The Story of the Heavens Robert S. Ball 2411 downloads.pdf

Das Project-Gutenberg-E-Book „Die Geschichte der Himmel“
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Titel: Die Geschichte der Himmel
Autor: Robert S. Ball
Veröffentlichungsdatum: 1. Dezember 2008 [E-Book #27378]
Sprache: Englisch

Weitere Informationen und Formate: www.gutenberg.org/ebooks/27378

Danksagung: Erstellt von K. Nordquist, Brenda Lewis, Stephen Hope, Greg Bergquist sowie dem Online Distributed Proofreading Team unter http://www.pgdp.net (Diese Datei wurde aus Bildern erstellt, die großzügigerweise vom Internet Archive/American Libraries zur Verfügung gestellt wurden.)

*** ANFANG DES PROJECT-GUTENBERG-EBUCHS „DIE GESCHICHTE DER HIMMEL“ ***

Anmerkung des Transkribers

Die Satzzeichen und Rechtschreibung des Originaltextes wurden getreu beibehalten. Nur offensichtliche Druckfehler wurden korrigiert.

DIE GESCHICHTE DER HIMMEL

TABELLE I.
DER PLANET SATURN,
IM JAHRE 1872.

Die Geschichte des Himmels
Sir Robert Stawell Ball, LL.D., D.Sc.
Autor von „Star-Land“

Mitglied der Royal Society of London, Ehrenmitglied der Royal Society of Edinburgh, Mitglied der Royal Astronomical Society, wissenschaftlicher Berater der Kommissare für Leuchttürme in Irland, Lowdean-Professor für Astronomie und Geometrie an der Universität Cambridge sowie ehemaliger Königlicher Astronom von Irland

Mit vierundzwanzig farbigen Tafeln und zahlreichen Illustrationen

Neue, überarbeitete Ausgabe

Cassell & Company, Limited
London, Paris, New York & Melbourne
1900

Alle Rechte vorbehalten

VORWORT ZUR URSPRÜNGLICHEN AUSGABE

Ich muss die freundliche Unterstützung anerkennen, die ich bei der Erstellung dieses Buches erhalten habe.

Herr Nasmyth hat mir erlaubt, einige der wunderschönen Zeichnungen des Mondes zu verwenden, die in dem von ihm zusammen mit Herrn Carpenter veröffentlichten Werk erschienen sind. Für die Tafeln VII., VIII., IX., X. sowie die Abbildungen 28, 29, 30 bin ich ihm zu Dank verpflichtet.

Professor Pickering hat mir gestattet, einige der von Herrn Trouvelot am Harvard College Observatory angefertigten Zeichnungen zu übernehmen; ich habe seine Freundlichkeit für die Tafeln I., IV., XII., XV. genutzt.

Für Tafel II. bin ich Professor Langley zu Dank verpflichtet, für die Tafeln III. und XIV. Herrn De la Rue, für Tafel XVII. Herrn T.E. Key, für Tafel XVIII. Professor Schiaparelli, für Abbildung 100 dem verstorbenen Professor C. Piazzi Smyth, für Abbildung 7, die aus seinem „Handbuch der beschreibenden Astronomie“ entnommen wurde, Dr. Stoney für Abbildung 78 sowie Dr. Copeland und Dr. Dreyer für Abbildung 72. Ich muss außerdem die wertvolle Hilfe aus Professor Newcombs „Popular Astronomy“ sowie Professor Youngs „Sun“ anerkennen. Bei der Überarbeitung des Buches hatte ich die freundliche Unterstützung von Reverend Maxwell Close.

Ich muss auch Dr. Copeland und Herrn Steele für ihre Freundlichkeit danken, dass sie die gesamten Korrekturen durchgelesen haben; gelegentlich habe ich mich außerdem auf die Hilfe von Herrn Cathcart verlassen.

ROBERT S. BALL.

Observatorium, Dunsink, County Dublin.
12. Mai 1886.

Anmerkung zu dieser Ausgabe:
In dieser Ausgabe habe ich die Gelegenheit genutzt, das Werk im Einklang mit den jüngsten Fortschritten in der Astronomie zu überarbeiten. Ich bin der Royal Astronomical Society dankbar für die Erlaubnis, einige Fotografien aus ihrer veröffentlichten Serie abzudrucken, sowie Herrn Henry F. Griffiths für die wunderschönen Zeichnungen von Jupiter, anhand derer Tafel XI. erstellt wurde.

ROBERT S. BALL.
Cambridge,
1. Mai 1900.

INHALT
Seite

Einleitung 1
Kapitel

Die Astronomie
I. 9
Das Observatorium
II. Die Sonne 29
III. Der Mond 70
IV. Das Sonnensystem 107
V. Das Gravitationsgesetz 122
VI. Der Planet der Romantik 150
VII. Merkur 155
VIII. Venus 167
IX. Die Erde 192
X. Mars 208
XI. Die Kleinplaneten 229
XII. Jupiter 245
XIII. Saturn 268
XIV. Uranus 298
XV. Neptun 315
XVI. Kometen 336
XVII. Schlangensterne 372
XVIII. Der sternenhelle Himmel 409
XIX. Die fernen Sonnen 425
XX. Doppelsterne 434
Die Entfernungen der Sterne
XXI. 441
Sternhaufen und Nebel
XXII. 461
Die physikalische Natur der Sterne
XXIII. 477

Die Präzession und
XXIV. Die Nutation der Erde’s Achse 492
Die Aberration des
XXV. Lichts 503
Die astronomische
XXVI. Bedeutung der Wärme 513
XXVII. Die Gezeiten 531
Anhang 558

LISTE DER ABBILDUNGEN.
ABBILDUNG
I. Der Planet Saturn – Titelbild
II. Ein typischer Sonnenfleck 9
Seite
A. Die Sonne „“ 44
Flecken und Strukturen auf der Sonne
III. „“ 37
Die Sonne
Solare Protuberanzen oder „Flammen“
IV. „“ 57
V. Die Sonnenkorona „“ 62
Karte der Mondoberfläche
VI. „“ 81
B. Ein Teil des Mondes „“ 88
Der Mondkrater Triesnecker
VII. „“ 93
VIII. Ein normaler Mondkrater „“ 97
IX. Der Mondkrater Plato „“ 102
Der Mondkrater Tycho „“ 106
X. Der Planet Jupiter „“ 254
XI. Coggias Komet „“ 340
Komet A., 1892, 1
C. „“ 358
Swift
Spektren der Sonne sowie von drei Sternen
XIII. „“ 47
Die Milchstraße in der Nähe von Messier II.
D. „“ 462
Die Große Nebelwolke in Orion „“ 466

Der Große Nebel in Andromeda
XV. „“ 468

Nebel in den Plejaden
E. „“ 472

F. ω Centauri
„“ 474

Mit dem Teleskop von Lord Rosse beobachtete Nebel
XVI. „“ 476

Der Komet von 1882
XVII. „“ 357

Schiaparellis Karte des Mars
XVIII. „“ 221

LISTE DER ILLUSTRATIONEN.
ABBILDUNG SEITE
1. Prinzip des Brechungsteleskops 11
Kuppel des Südäquatorialobservatoriums in Dunsink
2. 12
Observatorium, County Dublin
Querschnitt der Kuppel von Dunsink
3. 13
Observatorium
Das Teleskop am Yerkes-Observatorium,
4. 15
Chicago
Prinzip von Herschels Reflexionsteleskop
5. 16
Chicago
Südfassade des Yerkes-Observatoriums,
6. 17
Chicago
7. Lord Rosses Teleskop 18
8. Meridiankreis 20
9. Der Große Bär 27
Vergleichende Größen von Erde und
10. 30
Sonne
Die Sonne, fotografiert am 22. September
11. 33
1870
12. Fotografie der Sonnenoberfläche 35
13. Eine gewöhnliche Sonnenflecken 36
14. Scheiners Beobachtungen zu Sonnenflecken 38
Zonen auf der Sonnenoberfläche, in denen
15. 39
Flecken auftreten
16. Textur der Sonne und ein kleiner Fleck 43
17. Das Prisma 45
18. Streuung des Lichts durch das Prisma 46
19. Prominenzien bei vollen Sonnenfinsternissen 53
20. Ansicht der Korona bei einer vollen Sonnenfinsternis 62

Ansicht der Korona während des Sonnenfinsternisses am 21. Januar 63
22. 1898
22. Das Zodiakallicht im Jahr 1874 69
Vergleichende Größen von Erde und Mond 23. 73
24. Der Weg des Mondes um die Sonne 76
25. Die Mondfasen 76
26. Der Schatten und die Penumbra der Erde 78
27. Erläuterung zur Darstellung des Mondes (Tafel VI.) 81
Aktiver Mondvulkan: Nasmyths Theorie 28. 97
Mondvulkan: Spätere, schwache Aktivitäten 29. 97
Mondvulkan: Entstehung einer ebenen Fläche durch Lava 30. 98
Umlaufbahnen der vier inneren Planeten 31. 115
Die Bewegung der Erde 32. 116
Umlaufbahnen der vier Riesenplaneten 33. 117
Scheinbare Größe der Sonne von verschiedenen Planeten aus 34. 118
Vergleichende Größen der Planeten 35. 119
Illustrierung der Bewegung des Mondes 36. 130
Zeichnen einer Ellipse 37. 137
Verschiedene Geschwindigkeiten der elliptischen Bewegung 38. 140
Gleiche Flächen in gleichen Zeiten 39. 141
Durchgang des Planeten Merkur 40. 153
Veränderungen in Phase und scheinbarer Größe von Merkur 41. 160
Merkur als Sichel 42. 161
Venus, 29. Mai 1889 43. 170
Verschiedene Erscheinungsformen von Venus im Teleskop 44. 171
Venus auf der Sonne beim Durchgang im Jahr 1874 45. 177
Bewege von Venus über die Sonne bei den Durchgängen von 1874 und 1882 46. 179

Venusdurchgang, wie er von zwei Orten aus beobachtet werden kann
47. 183
Orte der Beobachtung
48. Umlaufbahnen der Erde und des Mars 210
49.Scheinbare Bewegungen des Mars im Jahr 1877 212
50.Relative Größen des Mars und der Erde 216
51.Zeichnungen des Mars 217
52.Höhen und Tiefen auf dem Terminator des Mars 217
53.Der südliche Polkap des Mars 217
Die Zone der Kleinplaneten zwischen Mars und Jupiter
55. 234
Relative Abmessungen von Jupiter und der Erde
56. 246
Verdeckung des Jupiters 255
60.
61.Jupiter und seine vier Monde 258
Verschwinden der Monde des Jupiters 259
Methoden zur Messung der Lichtgeschwindigkeit 264
Saturn 270
Relative Größen von Saturn und der Erde 273
Methoden zur Messung der Rotation der Ringe des Saturns
66. 288
Methoden zur Messung der Rotation der Ringe des Saturns
67. 289
Durchgang von Titan und sein Schatten 295
Parabolische Bahn eines Kometen 339
Umlaufbahn des Encke-Kometen 346
Schweif eines Kometen, ausgerichtet vom Sonnenlicht 363
Bredichins Theorie bezüglich der Schweife von Kometen 366
Schweife des Kometen von 1858 367
Der Komet von 1744 368
Bahn der Feuerkugel vom 6. November 1869
75. 375
Umlaufbahn einer Meteorstromgruppe 378

77. Der Strahlpunkt der Sternschnuppen 381
78. Die Geschichte der Leoniden 385
79. Ein Teil des Chaco-Meteoriten 398
80. Der Große Bär und der Polarstern 410
81. Der Große Bär und Cassiopeia 411
82. Der große Quadrat des Pegasus 413
83. Perseus und seine benachbarten Sterne 415
84. Die Plejaden 416
85. Orion, Sirius und benachbarte Sterne 417
86. Castor und Pollux 418
87. Der Große Bär und der Löwe 419
88. Boötes und die Krone 420
89. Jungfrau und benachbarte Sternbilder 421
90. Das Sternbild Lyra 422
91. Vega, der Schwan und der Adler 423
92. Die Umlaufbahn von Sirius 426
93. Die Parallaktische Ellipse 444
94. 61 Cygni und die Vergleichssterne 447
95. Parallaxe in der Deklination von 61 Cygni 450
96. Kugelsternhaufen im Herkules 463
97. Position der Großen Nebel in Orion 466
98. Der Mehrfachstern θ Orionis 467
99. Der Nebel N.G.C. 1499 471
Sternenkarte mit Darstellung der Präzession
100. 493
101. Illustration der Bewegung der Präzession 495

Die Geschichte des Himmels.

„Eine wunderbare Geschichte des Himmels“ ist der Titel unseres Buches. Wir haben tatsächlich eine Geschichte zu erzählen; und wenn wir sie angemessen darlegen könnten, würde sie von unermesslichem Interesse und außergewöhnlicher Schönheit sein. Sie führt zur Betrachtung großer Phänomene in der Natur sowie großer Leistungen des menschlichen Genies.

Lassen Sie uns einige der Fragen aufzählen, die sich jemand, der etwas über jene prächtigen Körper erfahren möchte, die unseren Himmel schmücken, natürlich stellt: Was ist die Sonne – wie heiß, wie groß und wie weit entfernt? Woher kommt ihre Wärme? Was ist der Mond? Wie sehen seine Landschaften aus? Wie bewegt sich unser Satellit? Welche Beziehung hat er zur Erde? Sind die Planeten Kugeln wie die, auf der wir leben? Wie groß sind sie und wie weit entfernt? Was wissen wir über die Monde des Jupiters und die Ringe des Saturns? Wie wurde Uranus entdeckt? Welcher intellektuelle Triumph führte dazu, dass der Planet Neptun entdeckt werden konnte? Was ist mit den anderen Körpern unseres Systems – was können wir über diese geheimnisvollen Objekte, die Kometen, sagen? Können wir die Gesetze ihrer scheinbar launischen Bewegungen erkennen? Wisst wir etwas über ihre Natur sowie über die wunderbaren Schwänze, mit denen sie oft geschmückt sind? Was kann man über die Sternschnuppen sagen, die so oft in unsere Atmosphäre eindringen und in einem Strahl von Pracht vergehen? Was ist die Natur jener Konstellationen aus hellen Sternen, die seit Urzeiten bekannt sind, sowie der zahlreichen kleineren Sterne, die unsere Teleskope aufzeigen? Kann es wahr sein, dass diese unzähligen Körper tatsächlich majestätische Sonnen sind, die in erschreckender Tiefe im Abgrund des unermesslichen Raums versunken sind? Was können wir über die verschiedenen Arten von Sternen sagen – über farbige Sterne, veränderliche Sterne, Doppelsterne, Mehrfachsterne, Sterne, die sich zu bewegen scheinen, und Sterne, die stillzustehen scheinen? Was ist mit jenen prächtigen Objekten, den großen Sternhaufen? Und was mit der Milchstraße? Schließlich – was können wir über die wunderbaren Nebel erfahren, die unsere Teleskope in unermesslicher Entfernung aufzeigen? Das sind einige der Fragen, die sich stellen, wenn wir über die Geheimnisse des Himmels nachdenken.

Die Geschichte der Astronomie ähnelt in gewisser Hinsicht vielen anderen Geschichten. Der früheste Teil davon ist völlig und hoffnungslos verloren gegangen. Die Sterne wurden bereits untersucht, und einige große astronomische Entdeckungen wurden gemacht.

Vor unzähligen Zeiten – lange vor der Zeit, bis zu der unsere ältesten historischen Aufzeichnungen zurückreichen. Die Beobachtung der scheinbaren Bewegung der Sonne sowie die Unterscheidung zwischen Planeten und Fixsternen gehören beides zu den Entdeckungen der prähistorischen Zeiten. Man darf auch nicht behaupten, dass diese Errungenschaften sich auf offensichtliche Phänomene bezogen. Die alte Astronomie mag für die Menschen von heute, die bereits in jungen Jahren mit den großen Wahrheiten der Natur vertraut waren, sehr einfach erscheinen – doch in den Anfängen der Wissenschaft mussten diejenigen, die solche Entdeckungen machten, weise Philosophen gewesen sein.

Von allen astronomischen Phänomenen ist das erste und offensichtlichste das Auf- und Untergehen der Sonne. Man kann annehmen, dass zu Beginn der menschlichen Intelligenz diese täglichen Erscheinungen zu einem der ersten Probleme wurden, die die Aufmerksamkeit jener erregten, deren Gedanken über die tierischen Sorgen des Alltags hinausgingen. Die Sonne geht im Westen unter und verschwindet. Am nächsten Morgen geht sie im Osten auf, bewegt sich über den Himmel und verschwindet ebenfalls im Westen – dieselben Erscheinungen wiederholen sich jeden Tag. Für uns ist es offensichtlich, dass die Sonne, die jeden Tag erscheint, dieselbe Sonne ist – doch das würde für jemanden, der glaubte, seine Sinne zeigten ihm, dass die Erde eine flache Ebene von unbestimmter Ausdehnung sei und dass um die besiedelten Gebiete herum in alle Richtungen bis zu großen Entfernungen entweder Wüsten oder unerforschte Ozeane lagen, nicht vernünftig erscheinen. Wie konnte dieselbe Sonne, die in großer Entfernung im Westen im Ozean versank, am nächsten Morgen wieder in ebenso großer Entfernung im Osten auftauchen? Die alte Mythologie behauptete, dass die Sonne nach ihrem Untergang im westlichen Ozean von Vulcan gefangen genommen und in einen goldenen Becher gelegt wurde. Dieses seltsame Gefäß mit seiner erstaunlichen Fracht segelte auf einem nördlichen Kurs über den Ozean, um rechtzeitig zum Sonnenaufgang am nächsten Morgen wieder im Osten anzukommen. Unter den früheren Physikern der Antike glaubte man, dass die Sonne auf irgendeine Weise nachts über die nördlichen Regionen transportiert wurde und dass die Dunkelheit auf hohe Berge zurückzuführen sei, die während der Reise die Sonnenstrahlen abschirmten.

Im Laufe der Zeit wurde es als vernünftiger angesehen anzunehmen, dass die Sonne während der Nacht tatsächlich ihren Weg unter der festen Erde zurücklegte. Zudem hatten die frühen Astronomen gelernt, die Fixsterne zu erkennen. Es wurde festgestellt, dass viele dieser Sterne, genauso wie die Sonne, aufgrund der täglichen Bewegung aufgingen und untergingen, während der Mond offensichtlich einem ähnlichen Gesetz folgte. Die Philosophen lehrten daher, dass die verschiedenen Himmelskörper dazu neigten, tatsächlich unter der festen Erde vorbeizuziehen.

Durch die Anerkennung, dass der gesamte Inhalt des Himmels diese Bewegungen ausführte, wurde ein wichtiger Schritt zur Erfassung der Struktur des Universums gemacht. Es war klar, dass die Erde kein Flächenkörper sein konnte, der sich bis in unendliche Entfernungen erstreckte. Ebenso war offensichtlich, dass es eine endliche Tiefe unter der Erde geben musste. Mehr noch: Es wurde sicher, dass die Erde, unabhängig von ihrer Form, auf jeden Fall etwas war, das von allen anderen Körpern getrennt war und ohne sichtbaren Halt im Raum schwebte. Als diese Entdeckung erstmals bekannt gegeben wurde, muss sie wie eine sehr überraschende Wahrheit erschienen sein. Es war so schwierig zu begreifen, dass die feste Erde, auf der wir stehen, auf nichts ruhte! Was sollte sie davon abhalten, herunterzufallen? Wie konnte sie ohne greifbaren Halt, wie der legendäre Sarg Mohammeds, erhalten bleiben? Doch so schwer es auch sein mochte, diese Lehre zu akzeptieren, so zwang ihre notwendige Wahrheit mit der Zeit zur Zustimmung – und die Wissenschaft der Astronomie entstand. Die Jahreszeitenwechsel sowie das Aufkommen der Saat- und Erntezeit wurden bereits seit jeher mit bestimmten Veränderungen in der Position der Sonne in Verbindung gebracht. Im Sommer steht die Sonne mittags hoch am Himmel, im Winter hingegen immer tief. Unsere Sonne vollzieht somit eine jährliche Bewegung nach oben und unten am Himmel sowie eine tägliche Bewegung des Aufgehens und Untergangs. Doch es gibt eine dritte Art von Veränderung in der Position der Sonne, die nicht ganz so offensichtlich ist – obwohl sie durch einige sorgfältige Beobachtungen, in Kombination mit einer philosophischen Reflexionsweise, dennoch erkannt werden kann. Die frühesten Sternbeobachter konnten kaum übersehen haben, dass die am Nachthimmel sichtbaren Konstellationen mit der Jahreszeit variierten. So ist beispielsweise die leuchtende Figur des Orion, obwohl sie an Wintertagen gut sichtbar ist, in anderen Jahreszeiten nicht mehr vorhanden.

Die Sommersonnenhimmel – und der Platz, den sie einnahmen, wurde anschließend von völlig anderen Sterngruppen eingenommen. Dasselbe gilt für andere Konstellationen. Jede Jahreszeit kann somit durch die am Nachthimmel sichtbaren Himmelskörper charakterisiert werden. Tatsächlich wurden in der Antike die Zeiten zum Beginn der landwirtschaftlichen Arbeiten manchmal anhand der Position der Konstellationen am Abend angegeben.

Durch die Betrachtung dieser Fakten konnten die frühen Astronomen die scheinbare jährliche Bewegung der Sonne nachweisen. Es gab keine rationale Erklärung für die Veränderungen der Konstellationen mit den Jahreszeiten – außer der Annahme, dass sich die Position der Sonne änderte, sodass sie im Laufe des Jahres einen vollständigen Kreis am Himmel beschrieb. Diese Bewegung der Sonne wird auch dadurch bestätigt, wenn man nach Sonnenuntergang nach Westen blickt und die Sterne beobachtet. Im Laufe der Jahreszeiten lässt sich jeden Abend feststellen, dass die Konstellationen immer weiter nach Westen sinken, bis sie schließlich aufgrund der Helligkeit des Himmels unsichtbar werden. Dieses Verschwinden wird damit erklärt, dass die Sonne scheinbar ständig vom Westen her aufsteigt, um den Sternen entgegenzukommen. Diese Bewegung darf natürlich nicht mit dem gewöhnlichen täglichen Auf- und Untergang verwechselt werden, an dem alle Himmelskörper teilnehmen. Man muss verstehen, dass unsere Sonne neben der gemeinsamen Bewegung noch eine langsame, unabhängige Bewegung in entgegengesetzter Richtung hat; daher mag die Sonne und ein Stern heute zur gleichen Zeit untergehen, doch da die Sonne bis morgen etwas weiter nach Osten gewandert ist, muss der Stern dann einige Minuten vor der Sonne untergehen.[1]

Durch die geduldigen Beobachtungen der frühen Astronomen konnte der Weg der Sonne am Himmel ermittelt werden. Dabei stellte sich heraus, dass unsere Sonne bei ihrer Bahn durch die Sterne und Konstellationen stets denselben Pfad verfolgte. Dieser Pfad wird die Ekliptik genannt, und die Konstellationen, durch die sie verläuft, bilden einen Gürtel um den Himmel, der als Tierkreis bekannt ist. Früher wurde dieser in zwölf gleich große Teile oder „Zeichen“ unterteilt, damit die Stationen auf der großen Reise der Sonne bequem angezeigt werden konnten. Die Dauer des Jahres, also die Zeit, die die Sonne benötigt, um ihren Weg am Himmel zu absolvieren, scheint

Es wurde erstmals von Astronomen festgestellt, deren Namen unbekannt sind.
Die Fähigkeiten der frühen orientalischen Geometer zeigten sich außerdem darin, dass sie die Position der Ekliptik in Bezug auf den Himmelsäquator bestimmen konnten sowie bei der Messung des Winkels zwischen diesen beiden wichtigen Kreisen am Himmel Erfolg hatten.

Auch die wichtigsten Merkmale der Mondbewegung wurden bereits in einer noch weiter zurückliegenden Vergangenheit erkannt. Der aufmerksame Beobachter erkennt dabei die wichtige Tatsache, dass der Mond keine feste Position am Himmel einnimmt. Im Laufe einer einzigen Nacht kann man erkennen, dass der Mond sich vom Westen nach Osten über den Himmel bewegt, indem man seine Position im Verhältnis zu den benachbarten Sternen beobachtet. Es ist tatsächlich wahrscheinlich, dass die Entdeckung der Mondbewegung vor der Entdeckung der jährlichen Sonnenbewegung erfolgte – schließlich ist sie eine unmittelbare Folge einfacher Beobachtungen und erfordert kaum geistige Anstrengungen. Schon in prähistorischer Zeit war die Umlaufzeit des Mondes bekannt, und die Phasen unseres Satelliten wurden richtig darauf zurückgeführt, unter welchem Winkel die von der Sonne beleuchtete Seite zur Erde gerichtet ist.

Doch wir sind noch lange nicht am Ende der Liste der großen Entdeckungen, die aus einer unbekannten Antike stammen. Es wurden richtige Erklärungen für das bemerkenswerte Phänomen der Mondfinsternis gegeben – bei der die helle Mondoberfläche vorübergehend in Dunkelheit versinkt – sowie für das noch beeindruckendere Schauspiel der Sonnenfinsternis, bei der die Sonne selbst teilweise oder sogar vollständig verdeckt wird. Zudem erkannten die frühen Astronomen die fünf „Wandersterne“ oder Planeten: Sie verfolgten die Bewegungen von Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn. Mit Ehrfurcht beobachteten sie die verschiedenen Konstellationen dieser Planeten. Genau wie die Sonne – und in geringerem Maße auch der Mond – eng mit den Alltagsgeschäften verbunden waren, so gingen die frühen Forscher davon aus, dass die Bewegungen der Planeten Auswirkungen auf das menschliche Wohl oder Unglück haben könnten. Schließlich wurde erkannt, dass eine gewisse Ordnung die scheinbar willkürlichen Bewegungen der Planeten bestimmt.

dass sie bestimmten Gesetzen gehorchten. Die Entwicklung der Geometrie ging Hand in Hand mit dem Studium der Astronomie: und als wir aus den dunklen prähistorischen Zeiten in die historische Epoche eintreten, stellen wir fest, dass die Theorie der Himmelsphänomene bereits einen gewissen Grad an Kohärenz aufwies.

Ptolemäus, im Anschluss an Pythagoras, Platon und Aristoteles, erkannte an, dass die Erde kugelförmig war, und bewies dies mit denselben Argumenten, die wir heute verwenden. Er erkannte auch, wie diese mächtige Kugel im Raum isoliert war. Er gab zu, dass die täglichen Bewegungen des Himmels durch die Rotation der Erde um ihre Achse erklärt werden konnten, doch leider führte er Gründe an, warum diese Ansicht absichtlich abgelehnt wurde. Laut ihm war die Erde ein feststehender Körper; sie besaß weder eine Rotation um eine Achse noch eine Bewegung durch den Raum, sondern blieb stets in Ruhe an dem Ort, den er für das Zentrum des Universums hielt. Nach Ptolemäus’ Theorie bewegten sich Sonne und Mond auf kreisförmigen Bahnen um die in der Mitte befindliche Erde. Die Erklärung der Bewegungen der Planeten erschien ihm komplizierter, denn es musste erklärt werden, warum ein Planet manchmal voranschritt und manchmal rückwärtsbewegte. Die alten Geometer weigerten sich zu glauben, dass eine Bewegung außer einer Rotation in einem Kreis für einen Himmelskörper möglich sei; daher wurde ein Konstrukt entwickelt, bei dem jeder Planet vorausgesetzt wurde, in einem Kreis zu rotieren, dessen Mittelpunkt wiederum einen anderen Kreis um die Erde beschrieb.

Obwohl heute bekannt ist, dass die ptolemäische Lehre auf einer ziemlich übertriebenen Einschätzung der Bedeutung der Erde im Himmelsgefüge beruht, muss man doch anerkennen, dass die scheinbaren Bewegungen der Himmelskörper auf diese Weise mit erheblicher Genauigkeit erklärt werden können. Diese Theorie wird in dem großen Werk „Almagest“ beschrieben, das im zweiten Jahrhundert unserer Zeitrechnung verfasst wurde und vierzehn Jahrhunderte lang als endgültige Autorität in allen Fragen der Astronomie galt.

So war das Astronomiesystem, das im Mittelalter vorherrschte, und es wurde erst in einer Epoche, die fast gleichzeitig mit der Entdeckung der Neuen Welt durch Kolumbus lag, in Verruf gebracht. Die wahre Anordnung der

Das Sonnensystem wurde anschließend von Kopernikus in dem großartigen Werk dargestellt, dem er sein Leben widmete. Das erste Prinzip, das durch diese Arbeiten festgestellt wurde, zeigte, dass die täglichen Bewegungen des Himmels auf die Rotation der Erde um ihre Achse zurückzuführen sind. Kopernikus wies auf den grundlegenden Unterschied zwischen wirklichen und scheinbaren Bewegungen hin; er bewies, dass die Erscheinungen des täglichen Auf- und Untergangs der Sonne und der Sterne genauso gut durch die Annahme erklärt werden können, dass sich die Erde dreht, wie durch die umständlichere Annahme Ptolemäus’. Zudem zeigte er, dass diese letztere Annahme den Sternen eine nahezu unendliche Geschwindigkeit zuschreiben müsste – wodurch die Annahme einer Rotation des gesamten Universums um die Erde offensichtlich unsinnig war. Das zweite große Prinzip, das Kopernikus unsterblichen Ruhm einbrachte, bestimmte die wahre Position der Erde im Universum. Kopernikus verlegte den Mittelpunkt, um den alle Planeten kreisen, von der Erde zum Sonnenzentrum; er stellte außerdem die etwas demütigende Tatsache fest, dass unsere Erde lediglich ein Planet ist, der einen Weg zwischen den Bahnen von Venus und Mars beschreibt und wie alle anderen Planeten der höchsten Herrschaft der Sonne unterliegt.

Diese große Revolution beseitigte aus der Astronomie jene verzerrten Auffassungen über die Bedeutung der Erde, die vielleicht nicht unnatürlich aus der Tatsache entstanden, dass wir zufällig auf diesem besonderen Planeten leben. Auf die Leistungen Kopernikus’ folgte bald die Erfindung des Teleskops – dieses wunderbaren Instruments, mit dessen Hilfe die moderne Wissenschaft der Astronomie entstand. Der Betrachtung dieses wichtigen Themas widmen wir das erste Kapitel unseres Buches.

TABELLE II.
EIN TYPISCHER SONNENFLECK.
(NACH LANGLEY.)

KAPITEL I.
DAS ASTRONOMISCHE OBSERVATORIUM.

Frühe astronomische Beobachtungen – Das Observatorium von Tycho Brahe – Das Auge als Beobachtungsinstrument – Die Wahrnehmung schwacher Objekte – Das Teleskop – Die Objektivgläser – Vorteile großer Teleskope – Das Äquatorialteleskop – Die Leistungsfähigkeit eines Teleskops – Spiegelteleskope – Lord Rosses großes Spiegelteleskop in Parsonstown – Wie das mächtige Teleskop eingesetzt wird – Präzisionsinstrumente – Der Meridiankreis – Die „Spinnenlinien“ – Die Feinabstimmung des Teleskops – Notwendige Vorsichtsmaßnahmen bei Beobachtungen – Das ideale und das praktische Instrument – Die Beseitigung von Fehlern – Das Greenwich-Observatorium – Das gewöhnliche Opernglas als astronomisches Instrument – Der Große Bär – Das Zählen der Sterne in einem Sternbild – Wie man zu einem Beobachter wird.

Die frühesten Anfänge des astronomischen Observatoriums sind genauso wenig bekannt wie die ersten Entdeckungen in der Astronomie selbst. Wahrscheinlich bestand die erste Anwendung instrumenteller Beobachtungen an Himmelskörpern darin, den Schatten eines Pfostens zu messen, den die Sonne zur Mittagszeit warf. Die Veränderungen in der Länge dieses Schattens ermöglichte es den primitiven Astronomen, die scheinbaren Bewegungen der Sonne zu untersuchen. Doch bereits in sehr frühen Zeiten wurden spezielle astronomische Instrumente eingesetzt, die eine ausreichende Genauigkeit aufwiesen, um das astronomische Wissen zu erweitern – und zeigten außerdem die beträchtliche Kreativität ihrer Erfinder.

Professor Newcomb[2] schreibt dazu: „Der Pionier war Tycho Brahe, der 1546 geboren wurde – drei Jahre nach dem Tod von Kopernikus. Seine Aufmerksamkeit wurde erstmals durch einen Sonnenfinsternis am 21. August 1560 auf das Studium der Astronomie gelenkt; in einigen Teilen Europas war diese Finsternis total. Überrascht darüber, dass ein solches Phänomen vorausgesagt werden konnte, widmete er sich dem Studium der Beobachtungs- und Berechnungsmethoden, mit denen diese Vorhersage möglich war. Im Jahr 1576 gründete der König von Dänemark das berühmte Observatorium Uraniborg, wo Tycho zwanzig Jahre lang intensiv tätig war.“

Beobachtungen der Positionen der Himmelskörper mit den besten Instrumenten, die zu jener Zeit verfügbar waren. Das war kurz vor der Erfindung des Teleskops – daher konnte der Astronom dieses mächtige Instrument nicht nutzen. Infolgedessen wurden seine Beobachtungen durch die verbesserten Beobachtungen der folgenden Jahrhunderte ersetzt. Ihre Berühmtheit und Bedeutung liegen hauptsächlich darin, dass sie Kepler die Mittel lieferten, seine berühmten Gesetze der Planetenbewegung zu entdecken.

Galileos Ausrichtung des Teleskops gen Himmel gab der Erforschung der Himmelskörper einen wunderbaren Anstoß. Dieser außergewöhnliche Mann ist in der Geschichte der Astronomie nicht nur wegen seines Engagements für diese bahnbrechende Erfindung bedeutend, sondern auch wegen seiner Leistungen in den abstrakteren Bereichen der Astronomie. Er wurde 1564 in Pisa geboren, und im Jahr 1609 wurde das erste Teleskop zur astronomischen Beobachtung konstruiert. Galilei starb 1642, dem Jahr, in dem Newton geboren wurde. Es war Galilei, der die Grundlagen jener Wissenschaft der Dynamik legte, deren prächtigstes Beispiel die Astronomie ist; und er war es auch, der durch die Verbreitung der von Kopernikus gelehrteten Lehren den Zorn der Inquisition auf sich zog.

Die Struktur des menschlichen Auges – insbesondere was die feine Anpassung der Pupille betrifft – bietet uns eine gute Veranschaulichung des Prinzips des Teleskops. Um ein Objekt sehen zu können, muss das Licht davon in das Auge gelangen. Der Eingang, durch den das Licht eindringt, ist die Pupille. Tagsüber, wenn das Licht stark ist, verkleinert die Iris die Größe der Pupille und verhindert so, dass zu viel Licht eindringt. Nachts oder wenn das Licht knapp ist, benötigt das Auge oft so viel Licht wie möglich. Dann weitet sich die Pupille; je größer sie wird, desto mehr Licht kann eindringen. Dadurch wird die Beleuchtung des Bildes auf der Netzhaut effektiv entsprechend den Anforderungen des Sehens gesteuert.

Ein Stern sendet uns seine schwachen Lichtstrahlen – aus diesen Strahlen entsteht das Bild. Selbst bei der weitestmöglichen Öffnung der Pupille kann es jedoch vorkommen, dass das Bild nicht hell genug ist, um das Sehgefühl auszulösen. Hier kommt das Teleskop zum Einsatz: Es fängt alle Lichtstrahlen in einem Strahl ein.

Die ursprünglichen Abmessungen waren viel zu groß, um es durch die Pupille passieren zu lassen. Die Wirkung der Linsen konzentriert diese Strahlen zu einem Strahl, der dünn genug ist, um durch die kleine Öffnung zu gelangen. Dadurch wird die Helligkeit des Bildes auf der Netzhaut verstärkt. Es wird mit nahezu so viel Licht beleuchtet, wie es bei derselben Vorrichtung durch eine Pupille von der Größe der großen Teleskoplinsen erzeugt werden würde.

In astronomischen Observatorien verwenden wir Teleskope zweier völlig unterschiedlicher Klassen. Die bekannteren Formen sind die sogenannten Refraktoren, bei denen die Verdichtung der Lichtstrahlen durch Brechung erfolgt. Die Funktionsweise eines Refraktors ist in Abbildung 1 dargestellt. Die Strahlen vom Stern treffen auf die Objektivlinse am Ende des Teleskops; beim Durchgang werden sie gebrochen und zu einem konvergierenden Strahl zusammengeführt, sodass alle Strahlen im Brennpunkt zusammenlaufen. Von dort aus treffen die Strahlen auf das Okular, welches dazu dient, sie wieder parallel zueinander zu bringen. Der große zylindrische Strahl, der auf die Objektivlinse traf, wurde somit zu einem kleinen Strahl verdichtet, der durch die Pupille eindringen kann. Es sollte jedoch hinzugefügt werden, dass die zusammengesetzte Natur des Lichts eine komplexere Form der Objektivlinse erfordert als die hier gezeigte einfache Linse. In einem Refraktorteleskop müssen wir sogenannte achromatische Kombinationen verwenden, bestehend aus einer Linse aus Flintglas und einer aus Kronenglas, die mit größter Sorgfalt aufeinander abgestimmt werden müssen.

Abb. 1.—Prinzip des
Brechteleskops.

Abb. 2 – Die Kuppel des Südäquators am Dunsink-Observatorium bei Dublin.

Abb. 3 – Querschnitt durch die Kuppel des Dunsink-Observatoriums.
Das Erscheinungsbild eines astronomischen Observatoriums, das dazu konzipiert ist, ein Instrument mittlerer Größe aufzunehmen, ist in den angrenzenden Abbildungen dargestellt. Die erste Abbildung (Abb. 2) zeigt die für das Äquatorialteleskop am Dunsink-Observatorium errichtete Kuppel; das Objektiv dieses Teleskops wurde dem Vorstand des Trinity College in Dublin vom verstorbenen Sir James South überlassen. Der Hauptteil des Gebäudes besteht aus einer zylindrischen Wand, auf deren Oberseite sich eine halbkugelförmige Decke befindet. In dieser Decke gibt es einen Verschluss, der geöffnet werden kann, damit das im Inneren befindliche Teleskop einen Blick auf den Himmel erhaschen kann. Die Kuppel kann sich drehen, sodass die Öffnung in Richtung jenes Teil des Himmels gerichtet werden kann, in dem sich das zu beobachtende Objekt befindet. Die nächste Abbildung (Abb. 3) zeigt einen Querschnitt durch die Kuppel; darin sind die Mechanismen sichtbar, mit denen die Bediener die Kuppel drehen können, sowie das Teleskop selbst. Das Auge des Beobachters befindet sich am Okular; er wird dabei dargestellt, wie er einen Hebel dreht, mit dem das Teleskop langsam bewegt werden kann, um das Instrument präzise auf den zu beobachtenden Himmelskörper auszurichten. Die beiden Linsen, die zusammen…

Die Objektive dieses Instruments haben einen Durchmesser von zwölf Zoll, und die Qualität des Teleskops hängt hauptsächlich von der Genauigkeit ab, mit der diese Linsen gefertigt wurden. Das Okular ist eine relativ einfache Konstruktion – es besteht lediglich aus einer oder zwei kleinen Linsen. Je nach gewünschter Vergrößerung können verschiedene Okulare verwendet werden. Es sei darauf hingewiesen, dass für viele astronomische Zwecke hohe Vergrößerungen nicht wünschenswert sind. Es gibt außerdem eine Grenze, jenseits derer eine weitere Vergrößerung keinen Vorteil mehr bringt. Das Objektiv kann nur eine bestimmte Menge an Licht von dem Stern sammeln; wenn die Vergrößerung zu groß ist, wird diese begrenzte Lichtmenge über eine zu große Fläche verteilt, was zu unzufriedenstellenden Ergebnissen führt. Die Unbeständigkeit der Atmosphäre beschränkt zudem weiterhin das Ausmaß, in dem das Bild vorteilhaft vergrößert werden kann – denn jede Erhöhung der Vergrößerung führt in gleichem Maße zu stärkeren atmosphärischen Störungen.

Ein Teleskop, das auf die hier dargestellte Weise montiert ist, wird als ekliptikales Teleskop bezeichnet. Der Vorteil dieser besonderen Befestigungsmethode besteht darin, dass das Teleskop leicht bewegt werden kann, um einem Stern auf seiner scheinbaren Bahn am Himmel zu folgen. Die notwendigen Bewegungen des Teleskops werden durch ein Uhrwerk gesteuert, das wiederum von einem Gewicht angetrieben wird. So bleibt der Stern, sobald das Instrument richtig ausgerichtet wurde, im Sichtfeld des Beobachters, und die Wirkung der scheinbaren täglichen Bewegung wird ausgeglichen. Die neueste Weiterentwicklung in diesem Bereich ist die Verwendung elektrischer Anlagen, mit denen die Steuerung des Instruments vom Standarduhrwerk des Observatoriums aus erfolgt.

Abb. 4 – Das Teleskop am Yerkes-Observatorium in Chicago.
(Aus dem Astrophysical Journal, Bd. VI, Nr. 1.)
Die Leistungsfähigkeit eines Refraktorteleskops – soweit dieser Begriff überhaupt eine bestimmte Bedeutung hat – lässt sich anhand des Durchmessers seiner Objektlinse messen. Tatsächlich gab es zwischen den verschiedenen zivilisierten Nationen ein gewisses Wettbewerb darum, welche Nation das leistungsstärkste Refraktorteleskop besitzen sollte. Zu den bemerkenswerten Instrumenten, die erfolgreich gebaut wurden, gehört das Teleskop, das 1881 von Sir Howard Grubb aus Dublin am prächtigen Observatorium in Wien errichtet wurde. Seine Abmessungen lassen sich daraus schätzen, dass die Objektlinse einen Durchmesser von zwei Fuß drei Zoll hat. Viele einfallsreiche Konstruktionen helfen dabei, die Unbequemlichkeiten beim Gebrauch eines Instruments mit solch großen Abmessungen zu verringern. Dazu gehört beispielsweise die Methode, mit der die an das Teleskop angebrachten Skalen dem Beobachter sichtbar gemacht werden. Diese Skalen befinden sich notwendigerweise an Stellen des Instruments, die weit entfernt vom Okular sind, an dem sich der Beobachter aufhält. Die feinen Markierungen und Zeichnungen können jedoch von weitem mithilfe eines kleinen Hilfsteleskops leicht gelesen werden; dieses leitet die Lichtstrahlen durch geeignete Reflektoren vom Teleskop zum Auge des Beobachters.

Von den Herren Alvan Clark aus Cambridgeport, Boston, Massachusetts, wurden zahlreiche Refraktorteleskope von außergewöhnlicher Perfektion hergestellt. Eines ihrer berühmtesten Teleskope ist das große Lick-Refraktor, das derzeit auf dem Mount Hamilton in Kalifornien in Betrieb ist. Der Durchmesser dieser Objektlinse beträgt 36 Zoll, ihre Brennweite 56 Fuß 2 Zoll. Kürzlich hat dasselbe Unternehmen noch größere Anstrengungen unternommen, um ein Teleskop mit einem Durchmesser von 40 Zoll für das Yerkes-Observatorium der Universität Chicago zu entwickeln. Das Teleskop, das eine Länge von 75 Fuß hat, ist unter einer drehbaren Kuppel mit einem Durchmesser von 90 Fuß montiert. Damit der Beobachter ohne den Einsatz sehr großer Leitern zum Okular gelangen kann, kann der Boden des Raumes mithilfe elektrischer Motoren um eine Strecke von 22 Fuß angehoben oder gesenkt werden. Dies ist in Abb. 4 dargestellt, während die Südfassade des Yerkes-Observatoriums in Abb. 6 zu sehen ist.

Abb. 5 – Prinzip des Refraktorteleskops von Herschel.

Abb. 6 – Südfront des Yerkes-Observatoriums, Chicago.
(Aus dem Astrophysical Journal, Bd. VI, Nr. 1.)

Abb. 7 – Lord Rosses Teleskop.

In den letzten Jahren wurden dem Instrumentarium des Royal Observatory in Greenwich zwei hervorragende Teleskope hinzugefügt, beide von Sir H. Grubb. Eines davon verfügt über ein 28-Zoll-Objektiv und ist auf einer Montage aufgestellt, die ursprünglich für ein kleineres Instrument von Sir G. Airy konstruiert wurde. Das andere Teleskop, das von Sir Henry Thompson gestiftet wurde, hat einen Durchmesser von 26 Zoll und ist für fotografische Arbeiten geeignet.

