens am östlichen und später Abends am westlichen Himmel und obschon auch jetzt noch einige von zwei Kometen sprechen wollten, so hatte sich doch schon die oben erwähnte richtige Ansicht so sehr befestiget, daß einer der Astronomen jeuer Zeit die Vertheidiger der Duplicität des Kometen ohne »vettere Umstände für ein im- I>vr!tum vul^nK erklärte. Desto mehr hingen aber dafür beinahe alle Astronomen jener Zeit noch a» der Meinung, daß diese Himmelskörper Vorzeichen von herannahenden Unglücksfällen sey» sollen. Zwar regte sich bereits da und dort die so lange verborge» gebliebene Wahrheit, daß diese Körper, den Planeten ähnliche Wesen, sich so, wie diese, am Himmel bewege» und mit den Schicksalen der Menschen nichts gemein haben. Aber diese Aeußerungen, so bescheiden und furchtsam sie auch vorgetragen wurden, hatten doch das Schicksal, selbst unter den ersten Gelehrten jener Zeit Gegner zu finden und allgemein für unrichtig, wohl auch für irre- 17 ligiös verschrieen zu werden. MilichiuS, einer der ungesehensten Schriftsteller des sechszehnten Jahrhunderts, war einer der Vorkämpfer in der Vertheidigung der allen Meinung von den Kometen, und nachdem er seine Gegner durch sehr seichte Gründe, wie er glaubte, widerlegt hatte, stellt er selbst die Behauptung auf, daß die Kometen eine Art von Zwittergattung unter den Weltkörpern wären, indem sie aus den Conjunctione» der Planeten unter sich, oder aus den Sonnen - und Monds-Finsteriiissen entstehen. Auf diese Weise galt ihm der gegenwärtige Komet für ein Product derCon- junction des Saturn mit Mars und Merkur im Sternbilde des Stiers. — Nicht so dachte der bereits oben erwähnte Lubieniecius. Zwar betrachtete er die Kometen nicht aus einem eigentlich astronomischen Standpunkte, aber er bemühte sich wenigstens die Hindernisse wegzuräumen, welche einer solchen Betrachtung bisher in, Wege gestanden waren, und vor allem dem Vorurtheile und dem Aberglauben zu steuern, der, so lange er herrschte, keine bessere Erkenntnis? aufkommen ließ. So viel er kann, benüyt er eifrig jede Gelegenheit, zu zeigen, daß die Erscheinungen der Kometen eben so oft von freudigen, als von traurigen Ereignissen begleitet sind, und daß sie daher mit diesen Ereignissen selbst m keinen, weitern Zusammenhange stehen. Bald fanden sich auch andere Männer, die es wagten, gegen die allgemeine Meinung aufzutreten und den, bisher so ungerechter Weise verlänmdeten Kometen das Wort zu reden. So sagt der bekannte Grynäus: „Ich kann mich nicht „genug über die Kühnheit und Unwissenheit einiger Menschen ver- ,,wundern, die sich nicht scheuen, aus der Erscheinung der Kometen „ohne allen Grund Mißwachs oder sonst ein anderes Unglück vor- „her zu sagen." Und Thomas Erastus schrieb in der Mitte des löten Jahrhunderts die für jene Zeit sehr treffenden Worte: „Wollte Gott, daß die Kriege keine andere Ursache hätten, als „die durch die Wirkung der Kometen aufgereizte Galle der Machthaber. Ein einziger geschickter Arzt könnte dann mit einer „kleinen Dosis Rhabarber oder Nosensyrup das Glück eines ganzen „Landes erhalten." §. 171. (Dritte Erscheinung.) Das drittemal erschien unser Komet i. I. 1607, wo er gegen das Ende Oktobers sein Kometen. Kometen. PeriHelium erreichte. Dieß war die Zeit, wo Elisabeth in England und Heinrich IV in Frankreich ihre Völker groß und glücklich zu machen suchten und wo Kepler das große Gesetzbuch des Himmels eindeckte. Die damalige Erscheinung des Kometen bat viel Aehnliches mit derjenigen, die im Jahre 18Z5 statt haben wird, daher vielleicht auch die scheinbare Größe, die Gestalt und der Glanz in beiden Epochen sich gleich seyu möchten. Im Jahre 1607 trat er am 26. Dctober in sein Perihel; seine kleinste Entfernung von der Erde war fünf Millionen Meilen; er durchlief den untern Theil des großen Bären, ging durch die Mitte des Bootes, durchzog dann das Sternbild der Schlange und verschwand im Fuße des Bootes. Im Jahre 18Z5 aber wird er sein Peribel um die Mitte Novembers erreichen, der Erde sich bis auf vier Millionen Meilen nähern und die Sternbilder des großen Bären und des Bootes durchlaufen und in der Schlange verschwinden. Es ist daher wahrscheinlich, daß er sich im Jahre 18Z5 nahe eben so zeigen wird, wie man ihn i. I. 1607 gesehen hat. Die besten Beobachtungen jener Erscheinung sind von Kepler, Longomontar, und von den Engländern Harriot und Torporley. Nach Keplers Bericht hatte der Komet gegen Ende des Septembers 1607 noch einen sehr schwachen und kaum bemerkbaren Schweif, indem der Kopf desselben einem nicht ganz runden Ballen von der Größe Jupiters glich, dessen Licht aber schwach und blaß, wie das des Mondes war, wenn er im Halbschatten der Erde steht. Einige Tage später wurde sein Schweif bemerkbarer, doch war er abwechselnd kurz und plötzlich wieder sehr lang, ähnlich den Streifen in der Luft, die man oft bei der Sonne bemerkt, wenn sie, wie der gemeine Mann sagt, Wasser zieht. Gegen das Ende der Erscheinung wurde der Kops immer kleiner und der Schweif verschwand wieder einige Zeit vor dem Kopfe. Schon einigeJahre vorher hatten Tycho Bral?e und Möstlin die Behauptung aufgestellt, daß die Kometen nickt Meteore seven, die sich bloß in unserer Atmosphäre erzeugen, sondern daß sie als eigene Himmelskörper betrachtet werden sollen, die sich in Kreise» nn> die Sonne bewegen. Die gegenwärtige Erscheinung brachte Kepler auf die Idee, daß die Bahnen der Kometen gerade 262 Kometen. Linien setzen. Beide Meinungen waren irrig, aber sie sind dach immer als die ersten Schritte zur künftigen Theorie, zu einer eigentlichen Bahnbesiimmnng dieser Himmelskörper zn betrachten. Diese Erscheinung gab auch den Astrologen jener Zeit Gelegenheit, ihre Künste zu üben. Im Anfange seiner Sichtbarkeit war Jupiter in Opposition und Merkur in Eonjnnction mit der Sonne, und am Ende derselben stand Jupiter dem Mars gerade gegenüber am Himmel. Stoff genug, um daraus eine Menge von Vorhersagnngen abzuleiten. Am klügsten benahm sich noch Krüger, der, um ganz sicher zn gehen, die Mittelstraße hält, und von Merkur Stürme und Ungewikter, von Jupiter schönes Wetter und von Saturn Krankheiten und anderes Unglück ableiten will, und daher behauptet, daß der Komet sagen wolle, es werde Krieg mit Frieden und Gutes mit Bösem abwechseln. Die oben nach Keplers Bemerkung angeführte schnelle Verkürzung und Verlängerung seines Schweifes ist sehr merkwürdig, und sie ist auch von Cysatus an dem Kometen von 1613, von Hevel an denen von 1652 und 1661, und erst in nnsern Zeiten von Schröter an dem Kometen von 1807 und von Chladni an dem von 1312 bemerkt worden. Die beiden letzten zeigten so schnelle Aenderungen in der Länge des Schweifes, daß die Geschwindigkeit, mit welcher die Lichtmaterie derselben durch den Weltraum fuhr, selbst die des Lichtes bei weitem übertroffen haben müßte. — Noch wollen wir bemerken, daß Gottfried Wendelin ans der von ihm beobachteten Erscheinung des Jahres 1607 diejenige vorauszusagen wagte, welche man in den folgenden Zeiten an ihm bemerken würde. In der Zukunft, sagt Wendelin, wird der Komet wie eine feurige Lanze oder gleich einein flammenden Schwerte erscheinen, das sich in eine feine Spitze endet; sein Licht wird sich kurz vor seinem Untergange auflösen und zerstreuen, ähnlich dem fliegenden Saamen mancher Blumen n. f. Wir werden bald sehen, wie gut oder schlecht Wendelin vor 228 Jahren rakhen konnte. Von dem obgleich sehr unansehnlichen Schweife unseres Kometen zur Zeit seiner Erscheinung von 1607 weiß der schon angeführte Krüger, Astronom in Danzig, mancherlei schöne Dinge zu erzählen, von denen wir nur folgendes hier kurz und Kometen. mit seinen Worten anführen: „Es haben mehrere befunden, daß „die Kometen ihren schwanh allzeit von der Sonnen Hindan ge- „wandt, aber obwohlen Tycho vom Kometen d. I. 1577 demon- „siriret, daß dessen schwanh vielmehr nach der Venere, als nach „der Sonnen sich gerichtet, so bekennet er doch auch, daß er nicht „eingesehen, wie Venns so mächtig seyn solle, daß ihr licht einen „so großen schwanh generircn könne n. s. w." §. 172. (Vierte Erscheinung.) Die vierte gewisse Erscheinung des Halley'fchen Kometen fällt in das Jahr 1682, und dieß ist, wenn man so sagen darf, die Zeit seiner wissenschaftlichen Geburt. So oft er sich auch bisher den Menschen gezeigt hatte, immer hatte man ihn nur als einen Fremdling angestaunt, als einen Vorboten des Unglücks betrachtet. Zwanzig Jahre früher hatte wohl Hevel die Meinung aufgestellt, daß die Kometen Himmelskörper seyen, die in Parabeln um die Sonne lausen. Aber es war eben nur eine Meinung, die aller Beweise ermangelte und fruchtlos wieder verhallte, so sehr sie auch geeignet seyn mochte, uns der so lange verkannten Wahrheit endlich näher zu führen. Hätte Hevel durch Rechnungen gezeigt, daß mau nur seine Hypothese annehmen dürfe, um sofort den Lauf und die Geschwindigkeit der Kometen für jede gegebene Zeit, den Beobachtungen gemäß, z» bestimmen, so wäre Er, und mit Recht, für den eigentlichen Begründer der Kometenlehre augesehen morden. Aber es fehlte viel, dieses hohe Ziel zu erreichen. Diese Palme war, wie so viele andere, dem ersten Menschen seiner und vielleicht aller Zeiten, sie war Newton vorbehalten. Diei'er außerordentliche Mann hatte das Geseh gesunden, nach welchem sich die himmlischen Körper nur die Sonne bewegen, das Geseh der allgemeinen Schwere, von welchem die drei sogenannten Kepler'schen Gesehe nur ein Ausfluß, eine bloße Folge sind, und nachdem er gezeigt hatte, daß die Planeten in ihre» Bewegungen diesem Gesehe gehorchen, wandte er dasselbe auch auf die Kometen, und zwar zuerst auf den großen Kometen von 1680 an, dessen Bahn und Geschwindigkeit er, den Beobachtungen vollkommen gemäß, bestimmte, so daß an der Wahrheit der von ihm aufgestellten Systeme weiter kein Zweifel statt haben konnte. Kometen. Halley, Newtons Zeitgenosse und Freund, war der erste, der die neue Lehre ausnahm und sie insbesondere zur weitern Aus- dildung der Kometentheorie zu benüpen suchte. Seine Absicht ging anfangs nur dahin, die dis zu seiner Zeit eigentlich astronomisch deodachteteu Kometen nach Lkewlons Vorschriften zu be- rechnen, unv dadurch die Nichtigkeit dieser Vorschriften zu erweisen. Zu diesen? Zwecke berechnete er anfangs 21 Kometenerscheinungeu, und da unter diesen auch jene von den Jahren 1551 und 1607 waren, so erkannte er, durch die Aehulichkeit der Elemente derselben mit der gegenwärtigen von 1682, sofort die Identität dieser drei Kometen. Bisher hatte er alle diese Kometen nur in der abgekürzten, parabolischen Theorie berechnet, die auch in der That hinreichte, die Orte derselben mit de» Beobachtungen übereinstimmend darzustellen. Da er aber in den Erscheinungen der drei letztgenannten Iabre eine Periode von nahe 75 Jahren erkannte, so legte er, in einer zweiten Berechnung, denselben die elliptische Hypothese zu Grunde, und fand dadurch seine frühere Bemerkung der Identität dieser drei Kometen vollkommen bestätiget. Anfangs zwar wäre er bald an der bereits erkannten Wahrheit wieder irre geworden, da er diese Periode zwischen den verschiedenen Erscheinungen nicht gleich groß bemerkte. So fand er die Zwischenzeit von den Durchgängen des Kometen durch sei» Perihel in den Jahren 1551 und 1607 nur 27552 Tage, während diese Zeit für die Jahre 1607 und 1682 volle 27957 Tage, also 585 Tage mehr betrug, als zuvor. Aber er war scharfsinnig genug, zu finden, daß die ungemeine Nähe, in welcher der Komet bei den zwei großen Planeten Jupiter und Saturn vorübergeht, die Ursache dieser Verschiedenheit gewesen ist, und daß daher die früher vermuthete Identität dadurch nicht aufgehoben werde» könne. Ueberdieß fand er in den Jahren 1156, 1580 und 1505, also nahe immer in derselben Zwischenzeit von 75 oder 76 Jahren noch drei andere Erscheinungen, die er zwar, aus Mangel eigentlicher astronomischer Beobachtungen, der strengen Rechnung nicht unterwerfen konnte, die aber, den von ihm gesammelten Nachrichten der Geschichtschreiber jener Zeiten zufolge, immer noch sehr gut zu seiner Hypothese paßten und dieselbe noch weiter zu bestätigen schienen. Er wurde Kometen. 265 durch alle diese Untersuchungen seiner Suche endlich so gewiß, daß er mit edler Kübnheit die Wiederkehr desselben Kometen auf das Jadr 1758 ankündigte, die erste Vorhersagung dieser Ärt, die auch glücklich eingetroffen ist. §, 175. (Künste Erscheinung.) Diese fünfte und letzte Erscheinung unsers Kometen hatte im Jahre 1759 statt, wo er am 12. Mär; durch sein Perihel ging. Halley hatte, nach einer hloßen Schäyung der Wirkungen, welche Jupiter und Saturn ans ihn ausüben könnten, seine Wiederkehr ans das Ende des Jahres 1758 oder ans den Anfang von 1759 angekündiget. Diese Vor- hersagnng war schon an sich für die Astronomen sehr wichtig, und sie hing üderdieß so innig mit dem nur vor Kurzem entdeckten Gesetze der allgemeine» Schwere zusammen, daß sie die Aufmerksamkeit aller Astronomen erregen mußte. Sie suchten ihn hereits seit dein Anfange des Jahres 1757, während Clairant, der einer der ersten die Theorie der planetarischen Störungen zu entwickeln hestredt war, sich damit heschäftigte, durch die Analyse die Veränderungen zu hestimmen, welche die Anziehung der Heiden genannten Planeten ans ihn gehadt haden konnten. Am 14. Nov. 1758 Herichtete er der Acadenne zu Paris, daß, seinen Rechnungen zufolge, der Komet gegen die Milte des Aprils 1759 sein Peribel erreichen würde. Er sehte hinzu, daß die Abkürzungen, die er sich hei seinen Rechnungen erlaubt habe, diese Epoche um höchstens einen Monat verspäten oder beschleunigen dürste, wenn nicht etwa der Komet noch bei einem andern Planeten nahe vorbei gegangen ist, der zu entfernt war, um von uns gesehen zu werden. So nal e seine Vorhersagung auch eintraf, da sie nur einen Monat von der Wahrheit entfernt war, so würde er die Wiederkehr des Kometen zu seinem Peridel noch genauer, nämlich ans den 24. März, nur 12 Tage zu spät, haben ansagen können, wenn er die wahre Maffe Saturns, wie sie uns erst später bekannt geworden ist, hätte anwenden können, selbst ohne eine weitere Rücksicht auf die großen Wirkungen des Planeten Uranus, von dessen Existenz man zu Clairaul's Zeiten noch nichts ahnden konnte. Diese Erscheinung zeichnete sich dadurch aus, daß sie von einem doppelten Verschwinden des Kometen begleitet war. Der Kumten. Komet wurde gegen das Ende des Jahres 1758, also vor seinen, PeriHelium, entdeckt. Um die Mitte Februars näherte er sieb, von der Erde gesehen, der Sonne so sehr, daß er endlich in den Strahlen derselben verschwand. Gegen das Ende des März trat er aus derselben wieder mit neuen, Glänze hervor und verschwand am 22. April zum zweitenmal, wenigstens für die europäischen Astronomen, weil er so tief unter den Aequator herabstieg, daß er von der nördlichen Hemisphäre der Erde nicht mehr gesehen werden konnte. An, 28. April sing er wieder an, sich aus seinen südlichen Regionen gegen den Aequator zu erheben und für uns neuerdings sichtbar zu werden, bis er endlich in den ersten Tagen des Junius völlig verscbwand und sich in die fernen Gegenden des Himmels verlor, wo kein Fernrohr ihn mehr erreichen kann. Der erste, der den Kometen bei dieser Erscheinung bemerkte, war ein Bauer, Palitsch, bei Dresden, der ihn am 25. Dezember 17S8 entdeckt hatte. In Paris fand ihn der später als Komctensucher berühmte Messier gegen die Mitte des Januars 1759, der ihn auch eben so fleißig als gut beobachtete. Nach de» Nachrichten Messiers hatte er einen beträchtlichen Schweif und einen bedeutenden Kern von weißen,, der Venus ähnlichem Lichte. Uebrigens hat man auch Beobachtungen dieser Erscheinung von Cassini de Thury, Maraldi, Lacaille, Lalande und beinahe allen damals lebenden Astronomen. De la Nur, der ihn auf der Insel Bourbon sehr eifrig beobachtete, giebt den Schweif desselben, zur Zeit seiner schönsten Erscheinung, Anfangs Mai, ans 47 Grade Länge an, aber derselbe wurde gegen Ende dieses Monats schon wieder sehr klein und beinahe unmerklich. Erst spät nach dieser Erscheinung, erst in unseren Tagen wurde dieselbe einer genauen Berechnung, mit Berücksichtigung aller planetarischen Störungen, unterworfen, durch welche Arbeiten sich Burckhardt, und später Damoiseau in Paris und zuletzt Pon- tecoutant und Rosenberger ausgezeichnet haben. Pontecoulant hat die Elemente dieses Kometen, wie sie für die Zeit der nächstkünf- tigen Erscheinung (im November 1855) statt haben sollen, auf folgende Weise angegeben: Länge des Perihels 304° 51' 43" Durchgang des Kometen durch das Perihel 7. November 1855 Kometen. Länge des aufsteigenden Knotens der Bahn 55° Z0^ 0" , Neigung gegen die Ecliptik 17" 11^ 2-1" Ercentricität in Theile» der halben großen Axe 0,95752 Richtung des Laufes retrograd. Auf diese Elemente hat Hr. Hauptmann Bvguslavsky in Breslau eine Ephemeride gebaut, welche den Ort des Kometen vom 11. August bis 12. Nov. 1822 angibt. Mau sieht daraus, daß dieser Komet gegen Ende Augusts dieses Jahres Morgens in dem Sternbilde des Stiers erscheint, wo aber seine Distanz von der Erde noch 10 Millionen Meilen betragen, also auch sein Licht noch sehr schwach seyn wird. Da zu dieser Zeit sein Lauf gegen die Erde zu gerichtet ist, so nimmt er schnell an Licht zu. Bald darauf wird er in den Zwillingen erscheinen und immer früher aufgehen. Im September wird er am größten und hellsten glänzen. Am ersten 'October steht er bei den Vorderfüßen des großen Bären und geht einige Tage nicht mehr auf und unter. Wenn der Komet selbst sich seit seiner letzten Erscheinung nicht sehr verändert hat, so wird sich sein Schweif um diese Zeit vom Haupthaar der Berenice bis in das bekannte Viereck des großen Bären erstrecken. Von dem S. October an geht er immer früher unter und erst nach Sonnenaufgang auf; er entfernt sich dabei immer mehr von der Erde und wird bald darauf in den Strahlen der Sonne verschwinden. (Nähere Nachrichten über diese Erscheinung und den Kometen selbst findet man in den „Beiträgen „zu einer Monographie des Halley'schen Kometen von C.L. Littrow, „Wien 1821".) §. 171. (Komet von Olbers.) Bis zum Jahre 1812 konnte man nur von diesem Halley'schen Kometen die Wiederkunft mit Sicherheit augeben. Allein am 6. März dieses Jahres entdeckte Olbers einen andern, kleinen und unansehnlichen Kometen, und erkannte auch zugleich auS seinen Beobachtungen, daß die Umlaufszeit desselben nahe 72 Jahre betrage. Sein größter Abstand von der Sonne beträgt 22,gz und sein kleinster nur 1,22 Halbmesser der Erdbahn. Seine halbe große Axe ist 17,g Halbmesser der Erdbahn, und seine Ercentricität 0,9z. seiner eigenen Halbare, oder 16,z« Halbmesser der Erdbahn. Die Neigung seiner Bah» gegen Kometen. die Ecliptik beträgt Grabe, und die Länge seines aufsteigenden Knotens 8Z, so wie die Länge seines Perihels 149 Grade. Die Riebtung seiner Bewegung ist direct oder von West gen Ost. Auch diese Bahn hat eine solche Lage gegen die Erdbahn, daß der Komet der Erde nie nahe kommen, ihr also auch ine gefährlich werden kann. Daß er früher noch nie gesehen worden ist, rührt ohne Zweifel daher, weil man den kleinen, schwachbelenchteten Körper nicht bemerkte.- Sein nächster Besuch wird erst auf das Jahr 1887 fallen, wo er am 9. Februar durch seine Sonnennähe gehen wird. Wir wünschen, daß ihn dann, von heute über 52 Jahre, noch recht viele unserer Leser sehen und beobachten mögen. §. 175. (Komet von Encke.) Der dritte Koinet, dessen Umlauf uns bekannt ist, wurde von dem berühmten Kometenjäger Pons in Marseille am 26. November 18l8 entdeckt. Encke, der ibn einer sehr genauen Rechnung unterwarf, erkannte der erste seine UmlausSzeit von nahe 5 Jahren und 115 Tagen. Er wurde schon früher dreimal, in den Jahren 1786, 1795 und 18N5 gesehen und beobachtet, aber ohne daß man seine für einen Kometen doch so auffallende kurze Unilaufszeit bemerkte. Die halbe große Axe seiner Bahn beträgt 2,- und die halbe kleine 1,., Halbmesser der Erdbahn. Die Epcentricität derselben ist Halbmesser seiner eigenen Bahn oder 1,«, Halbmesser der Erdbahn. Demnach beträgt seine größte Entfernung von der Sonne 4,»?, und seine kleinste 0,zz Halbmesser der Erdbahn. Die Neigung seiner Bahn ist 15, die Länge des aufsteigenden Knotens 555 und die seines Perihels 157 Grade. Seine Bewegung endlich ist direct, wie die aller Planeten. Dieser Komet gehört zu den kleinen und schwachen Kometen und er hat eine kugelförmige Gestalt ohne merklichen Schweif. Auch er kann der Erde nie nahe kommen und noch weniger mit ibr zusammenstoßen, daher wir von ihm nichts zu fürchte» haben. Encke fand durch seine Berechnungen, daß die große Are seiner Bahn, also auch, nach dein dritten Keplerschen Geseye (I. S. 288) seine Umlausszeit immer kleiner wird, eine sehr auffallende Erscheinung, da diese Elemente, wie man weiß, bei allen Planeten Kometen. durchaus beständig und auch nicht der geringsten Veränderung unterworfen sind. Encke sucht die Ursache davon in dem Widerstände, welchen der durch den ganzen Weltraum verbreitete Aether, seiner großen Feinheit ungeachtet, einem so lockern und wenig dichten Körper entgegen sept, während derselbe auf die viel dichteren Planeten keinen für uns merkbaren Einfluß ausübt. Auf den ersten Blick könnte es sonderbar scheinen, daß der Widerstand eines solchen Mittels, in welchem sich ein Körper bewegt, die Geschwindigkeit desselben beschleunigen soll, denn das thut sie, wenn dadurch der Halbmesser der Bah» kleiner, oder wenn der Komet der Sonne näher gerückt wird, allein man wird sich erinnern, daß auf einem um die Sonne gehenden Himmelskörper immer zwei Kräfte wirken: die anziehende Kraft dieser Sonne und die Tangentialkraft, die von einein ursprünglichen Stoße herrührt, welchen der Komet im Anfange seiner Bewegung erhalt » hat. Nach der leyten Kraft bestrebt sich der Komet, in jedem Augenblicke nach der geradlinigen Tangente seiner Bahn fortzugehen, von welcher er, durch die erste Kraft, immer wieder gegen die Sonne abgelenkt oder der Sonne genähert wird. Die Gesanmilwirkung beider Kräfte macht ihn dann in der krummen Bahn fortgeben, die er in der That um die Sonne beschreibt. Durch den Widerstand jenes Mittels wird nun ihre Tangentialkraft offenbar vermindert, und das ist, da es sich hier nur um die Verhältnisse beider Kräfte handelt, ganz eben so viel, als ob die Attractionskraft der Sonne vermehrt worden wäre, so daß also die Sonne, wegen jenes Mittels, ihn stärker anziehen, ihn näher zu sich ziehen und eben dadurch auch seine Geschwindigkeit vermehren oder seine Unilaufszeit vermindern muß. Wenn die Bahn des Kometen eine feste, Kanal-ähnliche Bahn wäre, wenn z. B. eine Kugel von Metall oder Elfenbein sich in irgend einer krumme» Röhre bewegte, so ist kein Zweifel, daß sie sich in dein leeren Räume dieser Röhre schneller, als in einer mit Luft oder Wasser gefüllten Röhre bewegen würde, so daß also hier der Widerstand des Wassers in der That eine Verzögerung, und nicht, wie dort, eine Beschleunigung der Geschwindigkeit des Körpers hervorbringen würde. Allein die himmlischen Körper 270 Kometen. bewegen sich in keinen solchen festen Kanälen, sondern bloß in imaginären Bahnen, die nachgeben oder sich andern, sobald irgend eine äußere Kraft auf den Körper einwirkt, welcher in dieser Bahn einhergeht. Außer den vier bereits erwähnten Erscheinungen haben wir diesen Kometen auch schon in den Jahren 1822, 1325, 1828, 1832 gesehen, in welchen, letzten Jahre er am 4. Mai durch sein PeriHelium gegangen ist. Wir werden ihn im folgenden Jahre 1835 zu Ende Augusts und dann 1838 gegen den 20. Dezember wieder durch sein PeriHelium gehen sehen. H. 176. (Komet von Biela.) Der vierte und letzte Komet, dessen Unilauf wir bisher mit Gewißheit angeben können, ist der, welchen Biela, ein österreichischer Offizier, am 28. Februar 1826 zu Josephsstadt in Böhmen entdeckt und auch zugleich seine Unilaufszeit zu 6 Jahren und 270 Tagen bestimmt hat. Seine halbe große Ape beträgt 3,s und seine halbe kleine 2,^ Halbmesser der Erdbahn. Die Excentricitat seiner Bahn ist der 0,„ste Theil seiner Halbaxe oder gleich 2,^ Halbmesser der Erdbahn, so daß also seine größte Entfernung von der Sonne 6,2s und seine kleinste nur 0,94 Halbmesser der Erdbahn beträgt. Die Neigung seiner Bahn gegen die Ecliptik ist 13, die Länge seines aufsteigenden Knotens 249 und die seines Perihels 108 Grade. Auch dieser Komet wurde bereits in den Jahren 1772 und 1805 beobachtet, aber damals nicht als einer von so kurzer Umlaufszeit erkannt. Er erschien uns bisher nur als ein kleiner, runder, matt erleuchteter Nebel ohne Schweif mit einem feinen Lichtpunkte in seiner Mitte. Der Durchmesser dieses kugelförmigen Nebels soll, nach Schröters Messungen im Jahre 1805, nahe 5^/s Erddurchmesser oder 9460 d. Meilen betragen haben. Der eigentliche Kern des Kometen aber soll, nach demselben Beobachter, kaum 20 Meilen im Durchmesser enthalten. Das letztemal ist er uns i. I. 1832 erschienen, wo er am 27. Nov. durch sein PeriHelium gegangen ist. Bei seiner nächsten Wiederkunft i. I. 1838 werden wir ihn gegen Ende Octobers wieder sehen. §. 177. (Gefährliche Lage von Biela's Kometenbahn.) Wenn man in der Zeichnung der Fig. 15, in welcher alle die vier bisher Komeren. 27k «rwähnten Koinetenbahnen sammt jenen der Planeten dargestellt sind, die Lage zweier Planetenbahnen, z. B. die des Jupiter und der Erde mit einander vergleicht, so sieht man auf den ersten Blick, daß diese beiden Bahnen in allen ihren Punkten sehr weit von einander entfernt sind, und daß daher eine Begegnung oder auch nur eine starke Annäherung dieser beiden Planeten für alle künftige Zeiten ganz unmöglich ist, so lange nicht eine oder beide Bahnen eine völlige Aenderung erleiden. Eben so verhalten sich auch die meisten Kometenbahnen unter sich sowohl, als auch gegen die Planetenbahnen. Noch vor wenig Jahren kannte man keine einzige Kometenbahn, welche der eines andern Planeten oder Kometen so nahe gekommen wäre, daß man einen Durchschnitt beider Bahnen befürchten konnte. Zwar scheint es in derselben Zeichnung, als ob die erwähnten vier Kometenbahueu mehrere Planetenbahnen durchschnitten. Aber in dieser Zeichnung ist die Neigung dieser Kometenbahnen gegen die Ebene der Ecliptik, der größeren Einfachheit wegen, nicht ausgedrückt worden, so daß daher die Linien, welche hier einander zu durchschneiden scheinen, weit über oder unter einander liegen, und daher noch sehr weit von einander entfernt sind. Um sich davon zu überzeugen, ziehe man nur die geraden Linien durch die Sonne, welche die oben bei diesen Kometen angezeigten Knotenlinien ihrer Bahnen angeben. Bei Encke's Kometen z. B. fällt der aussteigende Knoten in die Länge von ZZ5 Graden, also sehr nahe in sein Aphelium. Dieses leyte liegt aber, wie die Zeichnung zeigt, mitten zwischen der Mars - und Jupitersbahn, und selbst weit jenseits von den Bahnen der vier neuen Planeten. Da nun die Planeten beinahe alle sich nahe in der Ebene der Ecliptik bewegen, so kann ein Komet denselben nur dann im Allgemeinen nahe komme», wenn sein Knoten, der ebenfalls in der Ecliptik liegen muß, der Planetenbahn nahe liegt. Da dieß hier nicht der Fall ist, so kann auch kein Zusammenstoßen des Kometen nnt einem Planeten zu befürchten seyu, indem die übrigen Punkte der Bahn, außer den beiden Knoten, sämmtlich schon zu weit über oder unter der Planetenbahn liegen. In dem absteigenden Knoten der Bahn des Encke'scbe» Kometen ist eine solche Annäherung schon eher zu befürchten. Er 272 Kometen. kommt nämlich in seinem absteigenden Knoten, der nahe in sein Perihelium fällt, wie die Zeichnung zeigt, der Bahn des Merkur sebr nahe. Wenn daher einmal in der Folge der Zeilen der Komet eben durch sein Perihelium geht, während Merkur zugleich in dem diesem Punkte nächsten Theile seiner Bahn sich aufhält, so ist, zwar kein Zusammenstoßen, wie man sieht, aber doch eine beträchtliche Annäherung beider Weltkörper vorauszusehen, und die Astronomen, die dieses schon längst bemerkt haben, wünschen ein solches Ereigniß recht bald zu sehen, weil sie eben dadurch Gelegenheit zu erhalten hoffen, die noch immer nicht genau bekannte Masse Merkurs durch die Störungen besser zu bestimmen, welche dieser Planet dann auf dem ihm so nahen Kometen ausüben wird. Ganz anders verhält sich aber die Sache mit Biela's Komeien- babn. Zieht man auch hier die Knotenlinie durch die Sonne, die nach den. Vorhergehenden, durch die beiden Punkte 69° und 2ä9° der Länge gehl, so sieht man, daß der absteigende Knote» dieser Bahn, der in die Länge von 69 Graden fällt, sehr nahe an die Erdbahn zu liegen kömmt, woraus folgt, daß dieser Komet selbst einmal der Erde sehr nahe kommen kann, wenn er nämlich zu derselben Zeit durch seinen absteigenden Knoten geht, wäorenb welcher die Erde in demjenigen Theile ihrer Bahn sich aufhält, der dieseni Knoten so ungemein nahe liegt. Es fehlt, wie die Zeichnung, und noch genauer die Rechnung zeigt, nicht viel, daß in diesen, Punkte beide Bahnen einander schneiden. Wenn daher einmal der Komet und die Erde zu gleicher Zeit in diesen, ihren beiden Bahnen gemeinschaftlichen Punkte eintreffen sollten, so würden sie sich daselbst begegnen, sie würden an einander stoßen und die Folgen eines solchen Conflictes, ja schon die einer sehr starken Annäherung, würden wahrscheinlich für uns nicht die erfreulichsten seyn. Um dieß noch besser zu übersehen, hat man in Fig. 19 die Bahn der Erde uüa, die des Encke'schen Kometen o Iio. . -s- 8,9 . . . 0 1809 . » . ^ 8,4 . » . 0 1801 9 ,2 1 1821 9,2 1 1802 9 ,2 1 1822 9,7 3 1803 7„ 0 1823 8,v 1 1804 8,, 1 1824 9,. 2 1803 7,. 2 1823 8,. 4 1806 9„ 1 1826 8 ,z 3 1807 9.- 1 1827 8,5 3 1808 8 ,o 4 1828 8,; 0 Im Mittel anS allen an dieser Sternwarte angestellten Beobachtungen ist die jährliche mittlere Temperatur Wiens gleich -f- 8,«. Nimmt man nun die Jahre unter 8.- für kalte und die über S,„ für heiße Jahre an, so findet man aus der vorhergehenden Tasel 7 beiße Jahre mit 10 Kometen 5 kalte — — 8 — 6 mittl. — — 12 — oder mit anderen Worten, man findet auf 10 heiße Jahre 14 Kometen — 10 kalte — 16 — — 10 mittlere— 20 — woraus also, gegen die bisherige Voraussetzung, folgen würde, daß die Kometen mehr Kälte als Wärme bringen und daß die mittleren Jahre die an Kometen fruchtbarsten sind. Allein auch dieser Schluß ist offenbar nicht sicher. Die Jahre 1303 und 1808 waren sehr kalt und hatten doch, das erste 2 und das andere sogar 4 Kometen. Die Jahre 1822 und 1827 waren im Gegencheile sehr heiß und doch hatte jedes 3 Kometen. Das heißeste von allen, das Jahr 1322, hatte Z, und das kälteste 1805, hatte 2 Kometen. Kurz, zwischen Kometen und Temperatur ist kein Zusammenhang. Man könnte übrigens leicht von anderen Sternwarten noch viele ähnliche Zusammenstellungen anführen, wenn es der Raum erlaubte, und man würde sehen, daß sie alle das hier gefundene Resultat bestätigen. Kometen. §. 18Z. (Einfluß der Kometen auf die Reinheit der Witterung.) Wenn aber die Kometen keinen Einfluß auf die Temperatur baden, so können sie doch Trockenheit oder Nässe, dickte Nebel, Un- gewitter, Hagel, Meteore u.dgl. erzeugen. Sie können: sie können aber auch vielleicht nicht. — Soll man nun alle diese Dinge nach einander auf die Kapelle bringen, um sie zu untersuchen? Wohin würde uns das führen? Ich habe es in der That versucht, die beiden lepteu Jahrhunderte in Beziehung auf ihre Nässe oder Trockenheit durchzugehen; aber ich kann es nicht wagen, die Langeweile, welche mir diese Arbeit machte, meine Leser entgelten zu lassen. Sie werden mir vielleicht lieber auf's Wort glauben, daß ich auch zwischen diesen Dingen und den Kometen keinen weiteren, auch nicht den geringsten Znsammenhang gefunden habe. Aus allen diesen mühseligen Untersuchungen folgt nun eben — daß nichts daraus folgt. §. 18ä. (Einfluß der Kometen auf Krankheiten.) Daß die Kometen auf die Krankheiten der Menschen und Thiere und selbst auf die der Pflanzenwelt einwirken, ist so lange und so fest geglaubt worden, daß man kaum anstehen kann, sich auch ein wenig auf dieselbe Seite zu neigen. Eigentlich sollten die Aerzte über diesen Gegenstand gefragt werden, vorausgeseht, daß sie die Natur der Kometen besser kennen, als die der Krankheiten, welche sie heilen wollen. Einer der neuesten hat es in sein Werk: Illustrutions vk tlrs ntmvsplrerionl mi^in vk ezssstemio stisoases, (stnlins- korst 1829 übernommen, den Zusammenhang der Kometen mit großen Epidemien mit inathematischer Genauigkeit, wie er glaubt, nachzuweisen und er schließt dieses voluminöse Werk mit folgenden Worten: ,,Es ist daher ganz gewiß, daß seit dem Anfange unserer Zeitrechnung die ungesundesten Zeiten auch immer zugleich die an Kometen reichsten gewesen sind, und daß die Erscheinung dieser Himmelskörper stets von Erdbeben, vulkanischen Ausbrüchen und atmosphärischen Revolutionen begleitet waren, während man im Gegemheile in gesunden Zeiten nie einen größeren Kometen ge» sehen hat." Und wie fängt Forster es an, diesen seinen Sah zu beweisen? — Er geht von Christi Geburt auf den heutigen Tag alle Jahre und alle Chroniken durch und bringt alle Leiden und Unfälle, 286 Kometen. welche in dieser langen Zeit das arme Menschengeschlecht betroffen haben, in eine lange Liste zusammen. Auf dieselbe Weise spürt er auch de» Kometen »ach, die seit jener Epoche erschienen sind, und deren er gegen 500 zusammentreibt, die er alle neben den Krankheiten seines ersten Registers einträgt, wodurch denn endlich ein gar herrliches und für den geneigten'Leser wahrhaft erbauliches Jnventarium von Noth und Elend und zugleich von Kometen entstanden ist, die an alle» jenen Drangsalen schuld seim sollen. Es scheint, daß ihm diese Arbeit nicht eben viel Nachdenken gemacht haben kann. Wie wir bereits oben gesehen haben, gibt es so viele Kometen, daß man beinahe auf jedes Jahr zwei derselben zählen kann. Unglücksfälle aller Art aber, die das arme Menschenvolk heimsuchen, gibt es wohl noch mehr, als zwei in jedem Jahre. Da es sonach am Himmel nicht an Kometen und auf Erden nicht an Noth und Elend fehlt, so wird es keine besondere Anstrengung erfordern, zu jeder Ealamität auch einen Kometen als Sündeubock aufzufinden, da es im Gegentheile sebr schwer, wo nicht unmöglich sevn wird, auch nur ein einziges Jahr zu treffen, wo nicht das Eine oder das Andere dieser beiden Dinge eingetroffen wäre. Ohne Zweifel würde dieses traurige Jnventarium des menschlichen Elends diese zweite Auflage einer „Reise durch die Höhlen deS Unglücks und die Gemächer des Jammers" unseres englischen Karls von Karlsberg eine ganz andere Gestalt erhalten haben, wenn es ihm beliebt hätte, ohne Norurtheile und ohne vorgefaßte Meinung an sein Werk zu gehen, und wenn er nicht, was er in unseren Gesehichtbücheru erst suchen sollte, schon zuvor als fi.re Idee in seinem eigenen Kopfe gefunden hätte. Was soll es uns frommen, wenn wir z. B. bei dem Jahre 166S lesen: „Großer Komet und Pest in London." — Also doch eine Pest, aber warum nur in London? War der Komet nicht auch an andern Orten der Erde eben so gut, war er bloß in London fichtbar? Warum brachte derselbe Komet, der die Pest nach London führte, sie nicht auch nach Paris, nach dem nahen Hambnrg, nicht einmal nach Schottland oder Irland? Dann hätte also wohl jene Dame recht, die, als sie hörte, daß man den gefürchteten Kometen im nächstfolgen- Kometen. den Jahre 18Z2 in Penis erwarte, entgegnete, daß sie daS wenig kümmere, weil sie das nächste Jakr nicht in Paris, senden, bei ihren Verwandten in Neapel zubringen werde. — Was seilen uns serner felgende lächerliche Zusannnenstellnngen: „Anno t66Y erschien ein Kernet und in Wesipbalen war ein großes Sterben unter den Kahen. Anne . . . war ein Komet und ein großes llnge- wirter in Thüringen, das mehrere Bauern aus der Wiese erschlug. Anno . . . Keiltet, und Klauenseuche des Hernviehes in Ostfriesland. Anno . . . Komet und ein Aerelith in Schottland, welcher leyte eine Dorfkirche traf und das Räderwerk der Thurmnhr beschädigte u. s. w." Wohl hundertmal liest man in dem Buche: „Komet und Heuschrecken in Kalabrien; Komet und Ueberschwem- mnng in England; Komet und Erdbeben in Kleinasien; Komet und FeuerSbrnnst in Constantinopel;" und was dergleichen Dinge mehr sind. Scheint es doch, als wollte der Verfasser absichtlich darauf ausgehen, die nnoerträglichsten Dinge mit einander zu paaren und Sachen zusammen zu koppeln, die himmelweit von einander liegen. Wenn es ihm, wie man glauben muß, nur darum zu thun ist, bei seinen Lesern Aufsehen zu erregen, so hätte er seine Kometen ganz gewiß auch eben so gut und eben so leicht noch ganz andere Verbindungen eingehe» lassen können, z. B. Kometen und Hnndegebell; Kometen und Hühneraugen; Kometen und lächerliches Geschwäh oder Kometen und alberne Bücher, zu welchen lepteren besonders er die Beispiele ganz in der Nähe hätte finden können. Wohl wäre es zu wünschen, diesen Gegenstand mit den, Ernste behandeln zu können, den die Wichtigkeit der Sache, den die Befreiung von jeden, Vornrtheile überhaupt verdient, wenn nicht eben jene sonderbare Bearbeitung desselben durch die Vorgänger eine» ganz andern Ton gleichsam nothwendig gemacht hätte, und wenn es nicht, selbst unter den sogenannten gebildeten Ständen, „och gar zu viele gäbe, die keinen Anstand nehmen, sich diesen Thorheiten hinzugeben, während sie auf viel geringere und verzeihlichere mit einer Art von Selbstgefühl herabzusehen pflegen, das oft mir zu wohl verrathet, daß auch hier ihre scheinbar bessere Kenntniß nicht sowohl auf Gründen und ans Ueberzeugung, als 283 Kometen. vielmehr nur auf Gewohnheit und auf einer Art von Mode beruht. für welche sie selbst nichts weiter anzuführen haben. Überhaupt möchte es wohl mit dein, was man Bildung und Aufklärung zu nennen beliebt, wenn man es etwas näher besieht, eine ganz andere Bewandtniß habe, als die Leute gewöhnlich und die am meisten glauben, welche diese Worte immerdar im Munde zu führen pflegen. Um aber de» Vorwurf der Uuartigkeit, die man unseren Landsleuten so gern Schuld gibt, zu vermeiden, wolle» wir einen der artigsten unserer artigen Nachbarn jenseits des Rheines, von dem ich das Vorhergehende über Forster entlehnte, für uns sprechen lassen, der sich bei derselben Gelegenheit auf folgende Weise ausdrückt: ä'anram vivement stemre, schreibt Arago, damals Präsident der Academie der Wissenschaften in Paris, pmir I'Ironnonr sto8 8vienee8 et sto la z>l>i1o8opltie mnsteine, pon- vviv ine stispenser ste prenstre an serienx les istues kr/.arres, stnnt je viens sto kairo jn8ti<:e: mais j'ai aecjuis personnelle- inent la certitiille, gne eette relutation ne 8eia z>as inutile et <>ne ee8 >Ie88ieur8 mit parmi na»8 Iren nonstne st'astepte8. ^n 8nr>>Iu8, z>rete/. l'oreille nn 8enl in8tant, memo 8 ce8 renitien8, gnil eLt st'ii8a^e st'az>z>ellev lo graust moiiste, anx l»»g:8 retenstne sti5s»8ierr ste8 Inmiere.8, gne taut st'oziti. mi8te8 8ö comz>Iai8ent ä 8ixci>aler eemme le trait caraeteri- 8tic>ne ste notre 8iecle. — ()naiit a moi, je 8ni8 revenn stepni8 Ic»>j;-tem8 ste ee8 illii8ion8. 8e«8 le verni8 Inillant et 8N- pei'keiel, stont Ie.8 etuste8 ^nvement Iitteiaire8 ste il08 cel- Iege8 et acastemie8 rcvetent ä pen pie8 nitikm-mement tont?8 1v8 ela8808 ste la 8oeiete, 01» trouve zire8gne tonjonrs, trau- elx»»8 le mot, nne i^iroranee eoniplete ste ee8 deanx z>I»ei>omöi>e8, sto ee8 grai>sto8 Ioi8 ste la naturo, (M 8»nt i>otre moillenre 8anvegavste eontre 1e.8 pvejn^e8. §. 18Z. (Verglcichung der Erscheinungen der Kometen mit jenen der Epidemien.) Da Forst er und so mancher Andere sich eine Art Geschäft daraus machten, diejenigen Jahre herauszusuchen, an welchen größere Kometen mit allerlei Calamitäten zusammen- Kometen. 289 trafen, ein Geschäft, das ihnen, wie wir gesehen haben, keine besondere Schwierigkeiten machen konnte, so wollen wir einmal im Gegentheile, ohne alle Rücksicht ans Kometen, diejenigen Perioden miserer Menschengeschichte knrz anführen, die sich durch verheerende und weiter oerbreitete Epidemien bemerkbar machten, und dann erst zusehen, welche größere Kometen sich etwa in derselben Zeit gezeigt haben mögen. Zu dem ersten werden wir uns die vortreffliche ,,Chronik der Seuchen" unseres braven und fleißigen Schnurrer's und zu dein letzten des schonen Kometenoerzeich- üisses (Altona 182Z) bedienen, mit dem unS der berühmte Olbers beschenkt hat. Schon die ersten drei Jahrhunderte nach dem Anfange unserer Zeitrechnung waren durch schwere und beinahe über das ganze römische Reich (von anderen Ländern fehlen uns die Nachrichte»), verbreitete Epidemien ansgezeichnet. Im Jahre ü2 »ach Cbr, G., unter der Negierung des Kaisers Claudius, ergoß sich das Men- tagra, eine Art von Elephantiasis, die den ganzen Körper des Erkrankten mit Geschwüren und Borken bedeckte, aus Aegypten über das gesammte römische Reich. — Im Jahre 1S4 erschien eben daselbst die Lycanthropie und verbreitete allgemeines Entsetzen unter die geängstigten Menschen. Die von ihr Ergriffenen irrten, von unsäglichen Schmerzen bis zur Verzweiflung getrieben, wie Wölfe (daher die Benennung) bei Nacht unter den Gräbern und an einsamen Orten umher. Die heutigen Aerzts glauben, daß aus dieser Krankheit unsere, jetzt schon viel gemilderte Katalepsis entstanden ist, wie man den» auch bei vielen anderen, anfangs sebr heftigen Krankheiten diesen endlichen UebergaNg in zwar noch immer ähnliche, aber doch auch viel mildere Formen bemerkt. —^ Im I. l t!S unter K. Antonin herrschte eine über Kleinasien, Nordafrika und ganz Europa verbreitete pestartige Seuche durch volle sieben Jahre. —' Im Jahr 182 wurde ganz Italien von einer Epidemie verheert, die nahe ein Dtittheil der Einwohner hinraffte und ün der durch mehrere Wochen in Rom täglich gegen 20N0 Menschen starben. In der Mitte des dritten Jahrhunderts, unter K. Valeria», brach eine Seuche aus, die über 1Z Jahre im römistcheu Reiche Litrrow's Hinmiel u. s. Wunder kl- 19 290 Kometen. wüthete und wegen welcher die nock jetzt unter uns bestehende Sitte aufkam, zur Trauer über den Verlust seiner Freunde und Verwandten schwarzHesärbte Kleider zu tragen. — Im Jahre 512 kam der Anthrax aus Aegypten nach Italien und Griechenland, wo er epidemisch wurde und so heftig um sich griff, daß von mehreren Inseln des mittelländischen Meeres die Bewohner ganz ausstarben. — lind in allen den genannten Jahren, ja selbst zehn Jahre vor- oder rückwärts von ihnen, findet man auch nicht die geringste Spur von irgend einem Kometen bei den alten Schriftstellern. Das Jahr 542 war der Anfang einer der verheerendsten Seuchen, von der Europa je heimgesucht wurde. Sie dauerte über 50 Jahre und fing mit allgemeinem Mißwachs und großen Zügen von Heuschrecken an. Sie scheint das erste Auftreten der orientalischen oder eigentlichen Bubonenpest gewesen zu seyu, und in der ganzen Periode wird von ein ein großer» Kometen nichts erwähnt, wenn man nicht etwa den, vier Jahre früher i. I. S58 erschienenen, für den Stifter dieses Unheils halten will, der aber mir sehr klein und unansehnlich gewesen sehn soll. Auch von dieser Calamität des Menschengeschlechtes hat sich eine Gewohnheit bis auf unsere Zeiten erhalten. Da die von der Pest Ergriffenen von heftigem Gähnen und Niesen geplagt wurden, so befahl Papst Gregor der Große, beim Gähnen das Zeichen des Kreuzes über den Mund zu machen und beim Niesen dem Kranken: „Helf' dir Gott," zu sagen. Im Jahre 717 fing eine dreijährige Pest im Oriente an, an welcher bloß zu Coustautinopel 500000 Menschen gestorben sehn sollen. Von Kometen aber war um diese Zeit keine Spur. Im Jahre 874 und 87S war ein großes Sterben in Europa, das durch die zahllosen Heuschreckenzüge veranlaßt wurde. Der Moder ihrer Leichen soll in vielen Ländern den Boden mehrere Zolle hoch bedeckt haben. Auch war ein großer Komet zu sehen, aber erst im Jahre 376, also ein Jahr nach dem Ende der Krankheit. Im Jahre 996 erschien das sogenannte heilige Feuer das erstemal in Europa. Diese verheerende, schnell verlaufende und äußerst ansteckende Krankheit ergriff schnell den ganzen Organis- Kometen. 291 mus des Menschen, den sie oft schon noch einigen Stunden durch den Brand zerstörte. Oft ergriff sie auch mir einzelne Glieder, Arme oder Beine, die nach wenig Tagen schwarz wurden und abfielen. Aus ihr soll das spätere Anton iusfeuer, das noch sehr verheerend war und aus diesem endlich unser milderes, sogenanntes Roth lauf entstanden seyn. Damals kamen unter den geängstigten Menschen die Wallfahrten nach dem heiligen Lande auf, aus welchen späterhin, gegen Ende des eilften Jahrhunderts die Kreuzzüge entstanden. Größere Kometen sah man nur zwei um diese Zeit, de» ersten i. I. 985, also 15 Jahre zu früh, und den zweiten 1005, also 9 Jahre zu spät. Im Jahre 1092 begann ein allgemeines Sterben der Menschen und Thiere, das über fünf Jahre währte. Viele Länder verloren die Hälfte ihrer Einwohner und andere verödeten gänzlich. Es war der allgemeine Glaube, daß der jüngste Tag bevorstehe. Alle Hansthiere flohen in die Gebirge und Wälder, wo sie wieder verwilderten. I i den letzten Jahren kam diese Pest auch nach Palästina unter die Kreuzfahrer. Zu Jerusalem starben durch mehrere Wochen täglich 500 Menschen, unter ihnen auch Gottfried von Bouillon. Antiochien starb beinahe ganz aus und von dem Heere des ersten Krenzzuges gingen in dieser Stadt allein in zwei Monaten über 200000 MeM'chen zu Grunde. Ein im November 1097 ihnen aus Europa nachgeschicktes Hülfscorps von 25000 Mann wurde sogleich bei seiner Ausschiffung an der asiatischen Küste von der Krankheit ergriffen und beinahe gänzlich aufgerieben. — Größere Kometen sab man aber nur i. I. 1071 und 1097, also 21 Jahre zu früh und S Jahre zu spät. Das verderblichste Jahrhundert unserer ganzen Menschengeschichte war das vierzehnte. Schon i.J. 1510 brach eine große, siebenjährige Pest über ganz Europa ans. In Straßbnrg starben 15000, in Basel 14000, in Mainz 16000, in Köln 50000 Menschen und viele andere Städte Europa's starben beinahe gänzlich aus. Ein großer Komet wurde bloß i. I. 1505, also fünf Jahre Zu früh gesehen, was aber doch den Chronikschreiber Prälorius nicht binderte, ihn als den Vorboten jener Pest anzusehen. Im Jahre 1547 begann die fürchterliche Pest, die späterhin 19 « 292 Kometen. allgemein unter der Benennung des schwarzen Todes bekannt wurde. S>e kam von dem nordöstlichen Asten, wie einst die Völkerwanderung, und überzog bald alle bekannten Länder der Erde. Im ersten Jahre hielt sie sich vorzüglich an den Meeresküsten ans, aber im Jahre 15-18 drang sie auch schon in das Innere der Länder und wülhete unter Menschen und Thieren. Die allznvielen Tobten blieben meistens nnbegraben ans den Straßen liegen; die Aecker wurden nicht mehr besorgt und die Hansthiere irrten ans de» Feldern umher. Bis ans den wildesten Trieb der Selbster- haltnng und einer gränzenlosen Furcht schienen alle andern Leidenschaften der Mensehen gänzlich erloschen zu sepn. Bagdad, Diarbekir und Daniask starben beinahe ganz ans; in Gnza starben in einem Monate 22,000 Mensche», in London 8901)9, in Paris nahe der vierte Theil der Einwohner; in Lübek während einer einzigen Nacht 1999, in Wien starben während drei Monaten täglich gegen 799 biö 899 und zur Zeit der größten Höhe der Krankheit einmal an einem einzigen Tage 1199 Menschen. Selbst die Kaiser und Könige dieser Zeit, so sehr sie sich auch schuhten, wurden nicht verschont. Unter den Opfern dieser Pest zählte man den Kaiser Andronicns m Constanrinopel, König Alfons XI. in Spanien, die Königin Joanna in Portugal und de» Zar Jwanowitsch in Moskau mit seinem Bruder und allen seinen sieben Kindern. Diese Pest dauerte bis 1551 durch fünf Jahre.— Die Chroniken erwähnen einen größeren Kometen für 1Z17 und 1551, also einen für den Anfang lind den andern für das Ende der Krankheit. Es mag daher auch wohl Kometen geben, welche die Krankheiten wieder heilen, die andere gemacht haben. Im Jahre 1556 brach derselbe schwarze Tod durch neue fünf Jahi^ zum zweitenmale ans, lind richtete, wie die Geschichtsschreiber jener Zeit erzählen, noch größere Verheerungen, als das erstemal an. Nach Petrarca, der auch seine Laura daran verlor, und der sie, so wie Boccaccio, mit den lebhaftesten Farben beschrieben hatte, sollen in Italien von je 1999 Menschen kaum 19 übrig geblieben seyn. In Köln starben 29999, in Avignon 17999, unter welchen 5 Kardinäle und 199 Bischöfe, die sich eben daselbst zu einem Cvncilium versammelt hatten, und die auch, wie alle an- Kometen. 292 dere, unbegraben auf den Gassen liegen blieben, auf die man damals die Leichname durch die Fenster zu werfen pflegte. Van Kometen in dieser Zeit findet man keine Spur. Zum drittenmale brach diefe verheerende Krankheit i. I. 1267 aus, wv sie bis 1271 wüthete. Sie nahm jetzt die Gestalt des sogenannten Johannistanzes an, unter welcher sie, obschon auch in milderer Form, bis zu uns unter der Venennimg des Veitstanzes gelangte. Die von der Krankheit Ergriffenen liefen, tanzten und rafften, bis sie ichäumten und leblos zur Erde stürzten, wo dann der hochaufgeschwollene Unterleib der Leichen zerplatzte. Bei den häufigen Todesfällen seit 12-17, also durch heinahe 2(1 Jahre, erwartete man den Untergang, des ganzen Menschengeschlechts und vermachte alle seine Einkünfte an Kirche» und Kloster, so zwar, daß diefe Vermächtnisse durch eigene Gesetze untersagt werden mußten, um den rechtmäßigen Erden doch nicht alles zu entziehen. Auch in diesen sieben Jahren erwähnen die Chroniken keines größeren Kometen bis 1272, also ei» Jabr nach der Beendigung der Krankheit, daher auch, nach dein großen Kometendeuter Prätorius, derselbe keine weitere Beziehung auf jene Pest, sondern hloß auf den Tod Karls IV. haden sollte. Doch es wird unnötbig ffvn, dieses traurige Verzeicbniß des menschlichen Elendes noch weiter fortzusetzen. Wenn man aufrichtig mit sich selbst und obne Vorurtheil zu Werke geht, so wird man in allen Jahrhunderten eben so viel Belege für, als gegen jene Meinung finden, daß die Kometen Krankheiten oder andere Unglücksfälle entweder vorher verkündigen, oder selbst verursachen sollen, d, b. man wird finden, daß jene Himmelskörper mit diesen Ealamitäten des Menschengeschlechtes in keiner, oder doch in keiner für uns merkbaren Verbindung stehen. Unsere eigenen Erfahrungen an der Cholera seit dem Jahre 1320 werden dieses Resultat bestätigen. Uebrigens ist es betrübend zu sehen, wie lange die Menschen mitten unter den Unglücksfällen, die sie betreffen und die sie nicht vermeiden können, sich »och mit selbstgesedaffenen liebeln plagen, durch grundlose Besorgnisse ängstigen und die ihnen verliehene Vernunft durch Vorurtheile und Aberglauben verdunkeln. Wie uütl'ch, ja wie nothwendig ist eS daher, das L >chi der Wissenschaften, das uns von allen Seiten umgibt und mit dein allein wir jene Vorurtheile besiegen können, zu unserer wahren Bildung mit allem Fleiße zu benühen, und uns dadurch in eine Lage zu versehen, wo wir keinen Rückfall mehr in jene finsteren Jahrhunderte der Unwissenheit und des Aberglaubens zu befürchten haben. Erhalten wir daher mit der innigsten Sorgfalt diese Fackel der wahren Aufklärung unseres Geschlechtes, diesen köstlichen, von unseren Vorgängern ererbten Schah, diese den Menschen zugleich schühenden und veredelnden Kenntnisse, aes Imntes con- iinissnnoes, los ckölioes ckes ötres Sensaus, ckont Is z>ln8 Kraiick Iiienlnit panr le Aonro Inimain 08t, ll'avoir clissipe leg ornintes, les vainos terrenis, Io8 8iipoi8ti>ion8 et tou8 Ie8 mrmx, «>ni aeeoinpnxnont Ie8 errenr8 nee8 cks I'i^noranoe cko nc>8 vrni8 raz>^>ar>8 avee In irntnre, erreur8 et cruinte8 , rpii lenaitraient zirampteinent, 8i 1e klamdemr cke8 8ciei>ce8 ve- unit ü 8'eteiiuli e. (Unpl. lüx,,v8.). §. 186. (Bewohner der Kometen.) Da wir, so weit unsere Erfahrungen reichen, alles in der Natur von lebenden Wesen bewohnt finden, so können wir nicht gut zweifeln, daß die Kometen, diese großen Weltköoper, deren Anzahl, wie wir gesehen haben, viele Taufende übertrifft, ganz obne alle lebenden Geschöpfe seyn sollten. Da aber auch diese Kometen von allen anderen Himmelskörpern in ihrem Aeußern sowohl, als auch wahrscheinlich in ihrer inneren Structur so sehr verschieden sind, so wird ohne Zweifel der Unterschied derjenigen Wesen, welche sie bewohnen, von dem der Erde und der übrigen Planeten ebenfalls ganz verschieden seyn. Aber welcher Art sollen sie nun seyn?— Als Fontenelle von seiner neugierigen Marguise über die Bewohner der Planeten befragt wurde, antwortete er: „Madame, ich kenne sie nicht und weiß nichts von ihnen zu sagen." — Unsere Leser werden es uns nicht übel deuten, wenn wir ihnen auf ihr Fragen von den Bewohnern der Kometen, mit noch größerem Rechte, wie wir glauben, dieselbe Antwort geben. Gibt es doch in der Astronomie nicht bloß, sondern in beinahe allen andern Wissenschaften noch gar manche, für uns in der That um Vieles wichtigere Frage, auf die wir alle keine bessere Antwort haben, und wobei wir uns da» Kometen. Kometen. 295 her noch mit der althergebrachten Sokratischen Weisheit begnügen müssen, die da wenigstens weiß, daß sie nichts weiß, obschon man, wie Lichtenberg sagte, für eine solche Weisheit heut zu Tage nicht einmal mehr einen Magistertitel an unseren Universitäten geben würde. Welcher Art aber auch die Bewohner der Kometen seyn mögen: wenn sie an dem Höchsten, was dem Menschen hienieden dargeboten wird, wenn sie an der Betrachtung der Natur und an der Kenntniß der Werke ihres über alles erhabenen Schöpfers Sinn und Freude haben — welche hohe Genüsse müssen ihnen vorbehalten seyn, Genüsse, von denen wir uns, auf dem uns angewiesenen Standpunkte, keine weitere Vorstellung machen können, wir, die wir auf einem kleinen, beinahe unbeweglichen Punkte, wie Raupen auf ihrem Koblblatte, lebe», während sie mit der Schnelligkeit des BlitzeS auf ibren weitgestreckleu, auf ihren parabolischen oder hyperbolischen Bahnen von einer Sonne, von einer Welt zur andern fliegen. Für uns allerdings, für Wesen unserer Art, sind diese Genüsse nicht bestimmt. Wer von uns könnte jene Extreme von Licht und Finsterniß, von Hitze und Kälte ertragen, denen sie auf ihren weiten Bahnen ausgesetzt sind. Die Bewohner der Kometen von 1680 kamen der Oberfläche der Sonne so nahe, daß die Hitze, welche dadurch entstand, nach Newtons Berechnung, unsere höchste Sonnenhitze 26000mal und selbst die Hitze des weißglühenden Eisens noch 2000 mal übertreffen müßte, und dieselben Wesen sind wieder, zur Zeit ihres Aphelinms, so weit von d>r Sonne entfernt, daß sie ihnen nur mehr als einer der kleinsten Fixsterne erscheint, und daß die in jenen Distanzen herrschende Kälte selbst unsere Atmosphäre in einen dem Eise ähnlichen festen Körper verwandeln würde. Welche Organisation müssen jene Wesen haben, wenn sie diese Wechsel ertragen, wenn sie sich ihrer vielleicht sogar erfreuen können, wie wir uns au der Abwechslung unserer Tages- und Jahreszeiten ergötzen. Welche Augen müssen es seyn, die jenes blendende Licht der Sonne ohne Schmerz ertragen können, wo auch schon der erste Blick in dieselbe unsere Gesichtsorgane nickt nur blenden, sondern sogleich in Asche verwandeln würde, während jene. Kometen, wieder in einer beinahe völligen Abwesenheit des Lichts, in einer Finsterniß, gegen welche unsere schwärzesten Nächte n»r schwache Dänunernngcn sind, doch nach sehen und die Wunder ihrer innner neuen Himmel betrachten können. Dach vielleicht sind alle diese Extreme nur scheinbar und die Natur, der ein unerschöpflicher Reichthum van Mitteln zu Gebote steht, ihre Zwecke zu erreichen, wird auch dort Wege gefunden haben, diese Hinderniste zu besiegen, oder ihnen in dem Bau und der Einrichtung ihrer Geschöpfe entgegen zu arbeiten. Es ist möglich, daß die ungemein zarten Stoffe, aus welchen die Kometen gewebt sind, auch feiner organisirte», höheren geistigen Wesen zum Aufenthalte und zum Verbindungsmiltel mit der sie umge- gebenden Welt dienen. Vielleicht sind ihre Geister an intellec- knellen Kräften den unseren weit überlegen, da sie sich in ihren ätherischen Körpern freier bewegen, in Körpern, welche, einer höheren Ordnung der Sinnenwelt angehörend, für Hitze und Kälte und für alle andere thierische Empfindungen weniger Empfänglichkeit haben. Wiste» wir doch, daß nicht die größere Nähe der Sonne es ist, welche die höhere Temperatur unserer Sommer erzeugt, da uns die Sonne im Winter in der Tbat näher ist, als im Sommer sl. S. 202). Sehen wir doch die Möglichkeit ein, daß diese Sonne kein eigentliches Feuer seyn muß, und daß die Bewohner derselben, wenn es deren gibt, sich mehr über Kälte, als über eine zu große Hitze beklagen können. (Vergl. II. S. 27.) Ihre Strahlen wenigstens, so nothwendig sie auch zur Hervor- bringung der Wärme auf unserer Erde seyn mögen, scheinen selbst nicht zu wärmen, sondern nur die in den Körpern verborgene und ibncn eigenthümliche Wärme zu erwecken. Diese Erregbarkeit der Körper für den Wärmestoss durch die Sonnenstrahlen kann bei den Kometen eine ganz andere sepn, als bei uns und sie kann dort selbst gänzlich wegfallen. Warum hat man au dem schon öfter erwähnten großen Kometen von 16KS nach seinem Durchgange durch daS Perihelmm keine Aenderung bemerkt, da er doch (II. S. 22ä) der Sonne so nahe kam, daß er beinahe die Oberfläche derselben streifte? Könnte nickt eben die ungeheuere Ausdehnung, welche oie Muffe der Kometen bei ihrer Annäherung zur Sonne Kamelen. 