Die Größe eines Refraktors ist durch das Material des Objektivs begrenzt. Glashersteller haben offenbar erhebliche Schwierigkeiten dabei, große Scheiben aus optischem Glas herzustellen, die rein genug und gleichmäßig genug sind, um für Teleskope geeignet zu sein. Diese Schwierigkeiten nehmen mit jeder Erhöhung der Größe der Scheiben zu, wodurch die Kosten tendenziell in noch höherem Maße ansteigen. Zur Veranschaulichung sei erwähnt, dass der Preis für das Objektiv des Lick-Teleskops zehntausend Pfund überstieg.

Es gibt jedoch eine alternative Methode zum Bau eines Teleskops, bei der die gerade erwähnte Schwierigkeit nicht auftritt. Das Prinzip der einfachsten Form eines Reflektorteleskops ist in Abbildung 5 dargestellt – es handelt sich dabei um das sogenannte Herschel-Teleskop. Die Lichtstrahlen des beobachteten Sterns treffen auf einen Spiegel, der sowohl sorgfältig geformt als auch hochglanzpoliert ist. Nach der Reflexion gelangen die Strahlen zu einem Brennpunkt; von dort aus treffen sie auf das Okular, wodurch sie wieder parallel zueinander werden und somit für die Wahrnehmung durch das Auge geeignet sind. Im Grunde auf diesem Prinzip – allerdings mit einem zusätzlichen flachen Spiegel am oberen Ende des Rohres, der die Strahlen senkrecht zur Seite des Rohres lenkt, wo sich das Okular befindet – baute Sir Isaac Newton das kleine Reflektorteleskop, das heute von der Royal Society aufbewahrt wird. Ein berühmtes Instrument dieses Typs wurde vor einem halben Jahrhundert vom verstorbenen Earl of Rosse in Parsonstown gebaut. Es ist in Abbildung 7 dargestellt. Die enorme Öffnung dieses Instruments wurde bis heute nicht übertroffen – tatsächlich gab es nie ein Instrument, das mit ihr konkurrieren könnte. Der Spiegel, wie er oft genannt wird, ist eine dicke metallische Scheibe, die aus einer Mischung von zwei Teilen Kupfer und einem Teil Zinn besteht. Diese Legierung ist so hart und brüchig, dass die notwendigen mechanischen Bearbeitungen schwierig sind. Das Material lässt sich jedoch hervorragend polieren und behält dabei seine genaue Form bei. Der Rosse-Spiegel – mit einem Durchmesser von sechs Fuß und einem Gewicht von drei Tonnen – befindet sich am unteren Ende eines 55 Fuß langen Teleskops. Das Rohr ist zwischen zwei massiven, befestigten Wänden aufgehängt, die auf dem Rasen von Birr Castle einen imposanten Anblick bieten. Dieses Instrument kann nicht wie die Äquatorialteleskope, die wir kürzlich betrachtet haben, in alle Richtungen des Himmels ausgerichtet werden. Das große Rohr kann nur in Höhe entlang des Meridians angehoben werden sowie in geringem Maße nach Osten und Westen vom Meridian weg bewegt werden. Jeder Stern oder Nebel, der in der Breite von Parsonstown sichtbar ist (mit Ausnahme derjenigen, die sehr nahe am Pol liegen), kann jedoch mit diesem großen Teleskop beobachtet werden, sofern man zur richtigen Zeit Ausschau hält. Bevor das Objekt den Meridian erreicht, muss das Teleskop auf die richtige Höhe eingestellt werden. Die notwendige Kraft wird über eine Kette von einem Windenmechanismus am nördlichen Ende der Wände zu einem Punkt in der Nähe des oberen Endes des Rohres übertragen.

Durch dieses Gerät kann das Teleskop angehoben oder gesenkt werden. Ein ausgeklügeltes System aus Gegengewichten sorgt dafür, dass die Bewegung in allen Höhen genauso einfach möglich ist. Der Beobachter nimmt anschließend seine Position in einer der Galerien ein, von denen aus man zum Okular gelangt. Wenn der richtige Moment gekommen ist, tritt der Stern in das Sichtfeld ein – siehe Abbildung 8: Meridiankreis. Ein leistungsstarker Mechanismus antreibt das große Instrument, um die täglichen Bewegungen auszugleichen; dadurch kann der Beobachter das Objekt im Blick behalten, bis er seine Messungen abgeschlossen hat oder sein Diagramm fertiggestellt hat.

In den letzten Jahren werden Reflektorteleskope in der Regel mit Glasspiegeln hergestellt, die mit einer dünnen Silberschicht überzogen sind. Diese Schicht ist in der Lage, viel mehr Licht zu reflektieren als die Oberfläche eines metallischen Spiegels. Zu den großen Reflektoren dieser Art gehören zwei Teleskope mit einem Durchmesser von jeweils drei und fünf Fuß; mit diesen hat Dr. Common wertvolle Arbeiten durchgeführt.

Wir dürfen jedoch nicht annehmen, dass für die allgemeine Arbeit in einem Observatorium ein riesiges Instrument am besten geeignet ist. Der mächtige Reflektor…

Ein Refraktor ist hauptsächlich dann nützlich, wenn außergewöhnlich schwache Objekte untersucht werden müssen. Für Arbeiten, bei denen genaue Messungen an nicht besonders schwer sichtbaren Objekten durchgeführt werden sollen, eignen sich Teleskope mit geringerer Größe besser. Die grundlegenden Erkenntnisse über die Himmelskörper wurden hauptsächlich aus Beobachtungen gewonnen, die mit Instrumenten mittlerer optischer Leistung durchgeführt wurden – Instrumente, die speziell so konstruiert waren, dass präzise Positionsmessungen möglich waren. Tatsächlich wurden in den Anfängen der Astronomie wichtige Positionsmessungen mithilfe von Geräten durchgeführt, die die Richtung des Objekts ohne jegliche teleskopische Hilfe anzeigten.

Vielleicht liefern die wertvollsten Messungen in unseren modernen Observatorien jenes Präzisionsinstrument, das als Meridiankreis bekannt ist. In jeder ausführlichen Beschreibung der Geschichte des Himmels ist es unmöglich, auf dieses unverzichtbare Hilfsmittel für die astronomische Forschung zu verzichten. Deshalb werden wir eine kurze Beschreibung einer seiner einfacheren Formen geben – dazu wählen wir ein großes Instrument aus dem Pariser Observatorium, das in Abbildung 8 dargestellt ist.

Das Teleskop ist in seinem Zentrum an einer Achse befestigt, die senkrecht zu seiner Länge verläuft. An jedem Ende dieser Achse befinden sich Drehpunkte, die auf festen Lagern rotieren; dadurch sind die Bewegungen des Teleskops vollständig auf die Ebene des Meridians beschränkt. Innerhalb des Okulars des Teleskops sind äußerst feine vertikale Fasern gespannt. Der Beobachter beobachtet, wie Mond, Stern oder Planet in den Sichtbereich gelangen, und notiert mit einer Uhr die genaue Zeit – bis auf Bruchteile einer Sekunde –, zu der das Objekt über jede dieser Linien hinweggeht. Ein silberner Ring an der an der Achse befestigten Kreisfläche ist in Grad sowie Untergraden unterteilt; da dieser Ring sich zusammen mit dem Teleskop bewegt, wird dadurch die Höhe angezeigt, in die das Instrument gerichtet ist. Um die fein gravierten Markierungen und Zahlen auf dem Silber zu lesen, sind Mikroskope erforderlich. Diese sind in der Skizze dargestellt; jedes davon ist in eine Öffnung in der Wand eingebaut, die ein Ende des Instruments stützt. Auf der gegenüberliegenden Seite befindet sich eine Lampe; ihr Licht durchdringt die perforierte Achse des Drehpunkts und wird anschließend durch Spiegel geschickt abgelenkt, um die notwendige Beleuchtung für die Linien im Fokus zu gewährleisten.

Die Fasern, die der Beobachter über das Sichtfeld des Teleskops gespannt sieht, erfordern einige Erklärungen. Zu diesem Zweck benötigen wir ein Material, das sehr fein und recht widerstandsfähig ist, zugleich etwas elastisch und kein nennenswertes Gewicht hat. Diese Bedingungen können von keinem Metalldraht vollständig erfüllt werden, doch sie werden hervorragend durch den wunderschönen Faden realisiert, den die Spinne spinnt. Die zarten Fasern werden mit großer Geschicklichkeit über das Sichtfeld des Teleskops gespannt und an ihren richtigen Plätzen befestigt. Mit solch prächtig ausgestatteten Instrumenten können wir die Präzision verstehen, die bei modernen Beobachtungen erreicht wird. Das Teleskop wird auf einen Stern gerichtet, und das Bild des Sterns ist ein winziger Lichtpunkt. Wenn dieser Punkt mit dem Schnittpunkt der beiden zentralen „Spinndrähte“ übereinstimmt, ist das Teleskop richtig ausgerichtet. Wir verwenden absichtlich das Wort „ausgerichtet“, weil wir einen Vergleich zwischen der Ausrichtung eines Gewehrs auf ein Ziel und der Ausrichtung eines Teleskops auf einen Stern herstellen möchten. Stellen Sie sich statt des üblichen großen Zielscheibensymbols vor, dass das Ziel lediglich aus einem Zifferblatt besteht – dieses könnte der Schütze natürlich auf der Entfernung eines gewöhnlichen Schussfeldes nicht sehen. Mit dem Teleskop des Meridiankreises wäre das Zifferblatt jedoch bereits auf einer Entfernung von einer Meile sichtbar. Der Meridiankreis verfügt tatsächlich über eine solche Präzision als Ausrichtungsinstrument, dass er getrennt auf jeweils einen der beiden Sterne gerichtet werden kann; diese Sterne bilden am Auge einen Winkel, der nicht größer ist als der Winkel, den ein benachbartes Paar der sechzig-Minuten-Punkte auf dem Zifferblatt einer Uhr auf einer Entfernung von einer Meile vom Beobachter bildet.

Diese Fähigkeit, das Instrument so genau auszurichten, wäre ohne weitere Vorrichtungen, mit denen nach der richtigen Ausrichtung des Teleskops die Position des Sterns bestimmt und aufgezeichnet werden kann, nur von geringem Nutzen. Ein Element zur Bestimmung der Position wird durch die astronomische Uhr bereitgestellt, die den Moment angibt, in dem das Objekt die zentrale vertikale Linie durchquert; das andere Element wird durch den graduierten Kreis geliefert, der die Winkeldistanz des Sterns vom Zenit bzw. vom Punkt direkt über dem Kopf anzeigt.

Hervorragende Meridianinstrumente schmücken unsere großen Observatorien und werden jede Nacht für jene Messungen eingesetzt, auf denen die großen Wahrheiten der Astronomie beruhen. Diese Instrumente wurden mit feiner Handwerkskunst hergestellt; doch es ist die Pflicht des sorgfältigen Astronomen, die Genauigkeit seines Instruments auf jede erdenkliche Weise in Frage zu stellen. Der große Rohr kann eine so starre Konstruktion sein, wie sie Maschinenbauingenieure hervorbringen können; die Graduierungen auf dem Kreis mögen von den perfektesten Teilmachinen eingraviert worden sein – doch der gewissenhafte Astronom wird sich nicht mit bloßer mechanischer Präzision zufriedengeben. Jener Meridiankreis, der für Ungeübte wie ein wunderbares Meisterwerk erscheint und nahezu unbegrenzte Genauigkeit aufweist, wird vom Astronomen, der ihn verwendet, ganz anders betrachtet. Niemand kann die Fähigkeiten des Künstlers, der diesen Meridiankreis angefertigt hat, sowie die schönen Vorrichtungen zur Beleuchtung und Ablesung, die dem Instrument seine Vollkommenheit verleihen, besser würdigen als er selbst. Doch während der Astronom die Schönheit der tatsächlich verwendeten Maschine erkennt, hat er stets vor Augen ein ideales Instrument absoluter Perfektion, dem der eigentliche Meridiankreis nur annähernd entspricht.

Im Vergleich zum idealen Instrument ist der feinste Meridiankreis kaum mehr als eine Ansammlung von Mängeln. Das ideale Rohr ist völlig steif, das tatsächliche Rohr hingegen flexibel; die idealen Teilungen des Kreises sind vollkommen gleichmäßig, die tatsächlichen Teilungen hingegen nicht. Das ideale Instrument ist eine geometrische Verkörperung perfekter Kreise, perfekter Geraden und perfekter Rechtecke; das tatsächliche Instrument kann nur annähernde Kreise, annähernde Geraden und annähernde Rechtecke zeigen. Vielleicht ist der Teil der Arbeit, den die Spinne leistet, insgesamt der beste: Das gespannte Netz bietet uns die nächstbeste mechanische Annäherung an eine perfekt gerade Linie – doch wir beeinträchtigen die Arbeit der Spinne dadurch, dass wir die schönen Fäden nicht mit perfekter Gleichmäßigkeit einsetzen können, und unsere Versuche, zwei davon im Sichtfeld rechtwinklig zueinander auszurichten, führen nicht dazu, dass ein Winkel von genau neunzig Grad entsteht.

Auch die Schwierigkeiten, mit denen der Meridianbeobachter konfrontiert ist, liegen nicht ausschließlich an seinem Instrument. Er muss auch mit seinen eigenen Unvollkommenheiten kämpfen; er hat…

Oftmals muss man auf persönliche Besonderheiten unvorhergesehener Art Rücksicht nehmen; die Störungen, die die Atmosphäre verursachen kann, sind berüchtigt. Zudem warnt ihn die Justierung seines Instruments davor, dass er nicht einmal auf den festen Boden selbst vertrauen kann. Wir erfahren, dass die Erdbeben, durch die der feste Boden manchmal gestört wird, lediglich die auffälligeren Beispiele für ständige kleine Bewegungen in der Erde sind – Bewegungen, die jede Nacht des Jahres die feine Justierung des Instruments stören.

Sobald die Existenz dieser Fehler erkannt wurde, war der erste große Schritt getan. Durch eine Zusammenarbeit zwischen Astronomen und Mathematikern ist es möglich, die Abweichungen zwischen dem tatsächlichen Meridiankreis und dem ideal perfekten Instrument zu messen. Sobald dies geschehen ist, können wir die Auswirkungen der Unregelmäßigkeiten auf die Beobachtungen abschätzen und schließlich die Beobachtungen von den größeren Fehlern befreien, mit denen sie kontaminiert sind. So erhalten wir Ergebnisse, die zwar nicht mathematisch genau sind, aber dennoch annähernd denjenigen entsprechen, die ein perfekter Beobachter mit einem idealen, geometrisch präzisen Instrument auf einem absolut festen Boden ohne Einfluss der Atmosphäre erzielen würde.

Neben solchen Instrumenten verfügen Astronomen über weitere Mittel, um die Bewegungen der Himmelskörper zu verfolgen. In den letzten fünfzehn Jahren hat die Fotografie eine wichtige Rolle in der praktischen Astronomie eingenommen. Diese wunderbare Kunst kann genutzt werden, um viele Objekte am Himmel in genaueren Bildern darzustellen als es der Bleistift selbst des geschicktesten Zeichners zulässt. Die Fotografie eignet sich außerdem dazu, Karten jeder Region des Himmels anzufertigen, die untersucht werden soll. Wenn von Zeit zu Zeit wiederholte Bilder derselben Region aufgenommen werden, ermöglicht ihr Vergleich festzustellen, ob sich in der Zwischenzeit ein Stern bewegt hat. Die Größe und Richtung dieser Bewegung können mithilfe eines präzisen Messapparats bestimmt werden, unter dem die Fotoplatte platziert wird.

Wenn ein brechender Teleskop zur Aufnahme von Himmelsfotos verwendet werden soll, müssen die Linsen des Objektivs speziell für diesen Zweck konstruiert werden. Die Lichtstrahlen, die ein Bild auf die vorbereitete Platte bilden, sind nicht genau dieselben wie jene, die bei der Bildbildung auf der Netzhaut des menschlichen Auges eine Rolle spielen. Ein Spiegel hingegen bringt alle Lichtstrahlen – sowohl die chemisch aktiven als auch die rein visuellen – in einen gemeinsamen Brennpunkt. Daher kann dasselbe reflektierende Instrument sowohl zum Betrachten des Himmels als auch zur Aufnahme von Bildern auf einer Fotoplatte verwendet werden, die das Auge des Beobachters ersetzt.

Eine einfache Porträtkamera wird vorteilhaft eingesetzt, um beeindruckende Fotos größerer Himmelsareale zu erstellen, als sie mit einem langen Teleskop erfasst werden können; doch für genaue Messungen sind die mit dem Teleskop aufgenommenen Bilder unvergleichlich besser.

Es versteht sich von selbst, dass die Fototechnik, egal welche Art sie auch sein mag, durch fein abgestimmte Uhrwerke angetrieben werden muss, um die scheinbare tägliche Bewegung der Sterne, die durch die Rotation der Erde verursacht wird, auszugleichen. Andernfalls würde das Bild zerstört werden – genauso wie ein Porträt ruiniert ist, wenn der Dargestellte während der Belichtung nicht stillhält.

Unter den Observatorien im Vereinigten Königreich ist das Royal Observatory in Greenwich natürlich das berühmteste. Es zeichnet sich unter allen ähnlichen Einrichtungen der Welt besonders durch die Kontinuität seiner Arbeit über mehrere Generationen aus. Das Greenwich-Observatorium wurde 1675 zur Förderung der Astronomie und Navigation gegründet, und von Anfang an wurden die Beobachtungen gezielt durchgeführt, um mit größtmöglicher Genauigkeit die Positionen der wichtigsten Fixsterne, der Sonne, des Mondes und der Planeten zu bestimmen. In den letzten Jahren hat sich die Arbeit des Observatoriums jedoch stark weiterentwickelt, und dort werden nun die modernsten Bereiche dieser Wissenschaft intensiv erforscht.

Das größte Äquatorteleskop in Greenwich ist ein Refraktor mit einem Durchmesser von 28 Zoll und einer Länge von 28 Fuß; er wurde von Sir Howard Grubb konstruiert. Ein bemerkenswertes Kombinationsinstrument aus derselben berühmten Werkstatt wurde kürzlich ebenfalls unserer nationalen Einrichtung hinzugefügt. Es besteht aus einem speziell für die Fotografie konstruierten Refraktor mit einem Durchmesser von 26 Zoll (gespendet von Sir Henry Thompson) sowie einem Reflektor mit einem Durchmesser von 30 Zoll – ein Produkt der Fähigkeiten von Dr. Common. Die jährlich veröffentlichten umfangreichen Berichte zeugen von der Sorgfalt, mit der der Königliche Astronom sowie sein zahlreiches Team von Assistentenastronomen die hervorragenden Mittel, über die sie verfügen, nutzen.

Der südliche Himmelsbereich, von dem der größte Teil in diesem Land nicht sichtbar ist, wird von verschiedenen Observatorien auf der Südhalbkugel beobachtet. An vorderster Stelle dabei steht das Königliche Observatorium am Kap der Guten Hoffnung, das mit erstklassigen Instrumenten ausgestattet ist. Zu nennen ist dort ein großes fotografisches Teleskop, ein Geschenk von Herrn M’Clean. Die Astronomie wurde durch die vielen Forschungen von Dr. Gill, dem Leiter des Observatoriums am Kap, erheblich bereichert.

Abb. 9 – Der Große Bär.

Es ist jedoch nicht notwendig, solch leistungsstarke Instrumente zu verwenden, um eine Vorstellung davon zu bekommen, welche Unterstützung das Teleskop bieten kann. Das am besten geeignete Instrument für den Beginn astronomischer Untersuchungen ist leicht zugänglich – es handelt sich dabei um die bekannten Ferngläser, die Kapitäne auf Schiffen verwenden; falls diese nicht verfügbar sind, eignen sich auch gewöhnliche Operngläser fast genauso gut. Sie sind zwar zweifellos nicht so leistungsfähig wie ein Teleskop, haben aber einige vorteilhafte Eigenschaften. Mit einem Opernglas können wir auf einen Blick ein großes Gebiet des Himmels überblicken, während ein Teleskop im Allgemeinen nur ein viel kleineres Sichtfeld bietet.

Nehmen wir an, der Beobachter verfügt über ein Opernglas und möchte mit seinen astronomischen Untersuchungen beginnen. Der erste Schritt besteht darin, sich mit der auffälligen Gruppe von sieben Sternen vertraut zu machen, die in Abbildung 9 dargestellt sind. Diese Gruppe wird oft als „Pflug“ oder „Karlsschiff“ bezeichnet, doch Astronomen betrachten sie lieber als Teil des Sternbilds Großer Bär (Ursa Major). In diesem Sternbild gibt es viele interessante Merkmale, und Anfänger sollten so schnell wie möglich lernen, die sieben Sterne zu erkennen, aus denen es besteht. Von diesen sind die beiden mit α und β markierten Sterne am Kopf des Bären in der Regel als „Zeigersterne“ bezeichnet. Sie sind besonders nützlich, denn sie helfen dabei, den Blick auf den wichtigsten Stern am ganzen Himmel zu richten – den sogenannten „Polstern“.

Richten Sie Ihre Aufmerksamkeit auf jenes Gebiet im Großen Bären, das eine Art Rechteck bildet, dessen Ecken die Sterne α, β, γ und δ bilden. Versuchen Sie an einem besonders klaren Abend ohne Mond herauszufinden, wie viele Sterne innerhalb dieses Rechtecks sichtbar sind. An einem sehr klaren Abend könnten vielleicht ein Dutzend Sterne oder sogar mehr erkennbar sein – je nach Schärfe des Sehvermögens. Doch wenn das Opernglas auf denselben Teil des Sternbilds gerichtet wird, wird ein erstaunlicher Anblick geboten: Nun können hundert Sterne mühelos gesehen werden.

Doch das Opernglas zeigt nicht annähernd alle Sterne in diesem Gebiet. Jedes gute Teleskop hingegen macht viele Hundert Sterne sichtbar, die mit dem schwächeren Instrument nicht zu erkennen wären. Je größer das Teleskop, desto zahlreicher die Sterne – so ist das Prinzip.

Durch eines der riesigen Teleskope müsste die Anzahl der Sterne in Zehntausenden angegeben werden.

Wir haben den Großen Bären gewählt, weil er allgemeiner bekannt ist als jede andere Sternenkonstellation. Doch der Große Bär weist keine außergewöhnlich große Anzahl an Sternen auf. Die genaue Anzahl der Sterne zu ermitteln, ist eine Aufgabe, der noch kein Mensch gerecht geworden ist; es wurden jedoch verschiedene Schätzungen vorgenommen. Unsere großen Teleskope können vermutlich mindestens 50.000.000 Sterne zeigen.

Der Student, der ein gutes Refraktorteleskop mit einem Objektivdurchmesser von mindestens drei Zoll verwendet, wird an vielen schönen Abenden viel zu tun haben. Sein Interesse an der Arbeit wird erheblich steigen, wenn er das charmante Handbuch über den Himmel besitzt – Webb’s „Celestial Objects for Common Telescopes“.

KAPITEL II.
Die Sonne.
Die enorme Größe der Sonne – Heißer als schmelzendes Platin – Ist die Sonne die Quelle der Wärme für die Erde? – Die Sonne ist 92.900.000 Meilen entfernt – Wie man das Ausmaß dieser Entfernung erfassen kann – Tag und Nacht – Leuchtende und nicht leuchtende Körper – Der Kontrast zwischen der Sonne und den Sternen – Die Sonne als Stern – Die granulierte Erscheinung der Sonne – Die Flecken auf der Sonne – Veränderungen in der Form eines Flecks – Die Faculae – Die Rotation der Sonne um ihre Achse – Ein Blick auf einen typischen Sonnenfleck – Die Periodizität der Sonnenflecken – Der Zusammenhang zwischen den Sonnenflecken und dem Erdmagnetismus – Prinzipien der Spektralanalyse – Stoffe, die in der Sonne vorhanden sind – Das Spektrum eines Flecks – Die Protuberanzen um die Sonne – Totale Sonnenfinsternis – Größe und Bewegung der Protuberanzen – Ihr Zusammenhang mit den Flecken – Spektroskopische Messung der Bewegung auf der Sonne – Die Korona um die Sonne – Die Zusammensetzung der Sonne.

Beim Untersuchen der Himmelskörper um uns herum beginnen wir natürlich mit unserer unvergleichlichen Sonne. Ihr prächtiges Leuchten verleiht ihr die Vorherrschaft über alle anderen Himmelskörper.

Die Abmessungen unseres Leuchtkörpers entsprechen seiner Bedeutung. Astronomen haben es geschafft, die genauen Werte zu ermitteln – doch diese sind so gigantisch, dass es schwierig ist, sie sich vorzustellen. Der Durchmesser der Sonne, also die Länge der Achse, die durch den Mittelpunkt von einer Seite zur anderen verläuft, beträgt 866.000 Meilen. Doch schon diese bloße Angabe zu den Abmessungen der Sonne reicht nicht aus, um ein angemessenes Bild von ihrer Größe zu vermitteln. Wenn man eine Eisenbahnlinie um die Sonne legen würde und mit einem Schnellzug, der 60 Meilen pro Stunde fährt, losfahren würde, müsste man fünf Jahre lang ohne Unterbrechung, Tag und Nacht, reisen, bevor man die Strecke zurückgelegt hätte.

Wenn man die Sonne mit der Erde vergleicht, wird das Ausmaß unseres Leuchtkörpers noch beeindruckender. Angenommen, die Sonne würde in eine Million Teile geteilt – jeder dieser Teile wäre deutlich größer als die Erde selbst. Abbildung 10 zeigt einen großen Kreis sowie einen sehr kleinen Kreis, bezeichnet mit S und E.

Respektive. Diese Kreise zeigen die vergleichbaren Größen der beiden Körper. Die Masse der Sonne übertrifft die der Erde jedoch nicht im selben Verhältnis. Würde die Sonne auf einer Seite einer mächtigen Waage platziert und 300.000 Körper mit der Masse unserer Erde auf der anderen Seite, würde die Sonne die Waage neigen.

Die Sonne hat eine Temperatur, die bei weitem jede Temperatur übertrifft, die wir künstlich erzeugen können – sei es in unseren chemischen Laboren oder in unseren Metallurgiebetrieben. Wir können einen Galvanstrom durch ein Stück Platindraht leiten. Der Draht wird zunächst rotglühend, dann weißglühend; anschließend strahlt er mit einer fast blendenden Helligkeit, bis er schließlich schmilzt und reißt. Die Temperatur des schmelzenden Platindrahts kann kaum in den ausgefeiltesten Öfen übertroffen werden – doch sie erreicht nicht die Temperatur der Sonne.

Es muss jedoch zugegeben werden, dass es eine scheinbare Widersprüchlichkeit zwischen einem Faktum aus dem alltäglichen Erleben und der Aussage gibt, dass die Sonne die äußerst hohe Temperatur besitzt, die wir gerade versucht haben zu veranschaulichen. „Wenn die Sonne heiß wäre“, so wurde gesagt, „dann würden wir je näher wir ihr kommen, desto heißer es uns vorkommen; doch das scheint nicht der Fall zu sein.“

Auf dem Gipfel eines hohen Berges sind wir der Sonne näher – und doch weiß jeder, dass es dort oben viel kälter ist als im Tal darunter. Wenn der Berg so hoch wie der Mont Blanc ist, dann sind wir sicherlich zwei oder drei Meilen näher an dieser leuchtenden Kugel als auf Meereshöhe – doch anstelle von zusätzlicher Wärme finden wir ewigen Schnee. Eine einfache Illustration kann dabei helfen, diese Schwierigkeit zu verringern: In einem Gewächshaus an einem sonnigen Tag ist die Temperatur viel höher als draußen. Das Glas lässt die heißen Sonnenstrahlen herein, weigert sich aber, sie wieder genauso ungehindert hinauszulassen – dadurch steigt die Temperatur. Aus dieser Sicht kann die Erde mit einem Gewächshaus verglichen werden, nur dass unsere Erde statt von Glasscheiben von einer riesigen Luftschicht umhüllt ist. Auf der Erdoberfläche stehen wir gewissermaßen innerhalb des „Gewächshauses“ und profitieren von der Atmosphäre – doch wenn wir sehr hohe Berge besteigen, durchdringen wir allmählich diesen schützenden Mediums und leiden dann unter der Kälte. Wenn der Erde ihre Luftschicht entzogen würde, wäre es sicher, dass ewiger Frost über ganze Kontinente sowie auf den Berggipfeln herrschen würde.

Die tatsächliche Entfernung der Sonne von der Erde beträgt etwa 92.900.000 Meilen – doch allein durch das Nennen dieser Zahlen erhalten wir kein klares Bild von ihrer tatsächlichen Größe. Man müsste drei Tage und drei Nächte lang so schnell wie möglich zählen, bis eine Million erreicht ist – und das müsste fast neunundneunzig Mal wiederholt werden, bevor man alle Meilen zwischen Erde und Sonne gezählt hat.

Jede klare Nacht sehen wir eine große Anzahl von Sternen am Himmel. Einige sind hell, andere schwach; einige bilden außergewöhnliche Formen. Was diese Vielzahl von leuchtenden Punkten angeht, müssen wir nun eine wichtige Frage stellen: Sind es Körper, die durch ihr eigenes Licht leuchten wie die Sonne – oder leuchten sie nur durch geliehenes Licht wie der Mond? Die Antwort ist einfach: Die meisten dieser Körper leuchten durch ihr eigenes Licht – und sie werden zu Recht Sterne genannt.

Angenommen, die Sonne sowie all die sogenannten Sterne wären jeweils selbstleuchtende, helle Körper – welcher große Unterschied besteht dann…

Zwischen der Sonne und den Sternen? Es gibt natürlich einen enormen und offensichtlichen Unterschied zwischen dem unvergleichlichen Glanz der Sonne und dem schwachen Funkeln der Sterne. Doch diese Unterscheidung bedeutet nicht unbedingt, dass unsere Leuchtkraft einen inhärent höheren Glanz aufweist als der der Sterne. Tatsächlich befinden wir uns relativ nahe an der Sonne, um von ihrer Wärme und ihrem Licht zu profitieren, während wir vom nächsten Stern durch ein gewaltiges Abgrund getrennt sind. Wenn die Sonne allmählich von der Erde entfernt würde, würde ihr Licht nachlassen – bis sie schließlich in solche Entfernungen des Weltraums vorgedrungen wäre wie die Entfernung zwischen uns und den Sternen, dann wäre ihr Glanz gänzlich verschwunden. Die Sonne würde dann nicht mehr wie die majestätische Kugel erscheinen, an die wir gewöhnt sind. Sie wäre nicht länger eine Quelle angenehmer Wärme oder eine Leuchtkraft, die die Dunkelheit der Nacht vertreibt. Unsere große Sonne hätte sich auf die Unbedeutendheit eines Sterns verkleinert – eines Sterns, der nicht einmal so hell ist wie viele der Sterne, die wir jede Nacht sehen.

Tatsächlich ist das Ergebnis, zu dem wir nun gelangen, von großer Bedeutung. Jener unzählige Haufen von Sternen, der jeden Abend unseren Himmel schmückt, hat eine enorme Bedeutung erlangt. Jeder dieser Sterne ist an sich eine mächtige Sonne – eine Sonne, die in vielen Fällen sogar den Glanz unserer eigenen Sonne übertreffen kann. So eröffnet sich uns ein majestätisches Bild der gewaltigen Ausmaße des Weltraums sowie der Würde und des Glanzes der unzähligen Körper, die diesen Raum bevölkern.

Es gibt noch einen weiteren Aspekt dieses Bildes, der nicht ohne Nutzen ist. Von nun an müssen wir bedenken, dass unsere Sonne nur ein Stern ist – und zwar kein besonders wichtiger Stern. Wenn die Sonne, die Erde sowie alles, was sie enthält, verschwinden würden, wäre die Folge im Universum lediglich, dass ein winziger Stern aufgehört hätte zu funkeln. Als bloßer Stern muss die Sonne in dem gewaltigen Gefüge des Universums eine unbedeutende Position einnehmen. Doch wir müssen mit der Sonne nicht als Stern umgehen. Aufgrund ihrer relativen Nähe zu uns erhält sie eine Bedeutung, die bei weitem über der aller anderen Sterne liegt. Wir dachten, wir müssten uns von der Sonne entfernen, um ihren wahren Platz im Universum zu erkennen; kommen wir nun näher und schenken ihr die Aufmerksamkeit, die ihre außergewöhnliche Bedeutung für uns verdient.

Mit bloßem Auge erscheint die Sonne als flacher Kreis. Wenn man sie jedoch mit einem Teleskop betrachtet – wobei natürlich darauf geachtet werden muss, ein Stück dunkel gefärbtes Glas zwischen das Auge und das Teleskop zu bringen oder ähnliche Maßnahmen zu ergreifen, um das Auge vor Schäden zu schützen – dann wird deutlich, dass die Sonne keine flache Oberfläche ist, sondern eine wahrhaft leuchtende Kugel.

Die erste Frage, die wir beantworten müssen, lautet: Ist die leuchtende Substanz, aus der die Sonne besteht, eine feste Masse – oder, falls nicht, handelt es sich dabei um Flüssigkeit oder Gas? Auf den ersten Blick könnte man meinen, dass die Sonne nicht flüssig sein kann, und man würde wohl annehmen, dass es sich um eine feste Kugel aus irgendeiner weißglühenden Substanz handelt. Doch diese Ansicht ist falsch; denn wir können nachweisen, dass die Sonne zumindest was ihre oberflächlichen Bereiche angeht, keineswegs ein fester Körper ist.

Ein allgemeiner Überblick über die Sonne, wie er mit einem Teleskop mittlerer Größe erzielt werden kann, ist in Abbildung 11 zu sehen; diese Abbildung stammt von einem Foto.

Von Herrn Rutherford am 22. September 1870 in New York aufgenommen. Es ist auf den ersten Blick zu erkennen, dass die Oberfläche des Leuchtkörpers keineswegs eine gleichmäßige Textur oder Helligkeit aufweist. Sie lässt sich eher als granuliert oder fleckig beschreiben. Dieses Erscheinungsbild ist auf die leuchtenden Wolken zurückzuführen, die in einer etwas weniger leuchtenden Gas Schicht schweben. Es versteht sich von selbst, dass diese Sonnenwolken sehr unterschiedlich sind von den Wolken, die wir in unserer eigenen Atmosphäre gut kennen. Erdbasierte Wolken bestehen natürlich aus winzigen Wassertropfen, während die Wolken an der Sonnenoberfläche aus Tropfen eines oder mehrerer chemischer Elemente bei extrem hohen Temperaturen bestehen.

Das granulierte Erscheinungsbild der Sonnenoberfläche wird in den bemerkenswerten Großaufnahmen wunderbar dargestellt, die M. Janssen aus Meudon in den letzten zwanzig Jahren erstellen konnte. Wir können eine davon in Abbildung 12 wiedergeben. Man wird feststellen, dass die Zwischenräume zwischen den leuchtenden Punkten einen grauen Ton haben; der allgemeine Eindruck (wie Professor Young bemerkte) ähnelt stark dem von rauem Zeichenpapier aus geringer Entfernung. Oft bemerken wir Stellen auf der Oberfläche solcher Platten, an denen die Auflösung unzulänglich erscheint. Es handelt sich dabei jedoch nicht um die Mängel, die man zunächst annehmen könnte. Sie entstehen weder durch zufällige Unvollkommenheiten der Fotoplatte noch durch Fehler während der Entwicklung; sie haben eindeutig ihren Ursprung in einer tatsächlichen Ursache innerhalb der Sonne selbst, und es wird uns nicht schwerfallen, zu erklären, was diese Ursache sein muss. Wie wir später noch erwähnen werden, müssen die Geschwindigkeiten, mit denen die leuchtenden Gase auf der Sonne in Bewegung sind, äußerst groß sein. Schon in einem Hundertstel Sekunde – was etwa der Belichtungszeit dieser Platte entspricht – sind die Bewegungen der Sonnenwolken groß genug, um die beobachtete Unschärfe hervorzurufen.

Abb. 12 – Fotografie der Sonnenoberfläche.
(Von Janssen.)

Über die Sonnenoberfläche verteilt sind in unregelmäßigen Abständen kleine dunkle Objekte, die als Sonnenflecken bezeichnet werden und im Allgemeinen sichtbar sind. Diese Flecken unterscheiden sich stark sowohl in ihrer Größe als auch in ihrer Anzahl. Sonnenflecken wurden erstmals zu Beginn des 17. Jahrhunderts bemerkt, kurz nach der Erfindung des Teleskops. Ihr allgemeines Erscheinungsbild ist in Abb. 13 dargestellt; dort zeigt sich der dunkle zentrale Kern in scharfem Kontrast zum helleren Rand oder zur Penumbra. Abb. 16 zeigt einen kleinen Fleck, der sich aus einem der Porusse oder Zwischenräume zwischen den Granulen entwickelt.

Die ersten Beobachter dieser Flecken stellten fest, dass sie offenbar eine gemeinsame Bewegung über die Sonne ausführen. In Abb. 14 geben wir eine Kopie einer bemerkenswerten Zeichnung von Pater Scheiner wieder, die die Bewegung zweier von ihm im März 1627 beobachteter Flecken zeigt. Die Abbildung gibt die nacheinander eingenommenen Positionen der Flecken in den Tagen vom 2. bis zum 16. März an. In Abb. 13 sind die angenommenen Positionen am 11. und 13. dargestellt; an diesen Tagen war das Wetter bewölkt, sodass keine Beobachtungen möglich waren. Es stellt sich immer wieder heraus, dass diese Objekte in derselben Richtung – nämlich vom östlichen zum westlichen Rand der Sonne – bewegen. Sie vollenden ihre Reise über die Sonnenoberfläche in zwölf bis dreizehn Tagen; danach bleiben sie für etwa die gleiche Zeit unsichtbar, bis sie wieder am östlichen Rand erscheinen. Diese frühen Beobachter erkannten schnell die wahre Bedeutung ihrer Entdeckung. Aus diesen einfachen Beobachtungen leiteten sie die bemerkenswerte Erkenntnis ab, dass die Sonne, genauso wie die Erde, um ihre Achse rotiert – und zwar in derselben Richtung. Doch es gibt einen wichtigen Unterschied zwischen diesen Rotationen: Während die Erde nur 24 Stunden benötigt, um einmal um ihre Achse zu rotieren, braucht die Sonne etwa 26 Tage, um eine ihrer viel langsameren Rotationen abzuschließen.

TABELLE III.
Flecken und Strukturen auf der Sonne.
(Aus einem Foto von Herrn Warren de la Rue, 20. September 1861.)
Wenn wir Sonnenflecken unter günstigen atmosphärischen Bedingungen sowie mit einem Teleskop mit ziemlich großer Öffnung betrachten, erkennen wir viele interessante Details, die wertvolle Informationen über die Struktur der Sonne liefern. Die Penumbra eines Flecks besteht oft aus Fasern, die in Richtung Mitte des Flecks verlaufen; an ihren inneren Enden, wo sie mit dem Kern in Berührung kommen, sind diese Fasern in der Regel heller. Bei regelmäßig geformten Flecken hat die Kontur der Penumbra im Allgemeinen die gleiche Form wie die des Kerns. Doch Astronomen sind oft sehr interessiert, wenn sie riesige Flecken mit sehr unregelmäßiger Form beobachten. In solchen Fällen erstreckt sich die helle Oberfläche der Sonne – die sogenannte Photosphäre – oft bis zum Kern und bildet so eine Halbinsel, die in das dunkle Innere hineinreicht oder dort sogar eine Brücke bildet. Dies wird gut in Professor Langleys ausgezeichnetem Zeichnung (Tabelle II.) dargestellt, die er am 23.–24. Dezember 1873 von einem sehr unregelmäßig geformten Fleck angefertigt hat.

Die Eigenschaften einer Sonnenflecken variieren ständig; Veränderungen sind oft bereits vom Tag zum Tag, manchmal sogar von Stunde zu Stunde festzustellen. Etwas Ähnliches gilt für die hellen Streifen oder Flecken, die besonders in der Umgebung der Sonnenflecken häufig zu beobachten sind. Diese hellen Markierungen werden als Faculae bezeichnet. Sie sind am deutlichsten in der Nähe des Rands der Sonne zu sehen, wo das Licht von ihrer Oberfläche nicht so hell ist wie in der Nähe des Zentrums des Diskus. Die Abnahme des Lichts am Rand ist auf die größere Dicke der absorbierenden Atmosphäre um die Sonne zurückzuführen – durch diese muss das aus den Bereichen am Rand ausgehende Licht hindurch, bevor es seinen Weg zu uns antritt.

Keine der Markierungen auf dem Sonnendiskus stellt eine dauerhafte Eigenschaft der Sonne dar. Einige dieser Objekte können zweifellos wochenlang bestehen bleiben. Tatsächlich ist es gelegentlich vorgekommen, dass derselbe Sonnenfleck den Sonnenball monatelang markierte; doch nach einer mehr oder weniger langen Existenz können diejenigen an einer Stelle der Sonne verschwinden, während gleichzeitig häufig neue, ähnliche Markierungen an anderen Stellen sichtbar werden. Die Schlussfolgerung aus diesen verschiedenen Fakten ist unumstößlich: Sie zeigen uns, dass die sichtbare Oberfläche der Sonne keine feste Masse ist, nicht einmal eine flüssige Masse, sondern dass der Sonnenball, soweit wir ihn sehen können, aus Materie im gasförmigen oder dampfartigen Zustand besteht.

Oft geschieht es, dass ein großer Sonnenfleck in zwei oder mehr getrennte Teile zerfällt; diese wurden manchmal mit einer Geschwindigkeit von mindestens tausend Meilen pro Stunde auseinanderfliegen sehen. „Manchmal, wenn auch sehr selten“ (ich zitiere hier Professor Young,[4], dem ich oft zu Dank verpflichtet bin), „tritt in Zusammenhang mit diesen Objekten ein anderes, äußerst überraschendes und erstaunliches Phänomen auf: Plötzlich tauchen Flecken intensiver Helligkeit auf, bleiben einige Minuten sichtbar und bewegen sich während dieser Zeit mit Geschwindigkeiten von bis zu hundert Meilen pro Sekunde.“

„Eines dieser Ereignisse ist zur Klassik geworden. Es ereignete sich am Vormittag (Greenwich-Zeit) des 1. September 1859 und wurde unabhängig voneinander von zwei bekannten und zuverlässigen Beobachtern – Herrn Carrington und Herrn Hodgson – beobachtet; ihre Berichte dazu finden sich in der Monthly…“

Mitteilungen der
Königlichen
Astronomischen
Gesellschaft
für November 1859.
Herr Carrington führte zu dieser Zeit seine üblichen täglichen Beobachtungen bezüglich der Position, Konfiguration und Größe der Sonnenflecken durch – mithilfe eines Bildes des Sonnendisks auf einem Bildschirm; dies war damals Abbildung 14. – Scheiners Beobachtungen von Sonnenflecken.

Er war damit beschäftigt mit jener achtjährigen Reihe von Beobachtungen, die die Grundlage für einen großen Teil unserer heutigen Sonnenforschung bilden. Herr Hodgson, in einiger Entfernung, skizzierte gleichzeitig Details der Struktur der Sonnenflecken mithilfe eines Sonnenvergrößerungsglases und eines Schattenglases. Sie sahen gleichzeitig zwei leuchtende Objekte, die etwas wie zwei Neumonde aussahen; jeder hatte eine Länge von etwa achttausend Meilen und eine Breite von zweitausend Meilen, in einer Entfernung von

an denen Flecken erscheinen – etwa zwölftausend Meilen voneinander entfernt. Diese tauchen plötzlich am Rande eines großen Sonnenflecks auf, mit einem blendenden Glanz, der mindestens fünf bis sechsmal größer ist als der der angrenzenden Bereiche der Photosphäre. Sie bewegen sich in parallelen Linien nach Osten über den Fleck, werden dabei immer kleiner und schwächer, bis sie nach etwa fünf Minuten verschwinden – nachdem sie eine Strecke von fast dreißigsechstausend Meilen zurückgelegt haben.

Sonnenflecken treten nicht gleichmäßig auf der gesamten Oberfläche der Sonne auf. Sie finden sich hauptsächlich in zwei Zonen (Abb. 15) auf jeder Seite des Sonnenäquators, zwischen den Breitengraden 10° und 30°. Am Äquator sind die Flecken selten – abgesehen davon, dass sie gerade dann häufiger auftreten, wenn es an anderen Stellen wenige Flecken gibt. In hohen Breitengraden werden sie überhaupt nicht beobachtet. Eng damit verbunden ist die bemerkenswerte Tatsache, dass Flecken in verschiedenen Breitengraden keine gleichen Werte für die Rotationsperiode der Sonne anzeigen. Durch Beobachtung eines Flecks in der Nähe des Sonnenäquators stellte Carrington fest, dass dieser eine Umdrehung in 25 Tagen und 2 Stunden vollzieht. Bei einem Breitengrad von 20° beträgt die Periode etwa 25 Tage und 18 Stunden; bei 30° sogar mindestens 26 Tage und 12 Stunden. Die relativ wenigen Flecken, die im Breitengrad von 45° beobachtet werden, benötigen 27½ Tage, um eine Umdrehung zu vollenden.