2!)7 erleidet, und wodurch sie größtenteils nur in eine äußerst lockere Dunstmasse aufgelöst werde», könnte diese gewaltige Ausdehnung nicht zugleich ein mächtiges Schuhmittel gegen die dort herrschende Hche sehn und eine wahre Abkühlung desselben erzeugen? Diese Ausdehnung wird offenbar am stärksten auf der der Sonne zugekehrten Seite des Kometen seyn, nach welcher daher die dichtere und kältere Luft der andern Seite mit ^Gewalt hinströmen und dadurch einen immer kühlenden Lufzug erregen wird. Diese Ausdehnbarkeit, diese ungemeine Elasticität der Kometenmasse mag sie selbst ganz besonders gegen die Extreme der Temperatur beschuhen, welchen sie auf ihrer weilen Reise ausgeseht sind. Wir wissen, daß auf den Gipfeln unserer Berge, wegen der dort scbo» sehr verdünnten Luit, die Kälte wieder größer ist, als in den Tbälern, wo die dichtere Lust die Wärme so stark befördert. Ganz eben so, nur in einem viel höheren Grade, mag es auch mit den Kometen gehen. Wen» ihre Masse, zur Zeit der Peri- helien, durch die Sonnenbiye fehr verdünnt und beinahe in eine bloße Lufrart ausgedehnt wird, muß eben diese Verdünnung wieber Kühle erzeugen und wenn im Gegentheile, in ihren Aphelien, dieselbe Masse durch die dort herrschende Kälte vielleicht zu der Dichtigkeit unserer Steine und Metalle zusan^zengexreßt wird, muß durch eben diese Verdichtung wieder eine große Brenge Wär- »nstvsses frei werden. Aus diese Weise mag den Kometen jene wunderbare, veränderliche Dunsthülle als ein für alle Fälle bequemer Reisemantel, als ein warmer Pelz im Winter und als ein kühlender Sonnenschirm im Sommer dienen. Wenn diese Him- melswanderer aus der Tiefe des Weltalls, aus jenen eisigen Regionen zu uns heran kommen, sehen wir sie, am Ende ihrer langen Winterreife, noch enge in ihr dichtes Gewand gehüllt; aber wie sie allmäblig der wärmenden Sonne näher treten, lüften sie dieses Gewand und breiten es endlich, wie ein kühlendes Zelt, inn sich aus, um in dem Schatten desselben, der nahen Sonne ungeachtet, einer ibnen sehr angenehmen Temperatur zu genießen, so daß sie die Tage, welche wir für sie als die gefahrvollsten halten, vielleicht als die fröhlichste» Feste ihrer langen Jahre zu feiern pflegen. Ist es doch, selbst durch eine große Anzahl von Ersah- 298 Kometen. rungen des gemeinen Lebens, bekannt genug, daß bei jedem Ueber- gange eines festen Körpers in einen flüssigen, so wie eines flüssigen in einen lustartigen, immer eine große Menge Wärme von diesen Körpern absorbirt oder gebunden, und daher gleichsam Kälte erzeugt wird, während im Gegentheile bei dem Rückgange der luflförmigen Körper in tropfbare, oder dieser in feste, stets viel Wärme frei und dadurch die Temperatur in der Nähe dieser Körper erhöht wird. Aus dieser Ursache werden unsere Zimmer im Sommer kühler, wenn der Boden derselben mit Wasser besprengt wird, welches bei seiner Verdünstung, d. h. bei seinem Ueber- gange aus dem tropfbaren in den lustförmigen Zustand Kühle erzeugt; so wird das zum Verkaufe auf der Straße ausgelegte Obst durch dasselbe Mittel frisch erhalten; so belegen die Schnitter ihre Wasserkrüge mit feuchten Tüchern, wozu man in Aegypten noch vortheilhaftere Trinkgefäße von sehr porösein Thone braucht, durch welche das Wasser in kleinen Tropfen sickert und an der Außenseite der Krüge schnell verdüustet u. f. Wenn daher, wie es sehr wahrscheinlich ist, der die Kometen umgebende Nebel bloß das Resultat der Verdünstung ihrer Masse durch die Sonnenhitze ist, so muß auch, eben durch diese größere Ausdehnung ihrer Mgsse im Perihelium eine große Kälte, so wie durch die Verdunstung derselben im Aphelium eine beträchtliche Wärme entstehen. Diese Wechselwirkung mäßigt sowohl die große Hitze ihrer Sonnennähe, als auch die ungemeine Kälte, welche sonst in ihren Sonnenfernen herrschen würde, und macht dadurch einen Aufenthalt, den wir ohne diese Wechselwirkung für unerträglich halten müßten, für jene, ihren Verhältnissen angemessenen Geschöpfe brauchbar und vielleicht selbst sehr angenehm. §. 137. (Scheinbare Größe der Fixsterne.) Bei dem ersten Anblicke des Himmels bemerken wir schon eine große Verschieden- heil unter den Sternen, mit welchen er bedeckt ist. Einige unter ibnen sind so hell und erscheinen uns so groß, daß wir sie gleich nach dem Untergange der Sonne erblicken, während andere, schwächere oder kleinere, erst später, wenn die Nacht mehr vorgeruckt ist, sichtbar werden, und andere, noch kleinere, selbst unter den günstigsten Umständen nur durch Fernröhre gesehen werden können. Wir würden uns aber wohl sehr irren, wenn wir diese so auffallenden Abstufungen der Fixsterne ihrer wahren Größe, oder auch nur ihrer Entfernung von uns zuschreiben, d. h. wenn wir sagen wollten, daß diejenigen Sterne, welche uns als die größten erscheinen, auch in der That, die größten sind oder daß sie wenigstens näher bei uns stehen, als die anderen. Es ist bereits oben ffl. Cap. V.) gesagt worden, daß wir über diese Entfernung, also auch über die absolute Größe aller Fixsterne so viel als nichts wiffen, und daß wir auch nicht einen einzigen derselben kennen, von dem wir sagen könnten, daß er an Größe oder Entfernung unsere Sonne, auch nur i» runder Zahl, hundert- oder tausend- oder selbst Millionen-mal übertreffe. Auch Z00 Anzahl, Entfernung und Größe der Fixsterne. sehen wir die scheinbar größten dieser Himmelskörper, wenn wir sie durch unsere Fernröbre betrachte», nur als untheilbare, und zwar desto kleinere, reinere Punkte, ohne allen merkbaren Durchmesser, je besser das Fernrohr ist, welches wir zu diesem Zwecke gebrauchen. Wenn wir also doch noch von der Große dieser Fixsterne sprechen wollen, so kann dieß nur von der scheinbaren Größe, oder von dem größeren oder geringeren Eindrucke gemeint sepu, welchen ihre Lichtstärke auf unser Auge hervorbringt. In diesem Sinne nennen wir Sterne der ersten Größe diejenigen, deren Eindruck ans unser Auge am stärksten ist, und so beißen dann stufenweise abwärts die immer kleineren, Sterne der zweiten, dritten, bis zur sechsten Größe, unter welchen wir diejenigen zu verstehen pflegen, die man unter günstigen Umständen noch mit freiem Auge sehen kann. Die diesem Bande beigefügte Sternkarte wird hinreichen, die vorzüglichsten dieser Sterne durch Alig- nements kennen zu lernen, obsehon, wie bereits oben (I. S. ül), gesagt wurde, der Globus das beste und bequemste Mittel zu diesem Zwecke ist. §. 188. (Nähcrc Bestimmung der Klassen der Sterne.) Mau sieht, wie unbestimmt diese Einlheilung ist und wie sehr die Granzen der einzelnen Klassen von der Individualität der Beobachter und von äußeren Verhältnissen abhängig sei)» mag. Mau hat es nicht an Vorschlägen fehlen lassen, diesem Uebelstande abzuhelfen, aber die meisten scheiterten an der Schwierigkeit, die eigentliche Größe jenes Eindruckes auf u-mer Auge mit Sicherheit z» bestimmen. Einer der einfachsten dieser Vorschläge war der, 1 1 l wo man diejenigen Sterne, deren Glan; mir -desGlanzes der Sterne von der ersten Größe ist, zur Ben, Zten, Ben Klasse zäblen wollte, wo dann die Sterne der Kte» Klasse nur den Z2steu Theil des Glanzes der ersten Klasse haben würden. Schon der ältere Herschel fühlte das Bedürfniß einer genauen Eintheilung der Himmelskörper in dieser Rücksicht und suchte dieselbe auf photometrische Gründe zu bauen. Zu diesem Zwecke bedeckte er den Spiegel seines Telescops, der 18 Zolle im Durchmesser hatte, mit Anzahl Entfernung und Größe der Fixsterne. einer in ihrem Mittelpunkte ausgeschnittenen Scheibe, deren kreisförmige Oeffnung er so lange verminderte, bis der scheinbar größte aller Fixsterne, Sirius, durch den so bedeckten Spiegel nur mehr iu dem Glänze eines Sterns der sechsten Größe erschien. Er fand für diesen Fall de» Durchmesser der Oeffnung seiner Scheibe gleich, einem Zolle und zog daraus den Scbluß, daß, wenn die Lichtstärke eines Sterns der sechsten Größe gleich der Einheit ist, die des Sirius gleich 18 mal IL oder gleich 224 seyu soll. Da aber dieser ungemein helle Stern wenigstens dreimal h.ller leuchtet, als die übrigen Sterne der ersten Größe im Mittel genommen, so wird das Verhältniß der Lichtstärke eines Sternes der ersten Größe zu dem der sechsten nahe wie t00 zu 1 sepn. Nimmt man dann noch an, daß für die übrigen Klassen die Lichtstärke sich wie verkehrt das Quadrat der Zahlen dieser Klassen verhalle, jo hat die I Klasse die Lichtstärke igt) 10N II — — III — — IV — — 4 100 ION 16 oder 25 oder 12 oder Endlich nahm er, etwas willkührlich, für die V Klasse die Lichtstärke 2 und für die VI — — — 1 an. Alle diese Annahme» sind, wie man sieht, bloße Convention, die nicht einmal allgemein angenommen ist und auch nicht gut angenommen werden kann, weil es schwer, wenn nicht unmöglich ist, zu bestimmeu, wann die Lichtstärke eines Sterne? nur den fünften, zehnten, zwanzigsten Theil der Lichtstärke eines anderen beträgt. tz. 189. (Veränderungen dieser Große der Fixsterne.) Man muß diesen Mangel an Genauigkeit bei der Eintheilung der Fixsterne sekr beklagen, weil uns dadurch die Mittel entgehen, die Veränderungen zu bestimmen, welche, den älteren Beobachtungen zufolge, an diesen Himmelskörpern vorgegangen zu seyn scheine». So hatten z. B- die alten Griechen den Sirius rolh genannt, da er doch uns in einem entschieden blendend weißen Lichte erscheint. Castvr galt ihnen als der größere von den beiden Zwillingen, da Z02 Anzahl, Entfernung und Größe der Fixsterne. er dach jetzt offenbar kleiner als Pollux ist. Der Stern a in der Wasserschlange (Il)flrn) wurde von den altern Beobachtern zur ersten Klasse gezählt, da er doch jetzt nur mehr zur zweiten gerechnet werden kann. Die sieben schöne» Sterne im Sternbilde des großen Bären scheinen ihr Licht immerfort zu ändern, so daß bald dieser bald jener als der größte von allen erscheint. So gehört jetzt der Stern ö in dem bekannten Pierecke dieses Sternbildes mir mehr zur vierten Klasse, da ihn doch Tycho Brahe noch in die zweite setzte. Wenn aber die Fixsterne, wie es scheint, ihr Licht in der That mit der Zeit ändern, könnte dieß nicht auch mit unserer Sonne, die doch ebenfalls nur ein Fixstern ist, der Fall seyn? Welchen Einfluß wurde aber eine solche Ab- oder Zunahme des Sonnenlichtes auf unsere Vegetation und ans alle lebenden Wesen haben? Vielleicht werden unsere Geologen einmal aus dieser Quelle die Veränderungen erklären, welche unsere Erde in der Vorzeit ohne Zweifel erlitten hat, da wir jetzt, vielleicht nach Myriaden von Jahren, noch so viele unverkennbare Spuren dieser Veränderungen ans der Oberfläche der Erde finden. §. 19V. sEintheilung der kleineren Sterne.) Die secks erwähnten Klassen sollen nur die mit freien Augen noch sichtbaren Sterne in sich begreifen. Allein außer ihnen giebl es noch eine ungleich größere Menge von Sternen, die man nur durch Fernröhre sehen kann. Geübte, mit guten Telescopen versehene Beobachter pflegen diese letztern noch in zehn neue Klassen zu «heilen, so daß man im Allgemeinen sechszehn Klassen von Fixsternen hat, deren scheinbare Größe immer abnimmt, wie die Zahl ihrer Klassen zunimmt. Daß bei den höhern Klassen die Unbestimmtheit der Begränzung noch zunehmen muß, ist wohl für sich klar, so wie, daß man mit der letzten oder sechszehnten Klasse noch nicht den ganzen gestirnten Himmel erschöpft zu haben meinen kann. In der That flnden sich auch jenseits dieser kleinsten Sterne noch andere Gegenstände, die wahrscheinlich wieder aus Sternen, aber aus so kleinen und so nahe gedrängten Sternen bestehen, daß auch unsere stärksten Fernröhre nicht mehr hinreichen, sie als solche deutlich erkennen zu lassen. Anzahl, Entfernung und Größe der Fixsterne. 303 §. 191. (Anzahl der Sterne in den sechs ersten Klassen.) Die Zahl der Fixsterne der ersten Klasse ist 14, die der zweiten 70, und die der dritten nahe 300. Mit der vierten Klasse aber ninnut die Anzahl der in jeder Klasse enthaltenen Fixsterne sehr schnell zu. Man nimmt gewöhnlich an, daß die Summe der in den ersten sechs Klassen enthaltenen, oder daß die Anzahl der noch mit freien Augen sichtbaren Sterne nahe 5000 betrage. Mit der siebenten aber steigt diese Anzahl bereits in einem solchen Grade, daß die vollständige Aufzählung der Sterne der ersten zehn Klassen wohl ein sehr verdienstliches, aber auch eines der beschwerlichsten Geschäfte seyn würde, dein sich ein Beobachter unterziehen könnte. §. 192. (Aus den Stern-Katalogen geschlossene Anzahl.) Unsere reichste» Sternverzeichnisse sind: Bvde's Monographie, die 17240 und Lalande's Ilistvire voleste, die S0000 Sterne enthält, nebst den nahe eben so reichen Zonenbeobachtungen Bessels. Alle diese Beobachtungen wurden in den Breiteilkreisen von 43 bis 55 Grade» angestellt, wo die von dem südlichen Wendekreise eingeschlossenen Sterne schon bald alle unsichtbar sind. Theilt man die Oberfläche des Himmels in 100 gleiche Theile, so nimmt davon die heiße Zone 40, jede der gemäßigten 26 und jede der beide» kalte» Zonen 4 Theile ein, daher verhält sich in den genannten Gegenden der sichtbare Theil des Himmels zu dem unsichtbaren, wie 70 zu 30, und da in jenen, nach der Ilist. oölesta, noch 50000 Sterne gezählt werden, so können wir in dieser nahe 20000 annehmen, so daß daher, diesem Stern-Kataloge zufolge, die ganze Sphäre des Himmels nahe 70000 Sterne bis zur 9ten oder 10ten Größe enthalten würde. §. 193. (Andere Bestimmung der Anzahl der Sterne.) Man hat verschiedene Versuche gemacht, diesen Zweck, nicht sowohl durch unmittelbare Beobachtungen, als durch Schlüsse und Rechnungen zu erreichen. Daß dieses Verfahren zu keinem ganz genauen Resultate führen kann, darf wohl nicht erst erläutert werden. Nehmen wir an, daß alle Sterne im Mittel gleich groß oder gleich lichtstark sind, und daß sie uns nur wegen ihrer verschiedenen Entfernungen so ungleich groß erscheinen. Setzen wir überdieß Z0st Anzahl, Entfernung und Größe der Fixsterne. voraus, daß sie alle unter einander eine nahe gleiche Entfernung haden und daß diese Entfernung so groß ist, wie die Distanz deS nächsten Fixsternes von der Sonne, die wir ollen (I. Cap.V) 200000 größer, als die Entfernung der Sonne von der Erde, also gleich vier Billionen Meilen gefunden hallen. Der Kurze wegen wollen wir diese letzte Distanz künftig eine Sternweite nenne,:. Da nun die Sterne der ersten Größe unter einander sowohl, als auch von der Sonne, nur eine solche Sternweite allstehen sollen, so müssen sie alle auf der Oberfläche einer Kugel liegen, deren Mittelpunkt die Sonne, und deren Halbmesser eine Sternweite ist. In der That kann man auch auf einer Kugel nahe tä Punkte angeben, deren jeder von dem ihm nächsten um den Halbmesser der Kugel entfernt ist. Haben ferner, der vorhergehenden Voraussetzung gemäß, die Sterne der zweiten Größe die doppelte, die der dritten die dreifache Entfernung u. f. von der Sonne, während sie doch unter sich selbst wieder nur um eine Slernweite abstehen, so müssen die Sterne der zweiten Größe auf einer Kugelfläche verstreut seyn, die viermal größer ist, als die vorhergehende Kngel- fläche, daher also auch die Anzahl der Sterne der zweiten Größe ä mal Ist oder 06 ist. Eben so werden die der dritten Größe auf einer nennmal größeren Kugelfläche liegen und ihre Anzahl wird daher 9 mal ist oder 120 seyn u. f. Von den Sternen der stten Größe würden wir 22st, von denen der Sten aber ZZ0 u. f. erhallen. Allein dieß stimmt nicht mit de» Beobachtungen überein, nach welchen wir, wie oben gesagt, für die Sterne der 2ten Größe 70, für die der dritten 500 n. f. gefunden haben. Zählt man die nach dieser Hypothese erhaltenen Sterne der neun ersten Klassen zusammen, so erhält man für ihre Anzahl Z990, während wir doch oben durch unmittelbare Beobachtungen gegen 70000 gefunden haben. §. 19st. (Geometrische Bestimmung dieser Anzahl der Sterne.) Da die vorige Methode nicht zum Zwecke führt, so wollen wir sie etwas abändern, um sie den Beobachtungen mehr anzupassen. Betrachtet man auf irgend einer der vorhergehenden concentrsschen Kugeln, z. B. auf der ersten, drei einander näckste Sterne, so liegen sie in einem gleichseitigen Dreiecke, dessen Seiten alle gleich der Anzahl, Entfernung und Größe der Fixsterne. 505 Einheit oder gleich einer Sternweite sind. Nennt man dann « jeden der drei gleichen Winkel eines solchen sphärischen Dreiecks, so findet man, daß der Cosinus dieses Winkels gleich 2r-— i, dioidirt durch —I. ist. Kennt man aber diesen Winkel in Graden ausgedrückt, so erhält man die Anzahl der Fixsterne der tsten Größe, welche auf dieser Kugelfläche des Haldmessers v enthalten sind, wenn man die Zahl 2 a durch die Größe « — 60 dioidirt. Berechnet man diese Ausdrücke surret, 2, Z..., so findet mau r — 1, a — 70°,z und Zahl der Sterne der I Größe 15 r ^ 2, cc ^ 52°,- — — — — — II — 57 i' ^ 3, cc li I i — — III — 150 ^ 4, cc I I I cD !> — — IV — 251 — 5, cc ^ 6N°,5 — — — — — V — 562 r — 6, cc 60°, - — — — VI — 521 u.f. Diese Zahlen sind wohl etwas größer, als die durch die vorhergehende einfache Rechnung gefundenen, allein sie sind gegen die durch unmitteldare Beodachtnugen erhaltenen Zahlen doch noch immer viel zu klein, um zugelassen werden zu könne». §. 195. (Anzahl der Sterne aus ihren Entfernungen geschlossen.) Seht man, wie zuvor, voraus, daß im Mittel alle Sterne gleich weit, nämlich eine Sternweite oder 4 Billionen Meilen von einander entfernt, und daß sie überdies; alle nahe von gleicher Größe sind, eine Voraussehnng, die die natürlichste und einfachste ist, welche wir annehmen können, so werden offenbar die Sterne der 2., 5., äten Größe auch 2, 5, 4 Sternweiten oder 2, 5, ä mal weiter, als die Sterne der ersten Größe, von uns abstehen. Man wird also auch ans demselben Räume des Himmels, auf welchem man im Durchschnitte nur einen Stern der ersten Größe, oder nur einen der uns nächststehenden Sterne sieht, von solchen, die 2 mal weiter entfernt sind, W oder 8. und eben so von den Sternen der 5ten Größe 5^ 27, von denen der stten Größe oder 6t; u. f. sehen können. Wenn daher von dem Fernrohre, welches Herschel zu diesem Littrvw' s Himmel u. s. Wunder. II. 20 Anzahl, Entfernung und Größe der Fixsterne. Zwecke angewendet hat, nach seinen darüber angestellten Beobachtungen erst auf 7000(1 Gesichtsfelder desselben ein Stern der ersten Größe kömint, so folgt daraus, daß, wenn er mit demselben Fernrohr in jeder Gegend des Himmels, wo er dasselbe aufstellt, auch nur immer einen einzigen Stern in seinein Felde sieht, daß jeder dieser Sterne im Mittel 4t Sternweiten von uns entfernt seyn müsse, weil nämlich der Würfel von 41 nahe 70000 ist. Allein er sah mit diesem Fernrohre, wo er es auch am Himmel hinwandte, nicht nur immer einen, sondern Hunderte, ja selbst oft Tausende auf einmal in seinein Felde, woraus folgt, daß die weitesten von jenen gegen 190, und die von diesen gegen 410 Sternweiten von uns entfernt seyn müssen. Denken wir uns nun eine» Kegel, dessen Scheitel im Auge des Beobachters, oder was hier dasselbe ist, in dem Mittelpunkte der Sonne ruht, und dessen Winkel am Scheitel volle neunzig Grade beträgt. Dieser Kegel umfaßt daher den vierten Theil des ganzen Himmels und seine Axe bildet mit den Seitenlinien desselben einen Winkel von 45 Graden. Es werde nun dieser Kegel durch mehrere senkrecht auf seiner Are stehende Ebenen geschnitten. Die erste dieser Ebenen soll von dem Scheitel des Kegels um eine, die zweite um zwei, die dritte um drei Sternweiten u. f. abstehen. Dieß vorausgesetzt, wird die erste Ebene die Oberfläche des Kegels in einem Kreise schneiden, dessen Halbmesser gleich einer Sternweite ist, und in dessen Peripherie man daher 6 Sterne annehmen kann, die alle unter sich um eine Sternweite entfernt sind. Dieß giebt daher 6, und mit dem Sterne in dein Mittelpunkte des Kreises, 7 Sterne in der ersten Ebene. Die zweite Ebene schneidet den Kegel in einem Kreise, dessen Halbmesser zwei Sternweiten beträgt, und in dessen Peripherie sich daher 12 gleich weit von einander stehende Sterne annehmen lassen. Allein um den Mittelpunkt dieses Kreises läßt sich auch noch ein anderer, mit jenem concentrischer Kreis ziehen, der genau so groß ist, wie jener auf der ersten Ebene, und der daher ebenfalls wieder 0 Sterne m seine Peripherie aufnehmen kann. Dieß gibt Anzahl, Entfernung und Größe der Fixsterne. 507 zusammen 12 und 6, oder sammt dem Sterne in dem Mittelpunkte dieser beiden Kreise, 19 Fixsterne in der zweiten Ebene. In der dritten Ebene wird man eben so drei concentrische Kreise ziehen, deren Halbmesser 1, 2, 5 Sternweiten betragen, und von welchen der erste oder kleinste 6, der zweite 12 und der dritte 18 Sterne enthält, so daß also diese dritte Ebene in allein 87 Sterne aufnehmen kann. Eben so wird die vierte Ebene 61, die fünfte 91, die sechste 127 Sterne enthalten u. f. w. Läßt man daher die Sonne im Scheitel dieses Kegels auch für einen Stern gelten, so erhält man, wenn man diese Zahlen addirt, in dem ganzen Kegelraume von dem Scheitel bis zum I. Schnitte 8 Sterne II. — 27 III. — 65 IV. — 125 U. f. w. Diese Zahlen sind aber, wie man sogleich sieht, die Würfel der natürlichen Zahlen 2, 8, 5, 5, also folgt, daß man überhaupt in dem Kegelraume von dem Scheitel bis zu dem nteu Schnitte Sterne erhält, wenn man den Scheitel selbst für die erste schneidende Ebene rechnet. Legt man nun in die Axe dieses Kegels ein Fernrohr, so wird man damit ebenfalls einen kreisförmigen Raum des Himmels übersehen, und wenn man dann von allen Punkten der Peripherie dieses Kreises gerade Linien nach dem Auge des Beobachters zieht, so wird mau einen anderen, obgleich viel kleineren Kegel erhalten, der mit jenem großen einerlei Scheitel und dieselbe Axe hat. Der Halbmesser dieses kreisförmigen Feldes des Fernrohrs, d. h. der Halbmesser der Basis dieses kleinen Kegels betrug bei dem von Herschel gebrauchten Telescope 0° 15,os/ und von diesem Winkel ist das Quadrat seiner Tangente gleich Der Halbmesser der Basis des großen Kegels aber beträgt 55 Grade, und von diesem Winkel ist die Tangente bekanntlich gleich der Einheit. Da aber beide Kegel dieselbe Höhe haben, so verhalle» sich ihre Räume, wie die Quadrate der Halbmesser ihrer Grund- stächen, d. h. wie die Zahlen 1 und 29 " 30» Anzahl, Entfernung und Größe der Firchrne. Allein dieselben Kegelräume verheilten sich mich, wie die Anzahl der in ihnen enthaltene», van einander gleich weit abstehenden Sterne. I» dem grasten Kegel giebt es aber, wie wir gesehen haben, i>^ Sterne, wenn man ihn bis zu dem itten Schnitte forl- seyt. Nimmt man daher an, daß man durch das Feld jenes Fernrohrs auf einmal » Sterne am Himmel erblicke, so erhält man die Proportion n': » — 1: 0,v,wo,»5l. Daraus folgt aljo, daß die gesuchte Größe u gleich ist der Kubikwurzel aus der Zahl » dividirt durch 0,o°o°,.5l, oder waS dasselbe ist, aus der Zahl 63913». ES kömmt also nur noch darauf an, wie viel Sterne man durch das Fernrohr iin Mittel an jedem Orte des HimmelS sieht. Geseht man sieht zehn derselben, so ist » ^ 10 und daher ii — 83. Das heißt: wenn man durch jenes Fernrohr im Durchschnitte an jedem Punkte deS Himmels zehn Sterne auf einmal erblickt, so sind die weitesten derselben 88 Sternweiten oder 332 Billionen Meilen von uns entfernt und jener große Kegel, der den vierten Theil des Himmels umfaßt, enthalt 88' oder 681-172 solcher Sterne, von welchen die weitesten 88 mal weiter als Sirius von uns entfernt sind. Der ganze Himmel enthält daher viermal so viel oder im Mittel 2726000 solcher Firsterne. Allein Herschel zählte nicht 100, sondern oft mehr als 1000 Sterne, die er auf einmal in dem Flecken seines Fernrohrs erblickte, woraus folgt, daß die weitesten derselben 7,69 Sternweiten von uns entfernt sind, und daß der ganze Himmel über 273 Millionen solcher Sterne enthält. H. 196. (Sternrciche Gegenden des Himmels.) Die vorhergehende Annahme, daß man mit einem guten Fernrohre, dessen Gesichtsfeld 26 Minuten im Durchmesser hat, so viele Sterne auf einmal übersieht, wird weniger befremden, wenn man weiß, daß sie an manchen Gegenden des Himmels so gedrängt stehen, daß an ein eigentliches Zählen derselben nicht mehr g-dacht werden kann. Herschel erzählt, daß er in der Gegend der Kenle Orions, in einem Streifen des Himmels von 13 Grad Länge und 2 Grad Breite mehr als 30000 Sterne, die er alle noch deutlich erkennen konnte, durch das Feld seines Fernrohrs gehen sah. Da aber die Anzahl, Entfernung und Größe der Fixsterne. 209 ganze Oberfläche des Himmels 41252 Ouadratgrade enthält, so nimmt jener Streifen mir den 1Z75sten Theil der Himmelsfläche ein, fo daß also die letzte über 68 Millionen solcher Sterne enthalten müßte, wenn sie überall gleich dicht bei einander stünden. Sie sind aber in manchen Gegenden noch viel dichter an einander gedrängt. Schon Huygens sah mit seinem noch unvollkommenen Fernrobre, besten Feld sehr klein war, in dem Schwerte Orions über 2000 Sterne auf einmal in seinem Fernrohre, und Herschel sah am 22. August 1792 in seinem zwanzigfüßigen Reflectvr, während 41 Zeitminuten, nach seiner Schätzung, nicht weniger als 258000 Sterne in der Nähe der Milchstraße durch das Feld seines Telescops ziehen. Nimmt man daher, was wahrscheinlich noch viel zu wenig ist, an, daß jede Ouadratminute des Himmels auch nur einen einzigen Stern enthalte, so würde die Anzahl aller Sterne des Hinmiels 41252 mal 5600 oder über 148 Millionen betragen, und sollte endlich jede Onadratsecnnde einen Fixstern enthalte», fo würde die Anzahl aller Sterne des Himmels gegen 5Z460U Millionen betragen. §. 197. (Die Milchstraße.) Allein, so groß auch diese Zahlen erscheinen mögen, so sind sie doch wahrscheinlich noch sehr weit von der wahren Anzahl der Fixsterne entfernt. Wahrscheinlich ist alles, was wir von dem Himmel sehen, nur der uns zunächst liegende Theil desselben, und alle die für uns schon zahllosen Sterile, die wir erblicken, gehören nur einem isolirten Systeme an, von welchem wir und unser ganzes Planetengebäude nur einen sehr kleinen Theil ausmachen. Wenn wir in einer sternhellen Nacht unser Auge zum Himmel erheben, so sehen wir uns zwar »ach allen Seiten von Sternen umgeben, aber wir bemerken auch sogleich, daß sie nicht an allen Orten gleich dicht stehen. Vorzüglich scheinen sie sich in der Nähe eines breiten lichten Streifens, der jedem unter der Benennung der Milchstraße bekannt ist, immer enger an einander zu drängen. Dieser Streifen umzieht in der Gestalt eines größten Kreises, von ungleicher Breite, den ganzen Himmel. Herschel war der erste, dem es gelang, durch seine lichtstarken Fernröhre, diesen Streifen, wenigstens in den meisten Theilen desselben, in 510 Anzahl, Entfernung und Größe der Fixsterne. kleine und äußerst dicht gedrängte Sterne aufzulösen. Er hat es sehr wahrscheinlich gemacht, daß diese ganze Sammlung von Sternen die Gestalt einer Linse habe, und daß wir, oder unser Planetensystem, nicht eben sehr weit von dem Mittelpunkte dieses ungeheuren, linsenförmigen Gebäudes stehen, wodurch es uns eben in der Gestalt erscheint, in welcher wir es am Himmel erblicken. Wenn wir nämlich unser Auge gegen die scharfe Kante dieser Linse erheben, so sehen wir unzählige, dicht gedrängte Sterne hinter einander, während wir, wenn wir den Blick gegen die Mitte der beiden großen Seitenflächen der Linse, d. h. gegen die beiden Pole derselben richten, nur wenigen und weit auseinander stehenden Sternen begegnen. Dort sehen wir von dem tiefen, dichten Walde des Himmels sehr viele und auch sehr weit entfernte, dicht an einander stehende Bäume, während wir hier, bei der geringen Breite des Waldes, nur die wenigen, uns zur Seite stehenden Bäume desselben erblicken. Jene beiden Pole der Milchstraße sind in der Nähe des Haupthaares der Berenice, und der Bildhauerwerkstätte, und es ist selbst einem unerfahrenen Beobachter sehr auffallend, wenn er zufällig mit seinem Fernrohre diese beiden Gegenden des Himmels trifft und sie beinahe ganz sternleer findet. Alle diese unzählbaren Sterne, welche die Milchstraße bilden, gehören also wahrscheinlich zu einein für sich bestehenden, abgeschlossenen Systeme, von dem unser ganzer Sonnenhaushalt nur einen sehr kleinen Theil ausmacht. Die Sterne der ersten Größe sind wahrscheinlich diejenigen jenes großen Systems, die uns noch am nächsten stehen und wahrscheinlich sind alle Sterne, die wir überhaupt sehen, nur noch die Sonnen dieses Systems, da alle andern viel z» weit entfernt sind, um sie auch durch unsere beste» Fernrohre noch erreichen zu können. §. 193. (Andere Milchstraßen.) Da wir, wie gesagt, nahe in der Mitte dieses linsenförmig aufgestellten Sternenheeres uns befinden, so scheint uns die Kante, oder der hellste Theil desselben, in der Gestalt eines größten Kreises um den Himmel zu ziehen. Wenn aber unser Auge von den, Mittelpunkte dieser Bahn oder dieses größten KresseS um den ganzen Durchmesser dieses Kreises Anzahl, EntfernungHind Größe der Fixsterne. 511 entfernt märe, so würden wir die Milchstraße nur mehr als einen Ring oder als eine Scheide von 60 Grade» im Durchmesser sehen. In der Entfernung von 100 Durchmessern würden wir die ganze Milchstraße nur mehr unter einem Winkel von 56 Minuten im Durchmesser erblicken, also kleiner, als der hekannte Nebelfleck in der Audromeda, der ebenfalls eine linsenförmige Gestalt hat. Wie also, wenn dieser Nebel selbst wieder eine, aber eine so weit von uns entfernte Milchstraße wäre, daß wir die einzelnen Sterne derselben nicht mehr unterscheiden können und daß uns das Ganze nur mehr als eine sänvache Lichtwolke erscheint? Solcher Nebel giebt es aber noch sehr viele am Himmel und die Muthmaßung, welche wir hier von ihm aufgestellt haben, hat wenigstens sehr viel Wahrscheinlichkeit. In der Thal hat auch Herschel mehrere dieser, wunderbaren Gebilde des Himmels noch als sehr gedrängte Sternhaufen erkannt; seine mächtigen Fernröhre haben eine große Menge von sehr kleinen und äußerst dicht gedrängten Sternchen in ihnen erkennen lassen, während andere, wahrscheinlich noch viel weiter entfernte, sich nicht in Sterne auflösen ließen, und selbst in seinen stärksten Telescopen immer »och die frühere Nebelgestalt beibehielten. Er hat daraus den Schluß gezogen, daß diese letzten wenigstens noch 10000 Sternweiten von uns entfernt seyn müssen. In einer solchen Entfernung würde aber unsere eigene Milchstraße kaum mehr eine Secunde am Himmel bedecken und uns daher ganz unsichtbar seyn. Wie viel größer müssen aber dann viele von jenen Milchstraßen seyn, da sie uns, jener Entfernung ungeachtet, doch noch oft unter einem Durchmesser von mehreren Minuten erscheinen. §. 190. (Daraus folgende Anzahl der Fixsterne.) Wenn aber dieß alles sich in der That so verhält, wer wird es dann nocb unternehmen, die Sterne des Himmels zu zählen? — Offenbar führen uns die vorhergehenden Betrachtungen dahin, die Anzahl der Fixsterne als ganz unzählbar, als wahrhaft unendlich groß anzunehmen. Wir sind gleichsam gezwungen, den Weltenraum nach allen Richtungen hin als unbegränzt und überall und ohne Anzahl, Entfernung und Größe der Fixsterns. Ende alle Gegenden desselben ran Himmelskörpern eingenommen vorauszmeyen. Zwar ist es uns, bei unserer Beschränktheit, un- möglieb, emen nach allen Seilen gränzenlosen Raum zu denken, aber ist es uns weniger unmöglich, die Natur und die schaffende Kraft derselben in irgend einer Beziehung, der Zeit oder des Raumes, beschrankt zu denken? Können wir eine Ursache angeben, welche diese Kraft in ihrer Thätigkeit aufzuhalten im Stande ist? Wenn wir uns einen Raum, der keine Gränzen, also auch keine Gestalt hat, nicht mebr vorstellen können, so begreifen wir eben so wenig, wie der Urheber aller Dinge, nachdem er Myriaden von Weltsystemen ihr Daseyn gegeben hatte, nun plöplich in den Aeußerungen seiner schaffenden Allmacht aufgehalten werden, oder wie er sich selbst ein, wenn auch noch so entferntes, doch minier endliches Ziel seiner Wirksamkeit gesetzt haben sollte. §. 20V. (Einwurf gegen die unendliche Anzahl der Fixsterne.) Aber, könnte man einwenden, wenn die Zahl der Sterne des Himmels in der Thal, und im eigentlichen Sinne des Wortes unendlich seyn soll, so müßte auch jeder unserer Gesichtsstrahlen auf einen, ja selbst wieder auf unendlich viele hinter einander stehende Sterne stoßen und die Folge davon müßte keyn, daß uns der Hinmiel in allen feinen Punkten mit Sternen ganz bedeckt, daß unS jeder Punkt desselben ganz eben so bell, als die Sonne selbst, erscheinen wurde. Da dieß nun offenbar gegen alle Erfahrungen ist, so kann auch jene Vorausseynng einer wahrhast unendlichen Zahl von Fixsternen nicht zugelassen werden. Da wir, ebenfalls unseren Erfahrungen zufolge, noch nirgends in der ganzen Natur einen völlig leere» Raum angetroffen haben, so ist es auch nicht wahrscheinlich, daß die großen Räume, welche unsere Planeten, und die noch viel größeren, welche die Sonnensysteme unserer Milchstraße und welche diese Milchstraßen selbst von einander trennen, ganz leer und von keiner Materie ausgefüllt seyn sollten. Wir haben erst in den neuesten Zeiten eine Art von directem Beweis für die Existenz eines solchen Aelhcrs, oder wie man diese Materie sonst nennen mag, an dem Kometen von Jahren Umlaufszeit erhallen, von dem wir oben (l. S. 269.) ge- Anzahl, Entfernung und Größe der Fixsterne. Z15 sprachen baden. Welcher Art dieser Aether, wie groß auch seine Feinheit und Durcksicktigkeit seyn mag, so wird er dock das Licht der Fixsterne, das sich in dem Mittel dieses Aelhers bewegt, sckwächen müssen und die Folge dieser Sckwäckung wird endlich seyn, daß dieses Licht nicht mehr bis zu uns vordringen kann, oder dock einen ganz unmerklichen Eindruck auf unser Auge machen muß. Nehmen wir mit Dlbers, dem wir die Untersuckung dieses Gegenstandes verdanken, an, daß von 800 Strahlen, die uns SiriuS oder überhaupt jeder Stern der ersten Größe, der eine Sternweite (4 Btll. Beeilen) von uns entfernt ist, zusendet, auch nur ein einziger durch den Widerstand des AetherS verloren geht, so wird, wie man durch eine einsacke Necknuug findet, die Helligkeit eines Sternes, wenn sie in der Entfernung einer Stern- weite gleich der Einheit gesept wird, in der Entfernung von 84 !) 1 Sternweiten nur mehr ^ seyn, also bereits ^ ihrer frühern Helligkeit verloren haben. In der Distanz von 554 Sternweilen wird dieseHelligkeit nur mehr in der Distanz von 5500 Sternweiten aber bloß ihrer ursprünglichen Größe betragen. Nack Bouguers Messungen ist das Licht des Vollmonds nahe 500000 mal schwächer, als das der Sonne. Suckt man, jenen Rechnungen zufolge, die Distanz eines Sterns, dessen Lickt nur mehr mit dem 500000 sten Theile seiner ursprünglichen Größe zu uns kömmt, so findet man ihn gleich t0080 Slernwetten. Es würden daher schon sehr viele und dickt gedrängte Sterne erfordert werten, in» einen so ungemein weil von uns entfernten Sternhaufen, selbst in der dunkelsten Nacht, noch als einen malten, blassen Nebelsleck erkennen zu lassen. Der oben erwähnte Einwurf hindert uns alle nickt, die Anzahl der Sterne in der Thal als unendlich, und den Welteurauin nach allen Richtungen als völlig unbegränzt anzunehmen. Auch stimmt dieß ganz mir den Vorstellungen überein, denen wir uns nicht entziehen können, wenn wir uns, wenn gleich nur aus unendlicher Ferne, im Gedanken bis zu dem Urheber der Natur zu Z14 Anzahl, Entfernung und Größe der Fixsterne. erhebe» wagen. Um den Raum der Schöpfung in einem Verhältnisse mit der unendlichen Macht deS Schöpfers zu denken, müssen wir, mit Kant, dem höchsten Wesen eine doppelte Ewigkeit beilegen, denn die Ewigkeit der Zeit allein ist noch nicht hinreichend, die Zeugnisse dieses Wesens zn umfassen; sie muß noch mit der Ewigkeit des Raumes verbunden werden, mit der gränzenlofen Unendlichkeit der Wirkungssphäre, deren Dauer und Ausdehnung gleich unbeschränkt gedacht wird. §. 201. (Größe der Fixsterne.) Wenn man den scheinbaren Halbmesser eines Fixsterns oder den Winkel kennt, unter welchem dieser Halbmesser unserem Auge erscheint, und wenn überdieß die Entfernung n dieses Sterns von uns bekannt ist, so findet man daraus leicht auch die absolute Größe dieses Halbmessers r in irgend einem uns gewöhnlichen Maaße ausgedrückt. Wird z. B. der scheinbare Halbmesser in Secunden und die Entfernung a in Erdweiten, deren jede nahe 20 Millionen Meilen beträgt, ausgedrückt, so ist der wahre Halbmesser v des Sternes gleich a multiplicirt in dem Sinus von -/ oder auch, der wahre Halbmesser r ist gleich dem Produkte von a und multiplicirt in die Zahl Diese Entfernung n aber findet man aus der jährlichen Parallaxe des Sternes (I. §. 68) das heißt, aus dem Winkel, unter welchem von einem Auge in dem Fixsterne der Halbmesser der Erdbahn oder die Erdweite gesehen wird. Es ist nämlich immer die Entfernung a gleich der Zahl 206260 dividirt durch die Parallaxe n, wenn dieser Winkel ri auch in Secunden ausgedrückt wird. Daraus folgt zugleich, daß wenn der scheinbare Halbmesser -/ und die Parallaxe rr gegeben sind, man auch die Distanz a als gegeben ansehen kann, da immer s gleich dividirt durch w ist. Die vorhergehenden Gleichungen reichen hin, je zwei der vier Größen a, r, ir und zu finden, wenn die zwei anderen gegeben sind. Allein unsere Kenntnisse der Fixsterne sind noch so unvollkommen, daß auch von keinem einzigen derselben selbst nur eine diesir vier Größen mit Verläßlichkeit als bekannt angenommen Parallaxe Entfernung 71 a 2" 10Z1Z0 1" 200260 0,s" 412520 0,." 2062600 wahrer Halbmesser r ^0 1 10 1 ^s" 1 Multiplicirt man diese Zahlen durch 20000000, so erhält man die Entfernungen und Halbmesser der Sterne in d. Meilen ausgedrückt. Da aber die Erdweite gleich 214 Sonnenhalbmessern ist, so wird man die Halbmesser r der Tafel in Sonnenhalbmessern erhalten, wenn man die Zahlen derselben mit 214 multiplicirt. So sieht man, daß ein Fixstern, dessen Parallaxe 2", und dessen 1" scheinbarer Halbmesser ist, den wahren Halbmesser r 11 haben, oder daß sein Halbmesser 11 mal großer als der der Sonne seyn muß. Ein Fixstern aber, für den man ?r Secunde hat, wird eine» Halbmesser haben, der so groß als der werden kann. Es bleibt uns daher nichts übrig, als willkührliche Voraussehungen zu wagen, und zuzusehen, welche Folge» sie haben würden. Ich habe bereits oben gesagt, daß alle Fixsterne in guten Fernröhren nur als untheilbare Punkte ohne alle Dimensionen erscheinen. Nehmen wir aber z. B. an, daß der scheinbare Halbmesser der Sterne gleich Secunde sey und daß man von mehreren derselben die Parallaxe von 2, 1, Secunde u. f. gefunden habe. Die folgende kleine Tafel gibt dann unter der Voraus- seyung von für verschiedene Parallaxen n die Ent- 10, fernungen a sowohl, als auch die wahren Halbmesser dieser Sterne in Erdweiten ausgedrückt. Anzahl, Entfernung und Größe der Fixsterne. 516 Anzahl, Entfernung und Größe der Fixsterne. Halbmesser der Erdbahn oder 21imal größer, als der Halbmesser der Sonne ist. Der ältere Herschel glaubte aus seinen Beobachtungen folgern zu können, daß bei dem großen Stern Wega in der Leyer der scheinbare Halbmesser den secbsten Tbeil einer Secnnde betrage. Nimmt man an, daß er 200000 Erdweiten, oder daß er eine Sternweite von uns entfernt ist, so findet man r — 0,,g. Dann würde also lein wahrer Halbmesser 0.,« Erdweiten betragen, oder er würde 51 mal größer seyn, als der Halbmesser der Sonne. Sollte aber umgekehrt Wega an Größe unserer Sonne gleick, also r gleich Erdweiten seyn, und doch noch den sechsten Tbeil einer Secnnde betragen, so würde man für die Parallaxe ir dess lben 56" finden, was nicht möglich ist, da man eine so große Parallaxe an diesem so oft beobachteten Fixstern längst entdeckt haben würde. — Würde bei einem Fixstern sowohl als auch n gleich einer Secnnde seyn, so würde dieser Stern 206260 Ert- weiten also nahe eine Sternweite oder 4 Billionen Meilen von uns entfernt seyn, und sein wahrer Halbmesser würde gleich der Erdweite, das heißt, dieser Fixstern würde so groß seyn, daß er den ganzen Raum der Erdbahn mit seinem Volum ausfüllen würde. Wir haben oben von andern Hunmelskörpern gesprochen, die aus der Tiefe des Weltraums nur mit einem matten Lichte zu uns herüberschimmern, und deren Entfernung Herschel auf 10000 Sternweiten, also auf 2000 Millionen Erdweiten geschätzt hat. Welche Ausdehnung müssen diese Körper haben, da sie auch in dieser ungeheuren Entfernung öfter noch einen scheinbaren Haldmesser von mehrere» Minute» haben. Nimmt man aber diesen Halbmesser auch nur zu zebn Secunden an, so folgt daraus durch unsere Gleichungen, wenn man in ihnen 10 und n — 2000 Millionen setzt, daß n gleich 0,„qo.o, Secunden und r gleich S6S60 Erdweiten seyn muß, d. h. der wahre Halbmesser derselben ist nahe 21 Milliouenmal größer, als der der Sonne, oder der Durchmesser dieser Körper beträgt 4 Billionen Meile» oder eine Sternweite und aus dieser Entfernung erscheint der Halbmesser der Erdbahn, eine Distanz von mehr als 20 Mil- Anzahl, Entfernung und Größe der Fixsi rue. Zl'< lionen Meilen, nur mehr unter dem Winkel von dein zehn- lausendsten Theil einer Secnude. Wenn rill» auch unsere Sonne so groß wure, daß sie den ganzen Raum der Erdbahn mit idrem Körper ausfüllte, ja wenn sie selöst noch im Durchmesser >0000 inal, also im Volum ein Billionenmal größer wäre, so würde sie dock in jener Ferne nur mehr unter dem Winkel von einer Secunde, also nahe von einem Durchmesser erscheinen, der schon von dein zehnten Theile der Dicke eines gewöhnlichen Menschenhaares hedeckt wird. Diese unsere Sonne könnte daher plötzlich erlöschen und unser ganzes Planetensystem könnte wieder in die alte Nacht, aus der es hervorgegangen ist, zurücksinken, obne auf jenen Hiinmelskörpern auch nur vermißt zu werden. Wie klein erscheint hier jede menschliche Größe! Wie klein selbst dieses ganze Sonnensystem gegen jeneS uuzählhare Heer von Systemen; dieser Wassertropfen, der an einer Nadelspitze hängt, gegen jenes unendliche Meer von Welten. §. 202. (Größe der Sterne in Beziehung auf ihr Liebt.) Da wir auf die eigentliche Größe oder auf das Volum der Sterne nur aus dem Lichte, welches sie uns zuschicken, schließen können, ein Schluß, der oft sehr unrichtig seyu mag, da das Licht der Sterne sehr verschieden seyu kann, so wollen wir noch sehen, was wir über dieses Licht der Sterne in Vergleichung mit dem unserer Sonne sagen können. Wollaston hat durch directe photometrische Untersuchungen (llliil. Vinns. 1829. S. 24), gegen deren Richtigkeit sich nichts Bedeutendes einwende» läßt, gefunden, daß das Licht, welches uns Sirius zuschickt, zu dem der Sonne sich verhalte, wie 1 zu 20000 Millionen. Da nun diese Zahl das Quadrat von 141400 ist, so folgt, daß die Sonne erst in einer Entfernung von 141400 Erdweiten (nahe Z Billionen Meilen) uns so groß wie Sirius erscheinen würde. Nimmt man nun die Parallaxe dieses Sterns gleich einer Secunde oder seine Entfernung gleich 200000 Erd weiten an, so muß das Licht des Sirius an sich wenigstens zweimal so groß seyn, zweimal so viel Glanz oder Intensität haben, als das unserer Sonne. Allein die Parallaxe des Sirius ist Z18 Anzahl, Entfernung und Größe der Firsterne. gewiß viel kleiner, als eine Secunde, und daher auch sein Licht viel größer, als wir so eben gefunden haden. Vielleicht wird es unfern Nachfolgern gegönnt sepn, diese und ähnliche Untersuchungen weiter fortzuführen; wir müssen uns noch mit bloßen Conjecturen und mit frommen Wünschen begnügen, und da wir derselben i» diesem Kapitel schon so viele vorgebracht haben, so wird es besser se»n, auch sie nicht weiter fortzuführen, und, waS etwa noch dazu gethau werden könnte, unfern Lesern zu überlassen. Kapitel XIII. D o p p e l st e r n e. §. 205. (Sternrciche Gegenden des Himmels.) Schon dein bloße» Auge begegnen auf den ersten Blick mehrere Stellen des Himmels, die viel dichter mit Sternen besät sind, als andere. So zeigt sich der größte Theil des schönen Sternbildes Orion, die Leier, die Gegend zwischen und ? im Stier u. f. sehr sternreich, während wieder andere, wie das Sternbild des Luchses, des Ca- melopards u. s. w. nur sehr wenige und kleine Sterne enthalte». Zu den letzten gehören auch die ganz dunklen Stellen des Himmels nahe am Scorpivn, am Fuchse, mitten in dem großen Lichtnebel Orions, und endlich die sogenannten Kap'schen Wolken oder die Kohlensäcke beim südlichen Kreuze in der andern Hemisphäre. Auch sieht man häufig einzelne Sterngrnppen oder Stellen, wo mehrere größere Sterne in einem kleinen Räume zusammen gedrängt erscheinen. Die Plejaden, am Halse des Stiers, die unter dem Namen der Gluckhenne bekannt sind, enthalten auf dem Räume eines Kreises, dessen Halbmesser kaum einen Grad beträgt, einen Stern vierter, sechs fünfter, fünf sechster und zwei und dreißig siebenter Größe, nebst vielen andern noch kleineren, also 4» mit freien Augen noch erkennbare Sterne. Die bekannte Krippe im Sternbilde des Krebses ^ 8lr 29^, pulckist. 69° 5«/) enthält ans der Fläche eines halben Quadratgrades über 22» Doppelsterue. 4» deutlich erkennbare Sterne, vieler cinderer kleinerer nicht zu erwähnen. Es ist nicht wahrscheinlich, daß dieses Znsammendrängen der Sterne an besonderen Stellen des HinnnelS bloß von dein Zufalle oder von der Stellung unseres Auges kommen sollte. Wenn man die ans den Beobachtungen bekannte Anzabl der Sterne der siebenten Größe mit den 44 Sternen der Plejaden vergleicht, so zeigt die Wahrscheinlichkeitsrechnung, daß man viele Millionen gegen eins wetten kann, daß die enge Nachbarschaft der letzteren nicht zufällig ist. §. 204. (Dopvclstcrue.) Dasselbe gilt aber auch von denjenigen Sternen, die man so häustg am Himmel paarweise und in sebr geringen Entfernungen von einander stehen sieht. Sie sind öfter nur durch wenige Secunden von einander getrennt und kommen so häufig vor, daß wir ihrer schon über 6»»» beobachtet haben. Diese Nähe und noch mehr diese große Anzahl der Dop- pelsterne macht es äußerst unwahrscheinlich, daß sie diese Dupli- cität nur ihrer St llung gegen unser Auge verdanken, daß sie nur optisch doppelt seyn, daß sie nämlich für uns bloß auf derselben Gesiebtslinie stehen und demungeachtet doch durch sebr große Distanzen von einander getrennt seyn sollten. Wir sind also veranlaßt, diese Sterne für physisch doppelt anzunehmen, für Ster- nenpaare, die in der Tbat nahe an einander stehen, die zusammen geboren und die durch irgend ein gemeinschaftliches Band zu einem Ganzen, zu einem eigenen, isolirten Systeme verbunden sind. Wir werden diese Annahme bald noch mehr bestätiget finden. §. 2»Z. (Klassen der Doppelsierne). Der ältere Herschel, der die Doppelsterne zuerst zu einem Gegenstaude seiner besondern Aufmerksamkeit machte, und der sie gegen das Jabr 178» zu beobachten anfing, fand bald eine so große Anzahl derselben, daß er es für nötbig fand, sie in Klassen einzutbeilen. Als Einthei- lungsgrund nahm er die verschiedene» Distanzen derselben an und setzte in die erste Klasse alle diejenigen, deren Distanz kleiner alS 4 Secunden war; zur zweiten Klasse zählte er die, deren Distanzen zwischen 4 und 8, zur dritten, die zwischen 8 und 16 Secunden, und zur vierten endlich, die zwischen 16 bis 22 Secunden. Dvppelsterne. 321 Von den 6000 Doppelsternen, die wir jetzt kennen, gehören nahe 1950 in die erste, 1510 in die zweite, nahe eben so viel in die dritte und 1450 in die vierte Klasse. In den neueren Zeiten hat man diese Eintheilung wieder verlassen, vorzüglich aus dem Grunde, weil diese Distanzen, wie wir bald sehen werden, veränderlich sind und daher kein gutes Mittel zur Eintheilung geben können. Man führt sie jetzt gewöhnlich so, wie alle anderen Sterne auf, indem man von den größeren der beiden Sterne die Rectascension und Poldistanz (I. Einl. §. 22. 29) in dem Sternenverzeichnisse angibt, waS hinreichend ist, seinen Ort am Himmel zn jeder Zeit zu finden. Diesen beide» Angaben wird dann noch die Distanz der beiden Sterne in Secunden und der Positionswinkel beigefügt, d. h. der Winkel, welchen diese Distanz mit dem Declinationskreise (I. Einl. 15) des größern Sterns bildet. §. 205. (Verhältnis, der doppelten Stern- zu den einfachen.) Nach den Untersuchungen, die man über die Anzahl der Doppelsterne, indem man sie aus den einfachen heraus suchte, angestellt hat, findet man, daß von den Sternen der ersten bis sechsten Größe auf je 10 solcher Sterne schon ein Doppelstern kommt. Von den Sternen der sechsten bis neunten Größe aber findet man nur auf je 25 und von noch kleineren erst unter je 42 einfachen Sternen einen Doppelstern. Die Doppelsterne werden also seltener, je kleiner die Sterne selbst sind. Dieß und die oben bemerkte größere Anzahl der Doppelsterne der ersten Klasse ist sehr merkwürdig. Wenn die Doppelsterne nur optisch oder bloß scheinbar doppelt mären, so müßten die der vierten Klasse die häufigsten und die der ersten im Gegentheile die seltensten seyn. Da die Flächen der Kreise von 4, 8, 16 und 52 Secunden sich wie die Zahlen 1, 4, 16 und 64 verhalten, so müßten sich die Zahlen der Doppelsterne, wenn sie bloß optisch wären, in den vier Klassen wie 1, 5, 12 und 48 verhalten, so daß also von 64 optischen Doppelsternen nur ein einziger von der ersten, 3 von der zweiten, 12 von der dritten und 48 von der vierten Klasse setz» müßten. Wir hat- Littrow's Himmel u. s. Wunder. !!. 21 222 Doppelsterne. ten aber oben 1420 Doppelsterne der vierten Klasse gefunden, so daß, wenn diese alle optische Doppelsterne wären, der dritten Klasse 202, der zweiten 91 und der ersten nur 20 zukommen könnten. Allein nach dem Vorhergehenden gaben die Beobachtungen für die dritte Klasse nicht 262, sondern 1210, für die zweite nicht 91, sondern 1210 und für die erste Klasse nicht 20, sondern 1920. Dieser gänzliche Mangel an Uebereinstimmung, den zuerst Struve bemerkte, zeigt, daß die Doppelsterue der ersten Klasse beinahe alle wahre oder physisch doppelte Sterne seyu müssen, und daß derselbe Schluß auch noch von den meisten Sternen der zweiten und dritten Klasse gilt. §. 206. (Verschiedenheit der Doppelsterne.) Gewöhnlich ist der eine dieser beiden Sterne viel kleiner als der andere, wie z. B. bei dem Polarstern, wo der eine der zweiten und der andere der eilften Größe ist. Oft sind aber auch beide Sterne an Größe einander sehr nahe gleich. Dahin gehören 7 Widder, die beide der V. Größe sind; Eastor der III. und IV.; 7 Löwe der II. und IV.; 7Jungfrau der III. und III.; l? großer Bär der III. und IV. u. s. f. Wenn solche Sterne, wie die erwähnten, beide schon zu den größeren gehören und überdies? einander sehr nahe stehen, so ist es offenbar noch viel wahrscheinlicher, daß sie physisch doppelt sind und in der That zu einander, zu einem gemeinschaftlichen Ganzen gehören. Dieß ist der Fall bei Eastor, wo die Distanz nur 4 Sekunden, bei 7 Löwe und 7 Jungfrau, wo sie nur 2 Secunden beträgt u. f. §. 207. (Eigene Bewegung der Fixsterne.) Es wurde bereits (oben I. Kap. XII.) erwähnt, daß jeder Fixstern, außer den ihnen allen gemeinschaftlichen Bewegungen der Präcession, Aberration und Nutation, noch eine eigene Bewegung habe, deren Grund die Astronomen bisher nicht auffinden konnten. Diese Bewegung ist bei mehreren derselben nicht unbedeutend, wie folgende kleine Tafel zeigt, welche die Ortsveränderung der darin enthaltenen Sterne während einem Jahrhunderte enthält: Doppelsinne. Nectasc. . . Poldistanz 6 Ur8n«z iiussoriZ . . 164 See. . . 61 Sec. v tleti 181 — . . 92 — 40 Llillnwi .... 222 — . . 559 — 47 bli'illairr .... 450 — . . 85 — 24 .... ZOO — . . 5 61 .... ZOZ — . . 559 — sr tüussio^öins . . 571 — . . 150 — ieselbe eigene Bewegung bemerkt man auch bei den Dop- pelsiernen. Nehmen wir an, daß einer derselben sich während einem Jahrhunderte durch ZOO Secunden bewege, so wurde er seit dem Anfange unserer Zeitrechnung oder seit 18 Jahrhunderten schon einen Weg von 1'/? Grad am Himmel zurückgelegt haben. Dieser Weg beträgt dreimal so viel, als der Durchmesser des Mondes, und in der That kann er, wegen der sehr großen Entfernung des Sterns, viele Billionen von Meilen betragen. Und doch wurde er auf dieser so großen Bahn stets von seinem andern Stern begleitet! Beide zogen mit einander und der Stern, der zur Zeit vor Christi Geburt ein Doppclstern war, erscheint auch in unseren Tagen noch als ein solcher, wenn gleich sein Ort am Himmel um Billionen Meilen von dem Orte, den er in früheren Zeiten eingenommen hat, verschieden seyn mag. Kann man hier noch zweifeln, daß die Doppelsterne in der That zu einander gehören? §. 203. (Verthcilung der Doppelsterne am Himmel.) Die Doppelsterne sind nicht in allen Gegenden des Himmels gleich zahlreich. Gewöhnlich sind diejenigen Gegenden, die überhaupt nur wenig einfache Sterne enthalten, auch an Doppelsternen sehr arm, z. B. die der Jagdhunde, der Drachen, der Bildhauerwerkstätte, also überhaupt in der Nähe der beiden Pole der Milchstraße. Wie man sich aber dieser Milchstraße nähert, nimmt die Zahl der einfachen sowohl, als auch der doppelten Sterne schnell zu. Aber auch außer der Milchstraße gibt es einzelne Gegenden, die an Doppslsternen sehr reich sind, wie das Sternbild des Per- seus, des Widders, der Fliege, der Zwillinge und besonders deS Orion. Nicht selten sieht man auch zwei solche Doppelstern?, also vier 21 " Doppelsterne. Sterne, deren je zwei einander sehr nahe stehen, ans einmal in dem Felde des Fernrohrs. Dieß ist z. B. der Fall dei s! Leier und im Sternbilde des Schwans (-1kl 20k, Pold. — 54" 42'). §. 