Da die Sonne – zumindest was ihre äußeren Bereiche angeht – eine Gasmasse und kein fester Körper ist, wäre es nicht unglaubwürdig anzunehmen, dass die Flecken gelegentlich eigene Bewegungen ausführen, ähnlich wie Schiffe auf dem Ozean. Aus den vorliegenden Fakten geht jedoch hervor, dass die verschiedenen Zonen der Sonne, die unseren sogenannten Tropen- und gemäßigten Zonen auf der Erde entsprechen, weiterhin mit Geschwindigkeiten rotieren, die vom Äquator hin zu den Polen allmählich abnehmen. Es scheint wahrscheinlich, dass die inneren Teile der Sonne nicht so rotieren, als wäre das Ganze eine fest miteinander verbundene Masse. Die Masse der Sonne – oder zumindest ihr größter Teil – weist keineswegs die Eigenschaften eines festen Körpers auf; daher können die verschiedenen Bereiche bis zu einem gewissen Grad unabhängig voneinander bewegen. Auch wenn wir nicht tatsächlich sehen können, wie die inneren Teile der Sonne rotieren, ermöglichen uns die Gesetze der Dynamik doch, dies zu verstehen.

Man kann davon ausgehen, dass die inneren Schichten der Sonne schneller rotieren als die äußeren Schichten – dadurch lassen sich einige Eigenschaften der Bewegungen der Sonnenflecken erklären. Doch derzeit muss man zugeben, dass es große Schwierigkeiten gibt, die Verteilung der Sonnenflecken sowie das Rotationsgesetz der Sonne zu erklären.

Im Jahr 1826 begann der deutsche Astronom Schwabe, eine regelmäßige Aufzeichnung der Anzahl der auf der Sonne sichtbaren Flecken zu führen. Nach siebzehn Jahren Beobachtungen konnte er feststellen, dass die Anzahl der Flecken von Jahr zu Jahr schwankte und dass es einen Zeitraum von etwa zehn Jahren zwischen den Veränderungen gab. Spätere Beobachtungen bestätigten diese Entdeckung; außerdem wurden alte Bücher und Manuskripte gründlich durchsucht, um Informationen aus früherer Zeit zu finden. So konnte ein mehr oder weniger vollständiger Überblick über den Zustand der Sonne hinsichtlich der Sonnenflecken seit Anfang des 17. Jahrhunderts erstellt werden. Dies ermöglichte es den Astronomen, den Zeitraum der wiederkehrenden Maxima genauer zu bestimmen.

Der Verlauf eines der Sonnenfleckenzyklen lässt sich wie folgt beschreiben: Zwei bis drei Jahre lang sind die Flecken sowohl größer als auch zahlreicher als im Durchschnitt; anschließend beginnen sie abzunehmen, bis nach etwa sechs bis sieben Jahren vom Maximum aus ein Minimum erreicht wird. Danach beginnt die Anzahl der Flecken wieder zu steigen, und nach etwa vier Jahren und fünf Wochen wird erneut ein Maximum erreicht. Die Dauer des Zyklus beträgt im Durchschnitt etwa elf Jahre und fünf Wochen – doch sowohl seine Länge als auch die Intensität der Maxima variieren etwas. So gab es beispielsweise ein starkes Maximum im Sommer 1870, dem ein sehr niedriges Minimum im Jahr 1879 folgte, gefolgt von einem schwachen Maximum Ende 1883. Danach kam ein durchschnittliches Minimum um August 1889, gefolgt vom letzten beobachteten Maximum im Januar 1894. Es ist nicht ausgeschlossen, dass ein zweiter Zeitraum von etwa sechzig oder achtzig Jahren die Regelmäßigkeit des elfjährigen Zyklus beeinflusst. Um diese Frage klären zu können, sind systematische Beobachtungen über viele weitere Jahre erforderlich – schließlich sind die Beobachtungen der Sonnenflecken vor 1826 viel zu unvollständig, um die entstehenden Fragen zu beantworten.

Es scheint eine interessante Verbindung zwischen der Periodizität der Sonnenflecken und ihrer Verteilung auf der Oberfläche der Sonne zu bestehen. Wenn ein Minimum vorbei ist, zeigen sich die Flecken in der Regel in Breiten von etwa 30° nördlich und südlich des Äquators der Sonne; anschließend treten sie allmählich in geringerer Entfernung zum Äquator auf, sodass zur Zeit des Maximums die meisten von ihnen in Breiten von nicht mehr als 16° zu finden sind. Diese Entfernung vom Äquator der Sonne nimmt bis zum Zeitpunkt des Minimums weiter ab. Tatsächlich bleiben die Flecken noch einige Jahre lang in sehr großer Nähe zum Äquator, bis das Signal für den Beginn einer neuen Periode in höheren Breiten auftaucht.

Wir müssen noch eine außergewöhnliche Eigenschaft erwähnen, die auf einen engen Zusammenhang zwischen den Phänomenen der Sonnenflecken und den rein irdischen Phänomenen des Magnetismus hinweist. Es ist natürlich allgemein bekannt, dass die Nadel eines Kompasses nicht genau nach Norden zeigt, sondern vom Meridian um einen Winkel abweicht, der an verschiedenen Orten unterschiedlich ist und selbst am selben Ort nicht konstant bleibt. Zum Beispiel zeigt die Nadel in Greenwich derzeit in eine Richtung, die 17° westlich von Nord liegt – doch dieser Wert unterliegt sehr langsamen, allmählichen Veränderungen sowie sehr kleinen täglichen Schwankungen. Vor etwa fünfzig Jahren stellte Lamont (ein bayerischer Astronom, aber Einheimischer Schottlands) fest, dass das Ausmaß dieser täglichen Schwankung regelmäßig in einem Zeitraum von 10-1⁄3 Jahren zunimmt und abnimmt; später stellte sich jedoch heraus, dass dieser Zeitraum 11-1⁄10 Jahre beträgt – genau derselbe Zeitraum wie die Periode der Sonnenflecken. Durch eine sorgfältige Untersuchung der Aufzeichnungen magnetischer Beobachtungen wurde festgestellt, dass die Zeit des Sonnenfleckmaximums fast immer genau mit der Zeit des maximalen täglichen Schwankens der Kompassnadel übereinstimmt – bei den Minima verhält es sich ähnlich. Diese enge Beziehung zwischen der Periodizität der Sonnenflecken und den täglichen Bewegungen der magnetischen Nadel ist jedoch nicht der einzige Beweis dafür, dass es eine Art Verbindung zwischen solaren Phänomenen und dem irdischen Magnetismus gibt. Eine Zeit des Sonnenfleckmaximums ist zugleich eine Zeit großer magnetischer Aktivität – es gab sogar besondere Fälle, in denen ein außergewöhnlicher Ausbruch auf der Sonne mit bemerkenswerten magnetischen Phänomenen auf der Erde verbunden war.

Ein interessantes Beispiel dieser Art wird vom Professor Young dokumentiert. Als er am 3. August 1872 in Sherman beobachtete, bemerkte er eine sehr starke Störung der Sonnenoberfläche. Am selben Tag wurde ihm von einem Mitglied seines Teams, das mit magnetischen Messungen beschäftigt war und völlig nichts von dem wusste, was Professor Young gesehen hatte, mitgeteilt, dass dieser aufgrund der heftigen Bewegung seines Magneten gezwungen gewesen sei, seine magnetischen Arbeiten einzustellen. Später stellte sich durch die Fotodokumente in Greenwich und Stonyhurst heraus, dass der in Amerika beobachtete magnetische „Sturm“ gleichzeitig auch in England wahrgenommen worden war. Ebenso wurde ein ähnlicher Zusammenhang zwischen Sonnenflecken und der Polarlichterscheinung festgestellt – ein natürlicher Folgeeffekt des bekannten Zusammenhangs zwischen Polarlichtern und magnetischen Störungen. Andererseits muss man zugeben, dass viele auffällige magnetische Stürme ohne entsprechende Störungen auf der Sonne auftraten.[5] Doch selbst diejenigen, die bezüglich des Zusammenhangs zwischen diesen beiden Phänomenkategorien in bestimmten Fällen skeptisch sind, können kaum an dem bemerkenswerten Parallelismus zwischen dem allgemeinen Anstieg und Abfall der Anzahl der Sonnenflecken sowie dem Ausmaß der täglichen Bewegungen der Kompassnadel zweifeln.

Abb. 16 – Die Struktur der Sonne und ein kleiner Fleck.
Wir haben nun die wichtigsten sonnenbedingten Phänomene beschrieben, mit denen uns das Teleskop vertraut gemacht hat. Doch es gibt viele Fragen bezüglich der Natur der Sonne, die selbst das leistungsstärkste Teleskop nicht beantworten kann – doch das Spektroskop hat uns die Mittel gegeben, sie zu untersuchen.

Was wir von der Sonne erhalten, ist Wärme und Licht. Die intensiv erhitzte Masse der Sonne strahlt ihre Strahlen in alle Richtungen mit unermesslicher Fülle aus. Jeder Strahl erscheint uns warm und strahlend weiß – doch dafür ist eine feinere Analyse erforderlich als bloßes Gefühl oder bloßer Sehsinn. Jeder Sonnenstrahl trägt Spuren seiner Herkunft. Diese Spuren sind erst sichtbar, nachdem ein spezieller Prozess angewandt wurde; dann kann der Sonnenstrahl seine „Geschichte“ erzählen und uns viel über die Natur der Zusammensetzung dieses großen Leuchtkörpers verraten.

Wir betrachten das Licht der Sonne als farblos – genauso wie wir von Wasser sprechen als geschmacklos. Doch beide Ausdrücke beziehen sich eher auf unsere eigenen Empfindungen als auf die tatsächlichen Eigenschaften der Dinge.

Es gibt nichts, was wirklich typisch für Wasser oder Sonnenlicht wäre. Wir betrachten das Sonnenlicht als farblos, weil es sozusagen den Hintergrund bildet, auf dem alle anderen Farben dargestellt werden. Tatsächlich ist Weiß keineswegs farblos – es enthält vielmehr alle bekannten Farbtöne in bestimmten Proportionen miteinander vermischt. Das Licht der Sonne ist tatsächlich äußerst komplex; die Natur selbst verrät uns das, wenn wir ihr nur die geringste Aufmerksamkeit schenken. Woher stammen die wunderschönen Farbtöne, mit denen wir alle vertraut sind? Schauen Sie sich die schönen Töne eines Gartens an – die Röte der Rose befindet sich nicht in der Rose selbst. Die Rose tut lediglich dazu, die auf sie fallenden Sonnenstrahlen aufzunehmen, aus diesen Strahlen die darin enthaltene Röte herauszufiltern und dieses rote Licht zu unseren Augen abzustrahlen. Würden keine roten Strahlen zusammen mit den anderen Strahlen im Sonnenstrahl vorhanden sein, könnte man keine rote Rose im Sonnenlicht sehen.

Das hier zugrunde liegende Prinzip hat viele weitere Anwendungen: Eine Dame sagt oft, dass ein Kleid, das bei Tageslicht sehr gut aussieht, abends nicht mehr passt. Der Grund dafür ist, dass das Kleid dazu bestimmt ist, bestimmte Farben zur Geltung zu bringen, die im Sonnenlicht vorhanden sind; doch diese Farben sind im Gaslicht nicht in demselben Maße enthalten, weshalb das Kleid einen anderen Farbton hat. Der Fehler liegt nicht im Kleid, sondern im Gas; wenn stattdessen elektrisches Licht verwendet wird, sendet es Strahlen aus, die denen der Sonne eher ähneln, und die Farben des Kleides erscheinen in ihrer vollen Schönheit.

Die prächtigste natürliche Darstellung der Eigenschaften des Sonnenlichts findet sich im Regenbogen. Hier werden die Sonnenstrahlen von winzigen Wassertropfen in den Wolken gebrochen und reflektiert; diese übertragen uns das Sonnenlicht und zerlegen dabei die weißen Strahlen in die sieben Grundfarben – Rot, Orange, Gelb, Grün, Blau, Indigo und Violett.

PLATTE A.
DER SONNE.
Königliches Observatorium, Greenwich, 8. Juli 1892.

Der Bogen in den Wolken ist typisch für jenen wichtigen Bereich der modernen Wissenschaft, deren Prinzipien wir nun darlegen werden. Die Wasserkugeln zerlegen die Sonnenstrahlen; wir folgen dem von dem Regenbogen angezeigten Weg und analysieren das Sonnenlicht in seine Bestandteile. Dies können wir mit wissenschaftlicher Genauigkeit tun, wenn wir dieses bemerkenswerte Werkzeug zur Entschlüsselung der Geheimnisse der Natur verwenden – das Spektroskop. Die Strahlen des weißen Sonnenlichts

Es besteht aus unzähligen Lichtstrahlen in allen möglichen Farbtönen, die eng miteinander verbunden sind. Jeder Farbton von Rot, Gelb, Blau und Grün kann in einem Sonnenstrahl gefunden werden. Der Zauberstab des Magiers, mit dem man den Sonnenstrahl berührt und das verworrene Bündel in perfekter Ordnung anordnet, ist das einfache Instrument, das als Glasprisma bekannt ist. Dieses Instrument haben wir in seiner einfachsten Form in der nebenstehenden Abbildung (Abb. 17) dargestellt. Es handelt sich dabei um ein Stück reines, homogenen Glases in Keilform. Wenn ein Lichtstrahl vom Sonnenlicht oder von einer anderen Quelle auf das Prisma fällt, durchdringt er das durchsichtige Glas und tritt auf der anderen Seite wieder hervor; durch den Einfluss des Glases unterliegt der Lichtstrahl jedoch einer bemerkenswerten Veränderung. Er wird durch Brechung von seinem ursprünglichen Weg abgelenkt und muss einen anderen Weg nehmen. Würde das Prisma jedoch alle Lichtstrahlen gleich stark ablenken, wäre es für die Analyse des Lichts nutzlos; glücklicherweise wirkt das Prisma jedoch mit unterschiedlicher Effizienz auf Lichtstrahlen verschiedener Farbtöne. Ein roter Lichtstrahl wird nicht so stark gebrochen wie ein gelber; ein gelber Lichtstrahl wiederum nicht so stark wie ein blauer. Dadurch kommt es dazu, dass, wenn der zusammengesetzte Sonnenstrahl, in dem alle verschiedenen Lichtstrahlen miteinander vermischt sind, durch das Prisma geht, diese Strahlen auf die in der beigefügten Abbildung (Abb. 18) dargestellte Weise wieder hervorkommen. Hier liegt also die Ursache für die analytische Wirkung des Prismas: Es biegt die verschiedenen Farbtöne ungleich stark ab, wodurch der zusammengesetzte Sonnenstrahl nach dem Durchgang durch das Prisma nicht mehr nur weißes Licht zeigt, sondern sich in einen farbigen Lichtstreifen verwandelt – mit Farbtönen ähnlich denen eines Regenbogens, die vom tiefen Rot am einen Ende über alle Zwischentöne bis zum Violett reichen.

Abb. 18 – Streuung des Lichts durch den Prisma.
Im Prisma haben wir die Möglichkeit, das Licht der Sonne oder von jeder anderen Quelle in seine Bestandteile zu zerlegen. Die Untersuchung der Qualität des analysierten Lichts ermöglicht es uns, etwas über die Zusammensetzung des Körpers zu erfahren, aus dem dieses Licht stammt. Tatsächlich reicht in einigen einfachen Fällen bereits die Farbe des Lichts aus, um die Quelle anzugeben. So gibt es beispielsweise ein prächtiges rotes Licht, das man manchmal bei Feuerwerksshow zu sehen bekommt – es entsteht durch das Metall Strontium. Das Auge kann das Element anhand der alleinigen Farbe der Flamme erkennen. Es gibt auch ein charakteristisches gelbes Licht, das durch die Flamme von gewöhnlichem Salz entsteht, wenn dieses mit Weinbrand verbrannt wird. Natrium ist der wichtigste Bestandteil des Salzes – hier erkennen wir also wieder eine Substanz allein anhand der Farbe, die sie beim Verbrennen abgibt. Ebenfalls erwähnenswert ist Magnesium: Es brennt mit einem leuchtend weißen Licht, das sehr typisch für dieses Metall ist.

TABELLE XIII.
Spektren der Sonne und Sterne.
I. Sonne.
II. Sirius.
III. Aldebaran.
IV. Betelgeuse.
Die drei Metalle Strontium, Natrium und Magnesium können somit anhand der Farben identifiziert werden, die sie beim Glühen erzeugen. In dieser einfachen Beobachtung liegt der Keim der modernen Forschungsmethode, die als Spektralanalyse bekannt ist. Wir können nun mit dem Prisma die Farben der Sonne sowie die Farben der Sterne untersuchen – aus diesen Untersuchungen können wir etwas über die Stoffe erfahren, aus denen sie bestehen. Wir sind nicht auf den Einsatz nur eines einzigen Prismas beschränkt; vielmehr kann das Licht, das analysiert werden soll, nacheinander durch mehrere Prismen geleitet werden, um die Dispersion, also die Ausbreitung der verschiedenen Farben, zu erhöhen. Um ins Spektroskop zu gelangen, muss das Licht zunächst durch eine enge Schlitzöffnung, anschließend durch eine Linse, wodurch die Strahlen parallelisiert werden. Diese parallelen Strahlen durchlaufen danach ein oder mehrere Prismen und werden schließlich durch ein kleines Teleskop betrachtet – oder sie können von einer fotografischen Platte aufgefangen werden, auf der anschließend ein Bild entsteht. Wenn der Lichtstrahl, der durch die Schlitzöffnung geht, von einem glühenden Festkörper ausgegangen ist…

Aus einem flüssigen Körper oder aus einem Gas unter hohem Druck weist das farbige Band bzw. Spektrum alle Farben auf, die auf Tafel XIII dargestellt sind – ohne jegliche Unterbrechung zwischen den Farben. Dies wird als kontinuierliches Spektrum bezeichnet. Wenn wir jedoch Licht von einem Gas unter niedrigem Druck untersuchen, wie es durch das Hineinbringen einer kleinen Menge des Gases in einen Glasrohr und dessen Erleuchten mit elektrischem Strom möglich ist, stellen wir fest, dass dieses Licht keine Strahlen aller Farben abgibt, sondern nur Strahlen bestimmter, unterschiedlicher Farben, die je nach Gas variieren. Das Spektrum eines Gases besteht daher aus einer Anzahl getrennter, leuchtender Linien.

Wenn wir das Sonnenlicht durch ein Prisma betrachten, stellen wir fest, dass das Spektrum nicht ganz kontinuierlich von einem Ende zum anderen reicht, sondern von zahlreichen dunklen Linien durchzogen ist; nur wenige davon sind auf der zugehörigen Tafel dargestellt (Tafel XIII). Diese Linien sind ein ständiges Merkmal des Sonnenspektrums. Sie sind genauso charakteristisch für das Sonnenlicht wie die prismatischen Farben selbst und liefern wertvolle Informationen über die Sonne. In diesen Linien ist die Geschichte und Natur der Sonne „geschrieben“. Bei Betrachtung durch ein geeignetes Instrument lassen sich Hunderte, ja Tausende von dunklen Linien im Sonnenspektrum erkennen. Sie weisen jede mögliche Stärke und Schwäche auf; ihre Verteilung scheint keiner einfachen Regel zu folgen. An manchen Stellen des Spektrums gibt es nur wenige Linien; in anderen Bereichen sind sie so dicht beieinander, dass es schwierig ist, sie voneinander zu trennen. An manchen Stellen sind sie äußerst fein und zart – und sie wecken stets die Bewunderung jedes Menschen, der dieses faszinierende Schauspiel durch ein gutes Instrument betrachtet.

Es kann kein besseres Verfahren zur Erklärung des eher schwierigen Themas der Spektralanalyse geben, als tatsächlich die Schritte der ursprünglichen Entdeckung nachzuvollziehen, die erstmals die Bedeutung der dunklen „Fraunhofer“-Linien klar aufzeigte. Konzentrieren wir unseren Blick besonders auf jene Linie des Sonnenspektrums, die mit d markiert ist. Im Spektroskop zeigt sich, dass diese Linie aus zwei Linien besteht, die durch einen winzigen Abstand sehr fein voneinander getrennt sind; eine dieser Linien ist etwas dicker als die andere. Angenommen, während unsere Aufmerksamkeit auf diesen Linien ruht, entzündet sich die Flamme eines gewöhnlichen Alkoholfeuers…

Die mit Kochsalz gefärbte Lampe wird vor das Instrument gehalten, sodass das direkte Sonnenlicht durch die Flamme strömt, bevor es in den Spektroskop eindringt. Der Beobachter sieht sofort, wie die beiden als d bekannten Linien mit erheblich erhöhter Intensität und Leuchtkraft hervortreten, während es sonst keine wahrnehmbaren Auswirkungen auf das Spektrum gibt. Einige Versuche zeigen, dass diese Verstärkung der d-Linien auf den Natriumdampf zurückzuführen ist, der beim Verbrennen des Salzes in der Lampe entsteht – durch die dieses Sonnenlicht hindurchgegangen ist.

Es ist völlig unmöglich, dass diese erstaunliche Verbindung zwischen Natrium und den d-Linien des Spektrums rein zufällig ist. Selbst wenn nur eine einzige Linie betroffen wäre, wäre es äußerst unwahrscheinlich, dass diese Zufälligkeit zustande kommt; doch da wir feststellen, dass Natrium beide der beiden eng beieinanderliegenden Linien beeinflusst, die zusammen die d-Linien bilden, steigt unser Glaube daran, dass es eine tiefgreifende Verbindung zwischen diesen Linien und Natrium geben muss, zur absoluten Gewissheit. Nehmen wir an, das Sonnenlicht wird unterbunden und alle anderen Lichtquellen ausgeschlossen – außer dem Licht, das vom leuchtenden Natriumdampf in der Flamme ausgeht. Dann werden wir beim Betrachten durch das Spektroskop feststellen, dass wir nicht mehr alle Farben des Regenbogens erhalten; das Licht vom Natrium konzentriert sich auf zwei helle gelbe Linien, die genau die Positionen einnehmen, die zuvor die dunklen d-Linien im Sonnenspektrum eingenommen hatten – deren Dunkelheit die Natriumflamme anscheinend noch verstärkte.

Wir müssen hier versuchen, das zu beseitigen, was auf den ersten Blick wie ein Paradox erscheinen mag: Wie ist es möglich, dass die Natriumflamme zwar bei Abwesenheit anderer Lichtquellen zwei helle Linien erzeugt, aber dennoch den Eindruck erweckt, die beiden dunklen Linien im Sonnenspektrum zu verstärken? Die Erklärung dafür führt uns unmittelbar zur grundlegenden Lehre der Spektralanalyse. Die sogenannten dunklen Linien im Sonnenspektrum sind nur deshalb dunkel, weil sie im Kontrast zur hellen Beleuchtung des Rests des Spektrums stehen. Ein großer Teil des Sonnenlichts befindet sich tatsächlich in diesen dunklen Linien – allerdings nicht in ausreichendem Maße, um gesehen zu werden, wenn das Auge von der Helligkeit umgebungsfarben geblendet wird. Wenn nun die mit Natrium beladene Spirituslampe eingreift, sendet sie eine bestimmte Menge an Licht aus, das sich ausschließlich in diesen beiden Linien konzentriert. Bisher scheint es, als sollte der Einfluss der Natriumflamme sich dadurch zeigen, dass die Dunkelheit dieser Linien verringert wird.

Linien werden dadurch weniger auffällig. Tatsächlich sind sie bei der Natriumflamme weitaus auffälliger als ohne sie. Dies liegt daran, dass die Natriumflamme die bemerkenswerte Eigenschaft besitzt, das Sonnenlicht abzuschneiden, das auf diese bestimmten Linien zustrebt; somit trägt zwar das Natrium etwas Licht zu den Linien bei, doch es blockiert eine weitaus größere Menge des Lichts, das sonst diese Linien erhellt hätte, weshalb sie bei der Natriumflamme dunkler erscheinen als ohne sie.

Damit gelangen wir zu einem bemerkenswerten Prinzip, das zur Interpretation der dunklen Linien im Sonnenspektrum geführt hat. Wir stellen fest, dass das erhitzte Natriumdampflicht eines sehr speziellen Typs abgibt, welches durch ein Prisma in zwei Linien konzentriert wird. Doch der Natriumdampf besitzt auch die Eigenschaft, dass Sonnenlicht ohne jede wahrnehmbare Absorption durch ihn hindurchgehen kann – mit Ausnahme jener Strahlen, die denselben Eigenschaften wie die beiden betreffenden Linien entsprechen. Mit anderen Worten: Wenn der erhitzte Dampf einer Substanz ein Spektrum aus hellen Linien abgibt, die verschiedenen Lichtarten entsprechen, dann wirkt derselbe Dampf als undurchsichtige Schutzschicht gegenüber diesen speziellen Lichtarten, während er für alle anderen Arten von Licht durchsichtig bleibt.

Dieses Prinzip ist in der Theorie der Spektralanalyse von solcher Bedeutung, dass wir ein weiteres Beispiel hinzufügen. Nehmen wir das Element Eisen, das dieses Prinzip auf sehr eindrucksvolle Weise veranschaulicht. Im Sonnenspektrum sind einige Hundert dunkle Linien bekannt, die mit dem Spektrum des Eisens übereinstimmen. Diese Übereinstimmung wird auf lebendige Weise sichtbar, wenn man mithilfe eines geeigneten Apparats das Licht eines elektrischen Funken aus Eisenpolen im Spektroskop neben dem Sonnenspektrum untersucht. Die Eisenlinien in der Sonne liegen in ihrer Position genau über den Linien im Spektrum des glühenden Eisendampfs. Doch das hier beschriebene Eisen-Spektrum besteht aus hellen Linien; während diejenigen, mit denen es im Sonnenspektrum verglichen wird, auf einem hellen Hintergrund dunkel erscheinen. Sie lassen sich vollständig verstehen, wenn man annimmt, dass der aus stark erhitztem Eisen entstehende Dampf in der Atmosphäre vorhanden ist, die die leuchtenden Schichten in der Sonne umgibt. Dieser Dampf würde genau dieselben Strahlen absorbieren oder blockieren, die er selbst ausstrahlt, wenn er glüht – und daher lernen wir…

Die wichtige Tatsache ist, dass Eisen – genauso wie Natrium – in irgendeiner Form ein Bestandteil der Sonne sein muss.

Das ist im Großen und Ganzen die berühmte Entdeckung der Neuzeit, die eine Erklärung für die dunklen Linien im Sonnenspektrum geliefert hat. Die Spektren vieler irdischer Stoffe wurden im Vergleich zum Sonnenspektrum untersucht, wodurch festgestellt werden konnte, dass viele der auf der Erde bekannten Elemente auch in der Sonne vorhanden sind. Zu nennen sind Kalzium, Eisen, Wasserstoff, Natrium, Kohlenstoff, Nickel, Magnesium, Kobalt, Aluminium, Chrom, Strontium, Mangan, Kupfer, Zink, Cadmium, Silber, Zinn, Blei, Kalium. Einige der auf der Erde von größter Bedeutung sind anscheinend in der Sonne nicht vorhanden. Zu den Elementen, die bislang keinerlei Anzeichen dafür liefern, dass sie Bestandteile der Sonne sind, gehören Schwefel, Phosphor, Quecksilber, Gold, Stickstoff.

Es ist auch möglich, dass die Linien eines Stoffes in der Sonnenatmosphäre so hell sind, dass das Licht des kontinuierlichen Spektrums, auf dem sie liegen, nicht in der Lage ist, sie in dunkle Linien umzuwandeln. Wir wissen beispielsweise, dass die hellen Linien des Natriumdampfs so intensiv sein können, dass das Spektrum eines hinter dem Natriumdampf platzierten glühenden Kalziumzylinders diese Linien nicht invertiert. Wenn wir die Natriumlinien dann schwächer machen, können sie auf genau die Intensität reduziert werden, die in jenem Teil des Kalziumlichtspektrums vorherrscht – in diesem Fall wären die Linien natürlich nicht mehr zu erkennen. Die Frage, welche Elemente tatsächlich in der Sonne fehlen, muss daher, wie viele andere Fragen bezüglich unseres großen Leuchtkörpers, derzeit als offen angesehen werden. Wir werden bald sehen, dass tatsächlich ein zuvor unbekanntes Element durch eine darstellende Linie im Sonnenspektrum entdeckt wurde.

Kehren wir nun zu den Sonnenflecken zurück und schauen wir uns an, was das Spektroskop über ihre Natur verraten kann. Wir montieren ein leistungsstarkes Spektroskop am Okularende eines Teleskops, um so viel Licht wie möglich auf die Spalte zu konzentrieren; diese muss daher genau im Fokus des Objekts liegen.

Glas. Das Instrument wird anschließend auf einen bestimmten Punkt gerichtet, sodass sein Bild auf der Schlitzöffnung erscheint. Die Anwesenheit des dunklen zentralen Bereichs, der als Umbra bezeichnet wird, zeigt sich durch einen dunklen Streifen, der das normale Sonnenspektrum von einem Ende zum anderen durchzieht. Dieser Streifen ist an beiden Seiten von dem Spektrum der Penumbra umgeben – dieses ist viel heller als das der Umbra, aber schwächer als das der angrenzenden Bereiche der Sonne.

Daraus, dass das Spektrum dunkler wird, können wir schließen, dass es in der Umbra eine erhebliche allgemeine Lichtabsorption gibt. Diese Absorption entsteht jedoch nicht durch das Vorhandensein von Mengen winziger fester oder flüssiger Partikel wie jenen, aus denen Rauch oder Wolken bestehen. Dies geht aus der Tatsache hervor, die erstmals 1883 von Young entdeckt wurde: Das Spektrum wird nicht gleichmäßig dunkler, wie es der Fall wäre, wenn die Absorption durch schwebende Partikel verursacht würde. Bei der Untersuchung vieler großer und ruhiger Flecken stellte er fest, dass der mittlere grüne Teil des Spektrums von unzähligen feinen, dunklen Linien durchzogen war – diese berührten sich in der Regel, waren aber hier und da durch helle Intervalle getrennt. Jede Linie ist in der Mitte (entsprechend dem Zentrum des Flecks) dicker und verjüngt sich zu einem feinen Faden an den Enden; tatsächlich können die meisten dieser Linien über das Spektrum der Penumbra bis hin zur Sonnenoberfläche verfolgt werden. Die Absorption scheint daher durch Gase bei einer weitaus niedrigeren Temperatur als die der Gase außerhalb des Flecks verursacht zu werden.

In den roten und gelben Teilen des Fleckspektrums, die seit vielen Jahren von Sir Norman Lockyer am South Kensington Observatory besonders untersucht wurden, finden sich interessante Details, die diese Schlussfolgerung bestätigen. Viele der dunklen Linien sind im Fleckspektrum nicht dicker und dunkler als im normalen Sonnenspektrum, während andere im Fleckspektrum stark verdickt sind – beispielsweise die Linien von Eisen, Kalzium und Natrium. Die Natriumlinien sind manchmal sowohl verbreitert als auch doppelt umgekehrt – das heißt, auf der dicken dunklen Linie liegt eine helle Linie. Dasselbe Phänomen tritt häufig bei den bemerkenswerten Kalziumlinien h und k am violetten Ende des Spektrums auf. Diese Fakten deuten auf das Vorhandensein großer Mengen an Natrium- und Kalziumdämpfen über dem Kern des Flecks hin. Die Beobachtungen bei

South Kensington hat außerdem eine weitere interessante Besonderheit der Fleckspektren aufgedeckt. Bei der minimalen Frequenz der Flecken sind die Linien von Eisen sowie anderen irdischen Elementen unter den am stärksten erweiterten Linien hervorzuheben; bei den Maxima verschwinden diese fast vollständig, und die Erweiterung findet nur bei Linien unbekannten Ursprungs statt.

Das Spektroskop hat uns die Möglichkeit gegeben, andere interessante Eigenschaften der Sonne zu untersuchen – Eigenschaften, die so schwach sind, dass sie im vollen Licht der Sonne nicht mit einem einfachen Teleskop leicht beobachtet werden können. Wir können sie jedoch recht leicht sehen, wenn der leuchtende Körper der Sonne während eines seltenen Totalausfalls verdeckt wird. Die für einen Ausfall notwendigen Bedingungen werden im nächsten Kapitel ausführlicher behandelt. Für den Moment genügt es zu wissen, dass durch die Bewegung des Mondes es vorkommen kann, dass der Mond die Sonne vollständig verdeckt und somit in bestimmten Teilen der Erde das sogenannte Totale Sonnenfinsternis hervorruft. Die wenigen Minuten, in denen ein Totales Sonnenfinsternis andauert, sind für Astronomen von großem Interesse. Dunkelheit herrscht über die Landschaft – und in dieser Dunkelheit werden seltene und wunderschöne Erscheinungen beobachtet.

In Abbildung 19 sehen wir ein Diagramm einer vollen Sonnenfinsternis, das einige der bemerkenswerten Objekte zeigt, die als Prominenzien bezeichnet werden (a, b, c, d, e) und sich hinter dem dunklen Körper des Mondes erstrecken. Dass sie nicht zum Mond gehören, sondern irgendwelche Sonnenauswüchse sind, lässt sich leicht nachweisen. Sie erscheinen zunächst am östlichen Rand des Mondes – zu Beginn der vollen Finsternis. Die ersten sichtbaren Prominenzien werden allmählich mehr oder weniger vom vorrückenden Mond verdeckt, während andere hinter dem westlichen Rand des Mondes hervorschauen. Erst wenn die volle Finsternis vorbei ist und das Sonnenlicht wieder durchbricht, verschwinden sie alle sofort.

Die erste vollständige Sonnenfinsternis, die nachdem das Spektroskop in die Hände der Astronomen gelangt war, stattfand im Jahr 1868. Am 18. August jenes Jahres war eine totale Sonnenfinsternis in Indien sichtbar. Mehrere Beobachter, ausgestattet mit Spektroskopen, suchten nach diesen Prominenzien und konnten feststellen, dass ihr Spektrum aus getrennten, hellen Linien bestand – womit bewiesen wurde, dass es sich um Massen aus leuchtendem Gas handelte. Am folgenden Tag gelang es dem berühmten Astronomen Janssen, einem der Beobachter der Finsternis, diese Linien auch im vollen Sonnenlicht zu erkennen, da er nun genau wusste, wo er suchen musste. Viele Monate vor der Finsternis hatte Sir Norman Lockyer damit begonnen, nach den Prominenzien zu suchen, da er erwartete, dass sie ein Spektrum liefern würden, das leicht sichtbar sein würde.

Nur das gewöhnliche Licht der Sonne konnte ausreichend entfernt werden. Er schlug vor, dies mit einem Spektroskop hoher Dispersion zu erreichen – ein solches Spektroskop würde das kontinuierliche Spektrum erheblich auseinanderziehen und dadurch schwächer machen. Die Wirkung der hohen Dispersion auf die isolierten hellen Linien, die er sehen wollte, sollte lediglich darin bestehen, die Abstände zwischen ihnen zu vergrößern, ohne ihre Helligkeit zu beeinträchtigen. Das neue Spektroskop, dessen Herstellung er zu diesem Zweck in Auftrag gab, wurde erst einige Wochen nach dem Ende der Sonnenfinsternis fertiggestellt – allerdings noch bevor die Nachricht von Janssens Leistung aus Indien nach Europa gelangte. Als diese Nachricht schließlich eintraf, hatte Sir N. Lockyer bereits das Spektrum unsichtbarer Protuberanzen am Rand der Sonne entdeckt. Die Ehre für die praktische Anwendung einer Methode zur Beobachtung solarker Protuberanzen ohne Hilfe einer Sonnenfinsternis muss daher zwischen den beiden Astronomen geteilt werden.

Wenn ein Spektroskop auf den Rand der Sonne gerichtet wird, sodass die Schlitzrichtung radial ist, werden bestimmte kurze, helle Linien sichtbar, die genau in der Verlängerung der entsprechenden dunklen Linien im Sonnenspektrum liegen. Durch sorgfältige Betrachtung der Umstände lässt sich zeigen, dass die Gase, aus denen die Protuberanzen bestehen, auch als relativ dünne Atmosphärenschicht um das große Leuchttier der Sonne vorhanden sind. Diese Schicht ist etwa fünf- bis sechstausend Meilen tief und befindet sich unmittelbar über der dichten Schicht aus leuchtenden Wolken, die die sichtbare Oberfläche der Sonne bildet und die wir Photosphäre nennen. Die gasförmige Hülle, aus der die Protuberanzen hervorkommen, wurde aufgrund der farbigen Linien in ihrem Spektrum Chromosphäre genannt. Solche Linien sind sehr zahlreich, doch diejenigen, die auf das Element Wasserstoff zurückzuführen sind, dominieren so stark, dass man sagen kann, die Chromosphäre besteht hauptsächlich aus diesem Element. Es sei jedoch darauf hingewiesen, dass Kalzium sowie ein weiteres Element stets vorhanden sind, während Eisen, Mangan und Magnesium oft sichtbar sind. Das bemerkenswerte Element, dessen Name wir bisher noch nicht erwähnt haben, hat eine erstaunliche Geschichte.

Während der Sonnenfinsternis von 1868 wurde unter den Linien des Protuberanzspektrums eine feine gelbe Linie festgestellt – und es war keineswegs ungewöhnlich, dass…

Es wurde angenommen, dass es sich um die gelbe Natriumlinie handeln müsse. Doch als später sorgfältige Beobachtungen in völliger Sonneneinstrahlung und ohne Eile durchgeführt wurden sowie genaue Messungen erzielt werden konnten, stellte sich sofort heraus, dass diese Linie weder mit einem der Bestandteile der doppelten Natriumlinie übereinstimmte. Die neue Linie lag zweifellos ganz in der Nähe der Natriumlinien, doch etwas weiter im grünen Bereich des Spektrums. Zudem wurde festgestellt, dass im allgemeinen keine entsprechende Linie unter den dunklen Linien im gewöhnlichen Sonnenspektrum zu sehen war – obwohl gelegentlich eine feine dunkle Linie entdeckt werden konnte, insbesondere in der Nähe von Sonnenflecken. Sir Norman Lockyer und Sir Edward Frankland zeigten, dass dieses Phänomen nicht durch irgendein bekanntes irdisches Element verursacht wurde. Daher ging man davon aus, dass es durch ein bisher unbekanntes Element entstand, dem der Name Helium oder „Sonnenelement“ gegeben wurde. Im Laufe der Zeit wurden etwa ein Dutzend weniger auffälliger Linien im Spektrum der Protuberanzen und der Chromosphäre identifiziert, die ebenfalls durch dieses rätselhafte Helium verursacht zu sein schienen. Diese bemerkenswerten Linien wurden in jüngerer Zeit auch im Spektrum verschiedener Sterne nachgewiesen.

Dieses seit langem im Himmel bekannte Gas wurde schließlich auch auf der Erde entdeckt. Im April 1895 entdeckte Professor Ramsay, der zusammen mit Lord Rayleigh das neue Element Argon entdeckt hatte, die berühmte Heliumlinie im Spektrum des Gases, das durch Erhitzen des seltenen Minerals Cleveit – das in Norwegen vorkommt – freigesetzt wurde. Damit wurde nachgewiesen, dass dieses Element, dessen Existenz ursprünglich in der 93 Millionen Meilen entfernten Sonne festgestellt worden war, tatsächlich auch ein irdisches Element ist.

Als Runge bekanntgab, dass die Hauptlinie im Spektrum des irdischen Heliums auf der roten Seite eine schwache und sehr nahe liegende Begleitlinie aufwies, schien zunächst Zweifel an der Identität des von Ramsay entdeckten neuen irdischen Gases mit dem Helium der Chromosphäre aufzukommen. Die Heliumlinie der Chromosphäre war bisher nie als doppelt beobachtet worden. Später stellten jedoch mehrere Beobachter mit sehr leistungsstarken Instrumenten fest, dass die berühmte Linie in der Chromosphäre tatsächlich eine sehr schwache Begleitlinie hatte. Damit wurde die Identität zwischen dem himmlischen Helium und dem auf unserer Erde gefundenen Gas endgültig bestätigt.

Auf bemerkenswerte Weise deuten bestimmte Umstände darauf hin, dass das neue Gas möglicherweise eine Mischung aus zwei Gasen mit unterschiedlichen Dichten sein könnte – doch bis heute wurde dies nicht nachgewiesen.

Nachdem es möglich geworden war, die Spektren von Sonnenausbrüchen ohne Wartezeit auf einen Sonnenfinsternis zu beobachten, wandte Sir W. Huggins bei einer Beobachtung am 13. Februar 1869 erfolgreich eine Methode an, um die Sonnenausbrüche selbst – und nicht nur ihre Spektren – bei voller Sonneneinstrahlung zu betrachten. Es genügt, das Spektroskop so einzustellen, dass eine der hellsten Linien – beispielsweise die rote Wasserstofflinie – sich in der Mitte des Sichtfelds des Teleskops befindet, und anschließend die Schlitzweite des Spektroskops weit zu öffnen. Dann wird anstelle der einfachen Linie ein rotes Bild des Sonnenausbruchs angezeigt. Tatsächlich erzeugen die Prismen, wenn die Schlitzweite weit geöffnet ist, eine Reihe von getrennten Bildern des beobachteten Sonnenausbruchs – eines für jedes Lichtspektrum, das das Objekt aussendet.

Wir haben bereits erwähnt, dass das Spektroskop von der Wirkung von Glasprismen abhängt. Es sei noch hinzugefügt, dass in der höchsten Klasse von Spektroskopen die Prismen durch gerillte Gitter ersetzt werden, von denen aus das Licht reflektiert wird. Die Wirkung dieser Gerillungen besteht darin, durch das sogenannte Diffraktionsphänomen den Lichtstrahl in seine Bestandteile aufzuteilen.

TABELLE IV.

SOLARE PROMINENZEN.
(Gemalt von Trouvelot am Harvard College, Cambridge, USA, im Jahr 1872.)

Tatsächlich sind die Proportionen einiger dieser mächtigen Prominenzchen, die von der leuchtenden Oberfläche hervorbrechen, wirklich beeindruckend. Doch sie flackern – genauso wie unsere irdischen Flammen –, wenn man ihnen Zeit gewährt, die mit ihren gigantischen Abmessungen vergleichbar ist. Zeichnungen derselben Prominenz, angefertigt in Abständen von einigen Stunden oder sogar kürzer, zeigen oft große Veränderungen. Die Größe der Verschiebungen, die beobachtet wurden, erreicht manchmal Tausende von Meilen; die tatsächliche Geschwindigkeit, mit der solche Massen sich bewegen, übersteigt häufig 100 Meilen pro Sekunde. Noch heftiger sind die Konvulsionen, wenn aus der Oberfläche der Chromosphäre – wie aus einem mächtigen Ofen – riesige, glühende Gasmassen nach oben geschleudert werden. Tafel IV zeigt eine Anzahl von Prominenzchen, wie sie von Trouvelot am Harvard College Observatory in Cambridge, USA, beobachtet wurden. Trouvelot ist es gelungen, in den verschiedenen Bildern die erstaunliche Vielfalt der Erscheinungsformen dieser Objekte darzustellen. Die Abmessungen der Prominenzchen lassen sich anhand der Skala ablesen, die der Tafel beigefügt ist. Die größte der hier dargestellten Prominenzchen ist ganze 80.000 Meilen hoch; zuverlässige Beobachter haben sogar Prominenzchen mit noch größerer Höhe verzeichnet. Die schnellen Veränderungen, denen diese Objekte manchmal unterliegen, werden gut in den beiden Skizzen links von der untersten Linie dargestellt; sie wurden am 27. April 1872 angefertigt. Es handelt sich dabei um Zeichnungen derselben Prominenz, aufgenommen in einem Zeitabstand von nicht mehr als zwanzig Minuten. Diese mächtige „Flamme“ ist so riesig, dass ihre Länge zehnmal so groß ist wie der Durchmesser der Erde – doch bereits in dieser kurzen Zeit hat sie ihr Aussehen völlig verändert; der obere Teil der „Flamme“ hat sich tatsächlich gelöst und ist nun in dem Teil der Zeichnung zwischen den beiden Figuren oberhalb der Linie zu sehen. Derselbe Abdruck zeigt außerdem verschiedene Beispiele für diese bemerkenswerten, spitz zulaufenden Objekte – allerdings aufgenommen zu unterschiedlichen Zeiten und an verschiedenen Stellen der Sonne. Diese Spitzobjekte erreichen in der Regel keine Höhe von mehr als 20.000 Meilen, obwohl sie manchmal bis in unglaubliche Entfernungen aufsteigen.

Wir können auf ein besonders interessantes Objekt dieser Art verweisen, dessen bemerkenswerte Geschichte vom Professor Young aufgezeichnet wurde. Am 7. Oktober 1880…

Gegen 10.30 Uhr morgens wurde eine Protuberanz am südöstlichen Rand der Sonne beobachtet. Zu diesem Zeitpunkt befand sie sich in einer Höhe von etwa 40.000 Meilen und erregte keine besondere Aufmerksamkeit. Eine halbe Stunde später fand eine wunderbare Veränderung statt: In diesem kurzen Zeitraum wurde die Protuberanz sehr hell und ihre Länge verdoppelte sich. Noch eine Stunde lang stieg die mächtige Flamme weiter nach oben, bis sie eine beispiellose Höhe von 350.000 Meilen erreichte – das ist mehr als ein Drittel des Durchmessers der Sonne selbst. An diesem Höhepunkt scheint die Energie dieses gewaltigen Ausbruchs schließlich erschöpft zu sein: Die Flamme zerfiel in Fragmente, und bereits um 12.30 Uhr – also nach nur zwei Stunden seit ihrer ersten Beobachtung – war das Phänomen vollständig verschwunden.

Ohne Zweifel war dieser spezielle Ausbruch in seiner Heftigkeit sowie in der Größe der damit verbundenen Veränderungen außergewöhnlich. Die Geschwindigkeit des Aufstiegs muss mindestens 200.000 Meilen pro Stunde betragen haben – mit anderen Worten: mehr als 50 Meilen pro Sekunde. Diese mächtige Flamme sprang aus der Sonne hervor mit einer Geschwindigkeit, die mehr als 100 Mal größer war als die der schnellsten Kugeln, die je aus einem Gewehr abgefeuert wurden.

Protuberanzen lassen sich im Allgemeinen in zwei Klassen einteilen. Erstens gibt es jene, die relativ ruhig sind und in ihrer Form den Wolken ähneln, die in unserer Erdatmosphäre schweben. Die zweite Klasse der Protuberanzen lässt sich am besten als eruptiv beschreiben – sie werden tatsächlich wie gigantische Strahlen aus glühendem Material aus der Chromosphäre hinausgeschleudert. Diese beiden Klassen unterscheiden sich nicht nur in ihrem Aussehen, sondern auch in den Gasen, aus denen sie bestehen. Die wolkenartigen Protuberanzen bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff, ergänzt durch Helium und Kalzium, während in den eruptiven Emissionen viele Metalle vorhanden sind. Letztere kommen niemals in der Nähe der Sonnenpole vor, sondern tauchen in der Regel in der Nähe von Sonnenflecken auf – was die Annahme bestätigt, dass diese Flecken mit heftigen Störungen auf der Sonnenoberfläche zusammenhängen. Wenn ein Sonnenfleck den Rand der Sonne erreicht hat, findet man ihn oft von Protuberanzen umgeben. In einigen Fällen war es sogar möglich, starke gasförmige Eruptionen in der Nähe eines Sonnenflecks nachzuweisen; das Spektroskop machte sie sichtbar.

Der Hintergrund der Sonnenoberfläche – genauso wie die Protuberanzen – wird am Rand der Sonne gegen den Himmelshintergrund beobachtet.

Um eine Protuberanz zu fotografieren, müssen wir natürlich das Auge des Beobachters durch eine Fotoplatte ersetzen. Aufgrund der Schwierigkeit, zu verhindern, dass das schwache Licht der Protuberanz von störendem Licht überlagert wird, war die Fotografie dieser Strukturen bis zu dem Zeitpunkt, an dem Professor Hale aus Chicago seinen Spektroheliotographen entwickelte, nicht sehr erfolgreich. In diesem Instrument gibt es (neben der üblichen Schlitzöffnung, durch die das Licht auf die Prismen oder Gitter fällt) einen zweiten Schlitz direkt vor der Fotoplatte, durch den Licht einer bestimmten Wellenlänge hindurchgelassen werden kann – während alle anderen Lichtarten ausgeschlossen werden. Das für die Erstellung eines Bildes der Protuberanzen gewählte Licht ist das im bemerkenswerten „K-Linien“-Spektralbereich liegende Licht, das vom Kalzium ausgeht. Dieser Bereich liegt am äußersten Ende des Violettlichts. Das Licht aus diesem Teil des Spektrums ist zwar für das Auge unsichtbar, doch es ist fotografisch gesehen viel aktiver als das Licht aus den roten, gelben oder grünen Bereichen des Spektrums. Der vordere Schlitz wird so eingestellt, dass die K-Linie auf den zweiten Schlitz fällt; während der vordere Schlitz langsam über die gesamte Protuberanz bewegt wird, passt sich der zweite Schlitz durch ein mechanisches Prinzip diesem Vorgang an.

Wenn das Bild der Sonnenscheibe durch einen Schirm genau der richtigen Größe verdeckt wird, können die Schlitzöffnungen so angepasst werden, dass sie über die gesamte Sonne gleiten – wodurch wir bei einer einzigen Belichtung ein Bild des chromosphärischen Rings um den Sonnenrand samt seinen Protuberanzen erhalten. Anschließend kann der Schirm entfernt werden, und die Schlitzöffnungen können schnell über die Scheibe selbst gleiten. Dadurch wird die Existenz leuchtender Kalziumdämpfe in vielen Bereichen der Sonnenoberfläche sichtbar. So erhalten wir ein beeindruckendes Bild der Sonne, wie es durch dieses spezielle Licht erzeugt wird. Auf diese Weise bestätigte Professor Hale die bereits lange zuvor von Professor Young gemachte Beobachtung, dass die Spektren der Protuberanzen immer die beiden charakteristischen Kalziumbänder zeigen.

Die Geschwindigkeit, mit der eine Protuberanz vom Sonnenrand nach oben schießt, kann natürlich direkt durch Beobachtungen mit herkömmlichen Instrumenten gemessen werden.

mit einem Mikrometer. Das Spektroskop ermöglicht es uns jedoch, die Geschwindigkeit zu schätzen, mit der Störungen an der Sonnenoberfläche in Richtung Erde oder von der Erde aus wandern. Wir können diese Geschwindigkeit messen, indem wir das besondere Verhalten der Spektrallinien beobachten, die die schnell bewegten Massen darstellen. Dies eröffnet eine bemerkenswerte Forschungsrichtung mit wichtigen Anwendungen in vielen Bereichen der Astronomie.

Es ist heute natürlich allgemein anerkannt, dass das Lichtempfinden durch Wellen oder Schwingungen verursacht wird, die nach ihrem Durchgang durch jenes Medium, das wir Äther nennen, auf die Netzhaut des Auges treffen. Den verschiedenen Farben entsprechen unterschiedliche Wellenlängen – das heißt, unterschiedliche Entfernungen zwischen zwei aufeinanderfolgenden Wellen. Ein Strahl weißes Licht entsteht durch die Vereinigung unzähliger verschiedener Wellen, deren Längen fast alle möglichen Werte innerhalb bestimmter Grenzen haben. Die Wellenlänge roten Lichts ist so, dass es pro Zoll 33.000 Wellen gibt, während die Wellenlänge violettlichen Lichts nur etwas mehr als die Hälfte der des roten Lichts beträgt. Die Position einer Linie im Spektrum hängt ausschließlich von der Wellenlänge des Lichts ab, dem sie zuzuordnen ist. Angenommen, die Lichtquelle nähert sich direkt dem Beobachter; offensichtlich folgen die Wellen einander enger aufeinander als dann, wenn die Quelle ruhig stünde, und die Anzahl der Schwingungen, die das Auge in einer Sekunde erhält, muss entsprechend zunehmen. Dadurch wird die Entfernung zwischen zwei aufeinanderfolgenden Ätherwellen sehr geringfügig verringert. Ein bekanntes Phänomen ähnlicher Art ist die Änderung der Tonhöhe des Pfeifens eines Lokomotivmotors, wenn diese vorbeirast. Dies ist besonders bemerkbar, wenn sich der Beobachter zufällig in einem Zug befindet, der sich in entgegengesetzter Richtung mit hoher Geschwindigkeit bewegt. Im Fall von Schall finden die Schwingungen natürlich in der Luft statt und nicht im Äther. Doch der Effekt der Bewegung auf den Beobachter ist in beiden Fällen streng analog. Da Licht jedoch mit 186.000 Meilen pro Sekunde reist, muss auch die Lichtquelle mit sehr hoher Geschwindigkeit unterwegs sein, um selbst die kleinste wahrnehmbare Veränderung in der Position einer Spektrallinie hervorzurufen.

Wir haben bereits gesehen, dass äußerst hohe Geschwindigkeiten bei einigen dieser gewaltigen Störungen auf der Sonne keineswegs ungewöhnlich sind; dementsprechend

Wenn wir das Spektrum einer Sonnenflecken betrachten, sehen wir oft, dass einige der Linien etwas in Richtung eines Endes des Spektrums verschoben sind – manchmal auch in Richtung des anderen Endes. In anderen Fällen erscheinen die Linien auf die seltsamste Weise verzerrt oder verdreht, was auf sehr heftige lokale Bewegungen hindeutet. Wenn sich der Fleck in der Nähe des Zentrums der Sonnenscheibe befindet, müssen die Gase nach oben oder unten strömen, um diese Veränderungen der Linien hervorzurufen. Die Geschwindigkeiten, die bei solchen Beobachtungen gemessen werden, können bis zu zweihundert oder sogar dreihundert Meilen pro Sekunde betragen. Es fällt uns schwer, uns die enormen inneren Drücke vorzustellen, die notwendig sind, um solche Massen an Gasen mit solch hoher Geschwindigkeit aus der Photosphäre emporzudrücken – oder die Bedingungen, die dazu führen, dass solche riesigen Mengen an Dampf von oben herabströmen. Auch in den Spektren der Protuberanzen am Rand der Sonne sehen wir oft, dass die hellen Linien gebogen oder zur Seite verschoben sind. In solchen Fällen wird das Phänomen offensichtlich durch Bewegungen entlang der Oberfläche der Chromosphäre verursacht, wodurch Materialien in unsere Richtung oder von uns weg transportiert werden.

Eine interessante Anwendung dieser hervorragenden Methode zur Messung der Geschwindigkeit bewegter Körper wurde bei verschiedenen Versuchen unternommen, den Rotationszyklus der Sonne spektroskopisch zu bestimmen. Da sich die Sonne um ihre Achse dreht, bewegt sich ein Punkt am östlichen Rand auf den Beobachter zu, während sich ein Punkt am westlichen Rand von ihm entfernt. In jedem Fall beträgt die Geschwindigkeit etwas mehr als eine Meile pro Sekunde. Am östlichen Rand sind die Linien im Sonnenspektrum sehr leicht in Richtung des violettsten Teils des Spektrums verschoben, während die Linien am westlichen Rand ebenso stark in Richtung des rotesten Teils verschoben sind. Mit einem einfallsreichen optischen Gerät ist es möglich, die Spektren der beiden Ränder nebeneinander anzordnen – dadurch verdoppelt sich die scheinbare Verschiebung und es wird somit viel einfacher, sie zu messen. Selbst mit diesem Gerät bleiben die zu messenden Werte äußerst gering. Alle Teile des Instruments müssen mit größter Präzision justiert werden, und die Beobachtungen sind entsprechend anspruchsvoll. Solche Versuche wurden von verschiedenen Astronomen unternommen. Zu den erfolgreichsten Untersuchungen dieser Art gehört jene des schwedischen Astronomen.

Dunér fand, indem er sein Instrument auf verschiedene Stellen am Ästchen richtete, Werte, die gut mit dem besonderen Rotationsgesetz übereinstimmten – einem Gesetz, das aus der Bewegung der Sonnenflecken abgeleitet wurde. Dieses Ergebnis ist besonders interessant, da es zeigt, dass die atmosphärischen Schichten, in denen die Absorption stattfindet, die zu den dunklen Linien im Spektrum führt, an der Bewegung der Photosphäre auf derselben Breite teilhaben.

Abb. 20 – Ansicht der Korona (und eines Kometen) bei einer totalen Sonnenfinsternis.

TABELLE V.
VOLLKOMMENE SONNENVERSCHLUSS, 29. JULI 1878.

Die Korona auf den Fotografien.
(HARKNESS.)

Wir müssen noch ein weiteres bemerkenswertes Phänomen erwähnen, das zu den Hauptattraktionen für Beobachter von vollen Sonnenfinsternissen gehört und das bislang nur bei völliger Helligkeit beobachtet werden konnte. Es handelt sich dabei um die Korona oder das Lichtgürtel, der plötzlich um die Sonne während einer Finsternis sichtbar wird, wenn der Mond den letzten verbleibenden Halbmond der Sonne vollständig bedeckt hat. Eine allgemeine Vorstellung von dem Aussehen der Korona ist in Abbildung 20 dargestellt; außerdem zeigen wir auf Tafel V die Zeichnung der Korona, die Professor Harkness anhand einer großen Anzahl von Fotografien erstellt hat, die an verschiedenen Orten in den Vereinigten Staaten während der vollen Sonnenfinsternis am 29. Juli 1878 aufgenommen wurden. Mit freundlicher Genehmigung von Herrn und Frau Maunder dürfen wir in Abbildung 21 das außergewöhnliche Foto der Korona wiedergeben, das sie während der Finsternis am 22. Januar 1898 in Indien aufgenommen haben.

Abbildung 21 – Ansicht der Korona während der Finsternis am 22. Januar 1898
(Wiedergegeben mit freundlicher Genehmigung von Herrn und Frau Maunder sowie der Eigentümer von „Knowledge.“)

Der Teil der Korona, der der Sonne am nächsten liegt, ist sehr hell – doch nicht so strahlend wie die Protuberanzen, die (wie Professor Young sagt) wie Karbunkel daraus hervorleuchten. Dieser innere Bereich weist in der Regel eine recht regelmäßige Form auf und bildet einen weißen Ring mit einer Breite von etwa einem Zehntel des Sonndurchmessers.

Die äußeren Bereiche der Korona sind in der Regel sehr unregelmäßig und ausgedehnt. Sie werden oft durch schmale „Risse“ oder dünne, dunkle Bänder unterbrochen, die vom Rand der Sonne durch die gesamte Korona reichen. Andererseits gibt es manchmal auch schmale, helle Streifen, die in verschiedenen Winkeln zum Rand der Sonne geneigt sind und nicht selten gekrümmt sind. Bei den Sonnenfinsternissen von 1867, 1878 und 1889 – alle zu Zeiten eines Sonnenfleckenminima – zeigte die Korona lange, schwache Streifen fast in Richtung des Äquators der Sonne sowie kurze, aber deutliche Lichtfäden in der Nähe der Pole. Bei den Sonnenfinsternissen von 1870, 1882 und 1893, nahe einem Sonnenfleckenmaximum, war die Korona regelmäßiger kreisförmig und entwickelte sich hauptsächlich über den Fleckzonen. Hier haben wir einen weiteren Beweis (falls einer notwendig wäre) für die enge Verbindung zwischen der Periodizität der Sonnenflecken und der Entstehung aller anderen sonnenbedingten Phänomene.

Im Spektrum der Korona befindet sich eine geheimnisvolle Linie im Grünbereich; über ihren Ursprung ist derzeit nichts Genaues bekannt. Sie ist am besten während Finsternisse sichtbar, die nahe einem Sonnenfleckenmaximum stattfinden. Im gewöhnlichen Sonnenspektrum erscheint sie als sehr dünne, dunkle Linie, die im Allgemeinen unverändert bleibt, selbst wenn die Linien des Wasserstoffs und anderer Stoffe durch den heftigen Strudel gestörter Elemente verzerrt werden. Die Linie ist stets unter den hellen Linien des Chromosphärenspektrums vorhanden. Neben ihr zeigt die Korona noch einige weitere helle Linien, die zweifellos demselben unbekannten Element („Coronium“) zugehören, sowie ein schwaches, kontinuierliches Spektrum, in dem manchmal sogar einige der auffälligeren dunklen Linien des Sonnenspektrums nachgewiesen werden konnten. Dies zeigt, dass neben leuchtendem Gas (dargestellt durch die hellen Linien) die Korona auch große Mengen an Stoffen wie Staub oder Nebel enthält – deren winzige Partikel in der Lage sind, das Sonnenlicht zu reflektieren und dadurch ein schwaches, kontinuierliches Spektrum zu erzeugen. Dieser Stoff scheint den Hauptbestandteil der langen koronalen Strahlen und Streifen zu bilden, da diese in den getrennten Bildern der Korona, die anstelle der hellen Linien auftreten, wenn die Korona während einer Finsternis in einem Spektroskop ohne Schlitz betrachtet oder fotografiert wird, nicht sichtbar sind. Wenn die langen Strahlen aus dem Gas oder Gase bestünden, aus denen die innere Korona besteht, dann ist offensichtlich, dass sie

sollten in diesen getrennten Bildern zu sehen sein. Was die Natur der Kräfte angeht, die ständig dazu führen, dass diese äußerst langen Fäden ausgestoßen werden, so haben wir derzeit nur wenig Informationen. Es ist jedoch sicher, dass die umfangreiche atmosphärische Hülle um die Sonne, die als innere Korona erscheint, extrem verdünnt sein muss. Es ist bereits mehrfach beobachtet worden, dass Kometen durch diese koronale Atmosphäre hindurchrasen, ohne dass ihre Geschwindigkeit aufgrund des Widerstands, dem sie ausgesetzt sind, auch nur im Geringsten abnimmt.

Durch Beobachtungen haben wir eine große Anzahl von Fakten über die Sonne gesammelt. Doch wenn wir versuchen, aus diesen Fakten Schlussfolgerungen über die physikalische Struktur dieses riesigen Körpers zu ziehen, lässt sich nicht leugnen, dass die Schwierigkeiten tatsächlich sehr groß sind. Wir stellen fest, dass sich die angesehensten Experten in ihren Ansichten über die Natur der Sonne erheblich unterscheiden. Hier werden wir die wichtigsten Schlussfolgerungen darlegen, bezüglich derer es kaum oder gar keinen Streit gibt.

In einem folgenden Kapitel werden wir sehen, dass Astronomen in der Lage waren, die relativen Dichten der Körper im Sonnensystem zu bestimmen – mit anderen Worten: Sie fanden das Verhältnis zwischen der Menge an Materie, die sich in einem gleich großen Volumen jedes Körpers befindet. So konnte festgestellt werden, dass die durchschnittliche Dichte der Sonne etwa ein Viertel der Dichte der Erde beträgt. Wenn wir das Gewicht der Sonne mit dem eines gleich großen Wasserballs vergleichen, stellen wir fest, dass die Sonne gerade einmal anderthalbmal so schwer wie dieser Wasserball wäre. Natürlich ist die tatsächliche Masse der Sonne äußerst enorm – sie ist mindestens 330.000 Mal so groß wie die der Erde. Das Sonnenmaterial selbst ist jedoch relativ leicht, sodass die Sonne viermal so groß wäre, wie sie es wäre, wenn ihr Gewicht gleich bliebe und ihre Dichte der der Erde entspräche. Angesichts dieser Leichtigkeit der Sonne sowie der dort herrschenden extrem hohen Temperaturen scheint nur eine Schlussfolgerung möglich zu sein: Der Körper der Sonne muss sich in einem gasförmigen Zustand befinden. Die Bedingungen, unter denen solche Gase in der Sonne existieren, unterscheiden sich zweifellos völlig von denen, mit denen wir auf der Erde vertraut sind. An der Oberfläche der Sonne ist die Schwerkraft mehr als zwanzig…

Siebenmal so groß wie auf der Erde. Eine Person, die auf der Erde gerade siebenundzwanzig gleich große Metallstücke heben könnte, wäre, wenn sie zum Sonnenkern gebracht würde, nur in der Lage, jeweils ein Stück zu heben. Der Druck der Gase unter der Oberfläche muss daher sehr groß sein – man könnte annehmen, dass sie infolgedessen flüssig werden würden. Andrews stellte jedoch fest, dass ein Gas solange nicht in Flüssigkeit umgewandelt wird, solange es bei einer Temperatur gehalten wird, die höher ist als ein bestimmter Wert, der als „kritische Temperatur“ bezeichnet wird (die sich je nach Gas unterscheidet); egal wie groß der darauf ausgeübte Druck auch sein mag. Die Temperatur im Sonnenkern kann nicht niedriger sein als die kritischen Temperaturen der dort vorhandenen Gase; daher scheint selbst der enorme Druck kaum in der Lage zu sein, die Gase in diesem riesigen Himmelskörper in flüssige Form zu bringen.

Vom Inneren der Sonne können wir natürlich nur wenig oder gar nichts erfahren. Was wir beobachten können, ist die Oberflächenschicht, die sogenannte Photosphäre, in der die Kälte des Weltraums dazu führt, dass sich die Gase zu jenen leuchtenden Wolken kondensieren, die wir in Zeichnungen und Fotografien als „Reiskörner“ oder „Weidenblätter“ wahrnehmen. Dr. Johnstone Stoney (und später Professor Hastings aus Baltimore) schlug vor, dass diese leuchtenden Wolken hauptsächlich aus Kohlenstoff sowie den verwandten Elementen Silizium und Bor bestehen – deren Siedepunkte viel höher sind als die anderer Elemente, die als mögliche Bestandteile der Photosphärenwolken in Betracht kommen könnten. Das geringe Atomgewicht des Kohlenstoffs bewirkt außerdem, dass die Moleküle dieses Elements eine sehr hohe Geschwindigkeit haben, wodurch sie in die oberen Schichten vordringen können, wo die Temperatur so stark gesunken ist, dass der Dampf zu Wolken gefriert. Eine notwendige Folge der schnellen Abkühlung dieser Wolken sowie der daraus resultierenden großflächigen Wärmestrahlung wäre die Entstehung dessen, was man wohl als „Rauch“ bezeichnen könnte – dieser setzt sich allmählich durch die Zwischenräume zwischen den Wolken ab (was diese Zwischenräume dunkler erscheinen lässt), bis er wieder verdampft, sobald er eine wärmeren Schicht unterhalb der Wolken erreicht. Dieser gleiche „Rauch“ ist vermutlich auch der Grund dafür, dass der Sonnenrand deutlich schwächer leuchtet als die Mitte des Diskus. Dies scheint auf

Die größere Absorption entsteht durch die längere Strecke, die ein Lichtstrahl von einem Punkt in der Nähe des Randes dieser Rauchschicht zurücklegen muss, bevor er die Erde erreicht. Es wird gezeigt, dass diese Absorption nicht auf eine gasförmige Atmosphäre zurückzuführen ist, da dies dazu führen würde, dass im Spektrum mehr dunkle Absorptionslinien entstehen. Es gäbe somit einen deutlichen Unterschied zwischen dem Sonnenspektrum aus einer Region in der Nähe der Mitte des Diskus und dem Spektrum aus einer Region in der Nähe des Randes. Dies ist jedoch nicht der Fall.

Was die Natur der Sonnenflecken angeht, so scheint die von Secchi und Lockyer erstmals vorgeschlagene Idee, dass sie auf den Abstieg kühlerer Dämpfe in die Photosphäre (oder auf ihre Oberfläche) zurückzuführen sind, insgesamt am besten mit den beobachteten Phänomenen übereinzustimmen. Wir haben bereits erwähnt, dass die Flecken in der Regel von Faculae sowie eruptiven Protuberanzen in ihrer unmittelbaren Umgebung begleitet werden. Ob diese Eruptionen jedoch durch den Abstieg der Dämpfe verursacht werden, die das Material in der Photosphäre in die Umgebung „spritzen“ lassen, oder ob erst die Eruptionen auftreten und durch den abnehmenden Druck von unten eine „Senke“ bilden, in die kühlere Dämpfe herabsteigen, sind Fragen, zu denen es noch große Meinungsverschiedenheiten gibt.

Ein bemerkenswertes Anhangstück der Sonne, das sich über eine Entfernung erstreckt, die weitaus größer ist als die der Korona, verursacht das Phänomen des Zeichenlichts. Im Frühjahr kann man manchmal ein perlenartiges Leuchten sehen, das einen Teil des Himmels in der Nähe des Punktes bedeckt, an dem die Sonne nach Sonnenuntergang verschwunden ist. Dasselbe Schauspiel kann auch vor Sonnenaufgang im Herbst beobachtet werden. Es scheint, als hätte das Material, das das Zeichenlicht erzeugt – was auch immer es sein mag – eine linsenförmige Form mit der Sonne in der Mitte. Die Natur dieses Objekts bleibt weiterhin unklar; es besteht vermutlich aus einer Art Staub, da das schwache Spektrum, das es abgibt, kontinuierlicher Art ist. Eine Darstellung des Zeichenlichts ist in Abbildung 22 zu sehen.

In alle Richtungen strahlt die Sonne mit größter Großzügigkeit ihre Licht- und Wärmeströme aus. Die Erde kann nur den geringsten Bruchteil davon erfassen – weniger als 1/2.000.000.000 des Gesamten. Unsere anderen Planeten und…

Auch der Mond fängt nur ein winziges Bisschen auf – doch wie gering ist der Anteil an der mächtigen Flut, den er nutzen kann! Der Schluck, den eine fliegende Schwalbe aus einem Fluss nimmt, erschöpft das Wasser im Fluss keineswegs – genauso wenig wie die Planeten all die Wärme nutzen können, die vom Sonnen ausstrahlt.

Die gnädigen Strahlen der Sonne liefern die magische Kraft, die es dem Getreide ermöglicht, zu wachsen und reif zu werden. Es ist die Wärme der Sonne, die das Wasser aus den Ozeanen in Form von Dampf in die Höhe hebt und diesen Dampf anschließend als Regen herabsendet, um die Erde zu befeuchten und die Flüsse zu füllen, die unsere Schiffe zum Ozean bringen. Es ist die Wärme der Sonne, die auf die großen Kontinente einwirkt und so Brisen sowie Winde hervorruft, die unsere Schiffe über die Meere tragen. Wenn wir an einem Wintertag um das Feuer sitzen und seine belebenden Strahlen spüren, genießen wir lediglich Sonnenstrahlen, die bereits vor unzähligen Zeiten auf die Erde geschienen haben. Die Wärme in diesen uralten Sonnenstrahlen förderte das üppige Pflanzenwachstum in der Kohlezeit – und in Form von Kohle hat diese Wärme Millionen von Jahren lang geruht, bis wir sie nun wieder aktivieren. Es ist die Kraft der Sonne, die in der Kohle gespeichert ist, die unsere Dampfmaschinen antreibt. Es ist das Licht der Sonne, das in der Kohle gespeichert ist, das aus jedem Gaslicht in unseren Städten strahlt.

Für die Kraft zum Leben und Bewegen, für die Fülle, die uns umgibt, für die Schönheit, mit der die Natur geschmückt ist, sind wir unmittelbar einem Körper unter den unzähligen Körpern im Weltraum verpflichtet – und dieser Körper ist die Sonne.

Abb. 22.—Das Zodiakallicht im Jahr 1874.

KAPITEL III.
DER MOND.
Der Mond und die Gezeiten – Die Verwendung des Mondes bei der Navigation – Die Veränderungen des Mondes
– Der Mond und die Dichter – Woher kommt das Licht des Mondes? – Größe von Erde und Mond – Gewicht des Mondes – Veränderungen der scheinbaren Größe – Schwankungen in seiner Entfernung – Einfluss der Erde auf den Mond – Der Weg des Mondes – Erklärung der Mondphasen – Mondfinsternisse – Sonnenfinsternisse, wie sie entstehen – Sichtbarkeit des Mondes bei einer totalen Sonnenfinsternis – Wie Finsternisse vorausgesagt werden – Verwendung des Mondes zur Bestimmung der Länge – Der Mond hat keinen Einfluss auf das Wetter – Topografie des Mondes – Nasmyths Zeichnung von Triesnecker – Vulkane auf dem Mond – Normale Mondkrater – Platon – Schatten der Mondberge – Der Mikrometer – Höhen auf dem Mond – Frühere Aktivitäten auf dem Mond – Nasmyths Ansicht zur Entstehung von Kratern – Schwerkraft auf dem Mond – Verschiedene Größen der Mondkrater – Andere Merkmale des Mondes – Gibt es Leben auf dem Mond? – Fehlen von Wasser und Luft – Dr. Stonys Theorie – Erklärung für das raue Erscheinungsbild der Mondlandschaft – Möglichkeit von Leben auf fernen Himmelskörpern.

Wenn der Mond plötzlich ausgelöscht würde, würden wir sofort davon durch ein Wehklagen aus jedem Hafen im Königreich erfahren. Aus London und Liverpool würden wir dieselbe Nachricht hören – das Auf- und Abtreten der Gezeiten wäre fast zum Stillstand gekommen. Die Schiffe im Hafen könnten nicht hinausfahren; die Schiffe draußen könnten nicht hineinfahren; und der Weltseehandel würde in große Verwirrung geraten.

Der Mond ist der Hauptfaktor, der das tägliche Auf- und Abtreten der Gezeiten verursacht – und das ist die wichtigste Aufgabe, die unser Satellit zu erfüllen hat. Die Fischereiflotte entlang der Küsten richtet ihre täglichen Bewegungen nach den Gezeiten aus und verdankt dem Mond in hohem Maße die Möglichkeit, in die Häfen einzulaufen und wieder herauszukommen. Erfahrene Seeleute versichern uns, dass die Gezeiten für die Navigation von größtem Nutzen sind. Die Frage, wie der Mond die Gezeiten verursacht, wird auf ein späteres Kapitel verschoben – in dem wir auch die bemerkenswerte Rolle skizzieren werden, die die Gezeiten offenbar in der frühen Geschichte unserer Erde gespielt haben.

Wer hat nicht mit Bewunderung die wunderschöne Abfolge der Veränderungen beobachtet, durch die der Mond jeden Monat geht? Zunächst sehen wir ihn als einen exquisiten Halbmond aus blasser Lichtstrahlung am westlichen Himmel nach Sonnenuntergang. Wenn die Nacht klar ist, ist der Rest des Mondes innerhalb des Halbmonds sichtbar und wird schwach von dem Licht beleuchtet, das von unserer Erde reflektiert wird. Nacht für Nacht bewegt er sich weiter nach Osten, bis er voll wird und etwa zur gleichen Zeit aufgeht wie die Sonne untergeht. Von diesem Zeitpunkt an beginnt der Lichtkreis abzunehmen, bis das letzte Viertel erreicht ist. Dann ist der Mond morgens hoch am Himmel zu sehen. Im Laufe der Tage nimmt wieder die Form eines Halbmondes ein. Der Halbmond wird immer schmaler, je näher der Mond der Sonne kommt. Schließlich verschwindet er im überwältigenden Licht der Sonne, taucht wieder als Neumond auf und durchläuft erneut denselben Zyklus der Veränderungen.

Der Glanz des Mondes entsteht ausschließlich durch das Licht der Sonne, das auf das nicht selbstleuchtende Material des Mondes fällt. Aus dem riesigen Lichtstrom, den die Sonne großzügig in den Weltraum strahlt, fängt der dunkle Körper des Mondes nur einen kleinen Teil auf – und von diesem kleinen Teil reflektiert er wiederum nur einen winzigen Anteil, um die Erde zu beleuchten. Der Mond gibt so viel Licht ab und erscheint so hell, dass es nachts oft schwierig ist, sich daran zu erinnern, dass der Mond kein eigenes Licht hat, außer dem, das von der Sonne auf ihn fällt. Dennoch ist die tatsächliche Oberfläche des hellsten Vollmonds wohl nicht viel heller als die Straßen in London an einem klaren, sonnigen Tag. Eine sehr einfache Beobachtung genügt, um zu zeigen, dass das Licht des Mondes lediglich Sonnenlicht ist: Schauen Sie eines Morgens bei Tageslicht zum Mond und vergleichen Sie ihn mit den Wolken. Der Glanz des Mondes und der Wolken ist direkt vergleichbar – dadurch wird leicht verständlich, warum die Sonne, die die Wolken erhellt, auch den Mond erhellt hat. Es wurde versucht, eine vergleichende Schätzung des Glanzes der Sonne und des Vollmonds vorzunehmen: Wenn 600.000 Vollmonde gleichzeitig leuchten würden, wäre ihr gemeinsamer Glanz dem der Sonne gleich.

Der schöne Halbmond hat vielen Dichtern zum Thema gedient. Tatsächlich scheinen einige Dichter, wenn man so sagen darf, vergessen zu haben, dass der Mond nicht jede Nacht zu sehen ist. Eine poetische Beschreibung

Der Abend ist fast immer mit dem Erscheinen des Mondes in irgendeiner Phase verbunden. Wir können ein bemerkenswertes Beispiel anführen, bei dem ein Dichter, der ein historisches Ereignis beschrieb, in prächtigen Versen eine Aussage festhielt, die nicht richtig sein kann. Jedes Kind, das unsere Sprache spricht, wurde gelehrt, dass die Beerdigung von Sir John Moore stattfand „im nebligen Licht der schwachen Mondstrahlen“. In dieser Aussage scheint es Details zu geben, die den Anschein der Wahrheit erwecken. Wir neigen nicht dazu, daran zu zweifeln, dass es in jener Nacht neblig war – oder ob die Mondstrahlen erst mühsam sichtbar werden konnten; die eigentliche Frage ist eine viel grundlegendere. Wir wissen nicht, wer als Erster die Frage aufwarf, ob überhaupt ein Mond bei diesem denkwürdigen Ereignis zu sehen war oder nicht; doch sobald diese Frage gestellt wurde, liefert das Nautische Almanach sofort eine Antwort. Darin erfahren wir in einer Sprache, deren Wahrhaftigkeit ihr einziger Anspruch auf Poesie ist, dass der Mond am Morgen um ein Uhr in der Nacht des Tages der Schlacht von Corunna (16. Januar 1809) neu war. Die Ballade deutet offensichtlich darauf hin, dass die Beerdigung in der Nacht nach der Schlacht stattfand. Wir sind daher davon überzeugt, dass der Mond kaum bereits einen Tag alt sein konnte, als der Held in sein Grab gelegt wurde. Doch in einem solchen Fall ist der Mond praktisch unsichtbar und gibt keinerlei erkennbare Mondstrahlen ab – weder neblige noch sonstige. Tatsächlich muss der Mond, wenn die Beerdigung wie vom Dichter behauptet „mitten in der Nacht“ stattfand, zu diesem Zeitpunkt weit unter dem Horizont gewesen sein.[6]

Indem er auf dieses und ähnliche Fälle verweist, gibt Herr Nasmyth Autoren oder Künstlern, die den Mond in einer Szene darstellen möchten, ohne tatsächlich zu wissen, ob unser Satellit wirklich vorhanden war, einen Rat. Er empfiehlt ihnen, dem Beispiel von Bottom in „Ein Sommernachtstraum“ zu folgen und sich „einem Kalender zuzuwenden – schauen Sie im Almanach nach; finden Sie heraus, ob der Mond scheint!“

Unter den unzähligen Himmelskörpern – Sonne, Mond, Planeten und Sterne – hat unser Satellit einen besonderen Anspruch auf unsere Aufmerksamkeit.

Achtung: Der Mond ist unser nächster, dauerhafter „Nachbar“. Es ist durchaus möglich, dass ein Komet gelegentlich der Erde näher kommt als der Mond – doch abgesehen von dieser Ausnahme sind alle anderen Himmelskörper um Hunderte, Tausende oder sogar Millionen von Malen weiter von uns entfernt als der Mond.

Es sei außerdem darauf hingewiesen, dass der Mond zu den kleinsten sichtbaren Objekten am Himmel gehört. Jeder der Tausende von Sternen, die mit bloßem Auge sichtbar sind, ist um ein Vielfaches größer als unser Satellit. Die Helligkeit sowie die scheinbaren Ausmaße des Mondes rühren daher, dass er nur 240.000 Meilen entfernt ist – eine Entfernung, die im Vergleich zu den Entfernungen zwischen Erde und Sternen nahezu unermesslich gering ist.

Abbildung 23 zeigt die relativen Größen der Erde und ihres Begleiters. Der kleinere Globus stellt den Mond dar, während der größere Globus die Erde darstellt. Wenn wir die tatsächlichen Durchmesser dieser beiden Globen messen, stellen wir fest, dass der Durchmesser der Erde 7.918 Meilen beträgt und der des Mondes 2.160 Meilen – somit ist der Durchmesser der Erde fast viermal so groß wie der des Mondes. Wenn man die Erde in fünfzig gleich große Stücke teilen würde, dann wäre eines dieser Stücke, wenn es zu einem Globus geformt würde, genauso groß wie der Mond. Die Oberfläche des Mondes entspricht etwa einem Drittelteil der Erdoberfläche.

Der uns zugewandte Teil der Erdehemisphäre weist eine Fläche auf, die etwa einem Siebenundzwanzigstel der Fläche der Erde entspricht. Das ist, grob gesagt, etwa doppelt so groß wie die tatsächliche Ausdehnung des europäischen Kontinents. Die durchschnittlichen Dichten der Materie auf der Erde sind jedoch viel höher als diejenigen des Mondes. Es würden mehr als achtzig Kugeln benötigt, jede so schwer wie der Mond, um die Erde zu beschweren.

Unter den Veränderungen, die der Mond uns zeigt, tritt ein offensichtliches Faktum besonders hervor: Egal ob unser Satellit neu oder voll ist, im ersten oder letzten Viertel steht, ob er hoch am Himmel oder tief nahe dem Horizont ist, egal ob er gerade von der Sonne verdeckt wird oder ob die Sonne selbst vom Mond verdeckt wird – seine scheinbare Größe bleibt fast konstant. Wir können dies numerisch ausdrücken: Eine Kugel mit einem Durchmesser von einem Fuß wäre bei einer Entfernung von 111 Fuß vom Beobachter unter normalen Umständen genau ausreichend, um den Mondkreis zu verdecken; gelegentlich müsste die Kugel jedoch auf eine Entfernung von nur 103 Fuß gebracht werden, oder manchmal sogar auf bis zu 118 Fuß, damit der Mond vollständig verdeckt wird. Es kommt selten vor, dass der Mond eines seiner extremen Positionslimits erreicht; daher liegt die Entfernung vom Auge, bei der die Kugel genau den Mond bedecken muss, in der Regel zwischen 105 Fuß und 117 Fuß. Diese Schwankungen in der scheinbaren Größe unseres Satelliten liegen innerhalb so enger Grenzen, dass sie auf den ersten Blick übersehen werden können. Es ist leicht einzusehen, dass die scheinbare Größe des Mondes mit seiner tatsächlichen Entfernung von der Erde zusammenhängen muss. Angenommen zum Zweck der Veranschaulichung, der Mond würde sich ins All entfernen – dann würde seine Größe schrumpfen, und lange bevor er die Entfernung zu den nächstgelegenen anderen Himmelskörpern erreicht hätte, wäre er bereits unbedeutend geworden. Andererseits, wenn der Mond der Erde näher käme, würde seine scheinbare Größe allmählich zunehmen, bis er, nahe an unserer Erde, wie ein riesiger Kontinent am Himmel erscheinen würde. Da die scheinbare Größe des Mondes fast konstant ist, schließen wir daraus, dass auch seine durchschnittliche Entfernung von der Erde fast konstant ist. Der Durchschnittswert dieser Entfernung beträgt 239.000 Meilen. In seltenen

Unter bestimmten Umständen kann sie sich auf eine Entfernung von etwas mehr als 221.000 Meilen nähern oder sich auf eine Entfernung von kaum weniger als 253.000 Meilen entfernen – doch die üblichen Schwankungen übersteigen in beiden Richtungen nicht etwa 13.000 Meilen gegenüber ihrem Durchschnittswert.

Durch die ständigen Veränderungen des Mondes erkennen wir, dass er sich in Bewegung befindet. Zudem sehen wir nun, dass unabhängig von der Art dieser Bewegungen Erde und Mond derzeit in fast derselben Entfernung voneinander liegen müssen. Wenn wir außerdem hinzufügen, dass der Weg, den der Mond am Himmel beschreibt, nahezu in einer Ebene liegt, dann sind wir gezwungen zu dem Schluss, dass unser Satellit in einer nahezu kreisförmigen Bahn um die Erde im Zentrum kreist. Tatsächlich lässt sich zeigen, dass die konstante Entfernung zwischen den beiden Körpern eine notwendige Bedingung für die Umlaufbewegung des Mondes um die Erde darstellt. Die Anziehungskraft zwischen Mond und Erde neigt dazu, die beiden Körper zusammenzubringen. Der einzige Weg, eine solche Katastrophe dauerhaft zu vermeiden, besteht darin, den Satelliten so bewegen zu lassen, wie wir es tatsächlich beobachten. Die Anziehungskraft zwischen Erde und Mond existiert weiterhin, doch ihre Wirkung zeigt sich nun nicht mehr darin, den Mond auf die Erde zuzuziehen. Stattdessen muss die Anziehungskraft ihre gesamte Kraft einsetzen, um den Mond auf seiner kreisförmigen Bahn zu halten; würde die Anziehungskraft aufhören, würde der Mond in einer geraden Linie davonfliegen und nie wieder zurückkehren.

Abbildung 24: Der Weg des Mondes um die Sonne.
Die Tatsache der Umlaufbewegung des Mondes um die Erde lässt sich leicht durch Beobachtungen der Sterne nachweisen. Das Auf- und Untergehen unseres Satelliten ist natürlich auf die Rotation der Erde zurückzuführen – diese scheinbare tägliche Bewegung teilt der Mond mit der Sonne sowie den Sternen.

Es sei jedoch darauf hingewiesen, dass der Mond ständig seine Position unter den Sternen ändert. Schon im Verlauf einer einzigen Nacht ist diese Verschiebung für einen aufmerksamen Beobachter ohne Hilfe eines Teleskops deutlich erkennbar. Der Mond vollendet eine Umrundung der Erde in einem Zeitraum von 27,3 Tagen.

Abb. 25 – Die Phasen des Mondes.

In Abb. 24 sehen wir die relativen Positionen von Erde, Sonne und Mond. Es sei jedoch beachtet, dass wir zur besseren Darstellung gezwungen waren, den Mondorbit in einem viel größeren Maßstab darzustellen, als es im Vergleich zur Entfernung zur Sonne angemessen wäre. Die Hälfte des Mondes, die der Sonne zugewandt ist, wird hell erleuchtet. Je mehr oder weniger von dieser hellen Hälfte wir sehen, desto mehr oder weniger voll ist der Mond – die verschiedenen „Phasen“ sind in der in Abb. 25 dargestellten Reihenfolge sichtbar. Ein Anfänger hat manchmal erhebliche Schwierigkeiten zu verstehen, wie das Licht am vollen Mond in der Nacht von der Sonne stammen kann. „Ist die Erde nicht im Weg?“, fragt er. „Muss sie nicht das Sonnenlicht von jedem Objekt auf der anderen Seite der Erde zur Sonne abblocken?“ Eine Betrachtung von Abb. 24 macht diese Schwierigkeit klar. Die Ebene, in der der Mond um die Erde kreist, stimmt nicht mit der Ebene überein, in der die Erde um die Sonne kreist. Die Linie, an der sich die Ebene der Erdbewegung mit der des Mondes schneidet, teilt den Mondweg in zwei Halbkreise auf. Wir müssen uns vorstellen, dass der Mondweg etwas geneigt ist – sodass der obere Halbkreis etwas über der Papierebene liegt und der andere Halbkreis darunter. Folglich befindet sich der Mond, wenn er sich in der als „voll“ markierten Position befindet, unter den in der Abbildung dargestellten Umständen genau über der Linie, die Erde und Sonne verbindet. Das Sonnenlicht kann somit über die Erde zum Mond gelangen, und der Mond wird dadurch beleuchtet.

Beim Neumond befindet sich der Mond unter der Linie, die Erde und Sonne verbindet.

Da sich die relativen Positionen von Erde und Sonne ständig ändern, tritt bei jeder Umlaufbahn zweimal der Fall auf, dass die Sonne in die Position der Schnittrichtung der beiden Ebenen gelangt. Wenn dies zum Zeitpunkt des Vollmonds geschieht, liegt die Erde direkt zwischen Mond und Sonne; der Mond wird somit in den Schatten der Erde getaucht, das Licht der Sonne wird blockiert – wir sagen dann, dass ein Mondfinsternis stattfindet. Manchmal tritt der Mond nur teilweise in den Schatten der Erde ein; in diesem Fall handelt es sich um eine partielle Finsternis. Wenn hingegen die Sonne zum Zeitpunkt des Neumonds auf der Schnittrichtung liegt, liegt der Mond wieder direkt zwischen Erde und Sonne – der dunkle Mondkörper blockiert dann das Sonnenlicht für die Erde und es entsteht eine Sonnenfinsternis. In der Regel wird dabei nur ein Teil der Sonne verdeckt, was zu der bekannten partiellen Sonnenfinsternis führt. Falls der Mond jedoch genau über der Sonne vorbeizieht, kommt es zu einer der beiden besonders bemerkenswerten Arten von Finsternissen. Manchmal verdeckt der Mond die Sonne vollständig – dadurch entsteht das beeindruckende Schauspiel einer vollen Sonnenfinsternis, die uns viel über die Natur der Sonne verrät; darauf sind wir bereits im letzten Kapitel eingegangen. Selbst wenn der Mond genau über der Sonne steht, ist manchmal ein dünner Rand aus Sonnenlicht am Rand des Mondes sichtbar – das ist dann eine sogenannte ringförmige Sonnenfinsternis.