209. (Drei- und mehrfache Sterne.) Zuweilen hemerkt man auch drei Sterne in einer großen Nabe bei einander. Ein solcher ist z.B. im Orion f-lk — 4lr 49', Pold. — 75° 45'). von denen zwei der VIl. und der dritte der X. Größe ist. Andere sieht man im Luchse (eVN ^ 6lr 50', Pold. — 50° 25') bei ? Krebs, E Waage, 7 Stier u. f. Im Stier findet sich ein Doppelstern der vierten Klasse, wo der größere Stern selbst wieder ein Doppelstern der ersten Klasse ist. Ein ähnlicher dreifacher Stern ist ch in der Cassiopeia. In den Trippelsternen von w Einhorn, ^ Krebs, ch Waage gehören alle drei Sterne zu den größeren. Auch vier- und mehrfache Sterne sind nicht selten am Himmel zu finden. Ein solcher vierfacher Stern ist 6 im Orion. Er steht nahe in dem dunkelsten Theile des merkwürdigen Nebels im Orion und die vier Sterne desselben bilden ein nahe regelmäßiges Viereck. Obschon dieser schöne Gegenstand seit langer Zeit von den Astronomen mit den besten Fernröhren beobachtet worden ist, so entdeckte doch Struve i. I. 1825 in der Mitte dieses Vierecks noch einen kleinen fünften Stern, der seitdem so hell geworden ist, daß ihn jetzt jeder, mit einem guten Fernrohr versehene Beobachter ohne Anstand bemerken kann. Es scheint daher, daß dieser neue Stern erst in den letzten Zeiten entstanden, und daß er jetzt im Wachsen begriffen ist. Oft sieht man auch zwei Sternenpaare, nahe bei einander, zugleich im Felde des Fernrohrs, wie bei e Leier, über a Orion, in — 7lr 43' und Pold. — 54° 9 oder in Xkb — 16lr 24' und Pold. — 70° 55, u. f. Ohne die übrigen vielfachen Sterne hier noch weiter zu verfolgen, bemerken wir nun, daß Stnwe den Stern im Orion, unmittelbar unter dem tiefsten der drei Sterne, die unter dem Namen des Jacobsstabes bekannt sind, als einen sechszehnfach eu Stern erkannt hat. §. 210. (Bewegung der Doppelstcrne um einander.) Wir haben bereits oben gesagt, daß die Doppelsterne, so wie überhaupt alle Doppelsterne. 325 Sterne des Hiininels, eine eigene fortschreitende Bewegung im Räume baden, und daß sie, dieser Bewegung ungeachtet, nicht aufboren doppelt zu bleiden, daß also diese Sternpaare ibren großen Weg im Welträume wie zwei eng verduudene Wanderer gemeinschaftlich zurücklegen. Der merkwürdigsie unter diesen Zwillingssternen ist der oben erwähnte Doppelstern 61 im Schwan. Man findet ihn am Himmel zwischen den beiden größeren, aber einfachen Sternen r und r dieses Sternbildes beinahe in der Mitte derselben oder in der Rectascension 2ll> 0' und Pvldistanz 52° 5'. Dieser Stern hat eine sehr große eigene Bewegung, nämlich in 100 Jahren durch 503" in Reetastension und durch 339" in Decli- nation. Sie sind alle beide nabe oon der sechsten Größe und ihre Distanz beträgt nahe 15 Secunden. Aus den angeführten zwei Bewegungen dieses Doppelsterns folgt, daß er sich, während einem Jahrhundert, in der Richtung seiner Bahn durch 607 Sekunden bewegt. Dieser Stern hat also seit Chr. G. über drei Grade, d. h. über sechs Monddurchmesser am Himmel zurückgelegt, ohne von seinem Begleiter auch nur einen Augenblick verlassen worden zu seyn. Wenn aber eine so große, gemeinschaftliche Bewegung der beiden Sterne eines Doppelgestirns schon so deutlich für ihr inneres Zusammengehören spricht, so wird dafür durch eine andere Bewegung, die man an ihnen bemerkt hat, diese Vermuthung zu einer nicht weiter zu bezweifelnden Gewißheit erhoben. Man hat nämlich schon bei sehr vielen dieser Sternenpaare eine Bewegung des einen um den anderen dieser Sterne bemerkt. Der Begleiter beschreibt um seinen Centralstern, als mit einen Mittelpunkt, eine kreisförmige oder elliptische Bahn, ganz eben so, wie die Planeten um die Sonne, oder die Satelliten um ihre Hauptplaneten Bahnen beschreiben. Wenn man nämlich bei diesen Doppelsternen die Distanz ^7 derselben, und den Positionswinkel 71 zu zwei oder mehr verschiedenen Zeiten beobachtet, so findet man, daß sich diese Größen reregelmäßig ändern, und daß der Winkel 71 insbesondere schon in wenig Jahren beträchtlich zu- oder abgenommen hat, woraus folgt, daß sich der eine dieser Sterne um den andern bewegen muß. 526 Doppelsterne. Was zuerst die Distanz der beiden Sterne betrifft, so nimmt sie bei einigen Sternen regelmäßig zu, wie z. B. bei dem merkwürdigen Stern IVlirn (leti sslH —2lr 10', Pold. — 92° 58'); bei andern im Gegentheile wird sie immer kleiner, wie bei ^ Orion, 7 Jungfrau, n Krone u. f. Bei einigen endlich, wie bei Castor, L großer Bär u. a. scheint diese Distanz immer dieselbe zu bleiben. Bei diesen letzten scheint daher die Bahn des Begleiters nahe kreisförmig zu seyn und senkrecht auf unsere Gesichtslinie zu stehen, daher wir gleichsam den ganz geöffneten Ring dieser Bahn sehen, während bei dem ersten die elliptische Bahn sehr schief gegen die Gesichtslinie liegt und wir gleichsam nur die scharfe Kante derselben erblicken. Wichtiger aber, oder doch auffallender sind die Veränderungen des Positionswinkels kl der Distanz mit dem Deklinationskreise des Centralsterns. In dem Doppelgestirn ^ Krebs ändert sich dieser Winkel in hundert Jahren schon um 60 Grade, in ?? Cassiopeia um 12, in Castor sogar um 152 Grade, und zwar sehr regelmäßig, während wieder bei anderen, wie in 7 Jungfrau, die Veränderung dieses Winkels bald langsam, bald wieder sehr schnell vor sich geht, woraus man mit Recht auf eine sehr epcenkrische Bahn dieses Doppelsterns schließen kann. Es gibt sogar mehrere Doppelsterne, deren Positionswinkel sich, seit der ersten Beobachtung desselben durch Herschel, schon um volle 260 Grade verändert, bei welchen demnach der Begleiter schon einen ganzen Umlauf um seinen Eentralkörver vollendet hat. Bei anderen endlich ist diese Veränderung des Positionswinkels so groß und so regelmäßig, daß man schon aus den Beobachtungen einiger Jahrzehnte mit Sicherheit auf die ganze Zeit der Revolution derselben schließen kann. So fand man für?? Krone die Umlauft tzeit 52 Jahre E großer Bär —> — 61 70 (ssrlrmclms — 80 Castor — — 252 n Krone — — 287 —> 61 Schwan — — 552 7 Jungfrau 512 Doppelsterne. 527 Es ist kein Zweifel, daß wir bald noch mehrere Doppelsterue keimen lernen werden, deren I'mlaufszeit wir nickt angehen können, da es erst St) Jahre ist, seitdem die Astronomen mit ihnen be- sonders beschäftiget haben, so daß dieser interessante Gegenstand noch zu den neuen gezählt werden muß, deren weitere Ausbildung erst erwartet wird. §. 211. (Bedeckungen der Fixsterne unter einander.) Wir bemerken öfter, daß der Mond vor der Sonne oder vor den Fixsternen vorüdergeht und uns dadurch den Anblick dieser Gestirne auf einige Zeit raubt. Diese Sonnenfinsternisse und Stern- bedeckungen (I. 175) beobachten die Astronomen mit besonderem Fleiße, weil sie die besten Mittel zur Bestimmung der geographischen Längen der Beobachlungsorie auf der Oberfläche der Erde darbieten. Auch sieht man zuweilen diese Sterne durch die Planeten, oder selbst, obwohl selten genug, einen Planeten durch den andern bedecken; aber daß auch die Fixsterne sich unter einander bedecken sollten, dieß würde man noch vor wenig Jahren für unmöglich gehalten haben. Wenn aber die Ebene der Bahn des Doppelsterns so schief gegen unsere Gesichtslinie liegt, daß uns dieselbe nur mehr nahe wie eine gerade Linie erscheint, und solcher Bahnen gibt es, wie wir oben gesehen haben, mehrere, so wird uns eine solche Erscheinung nicht mehr wunderbar vorkommen können. In diesem Fall scheint nämlick der Begleiter um seinen Centralstern eine gerade, durch diese» Stern gehende Linie zu beschreiben, und wenn er demselben auf diesem Wege nahe genug kömmt, so wird er ihn entweder bedecken oder von ihm bedeckt werden, je nachdem er, in Beziehung auf uns, vor oder hinter seinem Centralkvrper vorübergeht. Dieß ist z. B. der Fall mit dem Doppelstern r im Schlangenträger (e^bl —17li Sä', Pold. — 98° 10'). Der ältere Herschel sah ihn i. I. 1781 noch als einen, obschon bereits sehr nahen Doppelstern. Sein Sohn und Struve sahen ihn i. I. 18,28 nur mehr einfach, aber doch noch in einer länglichen Gestalt. Jeht aber erscheint er, selbst durch die besten Fernröhre, als ein vollkommen einfacher, runder Stern. Nach einigen Jahren werden wir ihn ohne Zweifel wieder doppelt sehen. 328 Doppelsterne. Der Doppelstern ^ Prion im Hegentbeile wurde von dein älteren Herübel vor S0 Jahren als ein bestimmt einfacher Stern bemerkt, wäbreud er jetzt zu den Doppelsternen gebort, dessen Distanz wobl »och sebr klein ist, aber doch deutlich mit der Zeit wächst. Dasselbe ist der Fall mit ^ Hercules und ä Schwan, die früher ebenfalls einfach waren und jetzt doppelt gefeben werden. Auch die Bahn von 7 Jungfrau liegt sehr schief gegen uns und die Distanz dieses Doppelsteriis wurde in de» letzten Zeiten so klein fste war i. I. 18Z0 nur mehr 1 ,5"), daß man schon einer Bedeckung desselben entgegen sab, allein seitdem wächst diese Distanz wieder, und die Ebene der Balm gebt daher nicht genau durch unsere Sonne, daher der Begleiter über dein Ceutralster» vorbeiging. §. 212. (Erste Meinung von den Doppelsternen.) Als Herschel i. I. 1780 sich mit diesen Gestirnen zu beschäftigen anfing, hatte er die Ansicht, daß sie alle, oder doch meistens nur optisch doppelt wären, daß sie alko, wenn gleich vielleicht in sehr großen Entfernungen hinter einander, doch für uns nahe ans derselben Gestchls- linie stehen. Er sah bald, daß sie, wenn anders diese Meinung gegründet ist, ein sehr gutes Mittel zur Bestimmung der Parallaxe des näheren Sterns geben würde und dieß war auch der Zweck, welchen er durch die Beobachtung dieser Gestirne zu erreichen suchte. Wenn wir nämlich einen solchen Doppelstern von den entgegengesetzten Punkten der jährlichen Bahn der Erde um die Sonne, also zu zwei um ein halbes Jahr von einander entfernten Zeiten, beobachten, so wird der nächste von beiden seinen Ort gegen den weitern unbeweglichen, zu ändern scheinen, und aus diesen Aenderungen wird sich die Entfernung desselben von der Erde um so sicherer ableiten lassen, als die Vergleichung der Distanz der beiden Sterne sich hier mit der größten Schärfe anstellen läßt. Allein, wie es öfter zu gehen pflegt, er fand nicht, was er suchte, die Parallaxe der Fixsterne, aber er fand dafür etwas anderes, was nicht minder interessant war, die Bewegung des einen derselben um den anderen, und diese Entdeckung mit allen ihren Folgen mußte ihn wohl nicht weniger überraschen, als ihn die Erfüllung seines ersten Wunsches erfreut haben würde. Den Lesern ist die Methode, die Entfernung der Gestirne aus Doppelsterne. ihrer Parallaxe zu finden, schon aus l. Kap. V. bekannt. Da es sich aber hier um die sehr großen Entfernungen handelt, um welche die Fixsterne von uns abstehen, so wird es nicht unzweckmäßig seyn, den Zusammenhang zwischen der Parallaxe und der Entfernung eines Fixsterns unter verschiedenen Voraussehungen der ersten durch eine kleine Tafel gleichsam mit einem Blicke ubersehen zu lassen. Nehmen wir also an, daß der Durchmesser der Erdbahn, der zu den beiden, ein halbes Jahr von einander entfernten Beobachtungen gehört, so gewählt worden ist, daß er auf der Gesichtslinie von dem Stern nach der Sonne senkrecht steht, ^ui ch nennen wir « den Winkel, unter welchem ein Auge in demGemre diesen Halbmesser der Erdbahn, der 20658000 d. Meilen beträgt, sehen wird, so wie kl die daraus folgende Entfernung des Sterns von der Sonne und endlich, um die hier für kl enthaltenen großen Zahlen leichter zu ubersehen, V die Zeit, in welcher das Licht diese Entfernung kl zurücklegt, vorausgesetzt, daß das Licht in einer Sekunde 41000, also in einem Tage 3620 Millionen und in einem gemeinen Jahre 1322263 Millionen Meilen durchläuft. 'Min. 4 17200 3 22000 2 34400 1 68700 S 13700 Mill. Meilen 5'/.° Tage 4'/.° — 6 — 9 — 18 — 3V.o Monate 7°/.„ - Sec. 4 I Billion Meilen 3 1'/- ^ 2 2 — 14 — 3 K '/>» 41 ^ '/>ov 412 31 310 — Doppelsterne. Diese Tafel zeigt also, wie schnell die Distanz eines Sterns von uns zunimmt, wenn der Winkel « oder die jährliche Parallaxe desselben kleiner wird. Ist dieser Winkel gleich einer Secunde, d. h. erscheint der Halbmesser der Erdbahn, von dem Stern gesehen, nur mehr unter dem Winkel von einer Secunde, so beträgt die Distanz des Sterns von der Sonne, oder was hier dasselbe ist, von der Erde, vier Billionen Meilen oder eine Stern weite, wie wir sie oben genannt haben, und diese Distanz ist so groß, daß selbst das Licht, seiner Ungeheuern Geschwindigkeit ungeachtet, sie erst in vollen drei Jahren zurücklegen kann. Wäre aber die Parallaxe ei'n^s^ixsterns nur der hundertste Theil einer Secunde, so würde die Distanz desselben äl2, genauer 412'/? Billion Meilen betragen, wozu das Licht die Zeit von Zll) Jahren gebrauchen würde. So kleine Winkel können wir aber selbst mit unseren feinsten Instrumenten nicht mehr messen, daher es uns unmöglich ist, über die Distanz der Fixsterne, deren Parallaxe, wie es scheint, durchaus beträchtlich kleiner, als eine Secunde ist, etwas Verläßliches zu bestimmen. Man kann es übrigens nur mit Bedauern sehen, daß die Bemühungen der Astronomen, die Distanz der Fixsterne, wenigstens einiger derselben, zu finden, bisher alle vergebens gewesen sind, und daß auch die Hoffnung, welche die Doppelsterne für diesen Zweck gewährten, wieder vereitelt worden ist, wenn wir anders nicht einmal zufällig einen solchen bloß optischen Doppelstern auffinden sollten, der sich zu jener Absicht besonders eignet. In- dessen könnten selbst die physischen Doppelsterne unS einmal ein Mittel darbieten, diese so lange vergebens gewünschte Distanz der Fixsterne zu erhalten. Wir verdanken dieses Mittel dem geschickten Geometer Savary, der sich auch zuerst mit der schwierigen Bahnberechnung der Doppelsterne beschäftiget hat und es wird, wie ich hoffe, den Lesern nicht unangenehm seyn, seine sinnreiche Idee hier kurz entwickelt zu finden. §. 21Z. (Entfernung der Doppelsterne von der Erde.) Wenn die Ebene der Bahn, die wir hier der Kürze wegen als kreisförmig annehmen, auf der GesichtSlinie senkrecht steht, welche den Cen- tralkvrper 8 (Fig. 20) mit der Erde D verbindet, so werden alle Doppelsterne. ZZl Punkte der Peripherie ^.m In dieses KreiseS gleichwcit von der Erde 1 entfernt sepn. Liegt aber, wie wir hier voraussetzen wollen, die Ebene dieser Dahn so schief gegen die Gesichtöliuie, daß sie mit derselben beinahe zusammenfällt, oder daß die Erde gleichsam nur die Kante dieser Bahnen sieht, so werben diejenigen Punkte der Peripherie mIZzi, die hinter dem Centralstcrn liegen, durchaus eine größere Entfernung von der Erde haben, als die Punkte der vordem Hälfte m^ii dieser Bahn, und der Sternsatellit wird, von der Erde gesehen, nicht in dieser krummen Bahn, sondern in der geraden Linie m8n oder in demjenigen Durchmesser des Kreises auf und ab zu gehen scheinen, welcher jene beiden Hälften m^ir und uLn des Kreises von einander trennt. Eben so wird aber auch die Gefichtslinie 18 die kreisförmige Bahn des Satelliten in einen Durchmesser ^8L schneiden. Nehmen wir an, der Satellit bewege sich von ^ nach in, IZ, 11, so wird dieser Durchmesser e^8!Z den Kreis in zwei Hälften theilen, in deren einer eLin L der Satellit sich in der That von der Erde entfernt, während er sich in der andern Hälfte LmH, der Erde wieder nähert. Wir wollen, der Kürze wegen, jene die erste und diese die zweite Hälfte nennen. Obschon nun in einem Kreise die Bewegung nicht anders, als gleichförmig sepn kann, und daher der Satellit in der Peripherie H,m Kn seiner Bahn immer mit derselben Geschwindigkeit fortgeht, so wird er uns doch die Linie in8n hin und zurück mit einer veränderlichen Geschwindigkeit zurück zu legen scheinen. Wen» er für uns in der Nähe der Mitte 8 dieser Linie erscheint, wenn er also in der That in dem Punkte oder L seiner Bahn ist, so wird die Richtung seiner Geschwindigkeit senkrecht auf die Gesichtslinie 18 stehen, und daher diese Geschwindigkeit selbst am größten erscheinen. Wenn er aber in der Nähe der beiden Endpunkte m und i> dieser Linie ankömmt, so ist die Richtung seiner Bewegung nahe dieftlbe mit der Richtung der Gesichtslinie 18, daher uns hier seine Geschwindigkeit am kleinsten erscheinen wird. Allein diese Verschiedenheit der bloß scheinbaren Geschwindigkeiten wird ihn nicht hindern, die Hälfte dieser Linie 8m hin und zurück doch in derselben Zeit zu durchlaufen, mit welcher er die andere 252 Doppelsterne. Hälfte 8n zurück zu legen scheinen wird. Diese Unterschiede der Geschwindigkeiten werden also ans die Zeiten, in welchen der Satellit die beiden Hälften ilin R und Ln ^ seiner Bahn zurück legt, keinen Einfluß haben. Allein wenn dieser Halbmesser der Bahn so groß seyn sollte, daß selbst das Licht nock mehrere Tage und vielleicht Monate brauchte um ihn zu durchlaufen, dann würden die beiden beobachteten Zeiten der halben Revolutionen durch die erste Hälfte ilinIZ der Bahn und durch die zweite LnL. derselben uns nicht mehr gleich, sondern die erste würde uns größer, als die zweite erscheinen. Um dieß besser zu übersehen, wollen wir annehmen, der Stern- satellit brauche genau 1000 Tage, seine ganze Umlaufszeit um den Centralstern 8 zu vollenden und der Halbmesser oder 8L seiner Bahn betrage 56200 Millionen Meilen, die das Licht in 10 Tagen zurücklegt. Wenn wir ihn heute in dem Punkte ^ seiner Bahn, also bei dem Centralstern 8 sehen, so wird er von heute in 250 Tagen den vierten Theil seines Umkreises zurückgelegt haben und daher in dem Punkte m sepn. Allein dieser zweite Punkt in ist nahe um den Halbmesser der Bahn von der Erde 1 weiter entfernt, als der erste Punkt H., und da daS Licht 10 Tage braucht, diesen Halbmesser zu durchlaufen, so würden wir ihn nicht nach 250 Tagen, sondern um 10 Tage später, also erst in 260 Tagen nach jener Epoche in dem Punkte in ankommen sehen, weil nämlich das von ihm in dem Augenblicke, wo er in in ankömmt, ausgesendete Licht erst in 10 Tagen nach der Ankunft des Sterns in m bei der Erde in D ankommen kann, weil wir die Botschaft dieser Ankunft des Sterns in in erst in 10 Tagen nach derselben durch das Licht erhalten können. Dasselbe wird auch von dem Punkte IZ gelten, von welchem das Licht bis zu uns zu kommen, 10 Tage mehr, als von in, also auch 20 Tage mehr als von brauchen wird. Die Folge davon ist, daß der Satellit die erste Hälfte seiner Bahn el,ni IZ, oder daß er die gerade Linie 8>n hin und zurück, nicht in 500 Tagen, wie er in der That thut, sondern für uns erst in 520 Tagen zurück zu legen scheinen wird. Der umgekehrte Fall wird in der zweiten Hälfte Ln ^ sei- Doppelsterne. ner Balm eintreten. Wenn wir nämlich den Satelliten am S20sten Tage nach der ersten Beobachtung in dem entferntesten Punkte U seiner Bahn, oder wieder bei seinem Centralstern 8 erblicken, so wird er nach weiteren 2S0 Tagen zwar in der That genau den vierten Theil seiner Bahn zurückgelegt haben, aber für uns wird er in derselben Zeit einen größeren Bogen zu durchlaufen scheinen, weil nämlich das Licht, so wie der Satellit von L nach n vorrückt, immer einen kürzeren Weg, bis zu uns zu gelange», baden, also auch immer eine kürzere Zeit dazu verwenden wird. Er wird uns daher wieder in 10 Tagen früher in n und 20 Tage früher in ^4 erscheinen, als dieß geschehen würde, wenn entweder der Durchmesser der Bahn viel kleiner, oder wenn die Geschwindigkeit des Lichtes noch vielmal größer wäre, als sie in der That ist. Wir werden also den Satelliten die erste Hälfte seiner Bahn in L20 und die zweite in 480 Tagen^dnrchlanfen sehen. Die Summe beider Zahlen beträgt tausend Jahre, oder die wahre Um- lanfszeit des Satelliten, wie dieß seyn muß, weil diese von der Langsamkeit des Lichtes verursachten Ungleichheiten zu beiden Seiten der Gesichtslinie TU sich wieder aufheben. Jene beobachteten Hälften der Umlanfszeiten sind daher um 20 Tage, d.h. um eben so viel Tage verschieden, als das Licht braucht, um den Durchmesser e4U der Bahn zu durchlaufen. Da aber das Licht, wie bekannt, in jedem Tage Z620 Millionen Meilen durchläuft, so beträgt die wahre Größe des Durchmessers dieser Bahn 72400 Mill. Meilen. Wenn man aber einmal zu der Kenntniß der absoluten Größe des Halbmessers 8m der Bahn eines Doppelsterns gekommen ist, so ist es sehr leicht, auch die Distanz 8T des Centralsterns 8 von der Erde T zu finden. Zu diesem Zwecke braucht man nur, wenn anders der Durchmesser mn, in welchem der Satellit einher zu gehen scheint, senkrecht auf die Gesichtslinie T8 steht, den Winkel 8Tm zu messen, welchen die Distanz 8m des Satelliten in seiner größten Entfernung von dein Centralkörper in dem Auge des Beobachters macht, und dann den bereits gefundenen Halbmesser 8m durch den Sinns dieses Winkels zu dividiren, um sofort auch die gc- Doppclsterne. suchte Distanz 8D des Centralsterns zu erhalten. Ist dieser Winkel LMn in unserem Beispiele gleich 10 Secunden, so erhält man sofort 18 — 74668000 Millionen oder 747 Billionen Meilen, eine Distanz, welche das Licht erst in Z66 Jahren zurücklegen würde. In den meisten Fällen wird zwar die Bahn des Satelliten kein Kreis, sondern eine Ellipse sepu, und die zweite Axe dieser Ellipse wird nur selten nahe senkrecht auf die Gesichtslinie stehen. In solchen Fällen wird es nöthig seyn, die Lage dieser großen Axe gegen die Gesichtslinie auf dieselbe Art zu bestimmen, wie man bei den Planetenbahnen die Lage ihrer Apen bestimmt. Geseht, man hatte den Winkel der großen Axe mit der Gesichtslinie gleich 44° 26' gefunden, so wird man nur die vorhin gefundene Entfernung, von 747 Billionen Meilen durch den Sinus dieses Winkels multipliciren, um die wahre Distanz Z? des Centralkörpers von der Erde zu finden, die hier S2Z Billionen Meilen beträgt. H. 214. (Bahnbestinunung der Doppclsierue.) Zur vollständigen Kenntniß eines Sterns, dessen Bewegung um einen anderen man bereits erkannt hat, ist es nothwendig, die Elemente seiner Bahn (vergl. I. §. 142) aus den Beobachtungen zu bestimmen, ein Geschäft, das schon bei den Planeten und Kometen nicht leicht, hier aber mit so vielen Schwierigkeiten verbunden ist, daß man, ohne den Gebrauch mathematischer Formeln, keine Anzeige davon geben kann. Um nämlich den Ort des Sterusatelliten am Himmel für jeden vorhergegangenen oder künftigen Augenblick zu bestimmen, muß man die sechs unterscheidenden Kennzeichen seiner Bahn, die wir die Elemente desselben nennen, aus den Beobachtungen abzuleiten wissen. Diese sind I. die große Axe seiner Ellipse, d. h. hier die Anzahl Secunden, unter welchen uns diese Are erscheinen würde, wenn sie senkrecht auf der Gesichtslinie stünde. II. Die Excentricität dieser Ellipse (I. §. 1Z6); III. die Neigung der Ebene der Bahn und IV. die Länge der Knotenlinie (I. 117) derselben in der Ecliptik, V. die Lage des Periheliums oder der Winkel, welchen die große Axe der Bahn mit jener Kno- tenlinie bildet, und VI. die Epoche, oder die Zeit, wann der Sternsatellit durch die große Are seiner Bahn geht. Eigentlich gibt es aber noch zwei andere Elemente, die bei Doppelsterne. 555 der Bestimmung der Planetenbahnen als außerwesentlich wegfallen und hier im Gegentheile die interessantesten, obschon auch zugleich diejenige» sind, deren Bestimmung den meisten Schwierigkeiten unterwerfen ist. Diese Elemente sind: die Masse des Central- körpers in Beziehung auf die Blasse unserer Sonne und die Entfernung dieses Centralkörpers von uns. Wir haben im Vorhergehenden eine Methode angezeigt, diese Entfernung zu finden, wenn uns die dazu nöthigeu Mittel durch die Beobachtungen gegeben werden, was aber wahrscheinlich noch lange nicht geschehen wird. Der erste, der dieses mit vielen Schwierigkeiten verbundene Geschäft einer Bahnbestimmung der Doppelsterne ausgeführt hat, ist der schon oben erwähnte Savary, der keine schöne Methode in der LonnaisL. ssos tomzis für d.J. 1850 mitgetheilt und dieselbe auch sogleich auf den merkwürdigen Doppelstern E Visse in-ssaris mit viel Glück angewendet hat. Einen ähnlichen Versuch hat nach ihm Encke in seinem asiron. Jahrbuche f. d. I. 1852 bekannt gemacht und seine sehr eleganten Ausdrücke ans de» Doppelstern 70 OzcktiucZri angewendet. Beide haben ihre Rechnungen nur eben so vielen Distanzen ^7 und Positionswinkel II aus den Beobachtungen zu Grunde gelegt, als zu ihrem Zwecke unmittelbar uöthig sind. Der jüngere Herschel hat dafür in dein Sten Bande der Mona. «5 tlriz Östron. Lochet^ ein anderes, sinnreiches Versahren gegeben, die Bahnen dieser Gestirne zu bestimmen, in welchen er die beobachteten Distanzen als zu unverlässig völlig ausschließt und dafür alle Positionswinkel, welche man bisher beobachtet hat, seiner Rechnung oder vielmehr seiner graphischen, durch Rechnung unterstützten Methode zu Grunde legt. Sie scheint für den gegenwärtigen Znstand unserer Kenntnisse dieser Himmelskörper die sicherste und anwendbarste zu setz». §. 215. (Elemente der vorzüglichste» Doppelsterne.) Die folgende Tafel enthält die merkwürdigsten Elemente derjenigen Doppelsterne, deren Bahnen uns bisher bekannt geworden sind. Die Folgezeit wird uns ohne Zweifel bald über mehrere dieser Bahnen belehren. Jndeß können wir aucb schon die Früchte der bisherigen Arbeiten der Astronomen als im höchsten Grade interessant ansehen. Doppelsterne. besonders wenn wir bedenken, daß sie diesem Gegenstande ihre Aufmerksamkeit erst seit 50, und ihren fortgesetzten Fleiß erst seit kaum 20 Jahren zugewendet habe». Umlaufszeit in Jahren. Halbe große Axe in See. Excentricität in Tbeilen der Haldaxe. Neigung ge-Z gen die Pro-! jectionsebene in Graden. 7 Jungfrau « Zwillinge oder Castor. cr Krone. L gr. Bär 70p Schlangenträger 61 Schwan 5 KrebS Krone sl,755 0,z?g 0 ,»67 §. 216. (Bemerkungen über einzelne Doppelsternc dieser Tafel.) Die in dieserTabelle zusammengestelltenDoppelsterne sind diejenigen, die wir unter den 6000 bisher beobachteten am besten kennen. Es wird daher nicht unangemessen seyn, ihnen noch einige Bemerkungen beizufügen. Der erste dieser Sterne, oder 7 Jungfrau, besteht aus zwei gleich großen Sternen, deren jeder nahe der dritten Größe ist. Schon Bradley, der berühmte Astronom der k. Sternwarte zu Greenwich bei London, hat ihn im Jahr 1718 und später auch T. Mayer in Göttingen i. I. 1756 beobachtet. Zu der letzten Zeit betrug seine Distanz 7 Secunden, so daß man mit jedem guten Fernrohre seine Dnplicität leicht erkennen konnte. Aber diese Distanz hat seitdem immer abgenommen, und jetzt ist sie so klein, kaum eine Secunde, daß man selbst mit sehr guten Fernröhren ihn nur mehr einfach, obgleich etwas länglich sieht. Im Jahre 18Z'r ging der Satellit durch sein PeriHelium oder durch den seiner Centralsonne nächsten Punkt seiner Bahn. Merkwürdig ist die große Geschwindigkeit dieses Satelliten zur Zeit seines Perihe- liums, da er in fünf Tagen schon einen Grad, also in einem Jahre 65 Grade um seinen Centralkörper zurücklegt. Wenn er eine Doppelsterne. Billion Meilen von demselben entfernt ist, so geht er in einem Tage 2490 Millionen Meilen, während unsere Erde in jeder Secnnde 4 Meilen, also in einem Tage 245600 Meilen zurücklegt, demnach gegen 10000 mal langsamer geht. Castor, oder der westlichere der beiden Sterne, die unter dem Namen der Zwillinge bekannt sind, ist ein Doppelstern, dessen Distanz jetzt nahe fünf Secunden beträgt. Beide Sterne sind nahe gleich groß. Dieses Sterncnpaar ist es, das den ältern Hörschel, der dasselbe vorzüglich eifrig beobachtete, zuerst auf die Idee brachte, daß diese Gestirne zusammen gehören und abgesonderte Sonnen- spsteme bilden. Wir besitzen noch ältere Beobachtungen desselben, die Bradley i. I. 1720 und Maskelyne i. I. 1760 angestellt hat. Der jüngere Herschel hat die Bahn dieses Doppelsterns bestimmt und uns auch eine Ephemeridc für die nächstfolgenden Jahre berechnet. Das erste Beispiel dieser Art, nach welchem man hat Jahr Positionswinkel II 1826 1845 1850 1855 Distanz 9, s <->, 8 2, "9 0,"-> . . ,1 . . . . 224°,» . . . . 195 ",5 . . Daraus folgt, daß wir gegen das Jahr 1860 wahrscheinlich die Bedeckung dieser beiden Sterne sehen werden, die wir bei 7 Jungfrau eben jetzt beobachten. Im Jahre 1856 wird der Satellit Castors durch sein PeriHelium gehen. Man bemerke noch die sehr große Excentricität dieser beiden ersten Bahnen. In unserem Planetensystem hat die Junobabn die größte Excentricität, die aber doch nur den vierten Theil der halben großen Axe beträgt, während sie bei diesen Sternenbahnen 8 und 9 Zehntheile der Halbaxe ausmacht. Der Doppelstern cr nördl. Krone ist der V. und VII. Größe; die Distanz beträgt nur eine Secuude, daher er schwer zu messen ist. Die Excentricität seiner Bahn ist etwas über die Hälfte seiner großen Halbaxe. Im Jahre 1826 wird der Satellit durch sein PeriHelium gehen. Littrow's Himmel u. s. Wunder. II. 22 558 Doppelsterne. Der Doppelster» E großer Bär ist in der untersten Spitze des Hinteren rechten Fußes dieses Sternbildes, und er besteht ans zwei Sternen der V. und VI. Große, die drei Secundcn von einander abstehen. Die Winkelbewegung des Satelliten ist ungemein schnell. Seit dem Jahre 1785 bis auf unsere Tage hat er schon über 500 Grade um seinen Centralstern zurück gelegt, so daß man seine Umlanfszeit schon sehr nahe kennt, wodurch die Berechnung seiner übrigen Elemente sehr erleichtert wird. Im Jahre 1817 ging der Satellit durch sein PeriHelium. Die sehr kurze Umlanfszeit dieses Sterniatelliten ist merkwürdig, da sie 25 Jahre kurzer ist, als die des Planeten Uranus, welcher letzte 84 Jahre beträgt. Der Doppelsiern 70 p Schlangenträger besteht aus zwei Sternen der VIl. und VIII. Große, deren Distanz 4 Secunden beträgt. Die oben angegebenen Elemente werden wahrscheinlich noch einiger Correctionen bedürfen, da die bisherigen Beobachtungen nicht geeignet sind, die Bahn mit Genauigkeit zu bestimmen. Von dem merkwürdigen Sternenpaar t>1 Schwan, nach Flam- st ead's Vcrzeichniß so genannt, ist für das Jahr 1854 die Necta- scension 514° 51/,? und die Poldistanz 52° 5sg. Er steht daher nahe südöstlich bei dem südlichen Fuß des Schwans in der Nachbarschaft der Milchstraße. Die Nectascension nimmt jährlich um 53",g zu und die Poldistanz um 17",, ab. Von diesen Veränderungen gehört ein Theil der Präcession (I. Kap. XII.), die allen Sternen gemein ist. Diese beträgt für ihn 54",9 in Rectascension und 14",» in Poldistanz. Also ist die eigene Bewegung dieses Sterns in Rectascension 5",o und in Poldistanz 5",^, größer, als sie noch bei irgend einem Fixsterne gefunden wurde. Während also der Satellit sich um seinen Centralkörper bewegt, gehen beide Sonnen zugleich unter den anderen Sternen des Himmels fort. Diese beiden merkwürdigen Sterne sind der VI. und VII. Größe und ihre Distanz ist 15 Secunden. Obscho» wir eine ältere Beobachtung derselben von Bradley aus dein Jahre 1755 haben, so sind doch die Elemente der Bahn noch nicht mit hinlänglicher Genauigkeit bestimmt worden. Der Doppelstern ? Krebs besteht aus zwei Sternen der V. und Doppelsterne. 359 VI. Größe, deren Distanz st Secunden beträgt. Die Bali» scheint nahe kreisförmig mit einer Umlaukszeit von 35 Jahren zu seyn. Der Doppelstern nördl. Krone endlich besteht aus zw>» Sternen der V. und VI. Große mit der sehr kleinen Distanz vmi kaum einer Secunde. Auch die Bahn dieses Sterns scheint sebr nahe kreisförmig zn seyn und die große Ape senkrecht ans d r Gesichtslinie zn stehen. Noch erwähnen wir hier des Doppelgestirns E Bootes (Größe V. und VIII. mit der Distanz von 9 Secunden), dessen Bah» unter allen bisher bekannten am schiefsten gegen uns liegt, daher wir sie mir als eine gerade Linie sehen. Die Unilaufszeit beträgt nahe 117 Jahre. §. 217. (Das allgemeine Gesetz der Schwere wird auch von den Doppelsternen befolgt.) Es läßt sich mit geometriseber Schäre beweisen, baß wenn ein Körper um einen andern in einer Ellip'e einhergebt, in deren einem Brennpunkte der andere Körper liegt, die Anziehungskraft des letzteren sich wie verkehrt das Quadrat der Entfernung des angezogene» Körpers von dem anziehenden verhält. Dieß ist, wie die Beobachtungen zeigen, der Fall bei allen Planeten und Satelliten unseres Sonnensystems, woraus wir den Schluß gezogen haben, daß die Sonne auf die Planeten, und daß diese Planeten auf ihre Satelliten nach dem von Newton entdeckten Gesehe der allgemeinen Schwere wirken. Allein dasselbe ist auch, wie wir so eben gesehen haben, der Fall bei den Doppelsternen, die ebenfalls in Ellipsen sich um ihre» Centralkörper bewegen, der immer den einen Brennpunkt dieser Ellipse einnimmt. Wir werde» daher berechtigt seyn, anzunehme", daß dasselbe Gesetz, welches alle Bewegungen unseres Planetensystems regelt, auch jenseits der Gränze dieses Systems statt Hab', und daß es daher wahrscheinlich das allgemeine Gesetz d.r ganzen Natur ist. §, 218. (Farben der Doppelsterne.) Noch haben wir einer Eigentbiimlichkeit dieser Sternenpaare zu erwähnen, die selbst für den bloßen Anblick derselben zu auffallend ist, als daß sie hier übergangen werden dürfte. Unter den einfachen Sternen des Himmels sieht man gewöhn- 22 » Doppelsinne. lich nur solche, die in einem weißen Lichte glänzen, das mehr oder weniger der gelben Farbe sich nähert und nur selten in das Röthliche übergeht. Unter den letzten oder den rothen Sternen zählten die Alten schon den Arctur, Aldebaran, Pollux, Antares und « Orion auf, die uns auch jetzt noch in derselben Farbe erscheinen. Aber auch Sirius wird von ihnen als röthlich beschrieben, da er uns doch durch seine blendend weiße Farbe auffällt. Allein blaue oder grüne Sterne hat man, unter den einfachen Fixsternen, bisher nicht entdeckt. Alle Farben derselben sind, wenn sie nicht weiß sind, von dem unteren Ende des bekannten Sonnenspectrums genommen, wo die rothe und besonders die gelbe Farbe vorherrscht, keine aber von dem obern Ende, wo die blaue und grüne Farbe überwiegt. Nicht so ist es bei den Doppelsternen. Bei diesen hat gewöhnlich der größere oder der Centralstern eine weiße Farbe, die aber auch sehr oft ins Gelbe, seltener jedoch ins Rothe fällt, ganz wie bei den einfachen Sternen, während im Gegentheile der ihn begleitende Satellit in den allermeisten Fällen blau oder grün oder blaugrün ist. Doch gibt es auch andere, obgleich seltenere Fälle, wo der große weiß oder gelb und der kleine roth, oder wo der große orange und der kleine grün, oder wo auch beide zugleich blau sind, und nicht selten erscheinen diese Farben so ausgesprochen und lebhast, daß sie schon auf den ersten flüchtigen Anblick derselben auffallend hervortreten. §. 219. (Complcmentärc Farben.) Jedermann kennt das Son- nenspectrum oder das längliche Farbenbild, das man erhält, wenn man durch eine enge Oeffnung eines verschlossenen Zimmers die Sonnenstrahlen eintreten läßt, und sie, nachdem man sie durch ein Glasprisma geleitet hat, auf einer der Oeffnung gegenüberstehenden Tafel auffängt. In diesem Spectrum unterscheidet man gewöhnlich sieben Farben, obschon es angemessener wäre, deren nur sechs zu bezeichnen, von welchen die eine in die andere durch allmäklige Abstufungen übergeht. Der unterste Theil desselben ist nämlich roth und dann folgen aufsteigend die orange, gelbe, grüne, blaue, indigo und violete Farbe. Die beiden letzten sollte man unter der gemeinschaftlichen Benennung „violet" zusammenfassen. Doppelsterne. da sie doch beide nur Abstufungen der in das Rothe spielenden blauen Farbe sind. Newton, der zuerst sieben Hauptfarben annahm, scheint diese Zahl einer kleinen Schwärmerei zu Liebe vorgezogen zu haben, indem er sie mit den sieben Tönen der Octave, mit den sieben Planeten, und mit andern mystischen Eigenschaften dieser für heilig gehaltenen Zahl in Verbindung bringen wollte. Von diesen sechs Farben, roth, orange, gelb, grün, blau und violet, nennt man nun die drei: roth, gelb und blau, primäre — und die drei anderen: orange, grün und violet secundäre Farben. Jene heißen primär, weil man aus ihnen durch Mischung alle andern Farben erzeugen kann. Theilt man nun die Peripherie eines Kreises in sechs gleiche Theile, und nennt den ersten Theil roth, den zweiten angränzenden orange, den dritten gelb, dann grün, blau und violet, so liegt in der so bezeichneten Figur jeder primären Farbe diejenige secundäre gegenüber, die aus der Mischung der beiden anderen primären Farben entsteht. So liegt z. B. der primären rothen Farbe die secundäre grüne gegenüber, und die grüne Farbe entsteht, wie allgemein bekannt, aus der Mischung der beiden primären Farben gelb und blau. Man nennt aber diese den drei primären Farben gegenüberstehenden secundären Farben die complementären von jenen primären Farben. So ist also grün die complem. Farbe von roth, violet — — — — gelb, und orange — — — — blau. Man will bemerkt haben, daß je zwei complementäre Farben einen gefälligem Eindruck auf das Auge machen, als z. B. grün und gelb, etwa wie zwei um eine Terze oder Octave entfernte Töne den Ohren angenehme.- sind, als andere. Auch sollen die complementären Farben entgegengesetzte chemische Eigenschafte» besitzen, indem die einen eine vxydirende und die andern eine desoxydirende Kraft auf die Körper äußern. Wie eS aber auch init diesen und andern Eigenschafte» der complementären Farben beschaffen seyn mag, so wollen wir hier nur einer andern Eigenthümlichkeit derselben erwähnen, die bereits Doppelsterne. durch Beobachtungen constatirt ist, und ganz besonders zu unserni gegenwärtigen Zwecke gehört. Wenn man nämlich einer schwach erleuchteten weißen Fläche ein von den drei primären Farben stark gefärbtes, intensives Licht »abe beengt, so erscheint diese weiße Fläche sogleich in der com- pl.memären Farbe jenes primären Lichtes. Wird z. B. einem matt erleuchteten wessen Papiere ein starkes rotheS Licht genähert, so erscheint das Papier nicht roth, sondern grün, und war j nes Licht gl', so erscheint daS Papier molet, war endlich jenes Licht blai, so wird das Papier orangefarb erscheinen. AnS dieser Ursache erblickt man eine weiße Wand voll oioleter Flecken, wenn man kurz zuvor das Auge gegen die Sonne gerichtet bat, oder man sieht diese Wand grnn oder orange, wenn man kurz zuvor eine rotbe oder eine blaue Fläche durch längere Zeit angesehen hat. §. 220. s Sind die Farben der Doopclsierne ans diesem Grunde zu erklären?) Alan bat die Meinung geäußert, daß die zwei Farben, in welchen man gewöhnlich die Doppclsterne sieht, aus diese» complementären Farben zu erklären sehn können, und daß daher diese Farben der Sterne nicht reel, sondern nur optische .Illusionen unierS Sehorgans sind. Der kleine Stern hat gewöhnlich nur ein schwaches Licht im Verhältnisse zu den größer». Wenn alkv jener auch an sih selbst von weißer Farbe ist, so wird er uns doch violet oder bläulich erscheinen, sobald er einem großen und intensiven gelben Sterne, oder grünlich, falls er einem großen rotheii Steril nahe stellt. Beispiele für eine solche Zmammen- sl.'Uung gibt es genng. So ist bei « HerkuleS und Cassiopeia der große roth und der kleine grün; b i ^ Orion l Cancer, sl Cygnus, 6 Centaurus der große gelb und der kleine blau u. s. w. Allein auch an zahlreichen Ausnahmen von dieser sogenannten Regel fehlt es nicht. So findet man sehr oft einen kleinen blauen Stern neben einem großen weißen, wie in X Aries, e Persens, s? Orion, ö Gemini, a Leo, « Serpens ». f. Da hier weder roth noch gelb ist, woher soll die complementäre blaue Farbe kommen? — Bei andern Doppelsterne» sind sogar beide blau, wie bei ö Serpcns, v Draco, 28 und S9 Andromeda u. f. Bei 7 Andro- meda ist der große orange und der kleine smaragdgrün; bei Doppelsterne. ö Orion ist der große weiß und der kleine purpurrot!); bei o Ein- l>orn ist der große gelb und der kleine blutroth; bei x im sudlichen Schiffe Argo ist nmgekchrt, der große blaii und der kleine dunkel- rotb; nuch findet man mehrere Doppelsterne, wo beide tief gelb, oder beide stark roll) sind u. s. w. Alle diese und viele nndere Beispiele zeigen deutlich, daß die vorhergehende Mnthmaßung nicht gegründet ist, und dnß wenigstens bei sehr vielen, wo mehr bei den meisten Doppelsternen dieser Unterschied der Farben keine optische Täuschung, sondern eine dielen Sternen selbst zukommende Eigenthümlichkeit ist. Auch gibt es ein einfaches Mittel, sich von dieser Eigenthümlichkeit der Farben der Doppelsterne zu überzeugen. Man darf nur den größeren im Brennpunkte des Fernrohrs mit einem daselbst ausgespannten dicken Faden bedecken und zusehen, ob dann der kleine, wenn er auf diese Weise allein im Fernrohr erscheint, noch immer seine frühere blaue oder grüne Farbe behält. Dieß ist in der That der Fall mit den Beobachtungen, die man bisher darüber angestellt hat, zun; Beweise, daß diese blaue oder grüne Farbe den kleineren Sternen eigenthümlich ist. Jndeß behauptet der jüngere Hersebel, der doch so viele Erfahrungen über diese Doppelgestirne gesammelt hat, daß ihm durchaus noch kein Fall vorgekommen sei), wo der eine der beiden Dvppelsterne grün oder blau erschienen wäre, wenn er nicht zugleich sehr nahe bei einein größeren rothe» oder gelben Sterne stand, wo also jene Farbe des kleinen Sternes allerdings aus der complementären Farbe erklärt werden könnte. Jbm erscheinen, wie er versichert, alle Sterne weiß, deren Farbe sich nicht gegen gelb oder roth neigt, vorausgesept, daß keine Lampe in der Nähe des Beobachters ist. Nach seiner Behauptung sind alle Farben der Sterne nur auS dem unteren Ende deS Spectrnms genommen, wo das rothe und gelbe Licht ist und durchaus keine von dein oberen Ende, wo die blaue und grüne Farbe vorherrscht. Da aber andere Beobachter diese blaue und grüne Farbe so oft schon gesehen haben, so glaubt er den Grund davon in der grünlichen Farbe des Krongla es zu finde», die man bei den achromatischen Fernrohren so oft antrifft. Allein die neueren Fernröhre von Doppelsterne. Fraunhofer haben diese grüne Färbung ihrer Objectivgläser nicht. Vielleicht daß umgekehrt die Abwesenheit der blauen und grünen Farbe bei Herschels Telescopen in den Metallspiegeln derselben zu suchen ist, die bekanntlich, der höhern Politnr wegen, viel Kupfer enthalten, welches den rothen und gelben Lichtstrahlen ein Ueber- gewicht geben und die blauen und grünen Farben beträchtlich schwächen mag. Wir wollen die Entscheidung dieses Gegenstandes unser» Nachkommen überlassen, da uns noch die zweckmäßigen Beobach- achtungen dazu fehlen. Es ist möglich und selbst sehr wahrscheinlich, daß sie durch diese Untersuchungen auf sehr interessante Resultate geführt werden können, wenn anders der Gegenstand nicht auch für sie noch mit zu großen Schwierigkeiten verbunden sepn wird, um ihn ins Reine zu bringen. §. 221. (Doppelsterne als Prüfungsmittel der Fernrohre.) Wenn man mit zwei oder mehreren Fernröhren denselben irdischen Gegenstand, z. B. eine entfernte Thurmspihe, beobachtet, so steht man oft an, zu sagen, mit welchem von diesen Fernröhren man besser sieht. Sicherer ist es schon, zu diesem Zwecke ein gedrucktes Blatt in einiger Entfernung vor den Fernröhren aufzustellen und für jedes Fernrohr das Blatt so lange zu entfernen, bis man aufhört, dasselbe deutlich lesen zu können. Die Astronomen aber, die schon gewohnt sind, die Gegenstände des Himmels auch zu diesem Zwecke anzuwenden, pflegen die Güte ihrer Fernröhre dadurch anzugeben, daß sie sagen, dasselbe zeige die Phasen der Venus, die Streifen Jupiters, den Schatten deS Saturnringes u. dgl sehr deutlich. Allein man sieht, wie viel dabei noch Unbestimmtes zurückbleibt, und daß solche Aussagen keine Basis zu einer eigentlichen Classification der Fernröhre abgeben können. Anders verhält sich dieß mit den Doppelsternen. Da es sich bei der Untersuchung der Güte eines Fernrohres vorzüglich darum handelt, ob die Strahlen, die von irgend einem Punkte eines Gegenstandes außer ihm kommen, durch das Objectiv wieder genau in einen einzigen Punkt vereiniget werden, oder mit andern Worten, ob die Bilder, welche die Fernröhre von den Gegenständen machen, ganz rein und vollkommen deutlich sind, worin Doppelsterne. eben der Hauptvorzng eines jeden guten Fernrohrs besteht, so werden die Doppelsterne ein ganz vorzügliches Mittel seyn, das Daseyn oder den Mangel dieses Vorzugs zu beweisen. Es ist bereits oben gesagt worden, daß die Fixsterne alle, in guten Fernröhren, nur als eben so viele untheilbare Punkte, ohne allen merklichen Durchmesser erscheinen. Zwar sieht man sie öfter als Scheibchen von beträchtlicher Dimension, die nicht einmal immer ganz rund und noch überdieß mit Strahlen versehen sind. Aber eben diese Erscheinungen sind nur eben so viele Fehler des Fernrohres, von welchen aber auch ein Theil in der Aberration des Auges liegen mag. Ein gesundes Auge soll durch ein vollkommen gebautes Fernrohr alle Sterne, auch die hellsten, als reine Punkte zeigen, und überhaupt alle von jedem einzelnen Punkte eines Gegenstandes kommende Strahlen, nach der Brechung derselben, genau wieder in einen einzigen scharfen Punkt vereinigen. Die Doppelsterne sind solche Gegenstände, die nur aus zwei Punkten bestehen, die überdieß hellglänzend auf dem dunklen Hintergrunde des Himmels stehen und daher ganz besonders geeignet sind, zu entscheiden, ob diese beiden Punkte sich auch in ihrem Bilde, in dem Fernrohre, wieder genau als solche zeigen. Wenn die beiden Sterne sehr hell und z. B. beide wenigstens zu der I. bis V. Größe gehören, und wenn sie überdieß sehr nahe bei einander stehen, wie Castor, 7 Jungfrau, E großer Bär, so wird eine sehr große Reinheit des Bildes nöthig seyn, um diese zwei hellen Punkte auf ihrem dunklen Grunde scharf abgesondert und in ihren nächsten Gränzen nicht verwaschen oder in einander laufend zu sehen, und im Gegentheile, wenn beide Sterne oder auch nur der eine derselben sehr klein ist, so wird eine große raumdurchdringende Kraft des Fernrohrs, wie sie Hörschel zu nennen pflegte, erforderlich seyn, um so feine und lichtschwache Punkte, selbst wenn sie einzeln am Himmel stünden, überhaupt noch sehen zu können, so daß also durch die Doppelsterne sowohl die Kraft, als auch die Richtigkeit der Construction des Fernrohrs sehr vortheilhaft und sicher untersucht werden kann, und daß man dadurch gleichsam ein bestimmtes Maaß erhält, nach welchem man diese Instrumente unter sich vergleichen kann. Doppelsterne. Zu diesem Zwecke folgen hier einige dieser Doppelsterne, die sowohl für schwächere, als auch für stärkere Fernröhre als Prüfungsmittel gebraucht werden können. I. Sehr leicht und schon durch gewöhnliche achromatische Fernröhre von etwa zwei Fuß Focallänge und zwei Zoll Dessnung lassen sich die folgenden Doppelsterne erkennen: ^ Vrsae mafovis, Distanz — 1^" und scheinbare Größe III und IV. 7 Vixlromeckus, — 1t", Größe III. V. 6 Lev^eitlis, — 22", Größe IV. IV. x Ilaroilis, ^ 31", Größe V. VI. T I .VINS, Größe III. IV. II. Schon stärkere Fernröbre, etwa von -I Fuß Brennweite und 3 oder 3'/s Zoll Oessnung erfordern die folgenden: castav, — S", Größe III. IV. ii Loatis, — 7", Größe V. VI. i Drianpmli, — ^", Größe V. VI. ^ Vanevi, ^ 6", Größe V. VI. w ?iseinm, ^ 6", Größe VII. VII. « Vrsae miliaris, oder derPolarstern, 19", Größe II n.XI, ist bloß deßhalb schwerer zu sehen, weil der Satellit so klein ist. III. Fernröbre der besten Art werden für die folgenden Doppelsterne erfordert: 7 Vir^inis, — 3", Größe III. III. Ilorcnlis, ^ 2", Größe IV. VIII. x Hootis, ^ 2", Größe VI. VI. Leonis, — 1", Größe VI. VII. (Z (Irianis (Rigel), — g", Größe I und X. ?Iei-i — 00° 50' die bekannten Pleiaden oder die Gluckhenne ain Halse des Stiers, mit freien Augen schon auflösbar. chli — 2>- 0', ? — 55° 58' im Wehrgehenke des Perseus, dem ^ unbewaffneten Auge als eine lichte Wolke auffallend. Die Gruppe bildet eine Ellipse, in deren Milte ein Dopvelstern ist. ^ 8^ 29', ? — 09° 50' die sogenannte Krippe im Sternbilde des Krebses. A,kk ^ Iii- y- Haupthaar der Berenice, mit freien Augen schon auflösbar. §. 257. (Telescopische Gruppen.) Aber ohne uns weiter bei diesen und ähnlichen bekannten Gruppen aufzuhalten, gehen wir sofort zu den eigentlich telescopischen Sterngruppen über, deren man so viele am Himmel bemerkt. Ihre Gestalt ist beinahe durchaus rund und oft genau kreisförmig; die Sterne, aus welchen sie zusammengeseht sind, scheinen alle gleich groß zu seyn, und nur zuweilen findet man einen oder einige größere Sterne in der Mitte dieser Gruppen. Diese größeren Sterne find dann oft auch durch eine rothe Farbe ausgezeichnet oder auch eigentliche Doppelsterne. Diese Kugelform findet man vorzüglich bei allen jenen Gruppen, deren Sterne sehr klein und gedrängt sind, gleichsam als wären diese in ihrer Ausbildung schon weiter vorgeschritten, während die anderen an ihren Gränzen noch unregelmäßig sind und oft selbst in Zweige und Arme auslaufen. Die Anzahl der Sterne in den sehr gedrängten Gruppen ist oft wahrhaft außerordentlich. An ein eigentliches Zählen läßt sich da nicht mehr denken, aber nach Herschels Schätzungen sind oft zehn und selbst zwanzig tausend Sterne in einem kugelförmigen Räume zusammen gepreßt, dessen Durchmesser kaum 8 bis 10 Minuten hat, dessen Oberfläche also kaum den zehnten Theil der Oberfläche des Vollmonds beträgt. Gegen die Mitte dieser Gruppen nimmt die Helle derselben meistens stufenweise zu, weil diese Sterne, wie die Fern- röhre zeigen, immer enger an einander stehen, je weiter sie zum Mittelpunkte vordringen, so daß also diese Centralhelle nicht bloß optisch ist, wie sie auch jede andere, aus völlig gleich weit ab- Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. stehenden Sternen gebildet« Kugel zeigen wurde, sondern daß dieselben gegen den Mittelpunkt der Kugel in der That näher an einander rucken, was wahrscheinlich die Folge einer größeren At- traction dieses Mittelpunktes ist. §. 2Z8. (Größe und Entfernung dieser Gruppen.) Es scheint gewagt zu seyn, diese zahllosen Sterne, aus welchen jene Gruppen bestehen, für eben so viele Sonnen, gleich der unserer Sonne, anzunehmen. Aber wer mag uns widersprechen, wenn wir behaupten wollten, daß sie vielleicht noch viel größer sind, und daß, so nahe sie uns auch an einander gedrängt erscheinen, ihre wahren Distanzen doch eben so bedeutend sepn können, als diejenigen, welche die einzelnen Firstern« von einander trennen, daß sie alle Millionen, ja Billionen von Meilen von einander entfernt seyn mögen. Wenn uns solche Behauptungen übertrieben erscheinen, so folgt daraus noch nicht, daß sie eS auch in der Thal sind. Für jene Fernen fehlt uns aller Maaßstab und unsere bloß relativen Begriffe von Größe finden dort keine Anwendung mehr. Wenn das Licht von zehntausend Sonnen zusammen genommen uns doch nur wie das eines Sterns der fünften oder sechsten Größe erscheint, so muß wohl ihre Entfernung von uns ganz außerordentlich und noch viel größer seyn, als selbst die Distanz der anderen Fixsterne unter sich, so groß auch diese lehte uns erscheinen mag. >vlw cau satinto siecht In suolr n soene, >vsiers ckoplrt, Iieigcht, brencktl» tVre lost in tlieir extremes, nnck >vlrere, to eonnt Dies tlliele-sovvn gstories in tllis oeenn et Lnns, l?erlmps n Leruplr's evmznltntivn tuils. Vonn^. §. 2ZZ. (Natur dieser Gruppe».) Wie sich dieß übrigens anch verhalten mag, die Kugelform, die scharfe Bcgränznng und die auffallende Symmetrie des inneren Baues dieser wundervollen Sonnengebäude zeugt von Einheit des Zwecks und von einer bestimmten, in sich selbst abgeschlossenen Natur dieser Himmelskörper. Ihr ganzes geheimnißvolles Wesen scheint von einer einzigen Kraft der Anziehung durchdrungen, von einem eigenen, Sterngruppen und Nebelmassen deS Himmels. 565 gemeinsamen Bande des Znsammenhangs umschlungen zu seyn, dessen innere Einrichtung und Organisation unS wohl innner un- hekannt l'leiden wird. §. 240. (Vorzüglichste Sterngruppen.) Hier folgen die ausgezeichnetsten dieser Gruppen, von denen man mehrere schon mit mäßigen Fernröhren erkennen kann. vk — 15^ 4", ? — 70° 56". Eine sehr schöne und stark gedrängte Gruppe, in der Mitte ungemein hell, am Rande etwas ausgezackt. Durchmesser der nahe runden Gestalt 5 Minuten. Die Sterne sind sehr klein, der XII. bis XX. Größe und die Anzahl derselben ungemein groß. iz>> 54", ? 60° 46". Sehr schöne, runde Gruppe von 6 Min. Diameter. Sie enthält wenigstens tausend Sterne der XI. Größe und darunter. Sie bilden eine helle Stelle gegen den Mittelpunkt, aus welchen gleichsam Lichtstrahlen gegen den Umkreis ausströmen. eM 15^ 58", ? — 60° 40". Sehr große, reiche Gruppe von 10 Min. Diameter. Die Sterne sind der XII. und XVIII. Größe. Die Gruppe hat keinen lichten Kern und die Sterne sind gegen die Mitte der Gruppe ungemein gedrängt und selbst für starke Fernröhre unauflösbar. XU 15^ 10", ? — 87° 16". Sehr schöne und gedrängte kugelförmige Gruppe. Die Beleuchtung derselben wächst stark gegen die Mitte, wo die Sterne nicht mehr getrennt werden können. Der Durchmesser des Ganzen ist 2'/- Minuten. Die ganze Nachbarschaft um diese Gruppe ist sternenleer. tVH ^ I6t> 55", ? — 55° 12". Sehr reiche Gruppe von unregelmäßiger Gestalt ohne eigentlichen Kern, der Rand gleichsam behaart. Die Sterne der X. und XV. Größe sehr dicht stehend. Diameter 8. Min. Diese Gruppe sieht zwischen ?? und ? Hercules und ist am Ende dieses Werkes abgebildet. 206 Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. — 1048', ? — 92° 50'. Eine runde Gruppe von zerstreut stehenden Sternen, 10 Min. Durchmesser, ohne eigentlichen Kern. xk ^ 17^ 47', ? — 103° 53'. Große, reiche, nicht sehr gedrängte Gruppe von 60 bis 80 Sternen, die größten- theils in regelmäßigen krummen Linien zu liegen scheinen. Xll ^ 18^ 20', 1° — 114° 1'. Sehr schöne, kugelförmige Gruppe, allmählig Heller gegen die Mitte, aber ohne eigentlichen Kern. Die Sterne der XII. bis XX. Grö'ße scheinen durchaus gleich verlheilt und die Gränze des Ganzen verwaschen. Xk18^ 45', ? — 90° 28'. Schöne, aber unregelmäßige Gruppe von nahe 12 Mm. Diameter. Die Sterne alle der XII. Größe mit einem größeren der IX. Größe in der Mitte. Das ganze Bild scheint in fünf oder sechs verschiedene Gruppen gebrochen zu seyn. Xk — Ilch 10', ? —,00° 7'. Schöne, gedrängte Gruppe, die nahe die Gestalt eines Dreiecks hat. Reich, ohne K»rn. Größter Durchmesser 5 Minuten. Die Sterne von verschiedener Größe. XU — 19^ 22', ? — 81° 7'. Sehr reich und gedrängt. Im südlichen Theile der Gruppe ist ein Doppelstern. Diameter 40 Secunden. Xk — 2lch 22', ? — 78° 24'. Groß, licht, unregelmäßig rund, gegen die Mitte Heller, als wenn hier die Gruppe eine wulstige Erhöhung hätte. Aus dem Mittelpunkte scheinen Lichtstreifen gegen die Peripherie zu gehen. -4K ^ 2lch 25', ? — 91° 24'. Schön, groß, rund, auflösbar. Gegen die Mitte sehr hell, gleichsam flammend, ob- schon hier die Sterne nicht dichter stehen. Der Anblick der Gruppe gleicht dem eines Haufen Goldsandes. Der hellste Theil deS Ganzen beträgt 6 Secunden im Durchmesser, und das Licht desselben gleicht dem eines Sterns der XI. Größe. Xk n-- 22^ 48', ? — 24° 14'. Sehr schöne, große, runde Gruppe von 15 Min. Diaineter, sehr reich an dicht gedrängten Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. 567 Sternen. Das Ganze wird allmählig lichter gegen die Mitte, aber ohne Verdichtung zu einem eigentlichen Kern. Die Sterne sind der X. bis XVIII. Größe. Von denjenigen Gruppen, die einen ausgezeichnet gefärbten Stern in ihrer Mitte haben, kann man bemerken: AK ^ 2>> 10', ? — 53° 33'. Groß und schön, gegen die Mitte Heller. Diese Gruppe steht nahe bei der oben erwähnten großen Gruppe des Perseus. Mit einem rothen Stern in der Mitte. AK ^ Hb zz Zg» reiche Gruppe mit einem Stern der VII. Größe, der orangefarb ist. AK 21^ 25', ? — Zg» Schöne, runde Gruppe von Sternen der XV. bis XX. Größe, 8 Minuten Diameter. In der Mitte ein röthlicher Stern der X. Größe. AK — 2l'' 58', ? — 57° 5'. Ein sehr merkwürdiger Gegenstand, nämlich ein oraler Ring von kleinen, nahe an einander stehenden Sternen gebildet und in der Mitte deS Riings ein Stern der IX. Größe von rother Farbe. Gruppen, mit Doppelsternen in ihrer Mitte, finden sich ebenfalls mehrere am Himmel, z. B. AK 2^ zk, ? -^47° 57'. Eine schöne Gruppe von nahe zwanzig Sternen der IX. bis Xl. Größe und vielen andern kleineren. In der Mitte derselben ein Doppelstern. AK ^ 4^ 57^ ? — Z2° 5l'. Gut begränzte Gruppe von nahe 30 Sternen mit einem Doppelstern. AK6b 45', ? —89° 21. Eine reiche, gleichsam in drei Aeste gespaltene Gruppe, in deren Hauptstelle ein Doppel- sterm AK ^ 8^ 5', ? — 95° 16. Schöne, große, reiche Gruppe von Sternen der IX. bis XIII. Größe, zwischen welchen aber der Hintergrund des Himmels mit unzähligen, kleinen, lichten Punkten wie besäet erscheint. In der Mitte des ganzen Gebäudes ein Doppelstern. AK ^ 19b 59', ? — 54° 42'. In einer Gruppe von 5 hellen und vielen andern kleineren Sternen ist ein Doppelstern. 