Es ist bemerkenswert, dass der Mond manchmal in der Lage ist, die Sonne vollständig zu verdecken, während er es zu anderen Zeiten nicht schafft. Die durchschnittliche scheinbare Größe des Mondes ist fast gleich der durchschnittlichen scheinbaren Größe der Sonne – doch aufgrund von Schwankungen in ihren Entfernungen unterliegen die tatsächlichen scheinbaren Größen beider Körper gewissen Veränderungen. Manchmal ist die scheinbare Größe des Mondes größer als die der Sonne; in diesem Fall führt ein zentrales Vorbeiziehen des Mondes zu einer vollen Sonnenfinsternis. Es kann aber auch vorkommen, dass die scheinbare Größe der Sonne größer ist als die des Mondes – in diesem Fall kann ein zentrales Vorbeiziehen nur zu einer ringförmigen Sonnenfinsternis führen.

Abb. 26 – Form des Erdschattens, wobei die Penumbra, also die teilweise beschattete Region, dargestellt ist. Innerhalb der Penumbra ist der Mond sichtbar; im Schatten hingegen ist er fast unsichtbar.

Es gibt kaum interessantere Himmelsphänomene als die verschiedenen Beschreibungen von Sonnen- und Mondfinsternissen. Das Almanach gibt stets rechtzeitig Bescheid über das Eintreten solcher Phänomene, und die auffälligsten Merkmale können ohne Teleskop beobachtet werden. Bei einer Mondfinsternis (Abb. 26) ist es interessant, den Moment zu verfolgen, in dem der schwarze Schatten zum ersten Mal sichtbar wird, zu beobachten, wie er allmählich die helle Oberfläche des Mondes bedeckt, ihn im Falle einer vollen Finsternis bis zu dem Punkt zu verfolgen, an dem nur noch ein dünner Mondsichelrest übrig bleibt, sowie den endgültigen Verschwinden dieses Rests zu beobachten, wenn der ganze Mond in den Schatten gerät. Doch dann zeigt sich oft ein äußerst interessantes und schönes Schauspiel: Obwohl der Mond so hinter der Erde verborgen ist, dass kein einziger direkter Sonnenstrahl seine Oberfläche erreichen kann, bleibt er oft sichtbar – ja, er leuchtet sogar in einem kupferfarbenen Ton, der hell genug ist, um mehrere Muster auf seiner Oberfläche erkennen zu lassen.

Diese Beleuchtung des Mondes selbst inmitten einer vollen Finsternis ist auf Sonnenstrahlen zurückzuführen, die gerade die Kante der Erde gestreift haben. Dadurch wurden sie durch die Brechung in der Atmosphäre abgelenkt und somit nach innen, in den Schatten, gelenkt. Solche Strahlen haben eine enorme Dicke der Erdatmosphäre durchquert; auf dieser langen Reise durch Hunderte von Meilen Luft haben sie eine rötliche oder kupferartige Färbung angenommen. Diese Eigenschaft unserer Atmosphäre ist uns nicht unbekannt: Die Sonne leuchtet sowohl bei Sonnenaufgang als auch bei Sonnenuntergang mit einem Licht, das viel röter ist als das Licht, das sie zur Mittagszeit abgibt. Doch bei Sonnenuntergang oder Sonnenaufgang müssen die Strahlen, die unsere Augen erreichen, einen viel größeren Teil der Atmosphäre durchdringen als zur Mittagszeit – und entsprechend verleiht die Atmosphäre ihnen diese Farbe.

Diese charakteristische, oft wunderschöne rötliche Farbe. Wenn man das Spektrum der Sonne in der Nähe des Horizonts betrachtet, sieht man, dass es mit zahlreichen dunklen Linien und Bändern gefüllt ist – diese befinden sich hauptsächlich am blauen und violettlichen Ende des Spektrums. Sie entstehen durch die verstärkte Absorption des Lichts in der Atmosphäre und führen unter solchen Bedingungen zu dem überwiegenden roten Licht der Sonne. Im Fall einer Mondfinsternis müssen die Sonnenstrahlen einen mehr als doppelt so langen Weg durch die Atmosphäre zurücklegen wie bei Sonnenaufgang oder -untergang – dadurch lässt sich das rötliche Leuchten des verschatteten Mondes erklären.

Die Almanache geben alle detaillierten Angaben zu jeder im jeweiligen Jahr stattfindenden Finsternis. Diese Vorhersagen sind zuverlässig, denn Astronomen beobachten den Mond seit Jahrhunderten sorgfältig und haben aus diesen Beobachtungen nicht nur herausgefunden, wie sich der Mond derzeit bewegt, sondern auch, wie er sich in den kommenden Jahrhunderten bewegen wird. Die tatsächlichen Berechnungen sind jedoch so kompliziert, dass wir sie hier nicht erörtern können. Es gibt jedoch ein grundlegendes Prinzip bezüglich von Finsternissen, das so einfach ist, dass wir darauf verweisen müssen. Die in diesem Jahr auftretenden Finsternisse weisen keine besonders offensichtliche Verbindung zu den Finsternissen des letzten Jahres oder zu denen des nächsten Jahres auf. Doch wenn man die Abfolge dieser Phänomene aus einer weiteren Perspektive betrachtet, wird ein sehr klares Prinzip sichtbar: Wenn man alle Finsternisse innerhalb eines Zeitraums von achtzehn oder neunzehn Jahren beobachtet, kann man zumindest annähernd alle zukünftigen Finsternisse für viele Jahre vorhersagen. Es genügt dabei zu bedenken, dass nach 6.585⅓ Tagen auf eine Finsternis wieder eine fast ähnliche folgt. Zum Beispiel ereignete sich am 5. Dezember 1881 eine wunderschöne Mondfinsternis. Wenn man von diesem Datum aus 6.585 Tage zurückrechnet – also achtzehn Jahre und elf Tage – kommt man auf den 24. November 1863, an dem ebenfalls eine ähnliche Mondfinsternis stattfand. Im Jahr 1881 gab es außerdem vier Finsternisse; wenn man zu jedem Datum dieser Finsternisse 6.585⅓ Tage addiert, erhält man die Daten aller vier Finsternisse im Jahr 1899. Es war dieses Prinzip, das es den antiken Astronomen ermöglichte, die Wiederkehr von Finsternissen vorherzusagen – zu einer Zeit, als die Bewegungen des Mondes noch nicht so gut verstanden wurden wie heute.

Während einer langen Reise – und vielleicht auch in kritischen Situationen – liefert der Mond dem Seemann oft unschätzbare Informationen. Um ein Schiff zu steuern, zum Beispiel von Liverpool nach China, muss der Kapitän häufig die genaue Position bestimmen, die sein Schiff einnimmt. Könnte er das nicht, würde er niemals den Weg über den endlosen Ozean finden. Beobachtungen der Sonne geben ihm seine Breite sowie die örtliche Zeit an; doch der Kapitän benötigt außerdem die Zeit in Greenwich, bevor er einen Punkt auf der Karte anzeichnen und sagen kann: „Mein Schiff ist hier.“ Um die Zeit in Greenwich zu ermitteln, besitzt das Schiff ein Chronometer, das vor der Abreise sorgfältig kalibriert wurde. Als Vorsichtsmaßnahme werden in der Regel zwei oder drei Chronometer mitgeführt, um das Risiko von Fehlern zu vermeiden. Ein unbekannter Fehler von einer Minute im Chronometer könnte das Schiff möglicherweise fünfzehn Meilen von seinem richtigen Kurs abbringen.

TABELLE VI.
KARTE DER MONDSOBERFLÄCHE.

Abb. 27 – Schlüssel zur Mondkarte (Tafel VI).

Es ist wichtig, über Mittel zu verfügen, um die Chronometer während der Reise zu überprüfen; es wäre außerdem sehr praktisch, wenn jeder Kapitän, wann immer er es wünscht, auf einen zuverlässigen Standard für die Zeit in Greenwich zurückgreifen könnte. Tatsächlich benötigen wir eine Uhr in Greenwich, die von der ganzen Welt aus sichtbar ist. Eine solche Uhr existiert – und wie jede andere Uhr auch hat sie ein Zifferblatt mit bestimmten Markierungen sowie eine Zeiger, die über dieses Zifferblatt wandern. Die große Uhr in Westminster erscheint im Vergleich zur mächtigen Uhr, die der Kapitän zur Einstellung seines Chronometers verwendet, unbedeutend. Das Zifferblatt dieser gewaltigen Uhr stellt den Himmel dar. Die auf dem Zifferblatt einer Uhr eingravierten Zahlen werden durch die funkelnden Sterne ersetzt; der Zeiger, der über das Zifferblatt bewegt wird, ist der schöne Mond selbst. Wenn der Kapitän seinen Chronometer überprüfen möchte, misst er…

Die Entfernung des Mondes von einem benachbarten Stern. Beispielsweise kann man feststellen, dass der Mond drei Grad von dem Stern Regulus entfernt ist. Im Nautischen Almanach findet man die Zeit in Greenwich, zu der der Mond drei Grad von Regulus entfernt war. Durch Vergleich mit den Anzeigen des Chronometers erhält man die erforderliche Korrektur.

Es gibt einen weit verbreiteten Mythos über den Mond, der als grundlos angesehen werden muss. Die Vorstellung, dass unser Satellit und das Wetter eine Verbindung zueinander haben, wurde zweifellos auch von hochrangigen Autoritäten in Betracht gezogen und scheint Teil des Glaubens vieler ausgezeichneter Seefahrer zu sein. Eine sorgfältige Vergleich zwischen dem Wetterzustand und den Mondphasen hat jedoch die Annahme, dass eine solche Verbindung tatsächlich existiert, vollständig widerlegt.

Wir bemerken oft große leere Flächen auf Karten Afrikas und Australiens, die auf unser Unwissen über Teile des Binnenlands dieser großen Kontinente hindeuten. Auf der Karte des Mondes finden wir solche leeren Flächen nicht. Astronomen kennen die Oberfläche des Mondes besser, als Geografen das Binnenland Afrikas kennen. Jeder Punkt auf der Mondoberfläche, der so groß wie ein englischer Pfarrbezirk ist, wurde kartiert, und alle besonders wichtigen Objekte wurden benannt.

Eine allgemeine Karte des Mondes ist in Tafel VI dargestellt. Sie basiert auf Zeichnungen, die mit kleinen Teleskopen angefertigt wurden, und zeigt einen vollständigen Überblick über jene Seite unseres Satelliten, die uns zugewandt ist. Der Mond wird so dargestellt, wie er in einem astronomischen Teleskop erscheint – dabei wird alles invertiert, sodass Süden oben und Norden unten liegt (um die Objekte senkrecht darzustellen, benötigt ein Teleskop ein zusätzliches Linsensystem im Okular; da dies die Menge des zum Auge gelangenden Lichts verringert, wird dieses in astronomischen Teleskopen weggelassen). Auf der Karte können wir einige der charakteristischen Merkmale der Mondlandschaft erkennen. Die dunklen Bereiche, die bei einem normalen Vollmond so auffällig sind, lassen sich auf der Karte leicht erkennen. Noch vor der Erfindung des Teleskops galten sie bei Astronomen als Meere – tatsächlich bleibt der Name „Mare“ bis heute in Gebrauch, obwohl offensichtlich ist, dass sie derzeit kein Wasser enthalten.

Die Karte zeigt außerdem bestimmte Gebirgskämme oder erhöhte Bereiche. Wenn wir Messungen an diesen Objekten durchführen, stellen wir fest, dass es sich dabei um gewaltige Gebirgszüge handeln muss. Die auffälligsten Merkmale des Mondes sind jedoch jene ringförmigen Strukturen, die in großer Anzahl über die Oberfläche verstreut sind. Diese werden als Mondkrater bezeichnet.

Um das Erkennen der wichtigsten Sehenswürdigkeiten zu erleichtern, haben wir eine Indexkarte erstellt (Abb. 27), die Hinweise auf die Namen der verschiedenen auf der Karte dargestellten Objekte gibt. Die sogenannten Meere werden durch Großbuchstaben dargestellt – A steht beispielsweise für das Mare Crisium und H für den Oceanus Procellarum. Die Gebirgszüge werden durch Kleinbuchstaben angezeigt; so steht a auf der Indexkarte für den Ort der sogenannten Kaukasusgebirge, während die Apenninen mit c bezeichnet werden. Die zahlreichen Krater werden durch Zahlen unterschieden; beispielsweise ist das auf der Karte dem Zahlwert 20 entsprechende Objekt der Krater Ptolemy.

A. Mare Crisium.
B. Mare Fœcunditatis.
C. Mare Tranquillitatis.
D. Mare Serenitatis.
E. Mare Imbrium.
F. Sinus Iridum.
G. Mare Vaporum.
H. Oceanus Procellarum.
I. Mare Humorum.
J. Mare Nubium.
K. Mare Nectaris.

a. Kaukasus.
b. Alpen.
c. Apenninen.
d. Karpaten.
f. Cordilleras sowie D’Alembert-Gebirge.
g. Rook-Gebirge.

h. Dœrfel-Berge.
i. Leibnitz-Berge.

1. Posidonios.
2. Linné.
3. Aristoteles.
4. Das Große Tal der Alpen.
5. Aristillus.
6. Autolykos.
7. Archimedes.
8. Platon.
9. Eratosthenes.
10. Kopernikus.
11. Kepler.
12. Aristarchos.
13. Grimaldi.
14. Gassendi.
15. Schickard.
16. Wargentin.
17. Clavius.
18. Tycho.
19. Alphonsus.
20. Ptolemäus.
21. Katharina.
22. Cyrill.
23. Theophilus.
24. Petavius.
25. Hyginus.
26. Triesnecker.

In jedem geografischen Atlas gibt es eine Karte, die die beiden Hemisphären der Erde – das östliche und das westliche – zeigt. Im Fall des Mondes können wir nur eine Karte eines Hemisphären angeben, aus dem einfachen Grund, dass der Mond

Der Mond wendet immer dieselbe Seite uns zu, wodurch wir niemals einen Blick auf die andere Seite werfen können. Dies wird durch die interessante Tatsache verursacht, dass der Mond genau die gleiche Zeit benötigt, um sich einmal um seine eigene Achse zu drehen, wie er sie benötigt, um einmal um die Erde zu kreisen. Die Rotation erfolgt jedoch mit konstanter Geschwindigkeit, während der Mond in seiner Umlaufbahn nicht mit einer völlig konstanten Geschwindigkeit bewegt wird (siehe Kapitel IV.). Infolgedessen erhalten wir nun einen leichten Einblick über den östlichen Rand des Mondes und anschließend einen ähnlichen Einblick über den westlichen Rand – als würde der Mond sehr sanft seinen Kopf in unsere Richtung neigen. Doch es ist nur ein unbedeutender Teil der entgegengesetzten Seite des Mondes, den diese Libration es uns ermöglicht zu betrachten.

Mondobjekte eignen sich hervorragend für die Beobachtung, wenn das Sonnenlicht auf sie fällt und dadurch starke Kontraste zwischen Licht und Schatten entstehen. Es ist unmöglich, den Mond zufriedenstellend zu beobachten, wenn er voll ist, denn dann werfen keine auffälligen Schatten. Der günstigste Moment, um ein bestimmtes Mondobjekt zu sehen, ist, wenn es sich genau auf der beleuchteten Seite der Grenze zwischen Licht und Schatten befindet – dann werden die Merkmale in außergewöhnlicher Deutlichkeit sichtbar.

Tafel VII.[7] zeigt eine Darstellung eines Mondlandschaftsabschnitts; das dargestellte Objekt ist bei Astronomen unter dem Namen Triesnecker bekannt. Der abgebildete Bereich stellt nur einen sehr kleinen Teil der gesamten Mondoberfläche dar, doch die tatsächliche Fläche ist durchaus beträchtlich und umfasst viele Hundert Quadratmeilen. Wir sehen darin verschiedene Gebirgszüge auf dem Mond, wobei das zentrale Objekt in dem Bild einer jener bemerkenswerten Mondkrater ist, die wir in jeder Mondlandschaft häufig antreffen. Dieser Krater hat einen Durchmesser von etwa zwanzig Meilen und weist in seinem Zentrum einen hohen Berg auf, dessen Gipfel gerade vom aufgehenden Sonnenlicht in jener Phase unseres Satelliten beleuchtet wird, die auf dem Bild dargestellt ist.

Eine typische Ansicht eines Mondkraters ist auf Tafel VIII zu sehen. Es handelt sich dabei zweifellos um einen etwas imaginären Entwurf. Der Blickwinkel, aus dem der Künstler das Bild aufgenommen haben soll, ist für irdische Astronomen völlig unerreichbar – doch es besteht kaum Zweifel daran, dass es sich um eine angemessene Darstellung handelt.

Objekte auf dem Mond. Wir sollten jedoch daran denken, in welchem Maßstab die Darstellung erfolgt. Der riesige Krater muss viele Meilen im Durchmesser haben, und der Berg in seiner Mitte muss Tausende von Fuß hoch sein. Selbst mit dem besten Teleskop wird der Mond nur so deutlich sichtbar sein wie mit bloßem Auge – vorausgesetzt, er wäre 250 Meilen statt 240.000 Meilen entfernt. Wir dürfen daher nicht erwarten, auch mit den feinsten Teleskopen irgendwelche Details auf dem Mond erkennen zu können, es sei denn, diese wären groß genug, um bereits aus einer Entfernung von 250 Meilen sichtbar zu sein. England würde aus dieser Perspektive lediglich als farbiger Punkt sichtbar sein, im Kontrast zur übrigen Oberfläche des Landes.

Wir kehren jedoch von dieser etwas fantasievollen Skizze zu einer realistischeren Betrachtung dessen zurück, was das Teleskop tatsächlich zeigt. Tafel IX zeigt den großen Krater Plato, der allen bekannt ist, die ein Teleskop benutzen. Der Boden dieses bemerkenswerten Objekts ist nahezu flach, und der zentrale Berg, der in anderen Kratern oft zu sehen ist, fehlt hier gänzlich. Wir beschreiben ihn ausführlicher in der allgemeinen Liste der mondbasierten Objekte.

Die Gipfel der Berge auf dem Mond werfen lange, gut abgegrenzte Schatten – Schatten, deren Schärfe wir bei Schatten irdischer Objekte nicht finden. Der Unterschied ergibt sich aus dem Fehlen von Luft auf dem Mond. Unsere Atmosphäre streut einen gewissen Teil des Lichts, wodurch die Schwärze der irdischen Schatten gemildert wird und ihre Konturen weicher werden. Auf dem Mond wirken solche Einflüsse nicht, und die Schärfe der Schatten wird bei unseren Versuchen, die Höhen der mondbasierten Berge zu messen, ausgenutzt.

Oft ist es einfach, die Höhe eines Kirchturms, eines hohen Schornsteins oder eines ähnlichen Objekts anhand der Länge seines Schattens zu berechnen. Der einfachste und genaueste Weg besteht darin, zur Mittagszeit die Entfernung von der Basis des Objekts bis zum Ende des Schattens in Fuß zu messen. Die Höhe der Sonne zur Mittagszeit am jeweiligen Tag kann aus dem Kalender ermittelt werden; anschließend lässt sich die Höhe des Objekts durch eine einfache Berechnung ergeben. Tatsächlich wären Berechnungen überflüssig, wenn die Beobachtungen entweder am 6. April oder am 6. September an oder in der Nähe der Breite Londons durchgeführt werden könnten.

Die Länge des Schattens zur Mittagszeit an einem der genannten Tage entspricht der Höhe des Objekts. Im Sommer ist die Länge des Mittagsschattens geringer als die Höhe; im Winter überschreitet die Länge des Schattens die Höhe. Bei Sonnenaufgang oder -untergang sind die Schatten natürlich viel länger als zur Mittagszeit – und es sind solche Schatten, die wir auf dem Mond beobachten. Die notwendigen Messungen werden mit dem unverzichtbaren Hilfsmittel am ekliptikalen Teleskop, dem Mikrometer, vorgenommen.

Dieses Wort bezeichnet ein Instrument zur Messung kleiner Entfernungen. In gewissem Sinne ist dieser Begriff nicht ganz passend – denn die Objekte, auf die der Astronom das Mikrometer anwendet, sind in der Regel alles andere als klein. Sie haben in der Regel äußerst große Abmessungen, die weit über die des Mondes oder der Sonne – oder sogar unseres gesamten Sonnensystems – hinausgehen. Dennoch ist der Name nicht völlig unangemessen, denn so riesig diese Objekte auch sein mögen, erscheinen sie aufgrund ihrer großen Entfernung in der Regel winzig, selbst im Teleskop.

Für solche Messungen benötigen wir ein Instrument, das eine hohe Präzision bietet. Auch hier wenden wir uns wieder dem Mikrometer zu – dessen Hilfe wir bereits in einem anderen Zusammenhang erwähnt haben. Im Fadenmikrometer sind zwei parallele Linien vorhanden, die von einer dritten Linie senkrecht durchquert werden. Eine oder beide der parallelen Linien können mithilfe von Schrauben verschoben werden; die Gewinde dieser Schrauben wurden mit größter Sorgfalt gefertigt. Die Strecke, um die die Linie verschoben wurde, wird genau angegeben, indem man die Anzahl der Umdrehungen sowie Teile einer Umdrehung der Schraube notiert. Angenommen, die beiden Linien werden zunächst aufeinander abgestimmt und anschließend so weit voneinander entfernt, dass die scheinbare Länge des Schattens des Berges auf dem Mond der Entfernung zwischen den Linien entspricht – dann kennen wir die Anzahl der Umdrehungen der Mikrometerschraube, die der Länge des Schattens entspricht. Die Anzahl der Meilen auf dem Mond, die einer Umdrehung der Schraube entsprechen, wurde bereits durch andere Beobachtungen ermittelt; somit kann die Länge des Schattens bestimmt werden. Ebenso lässt sich die Höhe der Sonne ermitteln – so, wie sie einem Beobachter an diesem Punkt des Mondes zum Zeitpunkt der Messungen erschienen wäre – und damit kann die tatsächliche Höhe des Berges berechnet werden. Durch Messungen…

Auf diese Weise können die Höhen anderer Mondobjekte bestimmt werden – beispielsweise die Höhe der Mauern, die eine ebene Fläche mit kreisförmigen Wänden umgeben.

Die Schönheit und das Interesse des Mondes als Objekt für Teleskope veranlassen uns dazu, dem Studenten eine etwas detailliertere Beschreibung der bemerkenswertesten Merkmale zu geben, die der Mond aufweist. Die meisten der zu beschreibenden Objekte können mit einer durchaus moderaten Teleskopleistung sichtbar gemacht werden. Es sollte jedoch bedacht werden, dass nicht alle von ihnen gleichzeitig gut gesehen werden können. Am deutlichsten ist die Grenze zwischen Licht und Dunkelheit zu erkennen. Der Student wird daher solche Objekte zur Beobachtung auswählen, die zum Zeitpunkt der Beobachtung zufällig in der Nähe dieser Grenze liegen.

1. Posidonius – Der Durchmesser dieses großen Kraters beträgt fast 60 Meilen. Obwohl seine Umwallung relativ schmal ist, ist sie so deutlich erkennbar, dass das Objekt sehr auffällig ist. Wie es bei Mondvulkanen oft der Fall ist, liegt der Boden des Kraters unterhalb des Niveaus der umliegenden Ebene – in diesem Fall um fast 2.500 Fuß.

2. Linné – Dieser kleine Krater befindet sich im Mare Serenitatis. Vor etwa sechzig Jahren wurde er mit einem Durchmesser von etwa 6½ Meilen beschrieben und schien recht auffällig zu sein. Im Jahr 1866 gab Schmidt aus Athen bekannt, dass der Krater verschwunden sei. Seitdem ist nur noch eine äußerst kleine, flache Vertiefung sichtbar; das gesamte Objekt ist heute kaum noch wahrnehmbar. Dies scheint der am besten belegte Fall einer Veränderung eines Mondobjekts zu sein. Offenbar sind die Wände des Kraters eingestürzt und haben ihn teilweise gefüllt – doch viele Astronomen bezweifeln, dass tatsächlich eine Veränderung stattgefunden hat. Schröter, ein Beobachter aus Hannover vom Ende des 18. Jahrhunderts, schien an diesem Ort keinen auffälligen Krater gesehen zu haben – obwohl man zugeben muss, dass seine Beobachtungen eher unvollständig waren. Um einen Eindruck von Schmidts außergewöhnlicher Arbeit bei der Erforschung des Mondes zu vermitteln: In sechs Jahren führte er fast 57.000 individuelle Messungen mit seinem Mikrometer zur Bestimmung der Mondhöhen durch. Seine umfangreiche Karte der Berge auf dem Mond basiert auf nichts Geringerem als 2.731 Messungen.

Zeichnungen und Skizzen – falls diese doppelt gezählt wurden – könnten für die Aufteilung der Karte in zwei Bereiche verwendet worden sein.

3. Aristoteles – Der Name dieses großen Philosophen ist mit einem riesigen Krater verbunden, der einen Durchmesser von 50 Meilen hat. Das Innere dieses Kraters ist zwar sehr hügelig, weist aber keinen deutlich ausgeprägten zentralen Kegel auf. Die hohe Wand des Kraters, die eine Höhe von über 10.500 Fuß erreicht, überschattet den Boden so stark, dass seine Merkmale niemals klar sichtbar sind.

4. Das Große Tal der Alpen – Ein wunderbar gerade Tal mit einer Breite von 3½ bis 6 Meilen erstreckt sich durch die lunaren Alpen. Laut Mädler ist es mindestens 11.500 Fuß tief und über 80 Meilen lang. Einige niedrige Grate, die parallel zu den Seiten des Tals verlaufen, könnten auf Erdrutsche zurückzuführen sein.

5. Aristillus – Unter günstigen Bedingungen zeigte Lord Rosses großes Teleskop, dass die Außenseite dieses prächtigen Kraters mit tiefen Rinnen übersät ist, die vom Zentrum ausstrahlen. Aristillus ist etwa 34 Meilen breit und 10.000 Fuß tief.

6. Autolycus ist etwas kleiner als die vorher genannten Krater; er bildet zusammen mit ihnen ein Paar – gemäß der Ansicht von Mädler, der eine klare Beziehung zwischen den Mondkratern sah: Oft traten sie paarweise auf, wobei der kleinere Krater in der Regel weiter im Süden lag. In der Nähe des Randes ist diese Anordnung meist eher scheinbar als wirklich vorhanden und entspringt lediglich der Verkürzungseffekt.

7. Archimedes – Diese große Ebene mit einem Durchmesser von etwa 50 Meilen ist in ihrem weiten, glatten Inneren durch ungleich hell leuchtende Streifen in sieben unterschiedliche Zonen unterteilt, die von Ost nach West verlaufen. Es gibt keinen zentralen Berg oder sonstiges offensichtliches Zeichen früherer Aktivität; doch ihre unregelmäßige Wand erhebt sich zu plötzlichen Türmen, und außen sind deutliche Terrassen zu erkennen.

PLATTE B.
EIN TEIL VON MOND.
(ALPEN, ARCHIMEDES, APENINEN.)
Herrn Loewy & Puiseux.

8. Plato – Auf diese ausgedehnte, kreisförmige Ebene haben wir bereits hingewiesen; sie ist bereits mit dem kleinsten Teleskop sichtbar. Die durchschnittliche Höhe der Wallanlage beträgt auf der Ostseite etwa 3.800 Fuß; auf der Westseite ist…

Etwas niedriger – doch es gibt einen Gipfel, der eine Höhe von fast 7.300 Fuß erreicht. Die Ebene, die von dieser riesigen Mauer umgeben ist, weist beträchtliche Ausmaße auf: Es handelt sich um einen etwas unregelmäßigen Kreis mit einem Durchmesser von etwa 60 Meilen und einer Fläche von 2.700 Quadratmeilen. Auf ihrem Boden sind auf Tafel IX die Schatten der Westwand sowie drei der kleinen Krater zu sehen; eine große Anzahl solcher Krater wurde durch beharrliche Beobachter entdeckt. Die schmale, scharfe Linie, die vom Krater nach links führt, gehört zu jenen bemerkenswerten „Spalten“, die den Mond in vielen Richtungen durchziehen. Eine weitere solche Spalte ist weiter links zu erkennen. Über Plato befinden sich mehrere isolierte Berge; der höchste davon ist Pico mit einer Höhe von etwa 8.000 Fuß. Sein langer, spitzer Schatten könnte auf den ersten Blick den Eindruck erwecken, dass der Berg sehr steil sein muss; doch Schmidt, der die Neigungen der mondbeschriebenen Hänge besonders untersucht hat, ist der Ansicht, dass er nicht annähernd so steil sein kann wie viele der oft bestiegenen Schweizer Berge. Auf dem Boden von Plato wurden bis zu dreißig kleine Krater sorgfältig beobachtet; Herr W.H. Pickering hielt Veränderungen in deren Struktur für wahrnehmbar.

9. Eratosthenes – Dieser tiefe Krater mit einem Durchmesser von über 37 Meilen liegt am Ende des gewaltigen Gebirgszuges der Apenninen. Es ist nicht unwahrscheinlich, dass Eratosthenes einst der Vulkanausbruchsort für die enormen Kräfte war, die die vergleichsweise kraterlosen Gipfel dieser großen Berge hervorbrachten.

10. Copernicus – Von allen Mondkratern ist dies einer der größten und bekanntesten. Das Gebiet im Westen ist mit unzähligen kleinen Kratern übersät. Es gibt einen zentralen, mehrgipfligen Berg mit einer Höhe von etwa 2.400 Fuß. Es gibt gute Gründe zu der Annahme, dass die Terrassenstrukturen in seinem Inneren hauptsächlich auf wiederholten Aufstieg, teilweiser Erstarrung sowie anschließendem Rückzug eines riesigen Lavameeres zurückzuführen sind. Bei Vollmond ist zu erkennen, dass der Krater Copernicus von strahlenden Streifen umgeben ist.

11. Kepler – Obwohl die innere Tiefe dieses Kraters kaum weniger als 10.000 Fuß beträgt, weist er nur eine sehr niedrige Umfassungsmauer auf. Diese Mauer ist bemerkenswert dadurch, dass sie mit derselben glänzenden Substanz bedeckt ist, die auch ein System aus hellen Strahlen bildet – ähnlich denen, die den vorhergenannten Krater umgeben.

12. Aristarchus ist der hellste der Mondkrater – er erscheint besonders leuchtend, wenn man ihn mit einem großen Teleskop bei geringer Vergrößerung betrachtet. Er ist tatsächlich so hell, dass er oft auf der dunklen Seite des Mondes kurz nach Neumond zu sehen war; dadurch entstanden erstaunliche Geschichten über aktive Mondvulkane. Im Südosten liegt ein weiterer, kleinerer Krater, Herodotus. Nordöstlich davon befindet sich ein schmaler, tiefer Tal, das an keiner Stelle breiter als 2½ Meilen ist und eine auffällige Zigzag-Form aufweist. Es handelt sich dabei um einen der größten „Spalten“ auf dem Mond.

13. Grimaldi gilt als das dunkelste Objekt seiner Größe auf dem Mond. Unter sehr außergewöhnlichen Umständen konnte es mit bloßem Auge gesehen werden. Da seine Fläche auf fast 14.000 Quadratmeilen geschätzt wird, lässt dies erkennen, wie wenig das unverstärkte Auge auf dem Mond erkennen kann. Es muss jedoch hinzugefügt werden, dass wir Grimaldi stets erheblich verkleinert wahrnehmen.

14. Der große Krater Gassendi wurde aufgrund seines komplexen Systems aus „Spalten“ sehr häufig kartiert. An seinem nördlichen Ende ist er mit einem kleineren, aber viel tieferen Krater verbunden; dieser Krater füllt sich oft mit schwarzer Dunkelheit, nachdem der gesamte Boden von Gassendi beleuchtet wurde.

15. Schickard gehört zu den größten befestigten Ebenen auf dem Mond – seine Breite beträgt etwa 134 Meilen. In seinem riesigen Gebiet entdeckte Mädler 23 kleinere Krater. Was dieses Objekt angeht, wies Chacornac darauf hin, dass man aufgrund der Krümmung der Mondoberfläche im Zentrum dieser Ebene den Eindruck haben könnte, sich in einer endlosen Wüste zu befinden – denn die umgebenden Wände, obwohl an manchen Stellen fast 10.000 Fuß hoch, lägen vollständig unter dem Horizont.

16. In der Nähe davon liegt Wargentin. Es besteht kaum Zweifel daran, dass es sich hier um einen riesigen Krater handelt, der fast vollständig mit erstarrter Lava gefüllt ist – es gibt kaum Abfälle in Richtung des Inneren.

17. Clavius – In der Nähe des 60. Breitengrades der südlichen Mondbreite liegt diese enorme Fläche, deren Ausdehnung mindestens 16.500 Quadratmeilen beträgt. Sowohl im Inneren als auch an den Wänden gibt es viele Gipfel sowie sekundäre Krater. Der teleskopische Anblick der Sonnenaufgangs auf der Oberfläche von Clavius ist wirklich beeindruckend.

Die Gipfel auf dem Mond sind unbeschreiblich prächtig. Einer dieser Gipfel erreicht eine Höhe von 24.000 Fuß über den Boden eines der Krater. Mädler äußerte sogar die Ansicht, dass es in dieser wilden Gegend Krater gibt, die so tief sind, dass kein Sonnenstrahl jemals ihre tiefsten Bereiche erreicht – während es, als Ausgleich dafür, Gipfel gibt, deren Gipfelplateaus im Durchschnitt fast doppelt so lange vom Tageslicht wie von der Nacht erleuchtet werden.

18. Wenn man den vollen Mond durch ein Opernglas oder ein kleines Handteleskop betrachtet, fällt sofort ein Krater auf, der aufgrund der strahlenden Lichtstrahlen, die von ihm ausgehen, allen anderen Kratern überlegen ist. Das ist der majestätische Tycho – er ist 17.000 Fuß tief und 50 Meilen im Durchmesser groß (Tafel X). In der Mitte seines Bodens erhebt sich ein Gipfel mit einer Höhe von 6.000 Fuß; außerdem weisen seine inneren Hänge verschiedene Terrassen auf. Doch es sind vor allem die geheimnisvollen, hellen Lichtstrahlen, die uns am meisten überraschen. Wenn die Sonne über Tycho aufgeht, sind diese Strahlen völlig unsichtbar; tatsächlich ist das gesamte Objekt zu diesem Zeitpunkt so dunkel, dass man ein geschultes Auge benötigt, um Tycho inmitten seiner bergigen Umgebung zu erkennen. Sobald die Sonne jedoch eine Höhe von etwa 30° über dem Horizont erreicht hat, kommen die Strahlen aus ihrer Unsichtbarkeit hervor und werden allmählich heller, bis der Mond voll ist – dann sind sie die auffälligsten Objekte auf seiner Oberfläche. Ihre Länge variiert von einigen hundert Meilen bis zu zwei – in einem Fall sogar fast dreitausend – Meilen. Sie erstrecken sich gleichmäßig über weite Ebenen, in die tiefsten Krater oder über die höchsten Erhebungen. Auf unserer Erde gibt es nichts, womit man sie vergleichen könnte. Da diese Strahlen nur zur Zeit des vollen Mondes sichtbar sind, hängt ihre Sichtbarkeit offensichtlich davon ab, ob das Licht mehr oder weniger direkt in die Sichtlinie fällt – ganz unabhängig von der Neigung der Oberflächen, Berge oder Täler, auf denen sie erscheinen. Jeder kleine Teil der Oberfläche dieser Strahlen muss daher eine Form haben, die für den Betrachter von jedem Beobachtungspunkt aus symmetrisch erscheint. Nur eine Kugel scheint diese Bedingung zu erfüllen; daher vermutet Professor Copeland, dass das Material, aus dem die Oberfläche dieser Strahlen besteht, aus einer großen Anzahl mehr oder weniger vollkommen kugelförmiger Körner besteht. Die Strahlen müssen Teile der Mondoberfläche darstellen – entweder mit Vertiefungen…

mit winzigen Höhlen kugelförmiger Gestalt oder übersät mit winzigen, durchsichtigen Kugeln.[8]

In der Nähe des Zentrums des Monddisks befinden sich feine Ringebene, die bei jeder Beleuchtung vollständig sichtbar sind. Von diesen können zwei besonders erwähnt werden – Alphonsus (19), dessen Boden durch zwei helle sowie mehrere dunkle Markierungen gekennzeichnet ist; diese lassen sich nicht durch Unregelmäßigkeiten an der Oberfläche erklären. – Ptolemy (20). Neben mehreren kleinen, geschlossenen Kratern wird sein Boden von zahlreichen niedrigen Erhebungen durchzogen, die sichtbar sind, wenn die Sonne aufgeht oder untergeht.

21, 22, 23 – Wenn der Mond fünf oder sechs Tage alt ist, befindet sich diese wunderschöne Gruppe von drei Kratern in einer günstigen Position für die Beobachtung. Sie tragen die Namen Catharina, Cyrillus und Theophilus. Catharina, die südlichste der Gruppe, ist mehr als 16.000 Fuß tief und durch ein breites Tal mit Cyrillus verbunden; zwischen Cyrillus und Theophilus gibt es jedoch keine solche Verbindung. Tatsächlich wirkt es so, als wären die riesigen Umfassungsmauern von Cyrillus, die genauso hoch wie der Mont Blanc sind, bereits vor dem Beginn der vulkanischen Aktivitäten, die zur Entstehung von Theophilus führten, vollständig entstanden. Die Mauern von Theophilus erstrecken sich erheblich über seine älteren „Nachbarn“. Theophilus ist ein gut abgegrenzter, kreisförmiger Krater mit einem Durchmesser von etwa 64 Meilen, einer inneren Tiefe von 14.000 bis 18.000 Fuß sowie einer schönen, zentralen Berggruppe auf seinem Boden – deren Höhe einem Drittel der Höhe des Kraters entspricht. Obwohl Theophilus der tiefste Krater ist, den wir auf dem Mond sehen können, hat er kaum oder gar keine Deformationen durch sekundäre Eruptionen erlitten. Der Boden und die Wände von Catharina hingegen weisen eine Reihe kleinerer Krater verschiedener Größen auf, die einander zerstört haben. Im Frühjahr, wenn der Mond etwas vor dem ersten Viertel steht, kann diese lehrreiche Gruppe von „ausgedienten“ Vulkанen zu einer günstigen Zeit am Abend sehr gut beobachtet werden.

TAFEL VII.
TRIESNECKER.
(NACH NASMYTH.)

24. Petavius ist nicht nur aufgrund seiner großen Größe bemerkenswert, sondern auch wegen der seltenen Eigenschaft, eine doppelte Mauer zu haben. Er ist kurz nach Neumond oder direkt nach Vollmond ein wunderschöner Anblick – verschwindet jedoch völlig, wenn die Sonne mehr als 45° über dem Horizont steht. Der Kraterboden ist außergewöhnlich konvex und erreicht seinen Höhepunkt in einer zentralen Gruppe von Hügeln, die durch eine tiefe Spalte geteilt werden.

25. Hyginus ist ein kleiner Krater in der Nähe des Zentrums des Monddisks. Einer der größten lunaren Schluchten verläuft direkt durch ihn und macht dabei eine plötzliche Biegung.

26. Triesnecker – Dieser hervorragende Krater wurde bereits beschrieben, wird aber erneut erwähnt, um auf das ausgeklügelte System von Schluchten hinzuweisen, das auf Tafel VII deutlich sichtbar ist. Dass es sich bei diesen Schluchten um Vertiefungen handelt, geht aus den darin befindlichen Schatten hervor. Oft sind ihre Ränder deutlich erhöht; es scheint sich dabei um Risse in der Mondoberfläche zu handeln.

Von den verschiedenen Erhebungen, die gelegentlich als Ausbuchtungen am eigentlichen Rand des Mondes sichtbar sind, scheinen jene, die nach Leibniz benannt wurden, die höchsten zu sein. Schmidt stellte fest, dass der höchste Gipfel mehr als 41.900 Fuß über einem benachbarten Tal liegt. Wenn wir diese Höhen mit denen der Berge auf unserer Erde vergleichen, müssen wir zur Höhe des Landes noch die Meerestiefe hinzufügen. Berechnet man es auf diese Weise, sind unsere höchsten Berge immer noch höher als alle, die wir auf dem Mond kennen.

Wir müssen nun die wichtige Frage nach dem Ursprung dieser bemerkenswerten Merkmale auf der Mondoberfläche besprechen. Wir müssen zunächst zugestehen, dass unsere Belege zu diesem Thema nur indirekt sind. Um mit unanfechtbaren Beweisen den vulkanischen Ursprung der bemerkenswerten Mondkrater nachweisen zu können, wäre es fast notwendig, dass vulkanische Ausbrüche auf dem Mond beobachtet worden wären – und dass man gesehen hätte, wie solche Ausbrüche zur Entstehung des bekannten Rings führten, mit oder ohne Berg, der aus dem Zentrum emporragt. Zu behaupten, dass etwas Derartiges niemals beobachtet wurde, wäre wohl eine etwas zu starke Aussage. Bei bestimmten Gelegenheiten haben aufmerksame Beobachter kleinere lokale Veränderungen gemeldet.

der Mond. Wie wir bereits erwähnt haben, galt ein Krater namens Linné – dessen Abmessungen für einen Mondbewohner zweifellos beträchtlich waren, aber durch das Teleskop nur als sehr unbedeutendes Objekt erschienen – als verändert worden zu sein. Ein anderes Mal glaubte man, in der Nähe des bekannten Objekts namens Hyginus sei ein winziger Krater entstanden. Schon die bloße Aufzählung solcher Fälle unterstreicht deutlich die Aussage, dass es derzeit keine nennenswerten Störquellen für die Mondoberfläche gibt. Selbst wenn diese geringfügigen Fälle eines mutmaßlichen Wandels tatsächlich bestätigt würden – und das liegt vielleicht weiter außerhalb dessen, wozu viele Astronomen bereit wären –, wären sie im Vergleich zu den gewaltigen Phänomenen, die zur Entstehung der zahlreichen großen Krater führten, die einen so großen Teil der Mondoberfläche bedecken, dennoch unbedeutend.

Wir kommen unweigerlich zu dem Schluss, dass unser Satellit einst eine weitaus größere Aktivität aufgewiesen haben muss als heute. Wir können auch eine vernünftige – oder zumindest plausible – Erklärung für das Ende dieser Aktivität in jüngerer Zeit geben. Schauen wir uns zwei weitere Körper unseres Systems an, die Erde und die Sonne, und vergleichen wir sie mit dem Mond. Von diesen drei Körpern ist die Sonne bei weitem am größten, während der Mond viel kleiner ist als die Erde. Wir haben auch gesehen, dass die Sonne zwar eine sehr hohe Temperatur haben muss, doch es besteht kein Zweifel daran, dass sie allmählich ihre Wärme abgibt. Die Erdoberfläche, die aus festen Gesteinen und Ton besteht oder größtenteils von den weiten Ozeanen bedeckt ist, weist nur wenige offensichtliche Spuren einer hohen Temperatur auf. Dennoch ist es aufgrund gewöhnlicher vulkanischer Phänomene äußerst wahrscheinlich, dass das Innere der Erde immer noch eine glühende Temperatur aufweist.

Ein großer Körper benötigt länger zum Abkühlen als ein kleinerer Körper, der auf dieselbe Temperatur erhitzt wird. Eine große Eisenlegierung braucht Tage, um abzukühlen; eine kleine Legierung wird in wenigen Stunden kalt. Was auch immer die ursprüngliche Wärmequelle in unserem System war – eine Frage, die wir hier nicht erörtern –, scheint es nachweisbar zu sein, dass alle verschiedenen Körper ursprünglich erhitzt wurden und seit langem allmählich abkühlen. Die Sonne ist so riesig, dass sie noch keine Zeit hatte, abzukühlen; die Erde, deren Größe dazwischen liegt,

ist außenhin kalt geworden, behält aber weiterhin große Mengen an innerer Wärme bei; während der Mond, das kleinste aller Himmelskörper, seine Wärme in solchem Maße verloren hat, dass bedeutende Veränderungen an seiner Oberfläche nicht mehr durch innere Prozesse hervorgerufen werden können.

Wir sind daher gezwungen, den Ursprung der Mondkrater auf eine alte Epoche in der Geschichte des Mondes zurückzuführen. Wir wissen zwar nicht genau, wie weit diese Epoche zurückliegt, doch es ist vernünftig anzunehmen, dass die Altertümlichkeit der Mondvulkane äußerst groß sein muss. Zu der Zeit, als der Mond ausreichend erhitzt war, um jene Eruptionen hervorzurufen, deren Überreste heute als die großen Krater zu erkennen sind, muss auch die Erde viel wärmer gewesen sein als heute. Als der Mond genügend Wärme hatte, damit seine Vulkane aktiv waren, war die Erde wahrscheinlich so heiß, dass Leben auf ihrer Oberfläche unmöglich war. Diese Annahme deutet darauf hin, dass die Mondkrater einer so großen Altertümlichkeit entspringen, dass sie nicht mit den Jahrhunderten oder Tausenden von Jahren bewertet werden können, die für Zeiträume wie die der menschlichen Geschichte ausreichen. Es scheint nicht unwahrscheinlich, dass seitdem Millionen von Jahren vergangen sein könnten, seit die mächtigen Krater wie der von Plato oder Copernicus ihre heutige Form angenommen haben.

Wir werden nun versuchen, die Entstehung der Mondkrater zu erklären. Die wahrscheinlichsten Ansichten zu diesem Thema scheinen diejenigen zu sein, die von Herrn Nasmyth dargelegt wurden – obwohl man zugeben muss, dass seine Theorien keineswegs frei von Schwierigkeiten sind. Nach seiner Theorie können wir erklären, wie die Mauer um den Mondkrater entstanden ist und wie der große Berg entstand, der oft den Mittelpunkt der Ebene schmückt. Die Abbildung in Figur 28 zeigt eine imaginäre Skizze eines Vulkanausbruchs auf dem Mond in der Zeit, als die Krater noch aktiv waren. Hier wird der Ausbruch in voller Intensität dargestellt, wenn innere Kräfte Asche oder Steine hinauswerfen, die in beträchtlicher Entfernung vom Ausbruchsort fallen. Die so angesammelten Materialien bilden die Mauer, die den Krater umgibt.

Das zweite Bild (Figur 29) zeigt den Krater in einem späteren Stadium seiner Entwicklung. Die enorme Explosionskraft ist inzwischen erschöpft worden und hat

Vielleicht war die Aktivität des Vulkans für eine Weile unterbrochen. Wieder einmal bricht der Vulkan in Aktivität aus – doch diesmal nur mit einem kleinen Teil seiner ursprünglichen Energie. Eine relativ schwache Eruption tritt nun aus demselben Krater aus, legt Materialien in der Umgebung des Kraterrands ab und bildet in der Mitte einen Berg. Schließlich, wenn die Aktivität nachgelassen hat und der Vulkan ruhig und still ist, finden wir die Spuren der früheren Energie – belegt durch die Mauer, die den alten Krater umgibt, sowie durch den Berg, der das Innere des Kraters schmückt. Der ebene Boden, der in einigen Kratern zu finden ist, entstand vermutlich durch einen Lavastrom, der anschließend erstarrte. In vielen Fällen kam es auch zu weiteren Ausbrüchen.

Eine der größten Schwierigkeiten bei dieser Erklärungsmethode für die Struktur eines Kraters ergibt sich aus der enormen Größe einiger dieser Objekte. Auf dem Mond gibt es alte Vulkane mit einem Durchmesser von vierzig oder fünfzig Meilen; tatsächlich existiert dort ein gut geformter Ring mit einem Berg in der Mitte, dessen Durchmesser mindestens siebenundsechzig Meilen beträgt (Petavius). Es scheint schwierig vorstellbar zu sein, wie ein Auswurfskegel in der Mitte das Material über eine Entfernung von neununddreißig Meilen zwischen dem Zentrum des Petavius-Vulkans und der umgebenden Mauer transportieren könnte. Die Erklärung wird jedoch einfacher, wenn man bedenkt, dass die Schwerkraft auf dem Mond viel geringer ist als auf der Erde.

TABELLE VIII.
Ein normaler Mondkrater.

Abb. 28.—Aktiver Vulkan.

Abb. 29 – Spätere schwache Aktivität.
Haben wir nicht bereits gesehen, dass unser Satellit umso kleiner ist als die Erde, dass achtzig Monde, die man zusammenlegt, nicht so viel wiegen würden wie die Erde? Auf der Erde wiegt eine Unze eine Unze und ein Pfund ein Pfund; doch ein Gewicht von sechs Unzen würde auf dem Mond nur eine Unze wiegen, und ein Gewicht von sechs Pfunden würde auf dem Mond nur ein Pfund wiegen. Ein Arbeiter, der auf der Erde einen Sack Getreide tragen kann, könnte mit derselben Anstrengung auf dem Mond sechs Säcke Getreide tragen. Ein Cricketspieler, der auf der Erde einen Ball 100 Yards weit werfen kann, könnte mit genau derselben Anstrengung denselben Ball auf dem Mond 600 Yards weit werfen. Hiawatha könnte zehn Pfeile nacheinander in die Luft schießen, bevor der erste Boden berührte; auf dem Mond könnte er seinen ganzen Bogen leeren. Der Vulkan, der auf dem Mond Projektile bis zu einer Entfernung von 39 Meilen schleudern konnte, bräuchte nur über dieselbe Sprengkraft zu verfügen wie nötig wäre, um die Geschosse auf der Erde sechs oder sieben Meilen weit zu schicken. Eine ordnungsgemäß ausgerichtete moderne Kanone könnte dieses Kunststück mühelos vollbringen.

Abb. 30 – Entstehung von ebenen Flächen durch Lava.

Es muss auch bedacht werden, dass es auf dem Mond unzählige Krater desselben allgemeinen Typs gibt – allerdings in den verschiedensten Größen. Von winzigen Objekten mit einem Durchmesser von zwei bis drei Meilen bis hin zum riesigen Petavius-Krater, den wir gerade betrachtet haben. Was die kleineren Krater angeht, so besteht offensichtlich kaum oder gar keine Schwierigkeit, ihnen eine vulkanische Herkunft zuzuschreiben. Da die Kontinuität von den kleinsten bis zu den größten Kratern ununterbrochen ist, scheint es durchaus vernünftig, anzunehmen, dass auch die größten Krater auf dieselbe Weise entstanden sind.

Es sollte jedoch darauf hingewiesen werden, dass einige Mondmerkmale durch Einflüsse von außen und nicht von innen erklärt werden könnten. Herr G.K. Gilbert hat Belege vorgelegt, die diese Ansicht stützen – nämlich dass die Mondkrater durch den Aufprall von Körpern auf den Mond entstanden sind. Das Mare Imbrium sei laut dieser Ansicht der Ort eines Zusammenstoßes gewesen, an dem auch die umliegende Mondlandschaft entstanden ist. Herr Gilbert erklärt die Rillen als Spuren von mächtigen Projektilen, die mit Geschwindigkeiten wie Meteoriten unterwegs waren.

Die Mondlandschaften sind äußerst seltsam und zerklüftet. Sie erinnern uns stets an karge Wüsten, und man kann nicht übersehen, dass es dort keine grasbewachsenen Ebenen oder grünen Wälder gibt, wie wir sie auf unserer Erde kennen. In einigen Aspekten unterscheidet sich der Mond nicht sehr von der Erde. Auch der Mond weist angenehme Abwechslungen zwischen Tag und Nacht auf – allerdings dauert der Tag auf dem Mond 29 unserer Tage und die Nacht 29 unserer Nächte. Wir werden von den Strahlen der Sonne erwärmt – genauso auch der Mond. Doch egal, was auch immer…

Bei der hohen Temperatur während der langen Tage auf dem Mond ist es sicher, dass die Kälte der mondbasierten Nächte noch größer sein wird als in den kältesten Regionen unserer Erde. Die Menge an Wärme, die vom Mond zu uns abgestrahlt wird, wurde von Lord Rosse sowie kürzlich von Professor Langley untersucht. Obwohl jeder Punkt auf der Mondoberfläche zwei Wochen lang ununterbrochen der Sonneneinstrahlung ausgesetzt ist, kann die tatsächliche Temperatur des Bodens nicht hoch sein. Der Mond verfügt nicht wie die Erde über eine „warme Decke“ in Form einer Atmosphäre, die die empfangene Wärme speichern könnte.

Selbst unsere größten Teleskope können nichts darüber aussagen, ob auf dem Mond Leben möglich ist. Riesige Bäume wie in Kalifornien könnten auf den Mondbergen wachsen und Elefanten könnten über die Ebenen wandern – doch unsere Teleskope könnten sie nicht erkennen. Das kleinste Objekt, das wir auf dem Mond sehen können, ist etwa so groß wie eine große Kathedrale; daher könnten organisierte Lebewesen, deren Größe der unserer bekannten Arten entspricht, falls sie existieren würden, sich nicht als sichtbare Objekte durch Teleskope zeigen.

Wir sind daher gezwungen, auf indirekte Hinweise zurückzugreifen, um herauszufinden, ob auf dem Mond Leben möglich wäre. Wir können sofort sagen, dass Astronomen glauben, dass das Leben, wie wir es kennen, dort nicht existieren kann. Unter den notwendigen Bedingungen für das Leben gehört Wasser zu den wichtigsten. Wenn man alle Formen des pflanzlichen Lebens betrachtet – von den Flechten, die auf Felsen wachsen, bis hin zu den riesigen Bäumen in den Wäldern – stellt man fest, dass jede Pflanze Wasser enthält und ohne dieses nicht existieren kann. Auch für das tierische Leben ist Wasser unverzichtbar. Ohne dieses Element wäre jedes organische Leben – auch das des Menschen selbst – undenkbar.

Falls also kein Wasser auf dem Mond vorhanden ist, müssen wir zu dem Schluss kommen, dass das Leben, wie wir es kennen, dort unmöglich ist. Wenn jemand auf dem Mond durch ein Teleskop zur Erde schauen würde, könnte er dort dann Wasser erkennen? Zweifellos schon. Er würde die Wolken sehen und ihre ständigen Veränderungen bemerken – und allein die Wolken wären fast ein endgültiger Beweis für das Vorhandensein von Wasser. Ein Astronom auf dem

Der Mond würde auch unsere Ozeane als gefärbte Flächen wahrnehmen – im auffälligen Kontrast zum Land. Vielleicht würde er häufig ein Bild der Sonne sehen, wie einen strahlenden Stern, der von einer glatten Stelle des Meeres reflektiert wird. Tatsächlich ist mehr als die Hälfte unserer Erde mit Ozeanen bedeckt, und der größte Teil des Restes wird oft von Wolken verdeckt. Der Mondastronom würde bei Betrachtung unserer Erde daher meist kaum etwas anderes als Wasser in irgendeiner Form erkennen. Sehr wahrscheinlich würde er zu dem Schluss kommen, dass unsere Erde nur geeignet ist, um als Wohnort für Amphibien zu dienen.

Doch wenn wir den Mond mit unseren Teleskopen betrachten, sehen wir keinen direkten Beweis für das Vorhandensein von Wasser. Bei genauerer Betrachtung stellen sich die sogenannten Mondmeere als Wüsten heraus, die oft mit kleinen Kratern und Felsen übersät sind. Das Teleskop zeigt weder Meere noch Ozeane, weder Seen noch Flüsse. Auch die Pracht der Mondlandschaft wird niemals durch Wolken auf ihrer Oberfläche beeinträchtigt. Immer dann, wenn der Mond über unserem Horizont steht und die irdischen Wolken nicht im Weg sind, können wir die Merkmale der Oberfläche unseres Satelliten deutlich erkennen. Auf dem Mond gibt es keine Wolken – nicht einmal Nebel oder Dämpfe, die stets dort entstehen, wo Wasser vorhanden ist. Deshalb kamen Astronomen zu dem Schluss, dass die Erdoberfläche eine sterile, wasserlose Wüste ist.

Ein weiteres wesentliches Element des organischen Lebens fehlt ebenfalls auf dem Mond. Unsere Erde ist von einer dichten Schicht Luft umgeben, die auf der Oberfläche liegt und sich bis zu einer Höhe von etwa 200 oder 300 Meilen über unseren Köpfen erstreckt. Es bedarf keiner Erklärung, wie notwendig Luft für das Leben ist. Deshalb wenden wir uns interessiert der Frage zu, ob der Mond ebenfalls von einer Atmosphäre umgeben sein könnte. Lassen Sie uns das Problem klar verstehen, das wir nun betrachten werden. Stellen Sie sich vor, ein Reisender bricht von der Erde aus auf, um zum Mond zu reisen. Im Laufe seiner Reise würde die Luft allmählich immer dünner werden, bis er schließlich, einige hundert Meilen über der Erdoberfläche, alle letzten wahrnehmbaren Spuren der irdischen Atmosphäre hinter sich gelassen hätte. Bis er die Atmosphäre vollständig durchquert hatte, hätte er nur einen sehr kleinen Teil der gesamten Strecke zurückgelegt.

240.000 Meilen – und es bliebe immer noch ein riesiger leerer Raum zu durchqueren, bevor man den Mond erreichen könnte. Wenn der Mond auf dieselbe Weise von einer Atmosphäre umhüllt wäre wie die Erde, dann würde der Reisende, je näher er dem Ende seiner Reise kam und sich in einigen hundert Meilen Entfernung von der Mondoberfläche befand, wieder Spuren einer Atmosphäre antreffen. Diese würde allmählich an Dichte zunehmen, bis er schließlich die Mondoberfläche erreichte. Der Reisende hätte somit zu Beginn seiner Reise eine Luftschicht durchquert und am Ende eine weitere – während der größte Teil der Reise durch einen noch leereren Raum stattgefunden hätte als jener, der in einem entleerten Luftpumpebehälter vorfindet.

So wäre es, wenn der Mond mit einer Atmosphäre bedeckt wäre, ähnlich derjenigen, die unsere Erde umgibt. Doch wie steht es wirklich? Der Reisende, der sich dem Mond näherte, würde vergeblich nach Luft suchen, die auch nur im Geringsten unserer Luft ähnelte. Es ist möglich, dass in der Nähe der Mondoberfläche schwache Spuren eines gasförmigen Stoffes vorhanden sind, doch diese können nur einen sehr kleinen Bruchteil der reichhaltigen Atmosphäre ausmachen, die die Erde heute hat. Für alle Zwecke der Atmung, wie wir diesen Begriff verstehen, kann man sagen, dass es auf dem Mond keine Luft gibt – ein Bewohner unserer Erde, der dorthin versetzt würde, würde genauso sicher ersticken wie mitten im Weltraum.

Man könnte jedoch fragen, wie wir das wissen. Ist Luft nicht durchsichtig – wie könnten unsere Teleskope also zeigen, ob der Mond tatsächlich eine solche Hülle besitzt? Durch indirekte, aber äußerst zuverlässige Beobachtungsmethoden erfahren wir von dem fehlenden Luftvorrat auf unserem Satelliten. Es gibt verschiedene Argumente, doch das überzeugendste stammt von dem sogenannten „Verdeckungsphänomen“. Manchmal kommt es vor, dass der Mond direkt zwischen Erde und einem Stern steht – das vorübergehende Verschwinden des Sterns ist dann ein „Verdeckungsphänomen“. Wir können den Moment beobachten, in dem dieses Phänomen auftritt, und bemerken in der Regel die plötzliche Verschwindung des Sterns. Würde der Mond von einer reichhaltigen Atmosphäre umhüllt sein, würde die Einbringung dieser gasförmigen Masse durch die Bewegung des Mondes zu einem allmählichen Verschwinden des Sterns führen – ohne die plötzlichkeit, die bei einem Verdeckungsphänomen zu beobachten ist.[9]

Betrachten wir, wie wir das Fehlen einer Atmosphäre auf dem Mond erklären können. Was wir als Gas bezeichnen, stellt sich bei modernen Forschungen als eine Ansammlung einer unermesslichen Anzahl von Molekülen heraus, von denen jedes sich mit äußerst hoher Geschwindigkeit bewegt. Diese Bewegung findet nur über kurze Strecken in einer Richtung statt, bevor ein Molekül mit einem anderen Molekül kollidiert; dadurch ändern sich ständig die Richtungen und Geschwindigkeiten der einzelnen Moleküle. Für jedes Gas gibt es eine bestimmte Durchschnittsgeschwindigkeit, die für die Moleküle dieses Gases bei einer bestimmten Temperatur typisch ist. Wenn mehrere Gase gemischt werden – wie Sauerstoff und Stickstoff in unserer Atmosphäre – bewegen sich die Moleküle jedes Gases weiterhin mit ihren eigenen charakteristischen Geschwindigkeiten. Soweit wir die Temperatur an der Grenze der Erdatmosphäre schätzen können, können wir annehmen, dass die Durchschnittsgeschwindigkeit der dort vorkommenden Sauerstoffmoleküle etwa ein Viertel Meile pro Sekunde beträgt. Die Geschwindigkeiten der Stickstoffmoleküle sind im Grunde genauso hoch, während die Durchschnittsgeschwindigkeit eines Wasserstoffmoleküls etwa eine Meile pro Sekunde beträgt – was tatsächlich die höchste Molekülgeschwindigkeit ist, die ein Gas aufweisen kann.

TABELLE IX.
PLATON.
(Nach Nasmyth.)

Ein in die Luft geworfener Stein kehrt bald wieder zur Erde zurück. Eine senkrecht nach oben abgefeuerte Gewehrkugel steigt immer höher, bis schließlich ihre Bewegung aufhört, sie beginnt, wieder nach unten zu fallen. Nehmen wir vorerst an, wir hätten ein Gewehr mit unendlicher Kraft sowie Schießpulver mit unbegrenzter Wirkungskraft. Je größer die Ladung ist, desto höher steigt die Kugel – und jedes Mal braucht es länger, bis sie wieder zur Erde zurückkehrt. Der Abstieg der Kugel ist auf die Anziehungskraft der Erde zurückzuführen. Die Schwerkraft muss während der gesamten Flugbahn des Projektils wirken und verringert allmählich seine Geschwindigkeit, überwindet die Aufwärtsbewegung und bringt das Projektil schließlich zur Erde zurück.

Die Kugel kehrt zurück. Es muss bedacht werden, dass die Wirksamkeit der Anziehungskraft abnimmt, je größer die Höhe ist. Folglich wird die Rückkehr eines Körpers, der eine äußerst große Anfangsgeschwindigkeit hat und dadurch eine enorme Höhe erreicht, aus zwei Gründen verzögert. Erstens wird die Entfernung, die er zurücklegen muss, erheblich vergrößert, und zweitens hat die Schwerkraft weniger Kraft, ihn wieder zurückzuziehen. Je größer die Geschwindigkeit, desto schwächer muss die Wirkung der Schwerkraft sein, um den Körper zurückzubringen. Man kann sich vorstellen, dass die Geschwindigkeit so weit erhöht wird, dass die stetig abnehmende Schwerkraft beim Aufstieg des Körpers niemals in der Lage ist, die Geschwindigkeit vollständig auszugleichen – somit entsteht der bemerkenswerte Fall eines Körpers, der einmal hinausgeschossen wurde und nie zurückkehrt.

Dieses Argument lässt sich auch in numerischer Form darstellen: Eine Geschwindigkeit von sechs oder sieben Meilen pro Sekunde nach oben würde ausreichen, um einen Körper völlig aus der Anziehungskraft der Erde zu bringen. Diese Geschwindigkeit liegt bei weitem über den höchsten Grenzwerten unserer Artillerie – sie ist mindestens ein Dutzend Mal schneller als die Geschwindigkeit einer Kanonenkugel. Selbst wenn wir sie erreichen könnten, würde der Luftwiderstand eine unüberwindbare Hürde darstellen. Solche Überlegungen beeinflussen jedoch nicht die Schlussfolgerung, dass es für jeden Planeten eine bestimmte, spezifische Geschwindigkeit gibt, die allein von seiner Größe und Masse abhängt und mit der ein Projektil abgefeuert werden muss, um zu verhindern, dass die Anziehungskraft dieses Planeten das Projektil wieder zurückzieht.

Es handelt sich dabei um eine einfache Rechenaufgabe, um diese „kritische Geschwindigkeit“ für jedes Himmelskörper zu bestimmen. Je größer der Körper, desto größer muss im Allgemeinen die Anfangsgeschwindigkeit sein, damit das Projektil für immer den Planeten verlassen kann, von dem aus es abgefeuert wurde. Wie bereits erwähnt, beträgt diese Geschwindigkeit auf der Erde etwa sieben Meilen pro Sekunde. Auf dem Planeten Merkur wären es drei Meilen pro Sekunde, auf Mars dreihalb, auf Saturn 22 und auf Jupiter 37. Um vom Sonnenlicht wegzukommen und ohne Rückkehrmöglichkeit davonzukommen, muss ein Projektil mit einer Geschwindigkeit von mindestens 391 Meilen pro Sekunde die Sonnenoberfläche verlassen.

Angenommen, es gäbe eine Menge freien Wassers in unserer Atmosphäre, würden ihre Moleküle sich mit einer durchschnittlichen Geschwindigkeit von etwa einer Meile pro Sekunde bewegen. Gelegentlich könnte es aufgrund bestimmter Umstände vorkommen, dass ein Molekül eine Geschwindigkeit erreicht, die sieben Meilen pro Sekunde übersteigt. Wenn dies an den Rändern der Atmosphäre geschieht, wo es keinen Zusammenstoß mit anderen Molekülen mehr gibt, wird dieses Molekül in den Weltraum geschleudert und wird von der Erde nicht wieder eingefangen. Durch ständige Wiederholung dieses Prozesses im Laufe unzähliger Zeitalter würden alle Wasserstoffmoleküle aus der Erde entweichen – auf diese Weise lässt sich erklären, warum es in der Erdatmosphäre kein freies Wasserstoff gibt.[10]

Die Geschwindigkeiten, die die Moleküle anderer Gase als Wasserstoff erreichen können, sind viel zu gering, um ihnen die Flucht aus der Anziehungskraft der Erde zu ermöglichen. Deshalb bleiben Sauerstoff, Stickstoff, Wasserdampf und Kohlendioxid als dauerhafte Bestandteile unserer Luft. Andererseits macht die enorme Masse der Sonne die „kritische Geschwindigkeit“ an ihrer Oberfläche so groß (391 Meilen pro Sekunde), dass selbst die Wasserstoffmoleküle sie nicht erreichen können. Folglich ist Wasserstoff ein äußerst wichtiger Bestandteil der atmosphärischen Hülle der Sonne.

Wenn wir dieses Argument nun auf den Mond anwenden, ergibt sich durch Berechnung, dass die kritische Geschwindigkeit nur anderthalb Meilen pro Sekunde beträgt. Dies liegt deutlich innerhalb der maximal erreichbaren Geschwindigkeiten der Moleküle von Sauerstoff, Stickstoff und anderen Gasen. Es folgt daher, dass keines dieser Gase dauerhaft vorhanden sein kann, um an der Oberfläche eines so kleinen Körpers wie des Mondes eine Atmosphäre zu bilden. Das scheint der Grund dafür zu sein, warum es auf unserem Satelliten keine Spuren einer ausgeprägten gasförmigen Umgebung gibt.

Das Fehlen von Luft und Wasser auf dem Mond erklärt die außergewöhnliche Schroffheit der Mondlandschaft. Wir wissen, dass auf der Erde die Wirkung von Wind und Regen, Frost und Schnee ständig dazu beiträgt, unsere Berge abzutragen und ihre Unebenheiten zu verringern. Solche Kräfte wirken auf dem Mond nicht. Vulkane haben die Oberfläche in ihren heutigen Zustand geformt – und obwohl sie seit langem nicht mehr aktiv sind, bleiben die Spuren ihrer Tätigkeit bestehen.

Sie scheinen heute fast genauso frisch zu sein wie damals, als die mächtigen Feuer erloschen waren.

„Die wolkenbedeckten Türme, die prächtigen Paläste, die feierlichen Tempel“ haben nur eine kurze Existenzzeit auf der Erde. Vor allem die ständige Wirkung von Wasser und Luft sorgt dafür, dass sie verschwinden – wie „die grundlose Konstruktion einer Vision“. Auf dem Mond fehlen all diese Ursachen für Zerfall und Verfall; vielleicht würden die Temperaturwechsel beim Übergang vom Mondtag zur Mondnacht zu Ausdehnungen und Zusammenziehungen führen, die bis zu einem gewissen Grad die Abwesenheit stärkerer Zersetzungsfaktoren ausgleichen könnten.

Es scheint wahrscheinlich, dass ein Gebäude auf dem Mond Jahrhundert um Jahrhundert genau so bleiben würde, wie es von den Bauern hinterlassen wurde. In den Fenstern ist kein Glas nötig – es gibt schließlich keinen Wind und keinen Regen, der eindringen könnte. In den Räumen braucht es auch keine Kamine – Brennstoff kann ohne Luft nicht brennen. Die Bewohner einer Mondstadt würden feststellen, dass kein Staub aufsteigen kann, keine Gerüche wahrgenommen werden und keine Geräusche zu hören sind.

Der Mensch ist ein Lebewesen, das an Lebensbedingungen angepasst ist, die sehr eng begrenzt sind. Ein paar Grad mehr oder weniger an Temperatur, geringfügige Schwankungen in der Luftzusammensetzung sowie die genau richtige Zusammensetzung der Nahrung machen den Unterschied zwischen Gesundheit und Krankheit, zwischen Leben und Tod aus. Wenn wir über den Mond hinaus in die Weiten des Universums blicken, finden wir unzählige Himmelskörper mit jeder erdenklichen Vielfalt an Temperaturen und Eigenschaften. Gibt es unter diesen zahlreichen Welten welche, die von Lebewesen bewohnt werden? Auf diese große Frage kann die Wissenschaft keine Antwort geben – wir wissen es nicht. Doch es ist unmöglich, einer Vermutung zu widerstehen. Wir finden unsere Erde überall voller Leben – unter den verschiedensten Bedingungen, die man sich vorstellen kann. Leben findet sich in der brennenden Hitze der Tropen sowie im ewigen Frost an den Polen. Es gibt Leben auch in Höhlen, in die kein Lichtstrahl eindringt. Ebenso fehlt es ihm nicht in den Tiefen des Ozeans, unter dem Druck von Tonnen pro Quadratzoll.

Unabhängig von den äußeren Umständen bietet die Natur im Allgemeinen eine Form des Lebens, die zu diesen Umständen passt.

Es ist keineswegs wahrscheinlich, dass es unter den Millionen von Himmelskörpern des Universums einen einzigen gibt, der genau wie unsere Erde ist – sowohl hinsichtlich des Vorhandenseins von Luft und Wasser als auch hinsichtlich Größe und Zusammensetzung. Es scheint auch unwahrscheinlich zu sein, dass ein Mensch eine Stunde lang auf irgendeinem anderen Himmelskörper im Universum außer der Erde überleben könnte oder dass ein Eichenbaum dort auch nur eine Saison lang gedeihen könnte. Menschen können auf der Erde leben, und Eichenbäume können dort gedeihen, weil die Struktur des Menschen sowie des Eichenbaums besonders an die besonderen Bedingungen der Erde angepasst ist.

Könnten wir einen näheren Blick auf einige der Himmelskörper werfen, würden wir vermutlich feststellen, dass auch sie voller Leben sind – doch eines, das sich besonders an die Umgebung anpasst: Leben in seltsamen und ungewöhnlichen Formen; ein Leben, das für uns noch viel seltsamer ist als das, das Kolumbus in der Neuen Welt fand, als er dort zum ersten Mal landete. Vielleicht sogar ein Leben, das noch seltsamer ist als das, was Dante beschrieben oder Doré dargestellt hat. Auch Intelligenz könnte in diesen Himmelskörpern genauso existieren wie auf der Erde. Es gibt größere und kleinere Welten – größere und kleinere Atmosphären. Die wahrhaftigste Philosophie zu diesem Thema ist in Tennysons Worten zusammengefasst:

„Diese Wahrheit wiederhole in deinem Geist:
Dass in einem unendlichen Universum
unendlich viel Gutes und unendlich viel Schlechtes existiert.

Glaubst du wirklich, dass diese Form von Hoffnungen und Ängsten
keine prächtigeren Vertreter finden könnte
in jenen hundert Millionen von Himmelskörpern?“

TAFEL X.
TYCHO UND SEINE UMGEBUNG.
(NACH NASMYTH.)

KAPITEL IV.
Das Sonnensystem.
Die außergewöhnliche Bedeutung der Sonne und des Mondes – Der zu verfolgende Ansatz – Die Reihenfolge der Entfernungen – Die benachbarten Himmelskörper – Wie lassen sie sich voneinander unterscheiden? – Die Planeten Venus und Jupiter erregen durch ihre Helligkeit Aufmerksamkeit – Sirius ist kein Nachbarhimmelskörper – Die Planeten Saturn und Merkur – Teleskopische Planeten – Das Kriterium dafür, ob ein Körper als Nachbarhimmelskörper eingestuft werden soll – Die Bedeutung des Wortes „Planet“ – Uranus und Neptun – Kometen – Die Planeten werden von der Sonne beleuchtet – Die Sterne nicht – Die Erde ist tatsächlich ein Planet – Die vier inneren Planeten: Merkur, Venus, Erde und Mars – Die Geschwindigkeit der Erde – Die äußeren Planeten: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun – Licht und Wärme, die die Planeten von der Sonne erhalten – Vergleichende Größen der Planeten – Die Kleinplaneten – Alle Planeten bewegen sich in derselben Richtung – Das Sonnensystem – Eine Inselgruppe im Weltraum.

In den beiden vorangegangenen Kapiteln dieses Werkes haben wir versucht, die Himmelskörper nach ihrer relativen Bedeutung für die Menschheit zu beschreiben.
Könnten wir auch nur für einen Moment daran zweifeln, welcher der vielen Himmelskörper im Universum zuerst unsere Aufmerksamkeit verdienen sollte? Wir beziehen uns hier nicht auf die inhärente Bedeutung der Sonne im Vergleich zu anderen Körpern oder Gruppen von Körpern, die im Weltraum verstreut sind. Es ist möglich, dass zahlreiche Körper in Bezug auf ihre wahre Pracht, ihren Umfang und ihre Masse mit der Sonne konkurrieren können. Tatsächlich werden wir später in diesem Band zeigen, dass dies der Fall ist; dann werden wir in der Lage sein, den wahren Rang der Sonne unter den unzähligen Himmelskörpern anzugeben. Doch egal, wie wichtig die Sonne auch sein mag – wenn man sie lediglich als einen der Körper betrachtet, die im Weltraum vorhanden sind –, es kann keinen Zweifel geben daran, dass ihr Einfluss auf die Erde um ein Vielfaches größer ist als der aller anderen Körper im Universum zusammen. Es war daher selbstverständlich – ja unvermeidlich –, dass unsere erste Betrachtung der Himmelskörper diesem mächtigen Körper galt, der schließlich die Quelle unseres Lebens selbst ist.

Auch bezüglich des nächsten Schritts, der unternommen werden sollte, kann es kaum Zweifel geben. Die inhärente Bedeutung des Mondes im Vergleich zu anderen…

Himmelskörper können klein sein – tatsächlich sind sie, wie wir später sehen werden, fast unendlich klein. Doch in der Struktur unserer Erde hat der Mond eine Rolle gespielt und spielt sie auch weiterhin – eine Rolle, die nur an Bedeutung dem Sonnen selbst nachsteht. Der Mond ist uns so nahe, dass seine strahlenden Strahlen im Vergleich zu unzähligen Körpern, deren Größe und innere Pracht unvergleichlich größer sind als die des Mondes, fast unsichtbar werden. Der Mond nimmt außerdem eine besondere Stellung in der Geschichte der Astronomie ein: Denn das Gesetz der Schwerkraft, die größte Entdeckung, die die Wissenschaft bisher gemacht hat, wurde hauptsächlich durch Beobachtungen des Mondes erarbeitet. Es war daher nur natürlich, dass ein frühes Kapitel in unserer „Geschichte des Himmels“ einem Himmelskörper gewidmet wird, dessen Bedeutung der des Sonnen selbst sehr nahekommt.

Da jedoch die Sonne und der Mond bereits teilweise beschrieben wurden (wir müssen später wieder auf sie zurückkommen), ist es verständlich, dass man bei der Wahl des nächsten Schritts zögert. Wenn man diese beiden großen Leuchtkörper aus unserem Blickfeld entfernt, bleibt kein anderer Himmelskörper von solch außergewöhnlicher Bedeutung und Relevanz übrig, der klar zeigt, welchen Weg man einschlagen soll. Wir möchten die Geschichte des Himmels auf die natürlichste Weise erzählen. Wenn wir versuchen würden, die Himmelskörper in der Reihenfolge ihrer tatsächlichen Größe zu beschreiben, würde unsere Unwissenheit sofort dazu führen, dass diese Aufgabe als unmöglich angesehen wird. Wir können nicht einmal eine Vermutung darüber anstellen, welcher Himmelskörper an erster Stelle auf der Liste stehen sollte. Selbst wenn dieser mächtigste Himmelskörper in Reichweite unserer Teleskope liegen würde (was an sich eine äußerst unwahrscheinliche Annahme ist), hätten wir keine Ahnung, in welchem Teil des Himmels man ihn suchen sollte. Und selbst wenn das möglich wäre – wenn wir alle sichtbaren Körper in der Reihenfolge ihrer Größe und ihres Glanzes ordnen könnten – wäre dieses Vorgehen dennoch unpraktikabel, denn über die meisten von ihnen wissen wir wenig oder gar nichts.

Daher sind wir gezwungen, eine andere Vorgehensweise anzunehmen. Die einfachste und zugleich natürlichste Methode besteht darin, soweit möglich der Reihenfolge der Entfernung der verschiedenen Körper zu folgen. Wir haben bereits vom Mond als dem nächstgelegenen Nachbarn der Erde gesprochen; nun werden wir einige andere Himmelskörper betrachten, die relativ nah bei uns sind. Später, je mehr sich das Thema entwickelt, werden wir diese Objekte weiter erörtern.

Weiter entfernt – bis fast zum Ende dieses Bandes – werden wir uns mit den entlegensten Körpern im Universum beschäftigen, die uns das Teleskop bisher gezeigt hat.

Selbst wenn wir uns für dieses Prinzip entschieden haben, ist unser Vorgehen dennoch nicht frei von Unklarheiten. Viele der Himmelskörper sind in Bewegung, wodurch ihre relativen Entfernungen zur Erde ständig changieren; dies ist jedoch eine Schwierigkeit, die uns nicht aufhalten muss. Wir werden keinen Versuch unternehmen, dem Prinzip in allen Details gerecht zu werden. Es wird ausreichen, wenn wir zunächst jene großen Körper beschreiben – eine nicht sehr große Anzahl –, die, vergleichsweise gesehen, in unserer Nähe liegen, auch wenn sie immer noch unterschiedliche Entfernungen aufweisen; anschließend werden wir zu den unzähligen Körpern übergehen, die von uns durch so enorme Entfernungen getrennt sind, dass die Vorstellungskraft bei dem Versuch, sie sich vorzustellen, ins Stocken gerät.

Schauen wir also gen Himmel, um jene Körper zu entdecken, die in unserer Nähe liegen. Die Sonne ist untergegangen, der Mond ist noch nicht aufgegangen; ein wolkenloser Himmel zeigt einen Himmel, der funkelnd von unzähligen Lichtperlen erfüllt ist. Einige davon sind zu deutlich erkennbaren Sternbildern zusammengefasst; andere scheinen willkürlich verstreut zu sein, in allen möglichen Helligkeitsstufen – vom hellsten Licht bis zum schwächsten Punkt, den das Auge gerade noch wahrnehmen kann. Unter all diesen Objekten: Wie sollen wir erkennen, welche am nächsten zur Erde liegen? Schauen Sie nach Westen: Dort, über dem Ort, an dem die abziehenden Sonnenstrahlen noch verweilen, sehen wir oft den schönen Abendstern leuchten. Das ist der Planet Venus – ein wunderschöner Körper, die Zwillingschwester der Erde. Die Helligkeit dieses Planeten sowie seine schnellen Veränderungen sowohl in seiner Position als auch in seiner Helligkeit deuten sofort darauf hin, dass er viel näher an der Erde liegt als andere sternähnliche Objekte. Diese Annahme wurde durch sorgfältige Messungen ausführlich bestätigt; daher gehört Venus zur Liste der Körper, die unsere Nachbarn bilden.

Ein weiterer auffälliger Planet – dessen Helligkeit fast der von Venus gleichkommt und der Venus in Bezug auf Größe und Pracht weit übertrifft – trägt seit alters her den majestätischen Namen Jupiter. Zweifellos liegt Jupiter viel weiter von uns entfernt als Venus. Tatsächlich ist er stets mindestens doppelt so weit entfernt.

Und manchmal sogar zehnmal so viel. Dennoch müssen wir Jupiter zu unseren Nachbarn zählen. Im Vergleich zu den unzähligen Sternen, die am Himmel funkeln, muss Jupiter als recht nah angesehen werden. Die Entfernung dieses großen Planeten beträgt zwar Hunderte von Millionen Meilen – doch selbst diese enorme Entfernung müsste um Zehntausende oder Hunderttausende vermehrt werden, bevor sie lang genug wäre, um die Kluft zu überbrücken, die zwischen der Erde und dem nächsten Stern liegt.

Venus und Jupiter haben durch ihre außergewöhnliche Helligkeit unsere Aufmerksamkeit auf sich gezogen. Wir würden jedoch in die Irre gehen, wenn wir allgemein annehmen würden, dass die hellsten Objekte jene sind, die der Erde am nächsten liegen. Ein Beobachter, der sich nicht mit Astronomie auskennt, könnte durchaus auf den Hundestern – oder Sirius, wie Astronomen ihn allgemein nennen – als auf ein Objekt hinweisen, dessen außergewöhnlicher Glanz darauf hindeutet, dass es zu unseren Nachbarn gehört. Das wäre jedoch ein Fehler. Später werden wir noch ausführlicher auf diesen „Edelstein“ am südlichen Himmel eingehen – dann wird klar werden, dass Sirius ein riesiger Planet ist, der sowohl in Größe als auch in Pracht unser eigenes Sonnen weit übertrifft, aber in solch erschreckender Entfernung im Weltraum liegt, dass seine abgeschwächten Strahlen, wenn sie die Erde erreichen, bei uns nicht den Eindruck eines mächtigen Sonnensystems, sondern nur den eines leuchtenden Sterns erwecken.

Das Prinzip der Auswahl, anhand dessen die Nachbarn der Erde unterschieden werden können, wird später erläutert; vorerst genügt es zu wissen, dass unsere Liste zunächst um das einzigartige Objekt Saturn erweitert werden soll – obwohl seine Helligkeit von der von Sirius sowie einigen anderen Sternen weit übertroffen wird. Dann fügen wir Mars hinzu, einen Planeten, der gelegentlich so nahe an die Erde herankommt, dass er mit einem feurigen Glanz strahlt – was uns kaum auf die Tatsache vorbereiten kann, dass dieser Planet im Grunde zu den kleinsten Himmelskörpern gehört. Neben den bereits erwähnten Objekten hatten die alten Astronomen noch ein fünftes entdeckt, nämlich Merkur – einen Planeten, der normalerweise im Licht um die Sonne herum unsichtbar ist. Merkur entfernt sich jedoch gelegentlich weit genug von unserer Sonne, sodass er vor Sonnenaufgang oder nach Sonnenuntergang sichtbar wird. Diese fünf – Merkur, Venus,

Mars, Jupiter und Saturn – das waren die Planeten, die bereits in der fernen Antike bekannt waren.

Wir können die Liste jedoch nun etwas erweitern, indem wir dazu die mit dem Teleskop entdeckten Objekte hinzufügen, die in moderner Zeit als unsere „Nachbarn“ identifiziert wurden. Hier müssen wir nicht länger mit der Einführung des Kriteriums warten, anhand dessen wir feststellen können, ob ein Himmelskörper in der Nähe der Erde ist oder nicht. Die helleren Planeten lassen sich an ihrem konstanten Leuchten erkennen – im Gegensatz zum ständigen Funkeln der Sterne. Ein wenig Aufmerksamkeit für einen der genannten Himmelskörper zeigt jedoch einen deutlicheren Unterschied zwischen Planeten und Sternen.

Beobachten Sie beispielsweise Jupiter an einer klaren Nacht, wenn der Himmel gut zu sehen ist, und notieren Sie seine Position in Bezug auf die Konstellationen in seiner Umgebung – ob er rechts von diesem Stern oder links von jenem liegt; direkt zwischen diesem Paar oder genau auf diese Richtung ausgerichtet ist. Anschließend markieren wir Jupiters Position auf einer Himmelskarte oder zeichnen einen Entwurf der Sterne in der Umgebung, der die Position des Planeten zeigt. Nach einem oder zwei Monaten, wenn die Beobachtungen wiederholt werden, muss Jupiters Position erneut mit den Sternen verglichen werden, anhand derer sie ursprünglich bestimmt wurde. Es wird festgestellt, dass die Sterne ihre relativen Positionen beibehalten haben, während sich Jupiters Position verändert hat. Daher wird dieses Himmelskörper zu Recht als Planet bezeichnet – schließlich bewegt er sich ständig von einem Teil des Sternenhimmels zum anderen. Durch ähnliche Vergleiche kann gezeigt werden, dass auch die anderen von uns erwähnten Himmelskörper – Venus und Merkur, Saturn und Mars – ebenfalls Planeten sind und zur Gruppe der sogenannten Planeten gehören. Damit haben wir also das einfache Kriterium, anhand dessen die „Nachbarn“ der Erde leicht von den Sternen unterschieden werden können. Jeder Himmelskörper in der Nähe der Erde ist ein Planet – und allein die Tatsache, dass ein Himmelskörper ein Planet ist, reicht aus, um zu beweisen, dass er zu der Klasse gehört, die wir hier untersuchen.

Mit diesem Test können wir sofort eine Ergänzung zu unserer Liste der „Nachbarn“ vornehmen. Unter den unzähligen Körpern, die das Teleskop offenbart, gibt es…

Gelegentlich findet man einen Planeten, der ein „Wanderer“ ist. Zwei weitere mächtige Planeten, nämlich Uranus und Neptun, müssen daher zu den bereits erwähnten fünf hinzugefügt werden – insgesamt ergibt sich so eine Gruppe von sieben großen Planeten. Eine noch viel größere Anzahl kann berücksichtigt werden, wenn man auch jene Körper mitzählt, die nicht nur wie winzige Teleskopobjekte erscheinen, sondern im Vergleich zum riesigen Umfang unserer Erde tatsächlich kleine Kugeln sind. Diese kleineren Planeten, deren Zahl bei mehr als vierhundert liegt, gehören ebenfalls zu den „Nachbarn“ der Erde.

Wir sollten darauf hinweisen, dass auch eine weitere Klasse von Himmelskörpern, die sich stark von den Planeten unterscheiden, in unser System einbezogen werden muss. Das sind die Kometen – tatsächlich kann es vorkommen, dass einer dieser „irrationalen“ Himmelskörper manchmal der Erde näher kommt als je ein Planet zuvor. Diese geheimnisvollen Besucher werden später sicherlich unsere große Aufmerksamkeit erregen. Für den Moment beschränken wir unsere Aufmerksamkeit auf jene größeren oder kleineren Kugeln, die stets als Planeten bezeichnet werden.

Stellen Sie sich für einen Moment vor, man könnte eine undurchsichtige Hülle um unsere Sonne legen, sodass alle ihre Strahlen erlischen würden. Dass unsere Erde dadurch in die Dunkelheit der Mitternacht getaucht würde, ist selbstverständlich eine offensichtliche Folge. Ein kurzer Gedankengang zeigt, dass der Mond, der durch die reflektierten Strahlen der Sonne leuchtet, völlig unsichtbar werden würde. Hat aber dieses Verschwinden des Sonnenlichts weitere Auswirkungen? Würde es die unzähligen strahlenden Punkte beeinflussen, die mitten in der Nacht am Himmel zu sehen sind? Eine solche Verdunkelung der Sonne würde tatsächlich eine bemerkenswerte Wirkung am Nachthimmel hervorrufen – was durch etwas Aufmerksamkeit erkennbar wird. Die Sterne würden zweifellos keine Spur einer Veränderung in ihrer Helligkeit zeigen. Jeder Stern leuchtet durch sein eigenes Licht und ist nicht von der Sonne abhängig. Die Sternbilder würden somit weiterhin funkeln wie zuvor – doch bei den Planeten würde sich etwas Wunderbares ereignen. Würde die Sonne verdunkelt, würden auch die Planeten aus dem Blickfeld verschwinden. Der MitternachtsHimmel würde somit Zeuge sein, wie die Planeten nacheinander verschwinden, während die Sterne unverändert bleiben. Es mag schwer vorstellbar sein, wie die Helligkeit der Venus oder der Glanz des Jupiters ausschließlich von den Strahlen herrühren können, die von der fernen Sonne auf diese Körper fallen. Die Beweise sind jedoch eindeutig – und sie werden hier dargelegt.