263 Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. ZV'' 1", ? — 69° 22'. Eine Gruppe von vielen Sternen der X. bis XIII. Größe. Der größte unter ihnen ist ein Doppelstern. — 21»> 2', ? — 29° 2»'. Eine sonderbare, zerstreute Gruppe, in welcher mehrere dreifache Sterne. 2ZK 48', ? — 29° 44'. Sehr reiche Gruppe von 4 Min. Durchmesser. Die Sterne der XII. Große; einer unter ihnen ist ein Doppelster». Hieher gehört auch die bereits erwähnte Gruppe, die Krippe im Krebs, in deren Mitte ebenfalls ein Doppelstern steht, so wie in der Gruppe des Wehrgehenkes im Sternbilde des Perseus. Die angeführten Doppelsterne find meistens, aber nicht immer, in der Mitte der ganzen Gruppe und gewöhnlich größer, als alle übrigen Sterne. Doch trifft man auch zuweilen andere Gruppen, in welchen die kleinen, oft sehr dicht stehenden Sterne um einen großen, lichten Eenlralstern gelagert und gleichsam angereiht sind, wie z. B. in VH — 8>> 28' und ? — 76° 47'. Einer dreieckigen Gruppe haben wir schon oben erwähnt. Eine andere von derselben Gestalt findet man in VH — 22^ 26' und 111° 40'. Auch eine viereckige Gruppe sieht man in VN — 19>> 22', ? — 70° 2'; sie ist 2 Min. lang und 2 Min. breit und besteht aus sehr gedrängten Sternen der XIV. bis XVIII. Größe. In VN 22^ 4', ? — 20° 21' sieht man eine andere helle Gruppe, die aus zwei geraden Linien von dicht an einander gestellten Sternen besteht, zwischen welchen mehrere andere, kleinere ausgestreut sind. Das Vorhergehende wird genügen, dem Leser von dem Reich- thume dieser Sterngruppen einen angemessenen Begriff zu geben. §. 241. (Nebelmassen des Himmels.) Es wurde bereits oben bemerkt, daß auch die eigentlichen Sterngruppen, durch mäßige Fernröhre besehen, nur wie mehr oder weniger lichte Nebel erscheinen, während sie doch durch stärkere Instrumente in die einzelnen Sterne aufgelöst werden, aus welchen sie in der That zusammengesetzt sind. Wahrscheinlich ist dieß auch der Fall mit den meisten derjenigen Himmelskörper, die uns, auch durch unsere besten Sterngruppen und Nebclmassen des Himinels. 569 Telescope besehen, immer noch als Nebel erscheinen, während sie doch in noch viel besseren Fernrohren, als diejenigen sind, zu welchen es die Kunst bisher gebracht hat, sich ohne Zweifel ebenfalls in Sterne auflösen würden. Diese sind daher nur wieder als eigentliche Sterngrnppen zu betrachten, deren Sterne aber entweder zu klein, oder zu lichtschwach, oder endlich zu weit von uns entfernt sind, um noch deutlich unterschieden zu werden. Doch mögen auch viele unter diesen wundervollen Wesen des Himmels sepn, welche nicht mehr aus eigentlichen Sternen zusammengesetzt sind: Wesen eigener Art, die als wahre Lichtnebel für sich bestehen und keineswegs als bloße optische Erscheinungen betrachtet werden können. Es gibt in der That ganze große Gegenden des Himmels von mehreren Ouadratgraden, die völlig mit dieser Nebelmasse überzogen sind. Diese Gegenden zeichnen sich nicht bloß durch ihr helleres Licht vor dem übrigen dunklen Rande des Himmels, sondern auch durch ein eigenes schuppen - oder flockenartiges Ansehen aus, und es erfordert nur eine geringe Uebung des Auges, um zu sehen, daß sie keineswegs bloß die Wirkung sehr dicht stehender, entfernter Sterne seyn können. Ja oft sieht man diese Nebel in einer so unmittelbaren Verbindung mit eigentlichen hellen Fixsternen, daß man den wesentlichen Unterschied zwischen diesen beiden Gattungen von Himmelskörpern nicht weiter verkennen kann, wie wir weiter unten bald naher sehen werden. Wir wollen uns hier wieder darauf beschränken, die vorzüglichsten dieser eigentlichen Nebel zur bessern Uebersicht, nach ihrer äußern Form in Klassen geordnet, näher anzuführen. §. 242. (Sehr große und weit verbreitete Nebel.) Diese sind gewöhnlich sehr lichtschwach und in ihren Gränzen sehr unbestimmt und verwaschen, daher man sie nur mit sehr starken Fernröhren sehen kann. Bei den folgenden ist die Ausdehnung derselben in Onadratgraden angegeben, wobei man bemerken kann, daß die Oberfläche der Sonne oder des Mondes für uns nahe den vierten Theil eines Ouadratgrades beträgt. Wenn es daher von einem solchen Nebel heißt, daß er fünf Ouadratgrade einnimmt, so heißt dieß, daß er in seiner Oberfläche zwanzigmal größer, als die Littrow's Himmel u. s. Wunder. II, 24 370 Sterngruppeu und Nebelmassen des Himmels. Sonne, erscheint. Ein Nebel von acht Ouadratgrade» wird eben so eine 32mal größere scheinbare Fläche habe», als die Sonne. Wenn also in dem letzten Falle ein solcher Himmelskörper auch nur so weit, wie der nächste Fixstern, das heißt, wenn er vier Billionen Meilen (I. S. IKK.) von uns entfernt ist, so wird der wahre Durchmesser desselben schon gegen 200000 Millionen Meile» betragen, also S00mal größer seyn, als der Umfang der ganzen UranuSbahn, deren Durchmesser 8ä0 Mill. Meilen beträgt. Eine Ausdehnung, von welcher auch die lebhafteste Phantasie sich keine» angemessenen Begriff mehr zu machen im Stande ist. ? Ouadratgrade N»> 12' 8S° ZV 7,s 0>> ZK' 47° Z' 8,° S>> IN' KS° 6' Z,» 27' 94° 7Z' 4.° 13>> S8' SS° 20' 1,s 20^ S8' 92° 17' 4,. Hörschel hat die Flächenräume aller von ihm beobachteten Nebel dieser Art in eine Summe gebracht und diese über 200 Ouadratgrade groß gefunden, so daß daher die Menge des in dem Welträume zerstreuten Nebels in der That an das Ungeheure zu gränzen scheint. §. 243. sGrößere, unregelmäßige Nebel.) Diese Gattungen von Nebeln sind zwar kleiner, als die vorhergehenden, übertreffen aber doch die Oberfläche der Sonne oder des Mondes oft noch vielmal; sie sind überdieß an ihrem Rande meistens schärfer be- gränzt und haben eine »och sehr unregelmäßige Form. Oester entdeckt man an ihnen auffallend hellere Stellen, in welchen das Licht gleichsam coneentrirt erscheint, und diese Stellen sind meistens abgerundet oder nahe kreisförmig. Einen solchen Nebel sieht man z. B. in — 12'' 5', U — 74° 9'. Er hat die Gestalt eines langen, an seinen Enden unregelmäßigen Streifens von 10 Mi». Länge und nahe bei seiner Mitte eine helle, kernartige Stelle. Einen noch viel größeren sieht man in — 20^ SZ', ? — 46° 20', dessen Gränzen aber sehr schwach und unbestimmt sind. In — 8^ Z0' und ? — Sterngruppen und Nebelmasse» des Himinels. 571 119° 21' ist ein, vielleicht durch stärkere Fernröhre auflösbarer Nebel, der die Gestalt des Buchstabens X hat und sich über sechs Minuten im größten Durchmesser erstreckt. In ilk ^ igl- 11', ? — 106° 15' ist ein anderer graßer Nebel, der die Gestalt eines /I hat. Einige Stellen desselben sind in der Thal in Sterne auflösbar. Auch bat er zwei andere große, runde und lichte Stellen, deren Beleuchtung gegen die Mitte sehr znnimmr. iVH — 2(ch 59', ? — 59° 5-1' bei X Schwan; ein langer, gewundener Streifen, milchfarbig, 5» Min. lang; nahe nördlich über ihm ein anderer schwächerer und schlangenförmiger Nebel. In chk — 20>> 19', ? — 58° 57' endlich ist ein über einen Grad langer Nebel, dessen eine Hälfte gabelförmig gespalten ist. An der Stelle, wo diese Spaltung beginnt, sieht man vier Sterne, die ein Trapez unter sich bilden. Dieser sonderbare Himmelskörper ist nur ohne Beleuchtung mit den besten Fernröhren sichtbar nnd die ihn be- gränzende Umgegend ist ganz mit einem schuppenartigen Nebel überzogen. §. 211. (Nebel mit helleren Theilcn.) In sehr vielen Nebeln bemerkt man einen, oft beträchtlich großen lichten Theil, der sich durch seine hellere Farbe von den übrigen sehr unterscheidet. Gewöhnlich ist dieser hellere Theil, dieser Kern des Nebels, nahe kreisrund, besonders bei jenem, wo das Licht in demselben sehr stark ist und gegen den Mittelpunkt deS Kerns schnell zunimmt. Man trifft diese Kern nebel selten allein, sondern gewöhnlich in ganzen Heerde» am Himmel an, gleichsam als wenn sie aus den Nebeln der vorigen Arten durch Zerreißung, durch Trennung oder durch eine theilweise Condensation des Nebelstoffes entstanden wären. Hörschel sah oft in einer halben Stunde über dreißig solcher Nebel durch das Feld seines unverrückten Telescops ziehen. Eines der größten Lager derselben geht durch das Haar der Berenice, durch den großen Bären, die Andromeda und durch den nördlichen Fisch bis zu dem Kopf des Centaurs und ist in dieser ganzen gewaltigen Ausdehnung überall reich an solchen Kernnebeln. Einige unter ihnen haben auch zwei und selbst mehr solche lichte Kerne, wie wir schon kurz zuvor bei jenem von der Gestalt des angeführt haben. Ein anderer ist in 1k ^ 9>> 22', ? ^ 67° 21 272 Sterngruppen »nd Nebelmassen des Himmels. 45', elliptisch gebaut und über drei Minuten lang, der entweder zwei hart an einander stehende Kerne hat, oder selbst ein Doppelnebel ist. Auch der in 12^ 7', ? — 52° 44' hat einen doppelten hellen Kern. §. 245. (Nebel von regelmäßiger Gestalt.) Diese sind beinahe durchaus nahe kreisrund oder elliptisch gestaltet. Jene haben meistens einen hellen Kern in der Mitte, dessen Umfang mit dem des ganzen Nebels conceutrisch ist. Sie zeichnen sich vor allen vorhergehenden durch ihre hellere Farbe und durch ihre kleineren Dimensionen aus, wahrscheinlich, weil das Licht in diesen Himmelskörpern schon mehr verdichtet ist und die Bildung derselben schon eine höhere Stufe erreicht hat. Mit diesen Nebeln scheint die bisher bloß schaffende Kraft der Natur bereits in eine mehr vorherrschende formbildende Kraft überzugehen. Solche Nebel findet man in ^ i^ 16', ? ^ 81° 21', rund, licht, gegen die Mitte schnell zunehmend — Diameter 1 Min. elkl ^ 5>° 24', ? 68° 7'. Elliptisch, 4 Min. lang, 5 Min. breit; ein schönes Bild, ein 8^ 51', ? — 29° 11. Elliptisch, hell und noch viel Heller in der Mitte. 20 See. lang, 20 See. breit, äkl — 9'' 41', ? — 20° 8'. Sehr licht und elliptisch, in der Mitte viel Heller. Von dem Mittelpunkte gehen mehrere Strahlen aus, die 2 und 4 Minuten lang sind, ^rl ^ ill> p — 76° (/. H^st rund, allmählig Heller gegen die Mitte mit einem runden Kern. ,4k izb 42', u — 44° 56', ein sehr schöner, kugelförmiger, scharf begränzter Nebel mit einein runden Kern. Der Durchmesser des Ganzen beträgt drei Minuten, rlk ^17^ 9', ? — 108° 20'. Rund, allmählig Heller gegen die Mitte, 4 Minuten Durchmesser. 18^ 4', ? — 82° 11'. Schöne, runde, scharf begränzte helle Scheibe über acht Minuten im Durchmesser. Schon im Zwielichte sichtbar. --22'' 29', ? — 56° 29', hell, elliptisch, 90 See. lang, 20 Sec. breit; plötzlich Heller gegen die Mitte. Hart Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. 57Z an ihm ein anderer schwacher Nebel von 16 Sec. Durchmesser. §. 246. s Doppelnebel.) Wie oben bei den Fixsternen, so sehen wir auch hier bei den ebeln häufig zwei derselben so nahe stehen, daß wir an ihrem Zusammengehören, an ihrer innigen Verbindung nicht wohl zweifeln können. In der That kommen diese Doppelnebel zu oft vor, als daß ihre scheinbare Duplicität bloß optisch sepn sollte. Auch ficht man sie öfter durch Nebelbänder mit einander unmittelbar verbunden, während einige an ihren nächsten Gränzen in einander fließen, oder während der eine derselben an seinem Rande eine Vertiefung, eine Bucht zeigt, in welche die gegenüberstehende Hervorragung des andern der Größe und Form nach genau zu passen scheint u. s. w. Solche Nebel sind in H.kl I--: 7'' 15', ? ^ 60° 11'; die Kerne der beiden sich berührenden Nebel sind so hell, daß sie beinahe sternartig glänzen. — g>> 22', 67° 45'. Die beiden Nebel bilden eil! elliptisches Ganze, dessen große Ave 5 Min. lang ist. /eH — 11K — 107° 55', zwei in einander fließende Nebel, die beide gegen ihre Mitte viel Heller sind. 11kl 12>' 17', ? — 55° 52', nahe wie der Vorhergehende, nur großer. Das Ganze der beiden Nebel ist 10 Min. lang und 3 Min. breit. — 12^ 28', ? ^ 77° 52'. Ein sehr schöner Doppelnebel; beide sind hell, rund und gegen die Milte lichter. Ihre Durchmesser sind 45 und 60 Sec. Ulk — 150', ? — 69° 58'. Beide Nebel sind elliptisch und gränzen beinahe an einander. §. 247. (Planctarische Nebel.) Diese sonderbaren Himmelskörper erscheinen uns, ganz so wie die Planeten, als kreisrunde, nur selten etwas ovale, scharf begränzte Scheiben von mehreren Secuuden im Durchmesser, die durchaus dasselbe, gleich starke Liebt haben, ohne gegen ihren Mittelpunkt, wie die vorhergehenden, an Helle zuzunehmen. Zuweilen jedoch ist auch ihr Umkreis noch mit einem concentrischen nebeligen Rande, gleich einer ringförmigen 374 Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. Atmosphäre, umgeben. Die Oberfläche dieser Körper ist mit einem leichtschnppigen oder flockigen Lichte überzogen, wodurch aber das Charakteristische ihres Anblicks, die Gleichförmigkeit der Beleuchtung aller ihrer Theile, nicht wesentlich gestört wird. Die Natur und Bestimmung dieser Wesen scheint sehr räthselhaft zu seyn. Sind sie, wie man kaum zweifeln kann, selbstleuchtende Körper, so muß der Glan; ihres Lichts weit unter dem unserer Sonne stehen. Eine Kreisfläche unserer Sonnenschcibe von zwanzig Secunden im Durchmesser würde schon ein Licht geben, gleich dem von hundert vereinigten Vollmonden, während doch jene Nebel mit freien Augen noch nicht einmal bemerkt werden können, und während ein Körper von dieser Ausdehnung, wenn er auch nur eben so weit als der nächste Firstern von uns entfernt wäre, die Bahn des Uranus an Größe übertreffen müßte. Vielleicht ist ihr Licht von einer ganz andern Art, etwa bloß phosphorescirend oder nur der äußersten Oberfläche dieser Körper angehörend; vielleicht ziehen sie, eben durch ihre ungeheure Masse, ihr eigenes Licht mit einer solchen Kraft an sich, daß dasselbe nicht mehr ungehindert ausströmen kann; vielleicht bestehen sie selbst nur aus hohlen, durchsichtigen, mit Gasarten gefüllten Kugelschaalen und was dergleichen Vermuthungcn mehr seyn mögen, die wir besser der Phantasie der Leser überlassen wollen. Häufig sieht man sie von kleinen, ihnen sehr nahe stehenden Fixsternen umgeben, die vielleicht die Satelliten dieser außerordentlichen Weltkörper sind. Künftige Beobachtungen werden uns diese wunderbaren Wesen näher kennen lehren. ^ Zd g/. planetarischer, etwas elliptischer Nebel, am Rande etwas unbestimmt. 3B, ? — igt;» 2t/, ein runder plan. Nebel von S0 See. Durchmesser, von schwachem, aber durchaus gleichförmigem Lichte, mit einem feinen Sternchen in der Mitte. I2ü 4t,/, ? — ig» i2st Rund, schwach beleuchtet, 30 Sec. im Durchmesser, mit einer regelmäßigen, schwachen Atmosphäre von 10 See. Höhe. >414 — 14 ü SB, ? — 70° S4st Ein runder plan. Nebel von ungewöhnlicher Größe; sein Diameter beträgt volle sechs Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. 575 Minute». Er ist mit einem concentrischen, gut begränzte» Nebel umgeben. Das ganze Bild scheint im schwachen, sternartigen Lichte zu scintilliren. 414 ^ 18^ 4', ? — 85" 11'. Schöne, runde, scharf begränzte, bell glänzende Scheibe über 8 Minute» im Durchmesser; daS Licht ist weiß und durchaus gleich stark und schwach sternartig. Xtt 1954', ? — 104° 55'. Trüblichte, runde Scheibe von 10 See. Durchmesser. Das gleichförmige Liebt derselben ist nicht sternig und van svnderbarem Ansehen. Sehr nahe bei diesem Stern stehen zwei Sternchen. — 20 >> 9', ? — 59" 58'. Einer der größten planetarischen Nebel von 15 Min. Diameler; vollkommen rund und gleichförmig beleuchtet. Da er in der Mitte etwas dunkler scheint, so ist er vielleicht ein ringförmiger Körper. ,4kl ^ 20 5 15', k> — 70° 26'. Schön, hell, vvllkommen rund, durchaus gleichförmig beleuchtet. Durchmesser vvn zwei Secnnden. Vier kleine Sterne umgeben ihn, wie Satelliten. Xkl 20I> 55', ? — 102° 2'. Vvllkvmmen runde, gleich lichte Scheibe, Durchmesser fünf Minuten. Xkl ^ 25 d 18', 1° — 48° 24'. Ein planetarischer, ganz runder Nebel vvn 12 Sec. Diameter. Sein Licht erscheint nicht sowohl nebelartig, sondern wie ein Stern außer dem Brennpunkte des Fernrohrs. Die Farbe des Lichtes ist weißblan und in der Nähe des Nebels befindet sich ein Doppelstern. §. 248. (Sternncbcl.) Unter dieser Benennung versteht man eigentliche, hell glänzende Fixsterne, die aber mit kreis- oder kugelförmigen Nebeln umgeben sind. Sie sind vielleicht in ihrer Bildung weiter vorgerückte, runde Kernnebel, in welchen sich der früher noch matte und weit verbreitete Lichtkern zu einem helle» Lichtpunkte, zu einem eigentlichen Firster» gebildet hat. ,4kl ^ 0>' 4', ? — 18" 25'. Ein Stern der X. Größe mit einer runden, gut begränzte» Atmosphäre von 20 Sec. Durchmesser umgeben. Z7K Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. XU 49', ? ^ 39° 4V'. Ein Stern der IX. Größe mit einem schwachen kreisförmigen Nebel von 73 See. Durchmesser umgeben. Mehrere sehr nahe liegende Sterne sind ganz nebelfrei. XU ^ S>> 28', 1° — 91° 19'. Ein schöner Fipstern in einem sehr großen Nebel von 24 Min. Durchmesser eingehüllt. In der Nähe von e Orionis. XU — 6'' 23', ? ^ 79° 44'. Ein Stern der XI. Größe, von einem runden, milchigen Nebel, dessen Rand verwaschen, umgeben. Das Licht des Sterns selbst ist trüb. Xkl ^-7'' 19', ? — 63° 43'. Ein Stern der VIII. Größe genau in der Mitte eines runden, lichten Nebels von 23 Sec. Durchmesser. Man sehe Figur (4). Xü 10 ^ IL', I> ^ 71° 39'. Ein Stern der IX. Größe in einem elliptischen Nebel. Der Stern ist nicht in dem Mittelpunkte des Nebels. XU ^ 12'' 16', ? ^ 84° 7'. Ein Stern der IX. Größe mit einer hellen, runden Atmosphäre umgeben. Schon im Zwielichte sichtbar. XU ^ 12'' 29', I? ^ 73° 17'. Ein Heller Stern der IX. Größe mit mehreren kleinereu, alle in einen feinen Nebel eingehüllt. XU -2- 12^ p gzo z//. Zj„ Stern oder doch ein sehr kleiner und hell glänzender Kern in einer großen ovalen Atmosphäre. (M. s. Fig. 1.) XU — 19'' 40', ? 39° 34'. Ein Stern der XI. Größe in einer runden, lichten Atmosphäre von 4 Sec. Durchmesser. Xü ^ 23'' 13', ? ^ 29° 43'. Ein Stern der IX. Größe mit einem runden, lichtschwachen Nebel umgeben. Mehrere von den hieher gehörenden, meist runden oder elliptischen Nebeln erscheinen auch als Hüllen von doppelten und selbst mehrfachen Sternen. Dergleichen sind XII ^ l'' 8', l? 32°,34'. Ein Doppelstern; der größere X. Größe; die Distanz beider 12 Sec. Er steht in dex Mitte eines großen, runden Nebelö. Sterngruppen und Nebelmassen des Hinnnels. 277 ^ 1>> 42', ? — 20° 7'. Ein feiner Doppelstern mit einer runden Atmosphäre von 20 Sec. Durchmesser. — 2'' 20', ? — 22" 22'. Ein dreieckiger Nebel, der in seiner Mitte einen dreifachen Stern (Tripelstern) umschließt. Die drei Sterne sind der XI., XII. und XIV. Größe, und die drei Seiten des Dreiecks detragen jede nahe 4 See. ^ 26', ? — 101° 4'. Ein Doppelstern in der Mitte eines runden Nebels. — 12'' 48', p — 67° 22'. Ein Doppelstern von einem hellen, runden, großen Nebel von 6 Min. Durchmesser umschlossen. Neben dem Stern ist eine schwarze Stelle, vielleicht eine Oeffnung im Nebel. .4.H ^ 21'' 20', ? ^ 24° 41'. Ein Tripelstern in. der Mitte eines schwachen, schlecht bcgränzten Nebels. Oester sieht man auch vier, fünf und mehrere zerstreute Sterne sämmtlich in einem Nebel eingehüllt, wie Fig. 7 und selbst, schon eigentliche Sterugruppen von einem kugelförmigen Nebel umschlossen, wie Fig. 8. Oft zieht dieser Nebel wie ein schmales, langes Band über mehrere Sterne hin und verbindet sie zu einem gemeinschaftlichen Ganzen. Zuweilen stehen zwei helle Sterne an den beiden Scheiteln oder auch nahe bei den beiden Brennpunkten eines elliptisch Nebels, wie in Fig. 2 und 6. In den meisten Fällen zeigt schon der bloße Anblick dieser sonderbaren Gebilde, daß Nebel und Sterne zusammen gehören und gleichsam ein abgeschlossenes System für sich bilden. Wo diese Sterne in der Mitte eines kreisförmigen Nebels liegen, wie in den meisten vorhergehenden, kann diese innigere Verbindung beider Gegenstände nicht mehr bezweifelt werden. Aber auch dann, wenn die Sterne von den Nebeln abgesondert stehen, ist doch ihre Stellung oft so auffallend, daß sie nicht ohne die größte Unwahrscheinlichkeit dem bloßen Zufalle oder einer optischen Täuschung zugeschrieben werden kann, wie wir sogleich näher sehen werden. H. 249. (Sterne mit Nebelstrahlen.) Bei diesen Himmelskörpern steht der Fixstern meistens sehr nahe an der einen Gränze 578 Sterngrnppen und Nebelmassen des Himmels. des Nebels, welcher letzte oft die verschiedensten Gestalten annimmt, wie folgende Beispiele zeigen: XU ^ 1> 40', ? — 84° Söst Ein Fixstern IX. Größe an dem äußersten Ende eines sehr feinen, geradlinigen, schmalen Nebelstreifens. XU ^ 50', ? ^ 81° 7'. Ein Stern XII. Größe mit einem lichten Nebelschweif von 60 See. Länge, dem eines Kometen ähnlich. (M. s. Fig. 2.) XU — 85 26', ? — 105" 54'. Ein Stern der XIV. Größe mit einem Nebelpinsel von 15 See. Länge. Xk — 35 47', k' — 55° 55'. Ein Stern XI. Größe mit einem lichten Nebelanhang. In dem Nebel selbst ist noch ein feines Sternchen sichtbar. Xkl — 10 5 54', ? — 70° 57'. Ein Stern IX. Größe mit einem schwachen Nebelstreifen von 50 See. Länge. XU — 115 11'^ x> — 7Z° 23'. Ein sehr langer, schmaler Nebelstreifen, 15 Min. lang, 1 Min. breit. I» der Mitte Heller mit einem feinen Stern. Man sehe Fig. 5. XU — 12 5 7', x> — 7Z-> g/s'. sehr heller elliptischer Nebel; in seinem lichten Kern ist ein kleiner Fixstern. Aus dem Kern fließt ein Lichtstrahl von 7 Mm. Länge. XU — 12 5 28', x — gzo Ein sehr langer Streifen mit einem schwachen Kern, in dessen Mitte ein Stern der XI. Größe. Länge 15 Min., Breite '/z Min. XU — 12 5 s> — gg" Ein sehr langer, elliptischer oder spindelförmiger Streifen mit einem schwachen Kern, in dessen Mitte ein Helles Sternchen. Der Streifen ist 15 Min. lang und an dein einen Ende gekrümmt. XU — 12 5 Z2', p ^ 86° 55'. Ein Stern der X. Größe, an welchem das Ende eines kleinen ovalen Nebels hängt. XU — 12 5 Zß'^ x — gg° ZH/. Z^ei Nebelstreifen, die sich an ihren Enden beinahe senkrecht schneiden. Xk — 12 5 s> — z^-> iz'. Ein schwacher, kleiner elliptischer Nebelstrahl, der zwei Sterne der X. Größe an seinen Endpunkten verbindet. (M. f. Fig. 6.) §. 250. (Ringförmige Nebel.) Diese sonderbaren Gebilde Sterngruppen »nd Nebelmassen des Himmels. 379 gehören vielleicht zu den wunderbarsten Gegenständen des Himmels, aber keineswegs zu den seltensten. In unserm Planetensystem erblicken wir sie nur ein Beispiel, bei Saturn; denn die Mnlh- maßung des doppelten RingS, den der ältere Herschel bei Uranus gefunden hatte, ist zu ungewiß und von seinen Nachfolgern gänzlich unbestätiget geblieben. In der Sterneuwelt aber sind bereits mehrere solcher Ringe aufgefunden worden, an deren Existenz nicht weiter gezweifelt werden kann. 12', ? — 48" 26' ist ein sehr feiner, stark elliptischer Nebelstrahl von 4 Min. Länge und 40 See. Breite. In der Mitte desselben bemerkt mau eine längliche dunkle Stelle und in derselben zwei kleine Sterne. Wahrscheinlich ist diese Stelle eine Oeffnung des Ringes, dessen Ebene sehr schief gegen die Sonne liegt, daher er mehr unter der Gestalt eines elliptischen Streifens erscheint. ^ 13b 22', ? — 41° 33'; ein sehr merkwürdiger Gegenstand. Ein runder lichter Kern ist in einiger Entfernung von seinem Rande mit einem concentrischen Nebelringe umgeben. Die Ebene dieses Ringes scheint um einen seiner Durchmesser umgebogen, so daß die beiden Ebenen einen Winkel von nahe 43 Graden unter einander bilden. ^ 18 b 47', ? — 57° 11'; der schöne Ringnebel im Sternbilde der Leyer. Der äußere Durchmesser des Ringes beträgt 6'/? Secunden. Die innere Oeffnung desselben ist nicht ganz dunkel, wie der äußere Hintergrund des Himmels, sondern selbst wieder von einem andern, schwächeren Nebel erfüllt. Das Ganze hat daS Ansehen eines über einen Reifen gespannten Schleyers. Er ist zwischen den großen Sternen B und 7 der Leyer. Hieber gehören wohl auch jene Nebel, die in ihrem Innern dunkle Stellen haben, welche Stellen wahrscheinlich Oeffmmgen des Nebels sind, durch welche man den Himmel sehen kann. 12b 31', ? — 100° 40'. Ein Heller, elliptisch gebauter Nebel, 3 Min. lang, ff- Min. breit. Der lichtere Kern 380 Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. scheint von dem eigentlichen Nebel gesondert zu liegen, da er von ihm durch eine dunkle Kluft getrennt ist. Ueber das ganze sonderbare Gebilde ist ein elliptisch geformter Nebel feinerer Art verbreitet. Xk ^ 12'' 48', ? — 67° 23'. Ein Heller, wenig elliptischer Nebel von 6 Min. Länge, 3 Min. Breite. Der lichte Kern enthält einen Doppelstern und neben dem Kern ist eine schwarze Höhle, eine dunkle Oeffnung im Nebel. ^ 1?'' 52', ? — 113° 1'. Ein gabelförmig dreigespaltener Nebel mit einem Doppelstern in seiner Hauptstelle, neben welchem eine dunkle, unregelmäßige Oeffnung. Hieher gehört auch der merkwürdige große Nebel im Orion ^ 5'' 27', ? — 95° 30'), von welchem wir sogleich besonders sprechen werden. Nachdem wir auf diese Weise die verschiedenen Gattungen der Nebelmassen des Himmels nach ihren Gestalten im Allgemeine» betrachtet haben, ist uns noch übrig, einige andere besonders merkwürdige einzeln anzuführen, da sie sich nicht wohl unter eine der vorhergehenden Klassen bringen lassen und auch wegen ihrer besondern Wichtigkeit eine eigene Betrachtung verdienen. §. 251. (Die Gruppe im Haupthaar der Bereniee.) Dieses Sternbild enthält sehr viele Sterngruppen und Nebel, aber der merkwürdigste unter ihnen ist wohl der in Xk ^ 13'' 4', ? ^ 70° 56'. Diese Gruppe ist vollkommen rund, hat 5 Min. Durchmesser, und enthält eine unzählige Menge von sehr dicht gedrängten Sternen der X!l bis XX. Größe. Sie ist einer der schönsten Gegenstände des gestirnten Himmels. Hier mag sie noch als Beispiel dienen, wie verschieden die Beschreibungen eines und desselben Gegenstandes sind, wenn er mit schwachen oder mit sehr lichtstarken Feruröhren beobachtet worden. Messiers, der die Gruppe mit einein sonst schon guten Fernrohre von 3'/- Zoll Oeffnung betrachtete, sagt von ihr, daß sie ein sternleerer Nebelfleck sey, Xeh.ilsims s-ms sitoils8, der ihm rund und ziemlich hell erscheine. Der ältere Herschel aber, der diese Gruppe mit seinem zwanzig- füßigen Telescope beobachtete, seht ibr in seinem Tagebuche folgende Note bei: „Eine Gruppe von äußerst dicht gedrängten Sterne» Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. 381 „und einer der prachtvollsten Gegenstände, die ich je am Himmel „gesehen habe. Ich sehe sie unter der Gestalt einer gediegenen „Kugel, zusammengesetzt aus sehr kleineu, beinahe an einander „liegenden Sternen, deren Glanz in einander fließt und sich wie „ein Lichtmeer über das Ganze ergießt." Der jüngere Herschel machte zwanzig Jahre später zu seiner Beobachtung dieser Gruppe die Bemerkung: „Ein ungemein schöner Gegenstand, die Sterne „in ihm sind sehr klein von der X!I bis XX. Größe und stehen „sehr nahe an einander. Das Ganze ist mehr unregelmäßig rund, „als kugelartig und der Nand desselben ist mit auslaufenden An- „sätzen versehen, die wie Füße und Scheeren eines Krebses von „dem Hauptkörper austreten. Die Sterne in dieser Gruppe sind „in der That unzählbar." — Welche Beschreibungen dieser Himmelskörper werden unsere Nachkommen zu erwarten haben, wenn einmal ihre Fernröhre einen noch höhern Grad der Vervollkommnung erreicht haben werden. §. 