Der Leser wird alles genauer erfahren, wenn wir später die verschiedenen Planeten im Detail besprechen.

Angenommen, wir betrachten Jupiter hoch am Himmel an einem Wintertag – man könnte argumentieren, dass, da die Erde zwischen Jupiter und der Sonne liegt, es unmöglich sein muss, dass die Sonnenstrahlen auf den Planeten fallen können. Das ist vielleicht eine nicht unvernünftige Ansicht für einen Bewohner dieser Erde, solange er sich noch nicht mit den relativen Größen der betreffenden Körper sowie mit den Entfernungen zwischen ihnen vertraut gemacht hat. Für einen Bewohner des Planeten Jupiter würde sich die Frage jedoch völlig anders darstellen. Wenn man einem solchen Wesen fragen würde, ob ihm die Stellung der Erde zwischen ihm und der Sonne große Unannehmlichkeiten bereitet, würde seine Antwort wohl so lauten: „Zweifellos ist ein solches Ereignis wie das Vorbeiziehen der Erde zwischen mir und der Sonne möglich – und es ist bereits zu seltenen Gelegenheiten eingetreten, die von langen Zeitabständen getrennt waren. Doch anstatt dass dieses Vorbeiziehen irgendwelche Unannehmlichkeiten verursacht, ist die gesamte Erde, von der ihr so viel haltet, tatsächlich so unbedeutend, dass sie, wenn sie vor die Sonne trat, lediglich als kleiner Punkt durch ein Teleskop sichtbar war – und die Menge an Sonnenlicht, die sie abfing, war völlig unbedeutend.“

Die Tatsache, dass die Planeten durch das Licht der Sonne leuchten, weist sofort auf die Ähnlichkeit zwischen ihnen und unserer Erde hin. Dadurch neigen wir dazu, unsere Sonne als einen zentralen, strahlenden Globus zu betrachten, der mit einer Anzahl viel kleinerer Körper verbunden ist – wobei jeder dieser Körper selbst dunkel ist und sowohl Licht als auch Wärme von der Sonne erhält.

Das war tatsächlich ein großer Schritt in der Astronomie, der die Natur des Sonnensystems aufzeigte. Die Entdeckung, dass unsere Erde ein Globus ist, der im Weltraum isoliert ist, war an sich schon eine enorme Leistung des menschlichen Verstands. Doch als erkannt wurde, dass dieser Globus nur einer ganzen Gruppe ähnlicher Objekte ist – einige davon sicherlich kleiner, andere jedoch viel größer – und als weiterhin festgestellt wurde, dass diese Körper der höchsten Kontrolle der Sonne unterliegen, entstand eine Reihe von Entdeckungen, die eine grundlegende Veränderung im menschlichen Wissen bewirkten.

Wir sehen also, dass die Sonne eine große „Familie“ leitet. Die Mitglieder dieser Familie sind von der Sonne abhängig, und ihre Abmessungen sind entsprechend ihrer untergeordneten Stellung proportioniert. Selbst Jupiter, das größte Mitglied dieser Familie, enthält nicht einmal ein Tausendstel des Materials, aus dem der größte Teil der Sonne besteht. Dennoch würde allein das Volumen Jupiters das der übrigen Planeten übersteigen, wenn man sie alle zusammenfügen würde.

Um den zentralen Leuchtkörper in Abbildung 31 herum haben wir vier Kreise mit Punktlinien gezeichnet, die die Umlaufbahnen der verschiedenen Körper gut veranschaulichen. Der innereste dieser vier Wege repräsentiert die Umlaufbahn des Planeten Merkur. Der Planet bewegt sich auf diesem Weg um die Sonne und erreicht nach 88 Tagen wieder den Ausgangspunkt.

Die nächste Umlaufbahn, weiter vom Sonnenzentrum entfernt, gehört zum Planeten Venus – den wir bereits als den bekannten Abendstern bezeichnet haben. Venus vollendet einen Umlauf in 225 Tagen. Noch weiter vom Sonnenzentrum entfernt befindet sich die Umlaufbahn eines weiteren Planeten. Dieser Planet ist fast genauso groß wie Venus und daher viel größer als Merkur. Der hier betrachtete Planet vollendet jeden Umlauf in 365 Tagen. Diese Zeitspanne kommt uns bekannt vor: Es handelt sich dabei um die Länge eines Jahres – und der Planet ist die Erde, auf der wir stehen. Es gibt eine beeindruckende Möglichkeit, die Länge des Weges zu erkennen, den die Erde auf jeder jährlichen Reise zurücklegen muss. Der Umfang eines Kreises beträgt etwa dreieinhalbmal den Durchmesser desselben Kreises; wenn man die Entfernung von der Erde bis zum Zentrum der Sonne mit 92.900.000 Meilen annimmt, dann beträgt der Durchmesser des Kreises, den die Erde um die Sonne beschreibt, 185.800.000 Meilen. Der Umfang dieses riesigen Kreises beträgt somit insgesamt 583.000.000 Meilen. Die Erde muss jedes Jahr diese Strecke zurücklegen. Um herauszufinden, wie weit wir jede Sekunde zurücklegen müssen, um diese lange Reise in zwölf Monaten zu bewältigen, reicht es aus, eine Division durchzuführen. Es zeigt sich, dass die Erde tatsächlich 18 Meilen pro Sekunde zurücklegen muss – andernfalls würde sie ihre Reise nicht innerhalb der vorgegebenen Zeit abschließen können.

Abb. 31 – Die Umlaufbahnen der vier inneren Planeten.
Legen Sie einen Moment inne und überlegen Sie, was eine Geschwindigkeit von achtzehn Meilen pro Sekunde wirklich bedeutet. Können wir eine solch enorme Geschwindigkeit erreichen? Vergleichen wir sie mit unseren üblichen Formen des schnellen Vorankommens. Schauen Sie sich den Expresszug an – wie er unter der Brücke vorbeirast und bereits im nächsten Moment aus dem Blickfeld verschwindet! Kann es eine größere Geschwindigkeit geben? Versuchen wir es mit Zahlen: Der Zug bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von einer Meile pro Minute; multiplizieren wir diese Geschwindigkeit mit achtzehn, erhalten wir achtzehn Meilen pro Minute. Doch um daraus achtzehn Meilen pro Sekunde zu kommen, müssen wir diese Zahl noch mit sechzig multiplizieren. Die Geschwindigkeit des Expresszuges beträgt nicht einmal das Tausendstel der Geschwindigkeit der Erde. Nehmen wir ein weiteres Beispiel: Wir stehen auf dem Schießstand und beobachten, wie eine Waffe auf ein Ziel in 1.000 Fuß Entfernung schießt –

Dass eine Sekunde oder zwei ausreichen, um die Kugel über diese Entfernung zu bringen. Die Erde bewegt sich fast hundertmal schneller als eine Gewehrkugel.

Abb. 32 – Die Bewegung der Erde.
Aus einer anderen Perspektive betrachtet erscheint die erstaunliche Geschwindigkeit der Erde nicht übermäßig. Die Erde ist ein riesiger Globus – so groß, dass es selbst bei dieser Geschwindigkeit fast acht Minuten dauert, ihren eigenen Durchmesser zu überwinden. Wenn ein Dampfschiff acht Minuten benötigen würde, um eine Strecke zurückzulegen, die seiner Länge entspricht, wäre seine Geschwindigkeit weniger als eine Meile pro Stunde. Um diese Art der Betrachtung zu veranschaulichen, zeigen wir hier einen Überblick über den Fortschritt der Erde (Abb. 32). Die Entfernung zwischen den Mittelpunkten dieser Kreise beträgt etwa sechsmal den Durchmesser; entsprechend beträgt die Zeit, die benötigt wird, um von einer Position zur anderen zu gelangen, etwa vierundvierzig Minuten.

Außerhalb der Bahn der Erde befindet sich die Umlaufbahn des vierten Planeten, des Mars, der 687 Tage – also fast zwei Jahre – benötigt, um seine Umrundung der Sonne zu vollenden. Mit unserer Ankunft beim Mars haben wir die Grenze des inneren Teils des Sonnensystems erreicht.

Die vier Planeten, die wir erwähnt haben, bilden eine eigene Gruppe, die durch ihre relative Nähe zur Sonne gekennzeichnet ist. Es handelt sich dabei um Körper mittlerer Größe. Venus und die Erde sind Globen von ungefähr gleicher Größe. Merkur und Mars sind beide kleinere Objekte, die hinsichtlich ihrer Masse zwischen der Erde und dem Mond liegen. Die vier Planeten, die der Sonne am nächsten sind, werden in Bezug auf Masse und Gewicht bei weitem von den riesigen Körpern unseres Systems übertroffen – der prächtige Gruppe aus Jupiter und Saturn sowie Uranus und Neptun.

Abb. 33 – Die Umlaufbahnen der vier Riesenplaneten.

Diese Riesenplaneten erhalten genauso wie ihre schwächeren „Brüder“ die Anleitung der Sonne. In dem Diagramm auf dieser Seite (Abb. 33) sind Teile der Umlaufbahnen der großen äußeren Planeten dargestellt. Die Sonne befindet sich, wie zuvor, im Zentrum – doch die inneren Planeten wären in dieser Skala so nahe an der Sonne, dass nur die Umlaufbahn des Mars dargestellt werden kann. Nach der Umlaufbahn des Mars folgt ein beträchtlicher Abstand, der jedoch nicht frei von planetarer Aktivität ist; anschließend kommen die Umlaufbahnen von Jupiter und Saturn. Noch weiter entfernt befindet sich Uranus – eine riesige Kugel, die nur mit Hilfe spezieller Geräte sichtbar gemacht werden kann. Schließlich wird das gesamte System durch die große Umlaufbahn Neptuns begrenzt – einem Planeten, über den wir eine wunderbare Geschichte erzählen werden.

Die verschiedenen Kreise in Abb. 34 zeigen die scheinbaren Größen der Sonne, wie sie von den verschiedenen Planeten aus erscheinen. Wenn man den Kreis nimmt, der der Erde entspricht…

Sie geben die Menge an Wärme und Licht an, die die Erde vom Sonnen erhält. Die anderen Kreise zeigen wiederum die Wärme und das Licht an, die die entsprechenden Planeten erhalten. Der nächste Planet außerhalb der Erde ist Mars – dessen Anteil an der Sonnenenergie ist nicht allzu viel geringer als der der Erde. Doch wir verstehen nicht, wie Körper, die so weit entfernt sind wie Jupiter oder Saturn, überhaupt Klimazonen haben können, die mit denen der besser gelegenen Planeten vergleichbar sind.

Abbildung 34: Vergleichende scheinbare Größe der Sonne, wie sie von den verschiedenen Planeten aus erscheint.
Abbildung 35 zeigt ein Bild der gesamten Familie der Planeten, die die Sonne umkreisen – ebenfalls in derselben Skala dargestellt, damit ihre vergleichbaren Größen sichtbar werden.

Gemessen nach dem Volumen ist Jupiter mehr als 1.200 Mal größer als die Erde – es würden also mindestens 1.200 Erden übereinandergelegt werden müssen, um einen Ballon zu erzeugen, der dem Jupiterballon entspricht. Gemessen nach dem Gewicht ist das Verhältnis zwischen Erde und Jupiter zwar immer noch enorm, doch nicht ganz so groß; dies ist jedoch ein Thema, das in einem späteren Kapitel ausführlicher behandelt wird.

Abb. 35 – Vergleichende Größen der Planeten.

Auch bei dieser vorläufigen Übersicht des Sonnensystems dürfen wir die Planeten nicht außer Acht lassen, die unsere Aufmerksamkeit erregen – nicht wegen ihrer Größe, sondern wegen ihrer Vielzahl. In dem weiten Gebiet, das innen durch die Umlaufbahn von Mars und außen durch die Umlaufbahn von Jupiter begrenzt wird, glaubte man einst, dass dort kein Planet kreiste. Moderne Forschungen haben gezeigt, dass dieses Gebiet nicht von einem einzigen Planeten, sondern von Hunderten bewohnt wird. Die Entdeckung dieser Planeten ist eine Aufgabe, die von verschiedenen fleißigen Astronomen unserer Zeit übernommen wurde, während die Untersuchung ihrer Bewegungen anderen Wissenschaftlern Arbeit bereitet. Aus der Erforschung dieser winzigen Planeten können wir viel lernen.

Körper – insbesondere solche von einem anderen kleinen Planeten namens Eros, der der Erde näher liegt als die oben angegebene Grenze. Ein Kapitel wird diesen Objekten gewidmet sein.

Doch wir beabsichtigen derzeit nicht, uns eingehend mit den rein statistischen Aspekten des Planetensystems zu beschäftigen. Wäre das unser Ziel, würden die Tabellen am Ende des Bandes zeigen, dass ausreichend Material dazu vorhanden ist. Astronomen haben eine Aufstellung aller Planeten erstellt. Sie haben ihre Entfernungen, die Form ihrer Umlaufbahnen sowie deren Positionen, ihre Umlaufzeiten und – im Fall aller größeren Planeten – ihre Größen und Gewichte gemessen. Solche Ergebnisse sind für viele Zwecke von Interesse. Doch im Moment rufen gerade die allgemeineren Eigenschaften dieser Wissenschaft unsere Aufmerksamkeit hervor.

Zum Schluss wollen wir noch ein oder zwei wichtige Erkenntnisse bezüglich unseres Planetensystems festhalten. Wir haben gesehen, dass alle Planeten auf nahezu kreisförmigen Bahnen um die Sonne kreisen. Nun müssen wir noch eine weitere, äußerst bedeutende Tatsache hinzufügen: Jeder Planet bewegt sich in derselben Richtung. Es kann also vorkommen, dass ein solcher Körper einen anderen überholt, aber es kann niemals vorkommen, dass zwei Planeten aneinander vorbeifliegen, wie es Züge auf benachbarten Eisenbahnstrecken tun. Später werden wir erkennen, dass das gesamte Gleichgewicht unseres Systems – ja sogar seine kontinuierliche Existenz – von dieser bemerkenswerten Gleichmäßigkeit in Verbindung mit anderen Eigenschaften des Systems abhängt.

So ist unser Sonnensystem: eine mächtige, organisierte Gruppe von Planeten, die unter der Kontrolle der Sonne kreisen und völlig von allen äußeren Einflüssen isoliert sind. Keine Sonne, kein Sternbild hat einen nennenswerten Einfluss auf unser Sonnensystem. Wir bilden eine kleine Inselgruppe, die durch erstaunlich große Entfernungen von den nächstgelegenen Sternen getrennt ist. Es ist möglich, dass auch diese anderen Sterne Sonnen sind und somit ebenfalls Systeme von Planeten haben, die um sie kreisen – doch darüber wissen wir nichts. Über die Sterne können wir nur sagen, dass sie uns als Lichtpunkte erscheinen, und alle Planeten, die sie möglicherweise haben, bleiben für uns für immer unsichtbar – selbst wenn sie viele Male größer wären als Jupiter.

Wir müssen uns nicht über diese Beschränkung unseres möglichen Wissens beklagen, denn genauso wie wir im Sonnensystem alles finden, was für unsere täglichen körperlichen Bedürfnisse notwendig ist, so werden wir auch genügend Beschäftigung finden für all die Fähigkeiten, die wir besitzen, wenn wir versuchen, jene Geheimnisse des Himmels zu verstehen, die in unserer Reichweite liegen.

KAPITEL V.
Das Gesetz der Schwerkraft.

Schwerkraft – Das Herabfallen eines Steins auf den Boden – Alle Körper fallen gleichmäßig, sechzehn Fuß pro Sekunde – Gilt das auch in großer Höhe? – Der Fall eines Körpers in einer Höhe von einem Viertel Million Meilen – Wie Newton eine Antwort vom Mond erhielt – Seine große Entdeckung – Darstellung des Gesetzes der Schwerkraft – Veranschaulichungen dieses Gesetzes – Warum stürzen sich nicht alle Körper im Universum aufeinander? – Die Wirkung der Bewegung – Wie durch Anziehungskräfte ein kreisförmiger Weg entstehen kann – Allgemeiner Überblick über die Bewegung des Mondes – Ist die Schwerkraft eine Kraft großer Intensität? – Zwei Gewichte à 50 Pfund – Zwei eiserne Kugeln mit einem Durchmesser von 53 Yards, die eine Meile voneinander entfernt sind, ziehen mit einer Kraft von 1 Pfund aneinander – Eigenschaften der Schwerkraft – Die Umlaufbahnen der Planeten sind keine exakten Kreise – Die Entdeckungen von Kepler – Konstruktion einer Ellipse – Keplers erstes Gesetz – Bewegt sich ein Planet gleichmäßig? – Das Gesetz der Geschwindigkeitsänderungen – Keplers zweites Gesetz – Der Zusammenhang zwischen Entfernungen und Umlaufzeiten – Keplers drittes Gesetz – Keplers Gesetze und das Gesetz der Schwerkraft – Bewegung in gerader Linie – Ein Körper, der nicht von störenden Kräften beeinflusst wird, würde sich mit konstanter Geschwindigkeit in gerader Linie bewegen – Anwendung auf die Erde und die Planeten – Das Gesetz der Schwerkraft abgeleitet aus Keplers Gesetzen – Universelle Schwerkraft.

Unsere Beschreibung der Himmelskörper muss kurz unterbrochen werden, während wir ein wichtiges Prinzip, das als Gesetz der Schwerkraft bekannt ist und der gesamten Astronomie zugrunde liegt, ausführlich erläutern. Mit diesem Gesetz können wir die Bewegungen des Mondes um die Erde sowie der Planeten um die Sonne erklären. Es ist daher unsere Pflicht, dieses Thema zu besprechen, bevor wir zur detaillierteren Beschreibung der einzelnen Planeten übergehen. Wir werden außerdem feststellen, dass das Gesetz der Schwerkraft viel Licht auf die Natur der Sterne wirft, die in den entlegensten Teilen des Weltraums befinden. Es ermöglicht uns zudem, einen Blick in die Vergangenheit zu werfen und, wenn auch nicht mit Sicherheit, so doch plausibel, bestimmte frühe Phasen in der Geschichte unseres Systems nachzuvollziehen. Die Sonne und der Mond, die Planeten und Kometen, die Sterne und Nebel – all das unterliegt diesem universellen Gesetz, dem wir nun unsere Aufmerksamkeit widmen wollen.

Was ist vertrauter als die Tatsache, dass ein Stein, wenn er heruntergelassen wird, zu Boden fällt? Zunächst hält niemand das für erwähnenswert. Die Menschen sind oft überrascht, wenn sie sehen, wie ein Stück Eisen von einem Magneten angezogen wird. Doch der Fall eines Steins zu Boden ist die Erscheinung einer Kraft, die genauso interessant ist wie die Kraft des Magnetismus. Es ist die Erde, die den Stein anzieht – genauso wie der Magnet das Eisen. In jedem Fall handelt es sich um eine Anziehungskraft; doch während die magnetische Anziehung nur auf wenige Stoffe wirkt und relativ geringfügig ist, ist die Schwerkraftanziehung im gesamten Universum bedeutend.

Beginnen wir mit einigen sehr einfachen Experimenten zur Schwerkraft. Halten Sie ein kleines Stück Blei in der Hand und lassen Sie es anschließend auf eine Polsterung fallen. Das Blei benötigt eine gewisse Zeit, um von den Fingern zur Polsterung zu gelangen – doch diese Zeit bleibt immer gleich, wenn die Höhe dieselbe ist. Nehmen Sie nun ein größeres Stück Blei und halten Sie jeweils ein Stück in jeder Hand auf derselben Höhe. Wenn beide zum gleichen Zeitpunkt freigelassen werden, erreichen sie die Polsterung gleichzeitig. Man könnte meinen, dass das schwerere Objekt schneller fällt als das leichtere – doch bei dem Experiment stellt sich heraus, dass das nicht der Fall ist. Wiederholen Sie das Experiment mit verschiedenen anderen Stoffen: Ein gewöhnlicher Marmor fällt in derselben Zeit wie das Stück Blei. Mit einem Stück Kork versuchen wir das Experiment erneut – wieder erhalten wir dasselbe Ergebnis. Zuerst scheint es, als würde das Experiment fehlschlagen, wenn man einen Federn mit dem Stück Blei vergleicht – doch das liegt allein am Luftwiderstand, der auf die Feder stärker wirkt als auf das Blei. Wenn jedoch die Feder auf die Oberfläche eines Pennys gelegt wird und das Penny beim Herunterfallen horizontal gehalten wird, sorgt das Penny dafür, dass die Luft aus dem Weg geräumt wird – dann fällt die Feder genauso schnell wie das Penny, genauso schnell wie der Marmor oder genauso schnell wie das Blei.

Wenn der Beobachter sich während dieser Experimente in einer Galerie befindet und die Polsterung sechzehn Fuß unter seinen Händen liegt, dann beträgt die Zeit, die der Marmor benötigt, um diese sechzehn Fuß zurückzulegen, eine Sekunde. Die Zeit, die der Kork oder das Blei benötigen, ist dieselbe – und sogar die Feder selbst würde in einer Sekunde sechzehn Fuß zurücklegen, könnte sie vor dem Luftwiderstand geschützt werden.

vor den Störungen der Luft. Versuchen Sie dieses Experiment – egal ob in London, in einer anderen Stadt, auf einer Insel oder auf einem Kontinent, an Bord eines Schiffes auf hoher See, am Nordpol, am Südpol oder am Äquator – man wird immer feststellen, dass jedes Objekt, unabhängig von seiner Größe oder seinem Material, in einer Sekunde etwa sechzehn Fuß fallen wird.

Um irrtümliche Vorstellungen zu vermeiden, möchten wir erwähnen, dass die in einer Sekunde zurückgelegte Strecke an verschiedenen Orten der Erde leicht variiert – aus Gründen, die uns im Moment nicht weiter beschäftigen müssen. Fürs Erste betrachten wir also sechzehn Fuß als die Strecke, die ein Objekt ohne Störungen in einer Sekunde über jede Stelle der Erdoberfläche fallen würde. Doch nun wollen wir unseren Blick über die Erdoberfläche hinausrichten und untersuchen, inwieweit dieses Gesetz von den sechzehn Fuß pro Sekunde auch anderswo gilt. Steigen wir beispielsweise auf den Gipfel eines Berges und versuchen das Experiment dort. Man würde feststellen, dass ein Marmelstein auf dem Gipfel etwas länger braucht, um sechzehn Fuß zu fallen, als wenn er von seiner Basis aus fallen würde. Der Unterschied ist sehr gering, doch er ist messbar und reicht aus, um zu zeigen, dass die Anziehungskraft der Erde auf den Marmelstein in großer Höhe über der Erdoberfläche etwas nachlässt. Unabhängig davon, wie hoch wir steigen – sei es auf den Gipfel eines hohen Berges oder auf noch größere Höhen bei Ballonfahrten – wird die Neigung der Körper, zum Boden zu fallen, niemals aufhören, obwohl diese Neigung mit zunehmender Höhe zweifellos schwächer wird. Es wäre von großem Interesse zu erfahren, wie weit sich diese Anziehungskraft der Erde tatsächlich erstrecken kann. Mit einem Ballon können wir nur etwa fünf bis sechs Meilen über die Erdoberfläche gelangen; doch wir möchten wissen, was passieren würde, wenn wir 500 Meilen, 5.000 Meilen oder sogar noch weiter in den Weltraum aufsteigen könnten.

Stellen Sie sich vor, ein Reisender hätte die Möglichkeit, meilen- und tausendmeilenweit in die Höhe zu steigen, immer weiter nach oben, bis er schließlich eine erschreckende Höhe von fast einer Viertelmillion Meilen über dem Boden erreicht hätte. Wenn er auf die Erdoberfläche hinabschaute, die in solch enormer Tiefe unter ihm liegt, könnte er einen wunderbaren Überblick aus der Vogelperspektive erhalten.

Er würde zweifellos die Details von Städten und Dörfern aus den Augen verlieren; die Merkmale einer solchen Landschaft wären ganze Kontinente und ganze Ozeane – soweit die Lücken zwischen den Wolken es zuließen, dass die Erdoberfläche sichtbar wurde.

Auf dieser erstaunlichen Höhe konnte er eines der interessantesten Experimente durchführen, die je einem Philosophen möglich waren. Er konnte prüfen, ob die Anziehungskraft der Erde auf solche Höhe noch wirksam ist, und er konnte deren Stärke messen. Für das Experiment nahm man einen Korken, einen Marmorstein oder irgendeinen anderen Gegenstand, groß oder klein; man hielt ihn zwischen den Fingern und ließ ihn los. Jeder weiß, was in einem solchen Fall hier unten geschehen würde; doch es bedurfte Sir Isaac Newtons, um zu erklären, was in solch einer Situation dort oben geschehen würde. Newton behauptete, dass die Anziehungskraft der Erde sogar auf diese große Höhe reicht und dass der Marmorstein fallen würde. Das ist die Lehre, die wir nun überprüfen können. Wir sind bereit für das Experiment. Der Marmorstein wird freigelassen – und o Wunder: Unser erster Ausruf ist eines des Staunens. Anstatt sofort herabzufallen, scheint der kleine Gegenstand in der Luft zu schweben. Wir sind kurz davor, zu behaupten, dass wir die Reichweite der Erdrückung bereits überschritten haben und dass Newton unrecht hat – da wird unsere Aufmerksamkeit auf etwas anderes gelenkt: Der Marmorstein beginnt sich zu bewegen, zwar sehr langsam, sodass wir ihn zunächst genau beobachten müssen. Doch allmählich nimmt seine Geschwindigkeit zu; die Anziehungskraft der Erde steht somit außer jedem Zweifel. Schließlich gewinnt der Marmorstein immer mehr Geschwindigkeit und begibt sich auf seine lange Reise von einer Viertelmillion Meilen zurück zur Erde.

Doch sicherlich wird man sagen, dass ein solches Experiment völlig unmöglich sein muss – und tatsächlich kann es nicht auf die beschriebene Weise durchgeführt werden. Newton kam auf die kühne Idee, den Mond selbst zu nutzen, der fast eine Viertelmillion Meilen über der Erde liegt, um diese Frage zu beantworten. Noch nie zuvor wurde unser Satellit für eine so edle Zweck verwendet. Tatsächlich fällt er ständig in Richtung Erde. Wir können berechnen, wie stark er in jeder Sekunde in Richtung Erde abgelenkt wird – und so eine Messung der Anziehungskraft der Erde erhalten. Durch solche Untersuchungen konnte Newton herausfinden, dass ein Körper, der in einer Entfernung von 240.000 Meilen über der Erdoberfläche freigelassen wird, weiterhin von der Erde angezogen wird.

Dass aufgrund der Anziehungskraft der Körper zu bewegen beginnen würde – in Richtung Erde – allerdings nicht mit der Geschwindigkeit, mit der ein Körper an der Erdoberfläche fällt, sondern mit einer weitaus geringeren Geschwindigkeit. Ein Körper, der aus der Entfernung des Mondes herabgelassen wird, würde seine lange Reise so langsam antreten, dass erst nach einer Minute und nicht nach einer Sekunde eine Entfernung von sechzehn Fuß zurückgelegt worden wäre.[11]

Durch das Nachdenken über die auf diese Weise vom Mond gewonnenen Informationen machte Newton seine unsterbliche Entdeckung. Die Schwerkraft der Erde ist eine Kraft, die sich weit über den Raum ausdehnt. Je weiter der Körper entfernt ist, desto schwächer wird die Schwerkraft; hier fand Newton den Weg, um das große Problem bezüglich des Gesetzes zu lösen, nach dem die Intensität der Schwerkraft abnimmt. Die aus dem Mond gewonnene Information, dass ein Körper, der 240.000 Meilen entfernt ist, eine Minute benötigt, um eine Strecke zurückzulegen, die er hier in einer Sekunde zurücklegen würde, war von größter Bedeutung. Zunächst zeigt sie, dass die Anziehungskraft der Erde, mit der sie alle Körper zur Erde zieht, mit zunehmender Entfernung schwächer wird. Das ließ sich tatsächlich bereits vorhersehen. Es ist genauso vernünftig anzunehmen, dass die Anziehungskraft mit zunehmender Entfernung abnimmt, wie anzunehmen, dass das Leuchten eines Lichts mit zunehmender Entfernung abnimmt; und es ist bemerkenswert, dass das Gesetz, nach dem die Schwerkraft mit zunehmender Entfernung abnimmt, genau dasselbe Gesetz ist wie das Gesetz, nach dem die Helligkeit eines Lichts mit zunehmender Entfernung abnimmt.

Das Naturgesetz, in seiner einfachsten Form formuliert, besagt, dass die Intensität der Schwerkraft umgekehrt proportional zum Quadrat der Entfernung variiert. Lassen Sie mich versuchen, diese etwas abstrakte Aussage durch ein oder zwei einfache Beispiele zu veranschaulichen. Nehmen wir an, ein Körper würde über die Erdoberfläche auf eine Höhe von fast 4.000 Meilen gehoben, sodass er sich auf einer Höhe befindet, die dem Radius der Erde entspricht. Mit anderen Worten: Ein Körper in dieser Position wäre doppelt so weit vom Zentrum der Erde entfernt wie ein Körper, der auf der Oberfläche liegt. Das Gravitationsgesetz besagt, dass die Intensität der Anziehungskraft dann auf ein Viertel abnehmen muss; somit ist die Anziehungskraft der Erde auf einen Körper auf einer Höhe von 4.000 Meilen

Nur ein Viertel der Anziehungskraft der Erde auf diesen Körper besteht, solange er auf dem Boden liegt. Wir können die Wirkung dieser Anziehungskraft auf verschiedene Weise darstellen. Lassen wir den Körper fallen – innerhalb einer Sekunde wird er nur vier Fuß sinken, was lediglich ein Viertel der Strecke ist, die die Schwerkraft in der Nähe der Erdoberfläche verursachen würde.

Wir können die Sache auch auf eine andere Weise betrachten, indem wir annehmen, dass die Anziehungskraft der Erde mit einem dieser kleinen Wiegegeräte gemessen wird, die als Federwaage bekannt sind. Wenn an einem solchen Gerät an der Erdoberfläche ein Gewicht von vier Pfund aufgehängt wird, zeigt das Instrument natürlich ein Gewicht von vier Pfund an. Doch stellen wir uns vor, diese Waage würde weiter nach oben gebracht werden, während sie weiterhin das darauf angebrachte Gewicht trägt – dann würde die angezeigte Spannung immer geringer werden. Wenn die Waage schließlich eine Höhe von 4.000 Meilen erreicht hätte, also doppelt so weit vom Erdmittelpunkt entfernt wie zu Beginn, wäre die angezeigte Spannung auf ein Viertel reduziert worden, und die Waage würde nur noch ein Pfund anzeigen. Wenn wir uns vorstellen könnten, das Gerät noch weiter in die Tiefen des Weltraums zu bringen, würde die Anzeige der Waage weiterhin kontinuierlich abnehmen. Wenn das Gerät schließlich eine Höhe von 8.000 Meilen erreicht hätte, also dreimal so weit vom Erdmittelpunkt entfernt wie zu Beginn, würde laut dem Gravitationsgesetz die Anziehungskraft auf ein Neuntel abgenommen haben. Die auf der Waage angezeigte Spannung wäre somit nur ein Neuntel von vier Pfund, also weniger als eine halbe Pfund. Doch lassen wir die Reise erneut fortsetzen – ohne Pause, bis die Waage samt ihrem vierpfündigen Gewicht jene Umlaufbahn erreicht hat, die der Mond auf seiner monatlichen Umrundung der Erde beschreibt. Die dabei erreichte Entfernung beträgt etwa sechzigmal den Radius der Erde; daher nimmt die Anziehungskraft im Verhältnis eins zu sechzig zum Quadrat ab. Die Feder würde dann nur noch durch den winzigen Bruchteil von 1/3.600 von vier Pfund gespannt werden. Es scheint also, dass ein Gewicht, das auf der Erde eineinhalb Tonnen wog, bei einer Höhe von 240.000 Meilen weniger als eine Pfund wiegen würde. Doch selbst bei dieser enormen Entfernung sollten wir nicht anhalten – stellen wir uns vor, wir würden weiter und weiter zurückgehen: Die von der Waage angezeigte Spannung wird zwar ständig abnehmen, aber sie wird trotzdem weiterhin vorhanden sein, egal wie weit wir gehen. Die Astronomie scheint uns zu lehren…

dass die Anziehungskraft der Schwerkraft mit angemessen abgeschwächter Intensität auch über die tiefsten Räume des Universums reichen kann.

Das Prinzip der Schwerkraft hat weitaus größere Bedeutung, als wir bisher angedeutet haben. Wir haben nur von der Anziehungskraft der Erde gesprochen und festgestellt, dass diese Kraft sich im gesamten Raum ausdehnt. Doch das Gesetz der Schwerkraft ist nicht so begrenzt. Nicht nur zieht die Erde jedes andere Körper an, und jeder andere Körper zieht die Erde an – sondern jeder dieser Körper zieht auch den anderen an. In seiner vollständigeren Form besagt das Gesetz der Schwerkraft daher, dass „jeder Körper im Universum jeden anderen Körper mit einer Kraft anzieht, die umgekehrt proportional zum Quadrat der Entfernung ist“.

Es ist unmöglich, die Bedeutung dieses Gesetzes zu überschätzen. Es liefert uns den Schlüssel, mit dem wir die komplizierten Bewegungen der Planeten verstehen können. Es führte zu erstaunlichen Entdeckungen – durch das Gesetz der Schwerkraft konnten wir beispielsweise das Vorhandensein von Körpern vorhersehen, noch bevor diese überhaupt sichtbar wurden.

Ein Einwand, der in diesem Zusammenhang erhoben werden könnte, muss zunächst behandelt werden. Er scheint tatsächlich plausibel zu sein. Wenn die Erde den Mond anzieht, warum stürzt dann der Mond nicht auf die Erde? Wenn die Erde vom Sonnen angezogen wird, warum stürzt sie dann nicht in die Sonne? Wenn die Sonne von anderen Sternen angezogen wird, warum stürzen diese dann nicht alle zusammen in einer schrecklichen Kollision? Es mag durchaus berechtigt sein, zu argumentieren, dass, wenn all diese Körper am Himmel einander anziehen, sie aufgrund dieser Anziehungskraft alle zusammenstürzen müssten und somit das gesamte materielle Universum zu einer einzigen mächtigen Masse verschmelzen würde. Tatsächlich wissen wir jedoch, dass solche Kollisionen nicht oft stattfinden und dass die Wahrscheinlichkeit dafür äußerst gering ist. Wir sehen, dass die Erde zwar seit unzähligen Zeiten von der Sonne angezogen wird, doch sie ist immer noch genauso weit von der Sonne entfernt wie zuvor. Ist das nicht im Widerspruch zur Lehre von der universellen Schwerkraft? In den Anfängen der Astronomie würden solche Einwände als nahezu unlösbar angesehen werden – und tatsächlich werden sie bis heute gelegentlich vorgebracht. Deshalb ist es umso wichtiger, zu erklären, wie es

Es ist so wünschenswert, dass der Schüler klar versteht, wie eine zentrale Anziehungskraft mit einer Bewegung auf einer nahezu kreisförmigen Bahn vereinbar ist, dass wir eine Illustration geben, um zu zeigen, wie der Mond unter der Führung und Kontrolle der anziehenden Erde seine monatliche Umlaufbahn beschreibt.

Der gedachte Zeichnung in Abbildung 36 zeigt einen Querschnitt der Erde mit einem hohen Berg darauf.[12] Wenn auf dem Gipfel des Berges in C ein Kanon aufgestellt wäre und die Kanonenkugel in Richtung CE mit einer mäßigen Menge an Pulver abgefeuert würde, würde die Kugel entlang der ersten gekrümmten Bahn nach unten fallen. Wenn sie ein zweites Mal mit einer stärkeren Ladung abgefeuert wird, verläuft die Bahn entlang der zweiten gekrümmten Linie, und die Kugel fällt erneut zu Boden. Versuchen wir es beim nächsten Mal mit einer noch größeren Ladung – und tatsächlich mit einem weitaus stärkeren Kanon als je zuvor hergestellte Waffe. Die Geschwindigkeit des Projektils muss nun bei einigen Meilen pro Sekunde angenommen werden; doch wir können uns vorstellen, dass die Geschwindigkeit so eingestellt wird, dass die Kugel entlang der Bahn CD bewegt wird, stets auf derselben Höhe über der Erdoberfläche – obwohl sie weiterhin gekrümmt ist, wie jedes Projektil, das von der horizontalen Linie aus, auf der es sich im ersten Moment befand, abgeschossen wird. Bei Punkt D wird die Kugel immer noch auf derselben Höhe über der Oberfläche sein, und ihre Geschwindigkeit muss unvermindert bleiben. Sie wird daher ihren Weg fortsetzen und einen weiteren Quadranten des Kreises umrunden, ohne der Oberfläche näherzukommen. Auf diese Weise wird das Projektil den gesamten Globus umrunden und schließlich wieder zu C zurückkehren.

einen neuen Anfang auf derselben Bahn nehmen. Wenn wir den Berg sowie die Kanone auf seinem Gipfel beseitigen könnten, hätte wir einen Körper, der aufgrund der Schwerkraft für immer um die Erde kreisen würde.
Abbildung 36 – Illustration der Bewegung des Mondes.

Machen Sie nun einen kühnen Sprung der Vorstellungskraft. Stellen Sie sich eine gewaltige Kanone vor, die in der Lage ist, eine Kugel mit einem Durchmesser von mindestens 2.000 Meilen aufzunehmen. Schießen Sie diese riesige Kugel mit einer Geschwindigkeit von etwa 3.000 Fuß pro Sekunde ab – das sind zwei bis drei Mal so hohe Geschwindigkeiten wie die tatsächlich in der modernen Artillerie erreichbaren. Lassen Sie diese Kugel horizontal von einer Stelle aus abgefeuert werden, die fast ein Viertelmillion Meilen über der Erdoberfläche liegt. Dieser furchterregende Geschoss würde in einer nahezu kreisförmigen Umlaufbahn um die Erde kreisen und nach etwa vier Wochen wieder an seinen Ausgangspunkt zurückkehren.

Dann beginnt eine weitere Revolution – nach weiteren vier Wochen befindet sich das Objekt wieder am Ausgangspunkt, und dieser Vorgang würde ewig so weitergehen.

Glauben Sie nicht, dass wir völlig phantasieren. Wir können zwar die Kanone nicht zeigen, aber auf einen großen Projektil hinweisen. Wir sehen dieses Projektil jeden Monat – es ist der wunderschöne Mond selbst. Niemand behauptet, der Mond sei jemals mit einer solchen Kanone abgeschossen worden; doch man muss zugeben, dass er sich so bewegt, als wäre das der Fall. In einem späteren Kapitel werden wir die Geschichte des Mondes untersuchen und zeigen, wie er zu dieser wunderbaren Umlaufbahn gelangt ist.

Genau wie der Mond um die Erde kreist, so kreist auch die Erde um die Sonne. Die Abbildung zeigt, dass eine kreisförmige oder nahezu kreisförmige Bewegung mit dem Konzept des Gesetzes der universellen Gravitation übereinstimmt.

Wir sind daran gewöhnt, die Schwerkraft als eine Kraft von enormer Stärke anzusehen. Kontrolliert die Schwerkraft nicht den Mond in seiner Umlaufbahn um die Erde? Wird nicht sogar die mächtige Erde selbst auf ihrem Weg um die Sonne durch die überwältigende Anziehungskraft der Sonne auf ihrem Platz gehalten? Zweifellos ist die tatsächliche Kraft, die die Erde auf ihrem Weg hält – genauso wie die Kraft, die den Mond in unserer Nähe festhält – von großer Intensität. Doch das liegt daran, dass in solchen Fällen die Schwerkraft mit Körpern von enormer Masse verbunden ist. Niemand kann leugnen, dass alle Körper, die unserer Beobachtung zugänglich sind, scheinbar nach dem Gesetz der Gravitation gegenseitig anziehen; doch man muss zugeben, dass die Intensität dieser Anziehung fast unermesslich gering ist, es sei denn, einer oder beide der anziehenden Körper haben gigantische Abmessungen.

Versuchen wir, zu veranschaulichen, wie schwach die Gravitation zwischen Körpern mit leicht messbaren Abmessungen ist. Nehmen wir zum Beispiel zwei Eisengewichte, von denen jedes etwa 50 Pfund wiegt, und die sich in einem Abstand von einem Fuß voneinander befinden. Zwischen diesen Gewichten besteht eine gewisse Gravitationskraft. Die beiden Gewichte werden zueinander gezogen – doch sie bewegen sich nicht. Die Anziehungskraft zwischen ihnen existiert zwar, ist jedoch äußerst gering und in ihrer Intensität keineswegs mit der magnetischen Anziehung vergleichbar. Jeder weiß, dass ein Magnet ein Stück Eisen mit erheblicher Kraft anzieht – aber…

Die Schwerkraftintensität ist bei Massen gleicher Größe erheblich geringer. Die Anziehungskraft zwischen diesen beiden 50-Pfund-Gewichten beträgt weniger als ein Milliardstel eines Pfunds. Eine solche Kraft ist im Vergleich zur Reibung zwischen den Gewichten und dem Tisch, auf dem sie stehen, völlig unbedeutend – daher gibt es auf diese Anziehungskraft keine Reaktion, nicht einmal durch die geringste Bewegung. Wenn wir uns jedoch vorstellen, dass jedes dieser Gewichte auf Rädern ohne jegliche Reibung montiert ist und auf absolut perfekten horizontalen Schienen fährt, dann besteht kein Zweifel daran, dass die Körper allmählich anfangen würden, sich zuzuziehen, und im Laufe der Zeit tatsächlich in Berührung kommen würden.

Wenn wir die Schwerkraft als eine messbare Kraft betrachten wollen, müssen wir Massen verwenden, die um ein Vielfaches größer sind als diese 50-Pfund-Gewichte. Stellen Sie sich ein Paar Kugeln vor, jede aus 417.000 Tonnen Gusseisen bestehend; jede dieser Kugeln hätte bei fester Struktur einen Durchmesser von etwa 53 Yards. Stellen Sie sich vor, diese Kugeln befinden sich in einer Entfernung von einer Meile voneinander. Jede Kugel zieht die andere durch die Schwerkraft an. Es spielt keine Rolle, ob Gebäude oder Hindernisse aller Art dazwischen liegen – die Schwerkraft durchdringt solche Hindernisse genauso leicht wie Licht Glas. Es lässt sich kein Schirm konstruieren, der dicht genug wäre, um den Durchgang dieser Kraft zu blockieren. Jede dieser Eisenkugeln wird daher unter allen Umständen die andere anziehen; doch trotz ihrer enormen Größe ist die Intensität dieser Anziehungskraft immer noch sehr gering, wenn auch messbar. Die Anziehungskraft zwischen diesen beiden Kugeln entspricht einer Kraft, die nicht größer ist als der Druck, den ein einzelnes Pfundgewicht ausübt. Ein Kind könnte eine dieser massiven Kugeln davon abhalten, von der anderen angezogen zu werden. Angenommen, alles wäre frei von Hindernissen und die Reibung könnte so neutralisiert werden, dass die Kugeln dem Impuls ihrer gegenseitigen Anziehung folgen können: Dann würden die beiden Kugeln anfangen, sich zu nähern. Doch da die Massen so groß und die Anziehungskraft so gering ist, wird sich die Geschwindigkeit nur sehr langsam erhöhen. Ein Mikroskop wäre notwendig, um festzustellen, wann die Bewegung tatsächlich beginnt. Es müssen anderthalb Stunden vergehen, bevor die Entfernung um einen Fuß verringert wird; und obwohl sich das Tempo anschließend verbessert, müssen drei bis vier Tage vergehen, bevor die beiden Kugeln zusammenkommen.

Die bemerkenswerteste Eigenschaft der Schwerkraft muss hier besonders erwähnt werden. Ihre Intensität scheint nur von der Menge an Materie in den Körpern abzuhängen und überhaupt nicht von der Natur der Stoffe, aus denen diese Körper bestehen. Wir haben die beiden Kugeln als aus Gusseisen beschrieben, doch selbst wenn eine oder beide aus Blei oder Kupfer, aus Holz oder Stein, aus Luft oder Wasser bestünden, bliebe die Anziehungskraft dieselbe – vorausgesetzt, die Massen bleiben unverändert. Darin erkennen wir einen grundlegenden Unterschied zwischen der Schwerkraftanziehung und der magnetischen Anziehung. Im letzteren Fall ist die Anziehung in der überwiegenden Mehrheit der Stoffe überhaupt nicht wahrnehmbar und nur im Falle des Eisens erheblich.