232. (Zwitternebel.) Man wird schon bei der vorhergehenden Aufzählung der einzelneu Klassen von Nebeln bemerkt haben, daß einige von ihnen auf der Gränze von zwei benachbarten Gattungen stehen. In der That ist bei einer so großen Verschiedenheit der Formen eine genaue Sonderung derselben, beinahe unmöglich. Einen recht auffallenden Beweis dazu gibt der Nebel, Xbi, ^6'' 32', ? — 79° 38' im Kopfe des Einhorns oder unter den Füßen der Zwillinge. Dieser Gegenstand stellt sich dem Auge auf den ersten Blick als einen Nebelstern dar; ein Heller Stern der V. Größe in einen runden Nebel eingehüllt. Allein ein besseres Fernrohr und eine aufmerksamere Betrachtung des Gegenstandes zeigt noch 13 andere kleine und eine Anzahl noch viel feinerer Sterne, die alle von jenem Nebel umschlossen werden. Einer jener 13 Sterne ist zugleich ein Doppelstern. Dieser Himmelskörper ist also zugleich ein Nebel, ein Nebelstern, eine Sterngruppe und ein Doppelstern. Ein anderer nicht minder räthselhafter Gegenstand ist in ^ki, ^ 20^ 30', ? — 60" 26', ein Nebel von nahe 30 Min. Länge und 2 Min. Breite; einzelne Stellen des Nebels sind dicht mit sehr kleinen Sternen besäet, der Nebel hängt offenbar mit Sterngruppen und Nebelmassen des Hiunnels. diesen Sternen zusammen und sieht doch durchaus nicht sternig aus. Das Ganze gleicht einem feinen Netze von Sternen, über das ein dünner Schleyer gezogen ist. Eine der merkwürdigsten Nebelgestalten ist die in 19b 32', ? — 67° 43'. Wenn man i» einer Ellipse, deren große und kleine Ars sich nahe wie 4 zu 3 oerhalten, aus den beiden Endpunkten der großen Axe als aus Mittelpunkten Kreise zieht, deren Durchmesser gleich drei Viertheilen der großen Axe sind, so werden die Bogen dieser Kreise um den Mittelpunkt der Ellipse einen Theil derselben begränzen, der in jenem Himmelskörper mit einem sehr hellen und durchaus gleichförmigen Nebel ausgefüllt ist, während die beiden übrigen äußeren Theile der Ellipse mit einem schwachen, matt dämmernden Nebel angefüllt sind. Das Ganze hat die Gestalt dieser Ellipse, durch deren Mitte jener lichte Nebel in der Form eines )( zieht. Beide Nebel sind, so wie das ganze Bild, zu beiden Seiten des Mittelpunktes der Ellipse seh? symmetrisch gebaut. §. 233. (Nebel in der Andromeda.) Dieser große und merkwürdige Nebel ist in 33', ? — 49° 49'. Er wurde zuerst von Simon Marius i. I. 1612 bemerkt und hat die Gestalt einer Raule, deren größte Diagonale 30 Min. und deren kleinste 13 Min. beträgt. Marius vergleicht, nicht unangemessen, sein Licht mit dem einer Kerze, das durch ein dünnes Hornblatt scheint. Dieses Licht nimmt gegen den Mittelpunkt zu, anfangs langsam, dann schnell, doch ist es auch im Mittelpunkte selbst noch nicht sternig, sondern offenbar ein nur stärker eondensirtes Nebellicht, das die Vermuthung, daß das Ganze nur aus sehr entfernten Sternen bestehe, sehr unwahrscheinlich macht. Dieser Nebel ist vollkommen milchig, gänzlich unauflösbar und ohne alle Spuren von Schuppen oder Flocken. Man kann ihn schon mit unbewaffnete» Augen bemerken. M. s. Fig. am Ende dieses Theils. §. 234. (Der große Nebel im Orion.) Dieser merkwürdigste aller Nebel ist in ^ 3^ 27', ? — 93° 30' bei 6> Orion, vier Grade unter dem mittleren der drei in einer geraden Linie liegenden Sterne ö, L und 5, die unter dem Namen des Jakobsstabes bekannt sind. Er wurde zuerst von Huygens i. I. 1639 Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. 585 beschrieben und abgebildet. Spätere Beschreibungen und Zeichnungen desselben Gegenstandes haben wir von Derham, Godin, Mairan, Picard, Legentil und Meisters. In den neuern Zeiten hat sich Schröter und zuletzt der jüngere Herschel vorzugsweise damit beschäftiget, und der Letztere hat in den lVIem. ob Iiis astrvn. Society eine Zeichnung dieses Nebels gegeben, die alle andern an Genauigkeit und Schönheit der Ausführung weit hinter sich zurückläßt. Man sieht davon eine verkleinerte Abbildung in Fig. am Ende dieses Theils. Dieser Nebel ist durch die Schönheit seines Anblicks, durch die Eigenihümlichkeit seiner Gestalt, durch die sonderbare Abwechslung des auf ihm vertheilten Lichtes, durch seine große Ausbreitung und durch das Unerklärbare seines ganzen Wesenis vor allen anderen ausgezeichnet. Legentil vergleicht seine Gestalt nicht unangemessen mit der deS geöffneten Rachens eines Thiers. Ein Theil dieses Nebels ist ungemein hell, ein anderer sehr blaß .und matt, und wieder ein anderer ganz dunkel bis zur völligen Schwärze. Der hellste Theil scheint nicht sowohl in einem stetigen Lichte zu glänzen, als vielmehr in beweglichen Flammen zw lodern. Die dunklen Stellen sind von den hellen, ohne Abstufung des Lichtes, scharf getrennt. Die in diesem Nebel, selbst in den helleren Theilen desselben stehenden Fixsterne zeichnen sich alle durch einen besonders lebhaften Glanz aus und ihre Stellung scheint eine besondere Beziehung auf den Nebel selbst zu haben. Im Gegen- theile findet man zur Seite dieses Nebels nach allen Seiten eine Menge größerer und kleinerer Sterne, die sämmtlich nur in einem düster» Lichte schimmern und mit eigenen Nebelatmosphären umgeben sind, wie denn überhaupt diese ganze Gegend des Himmels an Nebeln ungemein reich ist. Um einige der vorzüglichsten Theile dieses großen Nebels näher anzugeben, bemerken wir zuerst das sogenannte Trapez, ein fast regelmäßiges Viereck, von vier Sternen gebildet, von welchen der eine, 6? Orion, der IV., und die drei anderen der VI., VII. und VIII. Größe sind. Dieser vierfache Stern ist von einem sehr hellen Nebel umgeben, der aber nicht bis zu diesen Sternen selbst vordringt, sondern sich vielmehr von ihnen nach Z8ä Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. allen Seiten zurückgezogen zu haben scheint, so daß dieses Trapez selbst, in seinen nächsten Gränzen, mit Dunkel eingeschlossen ist, auf welche dann erst jene helle Umgebung folgt. Es scheint, als ob der Nebel durch die Attraction oder Absorbtion der Sterne zu diesem letzteren übergegangen wäre. Eine ähnliche Erscheinung gab uns auch der bereits oben erwähnte Nebel im Schützen — 17K Z2', ? — IIS" 1^), der in drei Theile gespalten ist, deren Trennungslinien einen leeren Raum einschließen, in dessen Mitte ein Doppelstern steht. In diesem Trapez hat man vor einigen Jahren einen kleinen, feinen Stern entdeckt, der jetzt in starken Fernrohren sehr gut zu sehen ist, während er früher gewiß unsichtbar war, da kein Astronom desselben erwähnte, obschon ohne Zweifel alle dieses Trapez wiederholt und mit Aufmerksamkeit betrachtet hatten. Ist dieser Stern an jenem Orte neu entstanden oder ist er seitdem an Licht gewachsen? Die Huygenische 'Region diese? Nebels liegt südwestlich vom Trapez; eine helle Stelle in der Form eines rechtwinkligen Dreiecks. Die Erleuchtung dieser Stelle ist nicht gleichförmig, sondern schuppen- oder flockenartig, nahe wie die Oberfläche der Sonne in guten Fernröhren erscheint, nur ist in dem Nebel die Körnung gröber, und die Flocken sind nicht rund, sondern länglich und büschelartig. Ein geübtes Auge bemerkt bald, daß dieses Licht nicht von vereinten, sehr weit entfernten Sternen kommen kann, aber man wird auf die Vermuthung geleitet, als ob der Nebel hier aufgebrochen und in mehrere Theile getrennt sey. Die schwach neblige Region steht an der Südgränze der vorigen; eine Stelle, ganz mit schwachem Nebel bedeckt, der sich stufenweise in Dunkel verliert. Nahe bei sind drei Sternchen, die nach den früheren Beschreibungen ehedem noch ganz innerhalb dieses Nebels lagen, so daß es scheint, als habe der letzte sich auch von diesen Sternen zurückgezogen. Legenkils Bucht, eine ganz finstere krumme Einbeugung die in den frühern Zeichnungen eine andere Gestalt hatte, als jetzt. Messiers Arm, ein weitauslaufender Nebelast, der sich Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. 385 gegen Südost erstreckt. Ein zweiter Arm liegt nördlicher und geht gerade nach Osten. Mairans Nebel, ein abgesonderter Nebel neben dem Großen. Er liegt nördlich von den beiden Armen Messiers. Picards Region liegt nördlich vom Trapez und gränzt an dieses und an die große Bucht, zeichnet sich durch die sonderbaren Aasern und durch einen kleinen, nahe stehenden, isolirten Nebel auS, der sich in einen Stern zusammen zu ziehen scheint. Derhams Region, westlich voin Trapez. Von dem Trapez gehen Strahlen gleich Kometenschweifen aus, die sich allmäblig in die zarte Nebelgegend verlieren, welche, noch weiter westlich, Foucby's Region ausfüllt. In dieser letzten rerwäscht sich der Nebel allmählig bis zur völligen Dunkelheit. In der beigegebenen Zeichnung, diese als das Bild eines geöffneten Tbierrachens betrachtet, und den nördlichen Tbeil des Nebels als den unteren angesehen, siebt das Trapez dicht an dem durch die große Bucht gebildeten Rachen; die H »yg e n ische Region bildet die Stirn und den Hinterkopf; der letztere ist durch den Einschnitt, LegentilS Bucht, ausgezeichnet. AlS unlere Kinnlade des Nachens erscheint die Region Picards und gerade hinter dem Rachen liegt DerhamS Region. Oberhalb des Rachens erstreckt sich der Schnabel des Thiers in zwei lange Rüssel weit nach Osten vorwärts. Der obere oder größere Rüffel ist stärker gekrümint. Unterhalb des Schnabels endlich, in ziemlicher Entfernung von ihm, liegt Mairans Nebel. In dein dunkelsten Theile dieses Nebels sah Schröter öfter ein feines Sternchen schimmern, und ei» andermal bemerkte er in ihm einen früher und später nicht mehr sichtbaren, phramidalischen Lichtnebel. Im Jahre I80N sah derselbe Beobachter eine große, helle Lichtkugel auf einer Stelle, wo er früher nichts dieser Art gesehen hatte, aber schon nach wenigen Tagen war auch diese Kugel wieder verschwunden. Wenn diese Beobachtungen, dergleichen wir von Herschel keine erwälnt finden, gegründet sind, welche Veränderungen müssen in diesen Himmelskörpern vor sich gehen, daß sie uns, in einer so groß.» Entfernung, noch so bedeutend erscheine»! Littrow's Himmel n. s. Wunder. II. 25 236 Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. §. 255. (Magellans Flecken oder Kohlensäcke.) Auch in der südlichen Hemisphäre des Himmels gibt es mehrere sehr merkwürdige Gegenstände dieser Art, die aber bisher noch weniger bekannt sind, da es in den Gegenden jenseits des Aequators unserer Erde bisher noch zu sehr an Beobachtern fehlte. Lacaille im vorigen und Dunlop im gegenwärtigen Jahrhunderte haben uns bereits mehrere derselben mitgetheilt, aber eine noch weit reichere Ernte wird ohne Zweifel der jüngere Herschel zurückbringen, der erst in dem Jahre 1854 eine Reise nach dem Cap der guten Hoffnung gemacht hat, um dort durch längere Zeit mit seinen vortrefflichen Instrumenten den südlichen Himmel zu untersuchen. Hier erwähnen wir nur der sogenannten Magellansflecken, die auch die Kap-Wolken oder die schwarzen Wolken und von den brittischen Seeleuten die Kohlensäcke genannt werden. Sie haben ihre Benennung von der dunklen Farbe, die wahrscheinlich von der gänzlichen Sternleerheit dieser Gegenden kömmt. Sie sind sehr auffallend und ihre Oberfläche nimmt mehrere Ouadratgrade ein. Ihrer sind zwei. Die große schwarze Wolke geht von 12.>' 21'bis15h5' und von ? —151" bis 154° und liegt an der Ostseite des südlichen Kreuzes. Die kleine schwarze Wolke ist in ^10^ 40' und ? — 152" nahe bei der Karlseiche. Beide dunkle Flecken stehen mitten in einem sehr hellen Theile der Milchstraße. Mit diesen schwarzen Wolken dürfe» nicht verwechselt werden die beiden südlichen Wolken snulleeuln imffor et mi» nor), die beide helle, ausgebreitete Nebel sind und weit von der Milchstraße abstehen. Die große südliche Wolke geht von ^ 5'' 7' bis 6h 0' und von ? — 159" bis 161" und liegt ganz nahe an dem Südpole der Ecliptik; die kleine südliche Wolke aber ist in L.kl ^ ii> 50' und ? — 165° 10'. Diese beiden hellen Stellen des Himmels sind, so wie die meisten hellen Theile der Milchstraße, durch eine große Anzahl von telesccpischen Sternen ausgezeichnet. Unter den eigentlichen Nebelmassen des südlichen Himmels ist der merkwürdigste in ^ i0>' 56', U 143° 40' bei dem Sterngruppe» und Nebelniassen des Himmels. 387 Stern in der Karlseiche. Lacaille hat ihn entdeckt und erst in unseren Tagen hat Dunlop in den Ill-unsaot. für 1827 eine Beschreibung und Zeichnung desselben gegeben. Von der letzten sieht man eine verkleinerte Darstellung in der Figur am Ende dieses Theiles. §. 2SL. (Entstehung und Ausbildung dieser Himmelskörper.) Es wird uns wohl immer unmöglich seyn, die Entstehung und die Bestimmung dieser wundervollen Körper des Himmels zu ergründen. Aber man kann sich, schon bei dem ersten Anblicke derselben, der Vermuthung kaum entziehen, daß sie auf verschiedenen Stufen ihres Wachsthums und ihrer Ausbildung stehen. Und wie ein aufmerksamer Beobachter, wenn er einen Garten betritt, in welchem er Tausende von Pflanzen jeder Art und jeden Alters mit einem Blicke übersieht, wie er in diesen Abstufungen ihres Wachsthumes selbst die allmählige Entwicklung dieser Pflanzen erkennt, ohne eben jede einzelne derselben von ihrer Entstehung bis zu ihrem Untergange mühsam verfolgt zu haben, eben so werden auch wir, wenn wir den endlosen Garten des Himmels und die unzähligen Gewächse desselben in den verschiedenen Graden ihrer Ent- wickelung erblicken, aus eben diesen Mannigfaltigkeiten selbst uns ein Bild von dem allmähligen Wachöthume dieser Körper entwerfen können. Denn auch dieses Sternenheer ist doch wohl eben so wenig, wie jener Garten und wie alle Werke der Natur, urplötzlich in derselben Gestalt entstanden, in welcher wir es jetzt vor uns sehen. Diese Himmelskörper bedürfen vielleicht Millionen von Jahren, um sich zu einer bestimmten und geregelten Form auszubilden —> aber sie sind demungeachtet nicht weniger Kinder der Zeit, nnd was in ihr entstanden ist muß auch ihr Gepräge tragen, muß der allmähligen Entwickelung, und selbst wenn diese vollendet und ihre Bestimmung erfüllt ist, dem Untergange unterworfen seyn. Auf welche Weise diese Entwickelung vor sich geht, und durch welche Kraft sie bewirkt wird — wir wissen es nicht von den Körper» unserer Erde, die uns zunächst umgeben, wir wissen es von uns selbst nicht — wie sollten wir es von jenen so weit entfernten und uns in allen Beziehungen so fremde» Körpern des Him- Z Z ZS8 Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. mels ergründen wollen? Diese Kraft, durch welche die cm sich totte, starre Masse belebt wird, sich selbst durch alle Stufen ihrer Verwandlungen fortbildet und auf ihre eigenen Elemente, die wir mit keinem Mikioscope mebr verfolgen können, so wie auf die entferntesten Körper einwirkt, die auch kein Telefcop mehr erreicht,— diese Kraft, diese Seele der ganzen Natur wird uns ewig ein Geheimnis bleiben und unser Auge wird nie den dickten Schleier durchdringen, welchen die große Mutter aller Dinge vor die beiden äußersten, dunklen Kammeric ihrer Werkstätte gezogen hat, in deren einer sie die Entstehung, und in der andern den Untergang, in einer die Geburt und in der andern den Tod aller ihrer Geschöpfe bereitet. Uns genüge es, diese Stufenfolgen zwischen jenen beiden äußersten Endpunkten des Lebens aller Wesen, der Erde und des Himmels, mit unseren eigenen Augen gesehen und uns von dem unbestreitbaren Daseyn von Ereignissen, zu deren Evolutionen viele Jahrtausende, vielleicht Millionen von Jahren, nötbig waren, während der kurzen Zeit unseres eigenen Lebens überzeugt zu haben. Von jenem ersten, formlosen, weit verbreiteten Urnebel, von jenem altergrauen Cbaos, aus dem die Himmelskörper hervorgehen, haben wir beinahe alle auf einander folgenden Metamorphosen derselben gesehen, bis zur letzten und höchsten Stufe, bis zu dem eigentlichen, abgerundeten, nebellosen, im reinsten Lichte strahlenden Sterne, bis zu jenen wundervollen Gruppen, wo Tausende von diesen vollendeten Sternen in einem verhältnißmäßig engen, abgeschlossenen Räume sich in ewig ungestörter Harmonie um einander bewegen. Wir haben gesehen, wie aus jenem chaotischen Urnebel durch Zerreißung, oder vielmehr durch Anziehung überwiegender Stellen desselben, gesonderte Tbeile entstehen, deren Gestalt zwar noch unbestimmt, deren Licht aber schon kräftiger erscheint. Wenn in diesen kleinen Nebeln, die man immer, ihrem Urchrunge gemäß, in ganzen, großen Lagern beisammen findet, die Eondeusation einzelner Punkte und die Anziehung der benachbarten Nebelmasse weiter fortgeschritten ist, finden wir diese isolirten Nebel schon kleiner, von ihren Nachbarn durch größere Zwischenräume getrennt Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. 389 und gegen ihren Mittelpunkt ein Helligkeit zunehmend. Hier Hut sich die Licktmasse des Ganzen bereits um eine Eentralstelle angehäuft, aber diese Stelle selbst ist nach Nebel, ausgebreitet und an ihren Gränzen unbestimmt. Wieder andere, die vielleicht Millionen von Jabren in ihrer Bildung jenen anderen voraus geeilt sind, haben sich schon zu einer nahe kugelförmigen Gestalt abgerundet und ibr mehr verdichteter, daher kleinerer und hellerer Mittelpunkt nähert sich bereits dem eigentlichen Sternenlichte, aber dieser Kern ist mit einer dichten Atmosphäre umgeben, die bisher noch nickt von jenem Eentralpunkte aufgenommen und ab- sorbirt werde» konnte. In jenem anderen siebt man zwei und selbst mehrere solcher vorherrschenden Stellen, welcke sich das Gleichgewicht halten, welche die sie umgebende Nebelmasse unter sich theilen, oder auch einander selbst aufzehren werden. Hier sind zwei dieser im Kampfe begriffenen Streiter noch durch ein Nebelband mit einander verbunden, durch welches, wie durch einen Kanal, der Schwächere in den mächtige» Gegner hinüber zu stießen scheint; dort ist jener bereits vernichtet, aber dieser trägt noch die Spuren seines langen Kampfes und zieht den noch nicht völlig aufgezehrten Nebel in der Gestalt eines Schweifes, eines Fächers oder einer Spindel nach sich — und kurz, überall bemerken wir bei jenen Himmelskörpern, wie bei denen aus unserer Erde, das Princip der Anziehung und ihre beiden Folgen, die Verdichtung und Abrundnng, diese beiden immer wiederkehrenden Erscheinungen der ganzen Natur, die vereinigende und die form gebe »de Kraft, die im Kleinen, wie im Großen, durch deu ganzen endlosen Weltraum zu herrschen scheint. Wie durch Verdichtung ans der Regenwolke der Wassertropfen entsteht, und wie er, daS Gleichgewicht seiner Theile herzustellen, sich abzurunden strebt, eben so und wahrscheinlich durch dieselbe Kraft getrieben, hat sich auch unsere Erde, eben so die Sonne mit ihren Planeten, und eben so auch jenes zahllose Heer von Sonnen gebildet und abgerundet: jene in einer Sekunde und'diese in Millionen von Jahren. So entsteht der Thun, der auf dem Blumenblatte perlt, und eben so entstand unsere Milchstraße und alle die anderen unzähligen Milchstraßen, die nur als Nebelfleck oder Stern- Zgo Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. gruppen uns den Tiefen des Himmels zu uns herüber>ch'mmer»: uns bloßem Dunst, der sich verdichtet, wo es dann, wie-st,, uns Wussertropfen, dort Sonnen regnet. UebrigenS liegen die meisten dieser wundervollen Gegenstunde weit außer dem Bereiche unserer eigentlichen Beobachtungen, und der Phantasie ist noch ein unendliches Feld für ihre Spiele eröffnet. Vielleicht epistirt eine Urmaterie, das alte Chaos, das nach allen Seiten in dem Welträume ausgegossen ist, das sich in unübersehbaren Gefilden gleich einem Nebel lagert, sich stellenweise in Wolke» sammelt und verdichtet, und gleich den letzten, wenn sie vom Winde getrieben werden, verschiedene phantastische Gestalten annimmt, oder sich bis zur Lichterzeugung condensirt, oder sich an Sterne hängt u. dgl. Vielleicht ist es dieser Stoff, aus dem die eigentlichen Gestirne sich entwickeln, wenn >n der That die letzten, wie Herschel meint, nichts als verdichtete Lichtwolken sind. Vielleicht auch, daß dieser Urnebel bloß die Nahrung der eigentliche» Sonnen ist, aus dem sie Licht und Wärme ziehen. Dieß war wenigstens die Ansicht Newtons, die er seinem Freunde Conduit in einem vertraulichen Gespräche mitgetheilt hat. Der ehrwürdige Greis feierte eben seinen dreiundachtzigsten Geburtstag. Er hatte vor Kurzem eine heftige Krankheit überstanden und fühlte sich heute stärker und munterer, als lange Zeit vorher. Sein Freund befragte ihn über diese Gegenstände, bei denen er sonst nur ungern verweilte, weil sie der Rechnung nicht unterworfen werden können. Aber in dieser Stunde, wo er sich so wohl fühlte, schien ihm die Kraft der Jugend wieder zu kehren, da ihn doch vielleicht nur die Redseligkeit des Alters beschlich. Die Leser werden vielleicht nicht ungern hören, was ein Mann dieser Art von jenen Dingen dachte. Ich bemerke nur noch, daß Brewster in seinem Illllo all Newton uns erst kürzlich (London 18Zk) aus einem Manuscripte Conduits diese Nachricht mitgetheilt hat. „Newton sagte mir darüber Folgendes, mehr gesprächsweise und in Antwort auf mehrere meiner Fragen, als in fortlaufender Rede: Es ist meine Mttthmaßung, denn behaupten könnte ich es nicht, daß es eine Art von Revolution oder Umwälzung unter den himmlische» Körperu gebe. Nielleicht gehen von der Sonne Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. 391 eigene Dünste aus, die sich mit anderen Materien verbinden und nach a nach in einen Körper sammeln, wodurch die untergeordneten Planeten oder die gegenwärtigen Satelliten entstehen. Auch diese, deren vielleicht eine große Zahl gewesen ist, sammeln sich später wieder zu einem Hauptplaneten oder zu einein Kometen. Diese letzten kommen, nach mancherlei Umläufen, der Sonne immer näher, verdichten dadurch ihre flüchtigen Theile und stürzen endlich in die Sonne, um ihr den Verlust wieder zu ersetzen, den sie durch den beständig von ihr ausgehenden Licht- und Wärme- Stoff erleidet. Es ist möglich, daß ein großer, auf diese Art mit der Sonne sich verbindender Komet die Hitze der Sonne so sehr vermehren könnte, daß diese unsere Erde verbrennen und daher kein lebendes Wesen mehr aus ihr getroffen würde. Es ist möglich, daß die wunderbaren neuen Sterne, die Hipparch, Tycho und Kepler an Stellen des Himmels, wo früher kein Stern sichtbar war, plötzlich aufflammen sahen, auf diese Weise in Brand gera- then sind, und daß es einst mit unserer Sonne eben so gehen werde. Ich glaube, daß es Wesen von viel höheren Geisteskräften, als die unseren, gebe, welche diese Revolutionen der himmlischen Körper unter der Lenkung des höchsten Wesens beaufsichtigen. Die gegenwärtigen Bewohner unserer Erde scheinen nur erst seit einer kurzen Zeit da zu seyn. Zum Beweise dieser Meinung führe ich nur an, daß alle Künste, die Schrift, die Schifffahrt, die Malerei, die Magnetnadel u. f. erst seit dem Gedenken unserer Menschengeschichte entdeckt worden sind, was nicht der Fall seyn könnte, wenn die Erde schon von jeher da gewesen wäre. Auch sieht man auf der Oberfläche derselben Zeichen von Zerstörungen, die nicht durch eine bloße Wasserflut!) bewirkt werden konnten. Ueberhaupt sehe ich alle Planeten als aus derselben Materie bestehend an, wie unsere Erde, nämlich aus Erde, Wasser, Steinen, Metallen u. s. w., aber verschiedentlich vermengt. — Ans die Frage, warum er diese seine Muth- maßungen nicht bekannt gemacht habe, wie es Kepler und so viele Andere gethan haben, antwortete er: Ich setze keinen Werth ans bloße Mnthmaßungen; auch habe er in seinen Werken darüber genug gesagt, um seine Meinung erkennen zu lassen." Wie eS aber auch mit diesen und mit alle» anderen darüber 592 Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. aufgestellten Meinungen beschassen sei)» mag, so viel scheint gewiß, daß das Prinzip der Anziehung und dessen Folge, der Verdichtung der Materie bei der Bildung jener himmlischen Wesen überall vorherrschend ist. In allen Nebeln, die einen eigentlichen Kern oder auch nur eine entfernte Annäherung zu einem solchen zeigen, nimmt das Licht, also auch wohl die Dichtigkeit gegen den Kern regelmäßig zu, so daß jede den Kern umgebende, concentriscke Schickte auch ihre eigene Beleuchtung hat. Wo immer dieser Kern sehr hell erscheint, ist auch die ibn noch umgebende Atmosphäre sehr sckwach. Ueberdieß erblickt man überall den Hang zu einer regelmäßigen, meistens kugelfvrm'g abgerundeten Gestalt, und Helligkeit und Verdichtung scheint durchaus gleichen Schritt zu halten. Diese Verdichtungen der ursprünglich so weit ausgedehnten Nebelmassen scheinen in jenen Himmelskörpern ungewöhnlich groß zu seyn. Wenn ein Nebel, der früher zehn Mmuten Durchmesser nach allen drei Dimensionen hatte, nach vielen Jahrtausenden sich bis zu einer Kugel von einer Minute verdichtet hat, so ist er dadurch tansendmale dichter, als zuvor, geworden, und dieß ist mehr, als das Verhältnis) der Dick- tigkeit des Wassers zu jener der Luft. Wenn aber derselbe Körper nur mehr unter dem Durchmesser von lS Sek. ersckeint, so hat seine Dichtigkeit KivtlOt) mal zugenommen, und er, der in seinem ersten Zustande an losem Zusammenhange seiner Theile vielleicht mit unseren Luftarten noch in keinen Vergleich gebracht werden konnte, wird jeyt die härtesten Körper der Erde, die wir kennen, an Dichte weit übertreffen. Aber genug, und vielleicht schon mehr als genug von diesen Gegenständen, von welchen wir — warum sollten wir es nicht gestehen? -— ergentlich gar nichts wissen, da sie viel zu groß sind, um von uns begriffen zu werden. In der That, wie klein, wie nichtig erscheint uns alles, was wir bisher groß genannt haben, wenn wir es mit diesen ätherischen Wesen vergleichen, die den Weltenraum bewohnen. Wir.selbst verschwinden gegen diese Erde; diese Erde verschwindet gegen das Sonnensystem und selbst dieses — was ist es gegen jenen unendlichen Wald von Himmelskörpern, vor dem so eben unser Blick vorüber geeilt ist. Sterngruppcn und Nebelmassen des Himmels. 29Z Wir haben den Himmel und seine Wunder, und in ihnen den Abglanz der unendlichen Allmacht des Schöpfers in seinen Werken gesehen. Aber vermesse» wir uns nicht, diese Werke auch schon nach ihrer ganzen Größe erkannt zu haben. WaS wir sahen, so groß es auch erscheinen mag, ist doch vielleicht nur ein sehr kleiner Theil von dem, was noch keinem menschlichen Auge erreichbar war; ist nur der Vorhof des unendlichen Tempels der Natur, den noch kein Sterblicher, auch nicht mit de» höchsten Mitteln der Kunst und Wissenschaft, durchdrungen hat, oder je durchdringen wird. Wer mag uns sagen, wie viele Welten noch jenseits von denen stehen, die wir, selbst durch unsere stärksten Telescope, nur mehr als schwache, dämmernde Wolken erblicken? Es ist möglich, es ist sogar wahrscheinlich, daß wir die größten Himmelskörper noch gar nicht kennen, weil sie, wegen ihrer ungeheuer» Masse, das Licht nicht mehr von ihrer Oberfläche ausströmen lassen. Vielleicht braucht dieses Licht, seiner entsetzlichen Geschwindigkeit ungeachtet, Jahrtausende, um von anderen Gestirnen bis zu uns zu kommen; und vielleicht konnte es von vielen derselben seit der Zeit, die unsere Erde steht, noch nicht bis zu uns gelangen. Wer weiß es, ob auch nur zu Alexanders oder zu Moses Zeilen dort oben alles so gewesen ist, wie wir xetzt es sehen, oder ob, nach anderen Jahrtausenden, der ganze Himmel sich mit neuen Sonnen überziehen wird, die schon längst da sind, aber noch nicht Zeit genug gehabt habe», uns ihr Licht zuzuschicken, so wie vielleicht andere Systeme eben so lange schon erloschen und in ihr Nichts zurückgekehrt sind, obgleich wir sie noch immer am Himmel glänzen sehen, bis endlich auch der letzte Strahl, den sie ausgesendet haben, zu uns gelangt. So sehen wir, wohin wir unsere Blicke wenden, Himmelskörper ohne Zahl und selbst in jenen Fernen, wohin unsere Fernröhre nicht mehr dringen, selbst dort, wo alles Licht erlischt, wo auch das schärfste Auge nichts als Nacht erblicken würde — auch diese Räume sind höchst wahrscheinlich wieder von neuen Welten, von neuen Zeugen der Allmacht ihres Schöpfers erfüllt. Lientot » mos re^nrcks «los «stenx iiiooiinus s'ouvront, Dos röKioirs snns flu «lovunt moi so «löoouvrenl; 394 Sterngruppen und Nebelmassen des Himmels. tiurriöre illimit^e on, pur les meines lois, lVlille Iiirivers tlottuns se meuveiit u lu kois. de vois de tont evtes, duns oes plsines prokondes ilntonr d'untres soleils, xruviter d'untres inendes, Lt lorscpie, ponr penpler les espuves deserts, de snis las, d'entunter de nonveuux nnivers, 1.S Vide encore s'eteild et, duns son sein immense, kur delu I'Inüni, I lnkni reoommence. I.rnunie. Ende des zweiten Theils.