In unserer Beschreibung des Sonnensystems haben wir den Mond als um die Erde auf einer nahezu kreisförmigen Bahn kreisend dargestellt und die Planeten als um die Sonne auf Bahnen, die ebenfalls annähernd kreisförmig sind, kreisend. Es ist nun unsere Pflicht, diese bemerkenswerten Bahnen genauer zu beschreiben; anstatt sie einfach als nahe Kreise abzutun, müssen wir genau feststellen, inwiefern sie sich davon unterscheiden.

Wenn ein Planet um die Sonne auf einer wirklich kreisförmigen Bahn kreisen würde, wobei die Sonne stets im Zentrum wäre, dann wäre es offensichtlich, dass die Entfernung von der Sonne zum Planeten, da sie immer dem Radius des Kreises entspricht, konstant sein müsste. Es besteht kein Zweifel daran, dass die Entfernung von der Sonne zu jedem Planeten annähernd konstant ist; doch bei genauen Beobachtungen wird klar, dass das nicht absolut der Fall ist. Die Schwankungen in der Entfernung können mehrere Millionen Meilen betragen, doch selbst in extremen Fällen macht die Schwankung nur einen kleinen Bruchteil – in der Regel einen sehr kleinen Bruchteil – der Gesamtentfernung aus. Die Umstände unterscheiden sich bei jedem Planeten. Die Umlaufbahn der Erde selbst ist so, dass die Entfernung von der Erde zur Sonne nur geringfügig von ihrem Durchschnittswert abweicht. Venus kommt sogar noch näher an eine perfekt kreisförmige Bewegung heran; während hingegen die Bahn des Mars und erst recht die des Merkur erhebliche relative Schwankungen in der Entfernung vom Planeten zur Sonne aufweist.

Es wurde oft festgestellt, dass viele der großen Entdeckungen in der Wissenschaft ihren Ursprung in der sorgfältigen Beobachtung und Erklärung geringfügiger Abweichungen von irgendwelchen annähernd gültigen Gesetzen haben. In diesem Bereich der Astronomie finden wir eine hervorragende Veranschaulichung dieses Prinzips. Die Umlaufbahnen der Planeten sind nahezu kreisförmig, aber sie sind nicht genau Kreise. Warum ist das so? Es muss einen natürlichen Grund dafür geben. Dieser Grund wurde ermittelt – und er führte zu einigen der größten Entdeckungen, die der menschliche Verstand je im Bereich der Natur gemacht hat.

Zunächst einmal wollen wir uns die Schlussfolgerungen ansehen, die sich aus der Tatsache ergeben, dass die Entfernung eines Planeten von der Sonne nicht konstant ist. Die Bewegung in einem Kreis ist von solcher Schönheit und Einfachheit, dass wir dazu neigen, sie beizubehalten – es sei denn, die Notwendigkeit dazu wird klar erkennbar. Können wir nicht irgendeine Methode finden, mit der die kreisförmige Bewegung beibehalten werden kann, ohne dass sie mit den Schwankungen in der Entfernung zwischen Planet und Sonne unvereinbar wäre? Das ist offensichtlich unmöglich, wenn die Sonne im Zentrum des Kreises steht. Aber nehmen wir an, die Sonne würde nicht das Zentrum einnehmen, während der Planet weiterhin um die Sonne kreist. Dann würde die Entfernung zwischen den beiden Körpern notwendigerweise schwanken. Je exzentrischer die Position der Sonne ist, desto größer wären die entsprechenden Schwankungen in der Entfernung des Planeten in den verschiedenen Teilen seiner Umlaufbahn. Man könnte außerdem annehmen, dass durch das Anordnen einer Reihe von Kreisen um die Sonne die verschiedenen Planetenbahnen erklärt werden könnten. Das Zentrum des Kreises, der der Venus gehört, müsste fast genau mit dem Zentrum der Sonne übereinstimmen, und die Zentren der Umlaufbahnen aller anderen Planeten müssten in solchen Abständen zur Sonne liegen, dass eine zufriedenstellende Erklärung für das allmähliche Ansteigen und Sinken der Entfernung zwischen den beiden Körpern möglich ist.

Es besteht kein Zweifel daran, dass die Bewegungen des Mondes und der Planeten bis zu einem großen Grad durch ein solches System kreisförmiger Umlaufbahnen erklärt werden könnten; doch der Geist der astronomischen Forschung ist mit annähernden Ergebnissen nicht zufrieden. Immer wieder werden die Planeten beobachtet, und immer wieder werden diese Beobachtungen mit den Positionen verglichen, die die Planeten einnehmen würden, wenn sie gemäß dem hier beschriebenen System bewegen würden.

Die Mittelpunkte der Kreise werden hin und her bewegt, ihre Radien werden mit größter Sorgfalt angepasst – doch all das ist vergeblich. Die Beobachtungen der Planeten werden genau untersucht, um festzustellen, ob Fehler vorliegen könnten; doch es gibt keinerlei Fehler, die ausreichen würden, um die Abweichungen zu erklären. Die Schlussfolgerung ist daher unvermeidlich: Astronomen sind gezwungen, die annähernd kreisförmige Bewegung aufzugeben, von der man annahm, sie besitze eine uneinholbare Symmetrie und Schönheit, und müssen zugeben, dass die Umlaufbahnen der Planeten nicht kreisförmig sind.

Wenn diese Umlaufbahnen also keine Kreise sind, was sind sie dann? Das war das große Problem, das Kepler zu lösen versuchte – und zu seinem unsterblichen Ruhm gelang es ihm, dieses Problem zu lösen und durch Beweise zu untermauern. Die große Entdeckung der wahren Form der Planetenbahnen gilt als eines der bemerkenswertesten Ereignisse in der Geschichte der Astronomie. Tatsächlich kann man bezweifeln, ob irgendeine andere Entdeckung in ganz Wissenschaft und Technik zu Ergebnissen von solch weitreichender Bedeutung geführt hat.

Wir müssen hier für eine Weile in das Gebiet der Wissenschaft eintauchen, das als Geometrie bekannt ist, und dort die Natur jener Kurve untersuchen, die durch Keplers Entdeckung eine außergewöhnliche Bedeutung erlangt hat. Das Thema ist zweifellos schwierig, und eine detaillierte Behandlung würde uns in viele komplizierte Berechnungen führen, die in diesem Band keinen Platz hätten; doch ein allgemeiner Überblick über das Thema ist unerlässlich, und wir müssen versuchen, ihm in dem Maße Gerechtigkeit widerzusprechen, wie es mit unseren Möglichkeiten vereinbar ist.

Die Kurve, die die Bewegungen eines Planeten um die Sonne mit vollkommener Genauigkeit darstellt, gehört zu jener bekannten Gruppe von Kurven, die Mathematiker als Kegelschnitte bezeichnen. Die spezielle Form des Kegelschnitts, die die Umlaufbahn eines Planeten darstellt, wird Ellipse genannt; etwas weniger präzise wird sie auch Oval genannt. Die Ellipse ist eine leicht konstruierbare Kurve. Es gibt keine einfachere Methode dafür als die, die Zeichnern bekannt ist – und die wir hier kurz beschreiben werden.

Auf der nächsten Seite (Abb. 37) sind zwei Stifte dargestellt, die durch ein Blatt Papier führen. Ein Schlauch aus Schnur wird auf die beiden Stifte in der hier angezeigten Weise gelegt und durch die Spitze eines Bleistifts gespannt. Mit etwas Sorgfalt kann der Bleistift so geführt werden, dass die Schnur gespannt bleibt; seine Spitze beschreibt dann eine Kurve, die den Stiften vollständig umläuft und schließlich zum Ausgangspunkt zurückkehrt. Auf diese Weise erzeugen wir jenes berühmte geometrische Objekt, das als Ellipse bezeichnet wird.

Es ist lehrreich, mehrere Ellipsen zu zeichnen und dabei jeweils die Bedingungen zu variieren, unter denen sie entstehen. Wenn beispielsweise die Stifte weiterhin wie zuvor platziert bleiben, während die Länge des Schlauchs vergrößert wird – sodass der Bleistift weiter von den Stiften entfernt ist –, dann wird man feststellen, dass die Ellipse etwas an ihrer Ausdehnung verliert und sich einem Kreis annähert. Andererseits, wenn die Länge des Schlauchs verringert wird, während die Stifte unverändert bleiben, wird die Ellipse ovaler – oder, wie ein Mathematiker sagen würde, ihre Exzentrizität nimmt zu. Es ist auch nützlich, die Veränderungen zu untersuchen, die die Form der Ellipse erfährt, wenn einer der Stifte verändert wird, während die Länge des Schlauchs unverändert bleibt. Wenn die beiden Stifte enger zusammengebracht werden, nimmt die Exzentrizität ab, und die Ellipse nähert sich stärker der Form eines Kreises an. Wenn die Stifte weiter voneinander entfernt werden, steigt die Exzentrizität der Ellipse. Dass der Kreis eine extreme Form der Ellipse ist, wird deutlich, wenn man annimmt, dass die beiden Stifte so nahe zueinander gebracht werden, dass sie zusammenfallen; dann zeichnet die Spitze des Bleistifts einfach einen Kreis, während sie um die Figur herumgeführt wird.

Die durch die Stifte markierten Punkte haben offensichtlich sehr besondere Beziehungen zur Kurve. Jeder dieser Punkte wird als Brennpunkt bezeichnet, und eine Ellipse kann nur ein Paar Brennpunkte haben. Mit anderen Worten: Es gibt nur ein einziges mögliches Paar von Positionen für die beiden Stifte, wenn eine Ellipse mit bestimmter Größe, Form und Position konstruiert werden soll.

Die Ellipse unterscheidet sich hauptsächlich vom Kreis dadurch, dass sie verschiedene Formen annehmen kann. Wir können große und kleine Ellipsen haben, genauso wie große und kleine Kreise – aber es können auch Ellipsen mit größerer oder geringerer Ausdehnung existieren.

Wenn die Ellipse nicht die perfekte Einfachheit des Kreises aufweist, so hat sie zumindest den Reiz der Vielfalt, den der Kreis nicht besitzt. Abbildung 37 – Zeichnen einer Ellipse.
Die ovale Kurve verfügt ebenfalls über eine Schönheit, die aus einem perfekt anmutenden Umriss sowie aus der Assoziation mit edlen Vorstellungen resultiert.

Die alten Geometer haben die Ellipse untersucht: Sie kannten ihre Brennpunkte sowie ihre geometrischen Eigenschaften. Daher war Kepler bereits mit der Ellipse vertraut, als er seine berühmten Forschungen über die Bewegungen der Planeten begann. Wie bereits erwähnt, stellte er fest, dass die Bewegungen der Planeten nicht mit kreisförmigen Umlaufbahnen in Einklang gebracht werden konnten. Welche Art von Umlaufbahn sollte dann versucht werden? Die Ellipse stand zur Verfügung – ihre Eigenschaften waren bekannt, und es konnte ein Vergleich angestellt werden. Die Folgen dieses Vergleichs waren tatsächlich bemerkenswert. Kepler stellte fest, dass die Bewegungen der Planeten dadurch erklärt werden konnten, dass man annahm, der Weg, auf dem jeder Planet um die Sonne kreiste, sei eine Ellipse. Das war an sich eine Entdeckung von größter Bedeutung. Einerseits brachte sie die Bewegungen der großen Himmelskörper, die um die Sonne kreisen, in Ordnung.

Während auf der anderen Seite genau jene wunderschönen Kurvenklasse herangezogen wurde, die die geometrischen Fähigkeiten der Alten herausgefordert hatte, und ihnen die Würde zugesprochen wurde, die „Straßen des Universums“ zu definieren.

Doch wir haben die erste Entdeckung Keplers bisher nur teilweise dargelegt. Wir haben gesehen, dass ein Planet in einer Ellipse um die Sonne kreist und dass die Sonne daher an irgendeinem Punkt im Inneren der Ellipse liegt – aber an welchem Punkt? Die Antwort auf diese Frage ist tatsächlich interessant. Wir haben darauf hingewiesen, dass die Brennpunkte eine geometrische Bedeutung haben, die andere Punkte nicht besitzen. Kepler zeigte, dass die Sonne in einem der Brennpunkte der Ellipse liegen muss, um die sich jeder Planet bewegt. Wir formulieren daher das erste Gesetz der Planetenbewegung in folgenden Worten: Jeder Planet kreist um die Sonne auf einem elliptischen Weg, wobei die Sonne an einem der Brennpunkte liegt.

Nun sind wir in der Lage, uns ein klares Bild der Umlaufbahnen der Planeten zu machen – egal wie zahlreich sie auch sein mögen – während sie um die Sonne kreisen. Zunächst stellen wir fest, dass die Ellipse eine Ebenkurve ist; das heißt, jeder Planet muss während seiner langen Reise seine Bewegungen auf eine einzige Ebene beschränken. Jeder Planet hat somit eine ihm eigene Ebene. Es stimmt zwar, dass alle diese Ebenen fast übereinstimmen – zumindest was die großen Planeten betrifft – doch sie sind dennoch unterschiedlich. Das einzige Merkmal, bei dem sie alle übereinstimmen, ist, dass jede von ihnen durch die Sonne verläuft. Alle elliptischen Umlaufbahnen der Planeten haben einen gemeinsamen Brennpunkt, und dieser Brennpunkt liegt im Zentrum der Sonne.

Es ist sinnvoll, dieses bemerkenswerte Gesetz anhand der Eigenschaften von zwei oder drei verschiedenen Planeten zu veranschaulichen. Nehmen wir zunächst den Fall der Erde – deren Umlaufbahn zwar eigentlich eine Ellipse ist, aber nahezu kreisförmig ist. Tatsächlich würde man, wenn man sie genau nach Maßstab auf ein Blatt Papier zeichnete, den Unterschied zwischen der elliptischen Bahn und dem Kreis ohne genaue Messung kaum erkennen können. Im Fall der Venus ist die Ellipse noch näher an einen Kreis heran, und die beiden Brennpunkte der Ellipse liegen fast genau im Zentrum des Kreises. Im Fall der Merkur hingegen haben wir…

Eine Ellipse, die sich in sehr auffälligem Maße vom Kreis entfernt – bei den Umlaufbahnen einiger kleinerer Planeten ist die Exzentrizität sogar noch größer. Es ist äußerst bemerkenswert, dass jeder Planet, egal wie weit er vom Sonnenzentrum entfernt ist, in einer Ellipse irgendeiner Form seine Bahn zieht. Wir werden nun zeigen, dass Notwendigkeit jeden Planeten dazu zwingt, einen elliptischen Weg zu beschreiten, und dass keine andere Form von Bahn möglich ist.

Nachdem der Planet seinen elliptischen Weg eingeschlagen hat, folgt er ihm weiterhin – nach einer bestimmten Zeit, der sogenannten Periode, kehrt er an die Stelle zurück, von der aus er aufgebrochen ist. Wiederum beschreibt der Planet denselben elliptischen Weg, und so wird um die Sonne herum, Umlauf für Umlauf, immer wieder derselbe Pfad zurückgelegt. Versuchen wir nun, dem Planeten auf seinem Weg zu folgen und die Entwicklung seiner Bewegung während der Zeit zu beobachten, die für die vollständige Durchführung eines Umlaufs erforderlich ist. Die Abmessungen einer Planetenbahn sind so enorm, dass der Planet sehr schnell vorankommen muss, um die Strecke innerhalb der vorgegebenen Zeit zurückzulegen. Die Erde muss, wie wir bereits gesehen haben, mit einer Geschwindigkeit von achtzehn Meilen pro Sekunde eine ihrer Umrundungen um die Sonne in 365¼ Tagen absolvieren. Es stellt sich daher die Frage, ob die Geschwindigkeit eines Planeten konstant ist oder nicht. Bewegt sich die Erde zum Beispiel wirklich immer mit einer Geschwindigkeit von achtzehn Meilen pro Sekunde, oder bewegt sie sich manchmal schneller und manchmal langsamer, sodass dennoch im Durchschnitt achtzehn Meilen pro Sekunde erreicht werden? Das ist eine äußerst wichtige Frage – und wir können sie auf die klarste und überzeugendste Weise beantworten. Die Geschwindigkeit eines Planeten ist nicht konstant, und die Schwankungen dieser Geschwindigkeit lassen sich durch die nebenstehende Abbildung (Abb. 38) erklären.

Abb. 38 – Verschiedene Geschwindigkeiten der elliptischen Bewegung.

Stellen wir uns zunächst vor, dass der Planet sich an jenem Teil seines Orbits befindet, der dem Sonnenzentrum am weitesten entfernt ist – rechts in der Abbildung. In dieser Position ist die Geschwindigkeit des Planeten am geringsten. Wenn der Planet begonnen hat, sich der Sonne zu nähern, steigt seine Geschwindigkeit allmählich an, bis sie ihren Durchschnittswert erreicht. Nachdem dieser Punkt überschritten wurde und der Planet nun schnell auf die Sonne zusteuert, wird seine Bewegungsgeschwindigkeit immer größer, bis sie schließlich, wenn der Planet um die Sonne kreist, einen Maximumwert erreicht. Nachdem der Planet die Sonne passiert hat, nimmt die Entfernung zwischen ihm und der Sonne zu, und die Bewegungsgeschwindigkeit beginnt abzunehmen. Allmählich sinkt sie, bis wieder der Durchschnittswert erreicht ist – danach fällt sie noch weiter ab, bis der Planet seine größte Entfernung von der Sonne erreicht hat. Zu diesem Zeitpunkt ist die Geschwindigkeit wieder auf den Wert gesunken, von dem aus wir annahmen, dass sie beginnt. Wir erkennen also, dass je näher der Planet der Sonne ist, desto schneller bewegt er sich. Wir können das Prinzip, nach dem sich die Geschwindigkeit des Planeten ändert, jedoch auch numerisch bestimmen. Die nebenstehende Abbildung (Abb. 39) zeigt eine Planetenbahn, wobei die Sonne natürlich im Brennpunkt S liegt. Wir haben zwei…

Die Abschnitte A B und C D umrunden die Ellipse, wobei ihre Endpunkte mit dem Brennpunkt verbunden sind. Keplers zweites Gesetz kann wie folgt formuliert werden: „Jeder Planet bewegt sich um die Sonne mit einer solchen Geschwindigkeit an jedem Punkt, dass eine von diesem Punkt zur Sonne gezogene Gerade in gleichen Zeiten gleich große Flächen durchquert.“

Abb. 39 – Gleich große Flächen in gleichen Zeiten.
Wenn beispielsweise die beiden geschatteten Abschnitte A B S und D C S gleich groß sind, dann sind auch die Zeiten, die der Planet benötigt, um die Abschnitte der Ellipse A B und C D zu durchqueren, gleich. Ist eine Fläche größer als die andere, dann stehen die benötigten Zeiten im Verhältnis zu den Flächen.

Wenn dieses Gesetz anerkannt wird, wird der Grund für die Zunahme der Planetengeschwindigkeit beim Annähern an die Sonne sofort klar. Um in der Nähe der Sonne eine bestimmte Fläche zurückzulegen, ist offensichtlich ein größerer Bogen notwendig als an anderen Stellen des Weges. Am gegenüberliegenden Ende reicht ein kleiner Bogen aus, um eine große Fläche zu überbrücken – die Geschwindigkeit ist daher geringer.

Diese beiden Gesetze bestimmen vollständig die Bewegung eines Planeten um die Sonne. Das erste definiert den Weg, den der Planet beschreibt; das zweite beschreibt, wie sich die Geschwindigkeit des Körpers an verschiedenen Punkten entlang seines Weges verändert.

Auf seinem elliptischen Weg ändert sich die Entfernung von der Sonne zum Planeten ständig; dennoch lässt es sich leicht, einer solchen Entfernung, die ein Durchschnitt aller Entfernungen ist, eine klare Bedeutung geben. Dieser Durchschnitt wird als mittlere Entfernung bezeichnet. Die einfachste Methode, die mittlere Entfernung zu ermitteln, besteht darin, das größte und das kleinste dieser Werte zuzählen und dann die Hälfte des Ergebnisses zu nehmen. Wir haben bereits die Periode des Planeten definiert – es handelt sich dabei um die Anzahl der Tage, die der Planet benötigt, um einen Umlauf um seinen Weg zu vollenden. Keplers dritte Gesetz legt ein Verhältnis zwischen den mittleren Entfernungen und den Perioden der verschiedenen Planeten fest. Dieses Verhältnis wird in folgenden Worten ausgedrückt: „Die Quadrate der Perioden sind proportional zu den Kuben der mittleren Entfernungen.“

Kepler wusste, dass die verschiedenen Planeten unterschiedliche Perioden hatten; er stellte außerdem fest, dass je größer die mittlere Entfernung eines Planeten war, desto länger war seine Periode. Er war entschlossen, den Zusammenhang zwischen diesen beiden Größen herauszufinden. Es stellte sich schnell heraus, dass es nicht zutreffend wäre zu behaupten, die Periode sei lediglich proportional zur mittleren Entfernung. Wäre das der Fall, dann hätte ein Planet mit doppelt so großer Entfernung eine doppelt so lange Periode wie ein anderer Planet. Beobachtungen zeigten jedoch, dass die Periode des weiter entfernten Planeten mehr als doppelt – tatsächlich fast dreimal – so lang war wie die des anderen Planeten. Durch wiederholte Versuche, die bei jemandem, der weniger Vertrauen in seine eigene Klugheit sowie in die Genauigkeit der zu interpretierenden Beobachtungen hatte, die Geduld erschöpft hätten, entdeckte Kepler schließlich das wahre Gesetz und drückte es in der von uns angegebenen Form aus.

Um die Natur dieses Gesetzes zu veranschaulichen, nehmen wir zur Vergleichszweck die Erde und den Planeten Venus. Wenn wir die mittlere Entfernung der Erde von der Sonne mit 1 bezeichnen, dann beträgt die mittlere Entfernung der Venus von der Sonne 0,7233. Wenn wir die Nachkommastellen außerhalb der ersten Stelle weglassen, können wir die Periode…

Die Umlaufzeit der Erde beträgt 365,3 Tage, die periodische Umlaufzeit der Venus hingegen 224,7 Tage. Das Gesetz, das Kepler aufstellt, besagt, dass das Quadrat von 365,3 im gleichen Verhältnis zum Quadrat von 224,7 steht wie Eins zum Kubus von 0,7233. Der Leser kann die Richtigkeit dieser Gleichung leicht durch tatsächliches Multiplizieren überprüfen. Es sollte jedoch beachtet werden, dass da in den Angaben zu den periodischen Umlaufzeiten nur vier Stellen berücksichtigt wurden, auch bei den Berechnungen nur vier Stellen als bedeutend angesehen werden dürfen.

Die auffälligste Methode zur Überprüfung besteht darin, die Umlaufzeit der Venus als unbekannte Größe zu betrachten und sie aus der bekannten Umlaufzeit der Erde sowie dem mittleren Abstand der Venus abzuleiten. Auf diese Weise lässt sich unter Annahme von Keplers Gesetz der Kubus der periodischen Umlaufzeit durch ein einfaches Verhältnis ermitteln, wodurch dann der Wert von 224,7 Tagen erzielt werden kann. Tatsächlich werden in den astronomischen Berechnungen die Entfernungen der Planeten in der Regel aus Keplers Gesetz bestimmt. Die periodische Umlaufzeit eines Planeten ist ein Wert, der mit großer Genauigkeit gemessen werden kann; sobald dieser bekannt ist, lassen sich das Quadrat des mittleren Abstands sowie somit auch der mittlere Abstand selbst bestimmen.

Das sind die drei berühmten Gesetze der Planetenbewegung, die stets mit dem Namen ihres Entdeckers in Verbindung gebracht werden. Die außergewöhnliche Geschicklichkeit, mit der diese Gesetze aus einer Fülle von Beobachtungen abgeleitet wurden, die inhärente Schönheit der Gesetze selbst, ihre allgemeine Gültigkeit sowie die Verbindung, die sie zwischen den verschiedenen Mitgliedern des Sonnensystems herstellen, haben ihnen in der Astronomie eine ganz außergewöhnliche Stellung verschafft.

Wie Kepler feststellte, waren diese Gesetze der Planeten lediglich Ergebnisse von Beobachtungen. Tatsächlich bewegten sich die Planeten tatsächlich in Ellipsen, doch Kepler gab keinen Grund an, warum sie gerade diese Kurve statt einer anderen einnahmen. Noch weniger konnte er erklären, warum diese Körper in gleichem Zeitraum gleiche Flächen durchqueren oder warum dieses dritte Gesetz stets eingehalten wird. Die Gesetze, wie sie aus Keplers Händen kamen, standen als drei unabhängige Wahrheiten da – zweifellos vollständig erwiesen, aber

Es gibt keine Argumente, die erklären würden, warum gerade diese Bewegungen und nicht andere für die Umlaufbahnen der Planeten geeignet sind.

Der größte Triumph des großen Gesetzes der Allgemeinen Schwerkraft bestand darin, diesem empirischen Charakter der Keplerschen Gesetze ein Ende zu setzen. Newtons großartige Entdeckung führte die drei isolierten Gesetze Keplers zu einer einzigen, wunderbaren Lehre zusammen. Er zeigte nicht nur, dass diese Gesetze wahr sind, sondern auch, warum sie wahr sein müssen – und warum keine anderen Gesetze wahr sein könnten. In seinem unsterblichen Werk „Principia“ bewies er nachdrücklich, dass die Erklärung für die berühmten planetaren Gesetze in der Anziehungskraft der Schwerkraft zu suchen ist. Newton stellte fest, dass in der Sonne eine Anziehungskraft wirkt; als notwendige Folge dieser Anziehung muss jeder Planet in einer elliptischen Bahn um die Sonne kreisen, wobei die Sonne eines der Brennpunkte dieser Bahn ist. Der Radius der Umlaufbahn muss in gleichem Zeitraum gleiche Flächen durchqueren; bei dem Vergleich der Bewegungen zweier Planeten müssen außerdem die Quadrate der Periodenzeiten proportional zu den Kuben der durchschnittlichen Entfernungen sein.

Da es sich hier nicht um einen mathematischen Abhandlung handelt, wird es uns unmöglich sein, die von Newton gelieferten Beweise zu erörtern – Beweise, die die unmittelbare und allgemeine Anerkennung aller erhielten, die sich die Mühe machten, sie zu verstehen. Wir müssen uns hier auf einen sehr kurzen und allgemeinen Überblick über das Thema beschränken, der den Charakter der angewandten Argumentation zeigt, ohne technische Details einzuführen.

Versuchen wir zunächst, uns eine Kugel vorzustellen, die frei im Raum schwebt und völlig von dem Einfluss aller anderen Körper im Universum isoliert ist. Stellen wir uns vor, dass diese Kugel durch einen Impuls in Bewegung gesetzt wird, der sie auf eine schnelle Reise durch den Weltraum schickt. Wenn der Impuls aufhört, bleibt die Kugel in Bewegung und setzt ihre Fahrt fort. Doch welche Bahn wird sie beschreiten? Wir sind es so gewohnt, einen in die Luft geworfenen Stein in einer gekrümmten Bahn fliegen zu sehen, dass wir natürlich annehmen könnten, ein in den freien Raum geschleudertes Objekt würde ebenfalls in einer Kurve bewegen. Ein wenig Nachdenken zeigt jedoch, dass die Fälle ganz unterschiedlich sind.

In den Bereichen des freien Raums finden wir kein Konzept von oben oder unten; alle Wege sind gleich; es gibt keinen Grund, warum sich ein Körper nach rechts oder links neigen sollte. Daher kommen wir zu dem Schluss, dass sich ein Körper unter diesen Umständen, sobald er in Bewegung gesetzt wurde und allen Einflüssen entzogen ist, in einer geraden Linie bewegen würde. Es stimmt zwar, dass diese Aussage niemals durch direkte Experimente überprüft werden kann. Da wir auf der Erdoberfläche leben, haben wir keine Möglichkeit, einen Körper von äußeren Kräften zu isolieren. Der Widerstand der Luft sowie Reibungen in verschiedenen Formen – genauso wie die Schwerkraft zur Erde selbst – stören unsere Experimente. Ein Stein, der über eine Eisschicht geworfen wird, steht nur geringem Widerstand gegenüber; in diesem Fall bewegt sich der Stein in einer geraden Linie über die gefrorene Oberfläche. Ein Stein, der ähnlichweise in den leeren Raum geworfen wird, würde ebenfalls einen absolut geradlinigen Weg einschlagen. Dies beweisen wir nicht durch Versuche, die notwendigerweise erfolglos wären, sondern durch indirektes Schließen. Die Richtigkeit dieses Prinzips kann von jemandem, der die dafür vorgebrachten Argumente sorgfältig abgewogen hat, niemals auch nur für einen Moment in Frage gestellt werden.

Wenn man also den geradlinigen Weg des Körpers annimmt, stellt sich die nächste Frage bezüglich der Geschwindigkeit, mit der sich dieser bewegt. Der Stein, der über das glatte Eis eines zugefrorenen Sees gleitet, legt, wie jeder beobachtet hat, eine große Strecke zurück, bevor er zum Stillstand kommt. Zwischen Eis und Stein besteht zwar nur geringer Reibungswiderstand, doch selbst auf Eis ist Reibung nicht völlig abwesend; da diese Reibung stets dazu neigt, die Bewegung zu stoppen, wird der Stein schließlich zum Stillstand kommen. Auf einer Reise durch die Leere des Weltraums erlebt ein Körper keinen Reibungswiderstand; es besteht keine Tendenz, dass seine Geschwindigkeit abnimmt. Deshalb glauben wir, dass der Körper mit unverminderter Geschwindigkeit für immer weiterreisen könnte. Zweifellos scheint eine solche Aussage im Widerspruch zu unserer alltäglichen Erfahrung zu stehen: Ein Segelschiff macht auf dem Meer keinen Fortschritt, wenn der Wind nachlässt. Ein Zug verliert allmählich seine Geschwindigkeit, wenn der Dampf abgestellt wird. Eine Kreiselmaschine verliert langsam ihre Drehung und kommt zum Stillstand. Aus solchen Beispielen ließe sich vernünftigerweise argumentieren, dass, wenn die Kraft aufhört zu wirken, die durch sie erzeugte Bewegung ebenfalls aufhört.

nimmt allmählich ab und verschwindet schließlich. Doch in all diesen Fällen wird man bei genauerem Nachdenken feststellen, dass der Rückgang der Bewegung auf das Wirken widerstehender Kräfte zurückzuführen ist. Das Segelschiff wird durch das Reiben des Wassers an seinen Seiten verlangsamt; der Zug wird durch den Reibungswiderstand der Räder sowie dadurch gebremst, dass er sich seinen Weg durch die Luft bahnen muss; der Luftwiderstand ist hauptsächlich die Ursache dafür, dass sich der Kreisel nicht mehr dreht – denn wenn die Luft entfernt wird, indem das Experiment im Vakuum durchgeführt wird, wird der Kreisel noch über einen deutlich längeren Zeitraum weiterdrehen. Damit sind wir gezwungen zuzugeben, dass ein Körper, der einmal frei im Raum geschleudert wurde und von keiner äußeren Widerstandskraft beeinflusst wird, für immer in einer geraden Linie weiterbewegen wird und seine ursprüngliche Geschwindigkeit bis zum Ende der Zeit unverändert beibehalten wird. Dieses Prinzip wird als erstes Bewegungsgesetz bezeichnet.

Wenden wir dieses Prinzip auf die wichtige Frage der Bewegung der Planeten an. Nehmen wir zum Beispiel unseren Erdball und besprechen wir die Folgen des ersten Bewegungsgesetzes. Wir wissen, dass die Erde jederzeit mit einer Geschwindigkeit von etwa achtzehn Meilen pro Sekunde bewegt wird, und das erste Bewegungsgesetz versichert uns, dass, wenn dieser Globus keiner äußeren Kraft ausgesetzt wäre, er für immer eine gerade Bahn durch das Universum verfolgen würde und auch nicht von der genauen Geschwindigkeit abweichen würde, die er im gegenwärtigen Moment hat. Bewegt sich die Erde jedoch auf diese Weise? Offensichtlich nicht. Wir haben bereits festgestellt, dass unser Globus um die Sonne kreist, und Kepplers umfassende Gesetze haben dieser Bewegung größte Klarheit und Genauigkeit verliehen. Die Folgerung ist unumstößlich: Die Erde kann nicht frei von äußeren Kräften sein. Irgendeine mächtige Einflusskraft muss ständig auf unseren Globus wirken. Diese Einflusskraft, egal welche sie auch sein mag, lenkt die Erde ständig von der geradlinigen Bahn ab, die sie eigentlich einschlagen würde, und zwingt sie dazu, eine Ellipse statt einer Geraden zu beschreiben.

Das große Problem, das nun gelöst werden muss, lässt sich leicht formulieren: Es muss irgendein äußerer Faktor geben, der ständig auf die Erde einwirkt. Was ist dieser Faktor, woher stammt er und welchen Gesetzen unterliegt er? Die Frage beschränkt sich auch nicht auf die Erde. Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn zeigen eindeutig, dass sie, da sie nicht auf geradlinigen Bahnen bewegen,

Sie müssen einer bestimmten Kraft ausgesetzt sein. Welche Kraft ist es nun, die die Planeten auf ihren Bahnen lenkt? Vor der Zeit Newtons könnte diese Frage vergeblich gestellt worden sein. Es war das großartige Genie Newtons, das die Antwort lieferte und damit die gesamte moderne Wissenschaft revolutionierte.

Die Daten, mit deren Hilfe diese Frage beantwortet werden muss, müssen durch Beobachtung gewonnen werden. Hier haben wir kein Problem, das allein durch mathematische Überlegungen gelöst werden könnte. Die Mathematik ist zweifellos ein nützliches, ja sogar unverzichtbares Instrument bei der Erforschung; doch wir dürfen der Mathematik keine Macht zuschreiben, die sie nicht besitzt. In einem solchen Fall kann die Mathematik lediglich die durch Beobachtung erzielten Ergebnisse interpretieren. Die Daten, auf denen Newton aufbaute, waren die beobachteten Phänomene im Bewegungsablauf der Erde und der anderen Planeten. Diese Fakten fanden durch die Gesetze Keplers eine prägnante Darstellung. Es waren daher die Gesetze Keplers, die Newton als Grundlage für seine Arbeiten nahm, und zur Interpretation dieser Gesetze wandte sich Newton an das berühmte mathematische Denken, das er selbst entwickelt hatte.

Die Frage muss also folgendermaßen angegangen werden: Da ein Planet einer externen Einflussnahme unterliegt, müssen wir anhand unseres Wissens darüber, dass die Bahn jedes Planeten eine Ellipse ist und dass jeder Planet in gleichen Zeiten gleich große Flächen um die Sonne durchquert, bestimmen, welche dieser Einflüsse es ist. Der Einfluss auf jeden Planeten ist das, was ein Mathematiker als Kraft bezeichnen würde – und eine Kraft muss eine Richtung haben. Die einfachste Vorstellung von einer Kraft ist die eines Zuges, der über ein Seil übertragen wird; die Richtung des Seils ist in diesem Fall auch die Richtung der Kraft. Stellen wir uns vor, dass die auf jeden Planeten ausgeübte Kraft durch ein unsichtbares Seil übertragen wird. Die Gesetze Keplers geben uns Aufschluss über die Richtung dieses Seils sowie über die Intensität der darin übertragenen Kraft.

Die mathematische Analyse der Gesetze Keplers läge außerhalb des Umfangs dieses Bandes. Wir müssen uns daher auf die daraus resultierenden Ergebnisse beschränken und die Details der Herleitung weglassen. Newton nahm zunächst das Gesetz in Betracht, das besagt, dass der Planet in gleichen Zeiten gleich große Flächen durchquert.

Er zeigte mit unangreifbarer Logik, dass dies sofort die Richtung angibt, in der die Kraft auf den Planeten wirkt. Er zeigte außerdem, dass das imaginäre Seil, mit dem der Planet gesteuert wird, stets in Richtung Sonne ausgerichtet sein muss. Mit anderen Worten: Die auf jeden Planeten wirkende Kraft war zu jeder Zeit von dem Planeten aus in Richtung Sonne gerichtet.

Es blieb noch, die Intensität dieser Kraft zu erklären sowie zu zeigen, wie sich diese Intensität änderte, wenn der Planet sich an verschiedenen Punkten seines Orbits befand. Keplers erstes Gesetz ermöglicht es, diese Frage zu beantworten. Wenn der Orbit des Planeten elliptisch ist und die Kraft stets in Richtung Sonne – an einem der Brennpunkte dieser Ellipse – gerichtet ist, dann zwingt uns die mathematische Analyse dazu zu sagen, dass die Intensität der Kraft umgekehrt proportional zum Quadrat der Entfernung vom Planeten zur Sonne ist.

Die Bewegungen der Planeten würden somit, im Einklang mit Keplers Gesetzen, sogar in ihren kleinsten Details erklärbar sein, wenn wir annehmen, dass eine Anziehungskraft den Planeten zur Sonne zieht und dass die Intensität dieser Anziehung umgekehrt proportional zum Quadrat der Entfernung ist. Können wir zögern, anzunehmen, dass eine solche Anziehung tatsächlich existiert? Wir haben gesehen, wie die Erde einen fallenden Körper anzieht; wir haben gesehen, wie die Anziehungskraft der Erde bis zum Mond reicht und damit die Umlaufbewegung des Mondes um die Erde erklärt. Nun wissen wir, dass auch die Bewegung der Planeten um die Sonne als Folge dieses Anziehungsgesetzes erklärt werden kann. Doch die Belege für das Gesetz der Allgemeinen Schwerkraft sind in Wirklichkeit viel stärker als alle, die wir bisher vorgelegt haben. Wir werden später noch ausführlicher auf dieses Thema eingehen. Wir werden nicht nur zeigen, wie die Sonne die Planeten anzieht, sondern auch, wie die Planeten einander anziehen; und wir werden erkennen, wie diese gegenseitige Anziehung der Planeten zu bemerkenswerten Entdeckungen geführt hat, die das Gravitationsgesetz über jeden Zweifel hinaus erhoben haben.

Indem wir die Existenz dieses Gesetzes annehmen, können wir zeigen, dass die Planeten in elliptischen Bahnen um die Sonne kreisen müssen, wobei die Sonne sich im gemeinsamen Brennpunkt befindet. Wir können zeigen, dass sie in gleichen Zeiten gleich große Flächen durchqueren müssen. Wir können beweisen, dass die Quadrate der Periodenzeiten proportional zu…

Kuben ihrer durchschnittlichen Entfernungen. Noch weiter können wir zeigen, wie die rätselhaften Bewegungen der Kometen erklärt werden können. Mit demselben großen Gesetz können wir die Umlaufbahnen der Satelliten erläutern. Wir können die Gezeiten sowie andere Phänomene im gesamten Sonnensystem erklären. Schließlich werden wir zeigen, dass wir, wenn wir unseren Blick über die Grenzen unseres Sonnensystems hinaus auf die wunderschönen Sternensysteme ausdehnen, die sich im Weltraum verteilen, auch dort Spuren des großen Gesetzes der universellen Gravitation finden.

KAPITEL VI.
DER PLANET DER ROMANTIK.
Überblick über das Thema – Ist Merkur der Planet, der der Sonne am nächsten ist? – Vorbeiflug eines inneren Planeten vor der Sonne – Wurde jemals ein Vorbeiflug von Vulkan beobachtet? – Sichtbarkeit der Planeten während einer vollen Sonnenfinsternis – Professor Watsons Forschungen im Jahr 1878.

Nachdem wir nun einen allgemeinen Überblick über das Sonnensystem sowie einen Überblick über das Gesetz der Allgemeinen Schwerkraft erhalten haben, wie er uns im letzten Kapitel geboten wurde, beginnen wir mit der detaillierteren Betrachtung der Planeten und ihrer Monde. Wir beginnen mit den Planeten, die der Sonne am nächsten sind, und gehen anschließend allmählich nach außen, von einem Planeten zum anderen, bis wir die Grenzen des Systems erreichen. Es gibt viel, was unsere Aufmerksamkeit erfordert. Jeder Planet ist an sich eine Kugel, und es wird unsere Aufgabe sein, alles zu beschreiben, was über ihn bekannt ist. Die Monde, die viele der Planeten begleiten, weisen zahlreiche interessante Aspekte auf. Ihre Entdeckungsumstände, ihre Größen, ihre Bewegungen sowie ihre Entfernungen müssen angemessen berücksichtigt werden. Ebenso wird sich zeigen, dass die Bewegungen der Planeten viel Stoff zum Nachdenken und Untersuchen bieten. Wir werden Gelegenheit haben zu zeigen, wie die Planeten sich gegenseitig stören und welche bemerkenswerten Folgen aus diesen Einflüssen entstanden sind. Wir müssen auch gelegentlich auf die wichtigen Probleme der Himmelsmessung und -gewichtung eingehen. Wir müssen zeigen, wie die Größen, Gewichte und Entfernungen der verschiedenen Mitglieder unseres Systems ermittelt werden können. Glücklicherweise führt der größte Teil unserer Arbeit über Gebiete, die vollkommen sicher sind und deren Ergebnisse durch häufige Beobachtungen bestätigt wurden. Es kommt jedoch vor, dass wir bereits zu Beginn unseres Studiums mit Beobachtungen konfrontiert werden, die keineswegs sicher sind. Von kompetenten Autoritäten wurde die Existenz eines Planeten behauptet, der der Sonne noch näher steht als die bisher bekannten. Die Frage ist noch ungelöst – doch dieser Planet kann nicht…

Er kann dort nicht gefunden werden. Deshalb haben wir das Thema dieses Kapitels „Der Planet der Romantik“ genannt.

Oft wurde angenommen, dass Merkur, der lange Zeit als der dem Sonnen am nächsten liegende Planet galt, vielleicht gar nicht wirklich der Planet ist, der diesen Titel verdient. Merkur umkreist die Sonne in einem durchschnittlichen Abstand von etwa 36.000.000 Meilen. Zwischen ihm und der Sonne könnten ein oder mehrere weitere Planeten existieren – einer könnte in einer Entfernung von zehn Millionen Meilen, ein anderer in einer Entfernung von fünfzehn Millionen Meilen usw. um die Sonne kreisen. Aber existierten solche Planeten wirklich? Kreiste sogar ein einziger Planet innerhalb von Merkurs Umlaufbahn? Es gab bestimmte Gründe, an einen solchen Planeten zu glauben. In Merkurs Bewegungen waren Anzeichen für einen Einfluss erkennbar, der einst durch die Annahme eines inneren Planeten erklärt werden konnte.[13] Doch es bestand eine große Schwierigkeit dabei, dieses Objekt zu sehen: Er musste stets in der Nähe der Sonne sein – und selbst mit dem besten Teleskop ist es in der Regel unmöglich, einen sternartigen Punkt in dieser Position zu erkennen. Ebenso konnte ein solcher Planet nach Sonnenuntergang nicht gesehen werden, denn unter den günstigsten Bedingungen ging er fast sofort nach der Sonne unter; ähnliche Schwierigkeiten machten es auch unmöglich, ihn bei Sonnenaufgang zu sehen.

Unsere üblichen Methoden zur Beobachtung eines Planeten versagen daher völlig. Wir sind gezwungen, auf außergewöhnliche Methoden zurückzugreifen, wenn wir die wichtige Frage nach der Existenz der innermerkurianischen Planeten klären wollen. Es gibt mindestens zwei Ansätze, die dazu dienen könnten, unsere Zwecke zu erreichen.

Eine Gelegenheit für den ersten Ansatz ergibt sich, wenn der unbekannte Planet zufällig direkt zwischen Erde und Sonne kommt. In der Abbildung (Abb. 40) zeigen wir die Sonne in der Mitte; der innere gepunktete Kreis zeigt die Umlaufbahn des unbekannten Planeten, der bereits vor der vollständigen Bestätigung seiner Existenz den Namen Vulkan erhalten hat. Der äußere Kreis zeigt die Umlaufbahn der Erde. Da Vulkan schneller um die Sonne kreist als die Erde, wird es häufig vorkommen, dass der Planet die Erde überholt – sodass die drei Körper die in der Abbildung dargestellten Positionen einnehmen.

Diagramm. Es folgt jedoch nicht unbedingt, dass Vulcan genau zwischen Erde und dem Stern stand. Der Weg des Planeten kann geneigt sein, sodass er von der Erde aus je nach Umständen über oder unter der Sonne zu sehen ist.

Falls Vulcan tatsächlich existiert, könnten wir erwarten, dass die drei Körper manchmal in einer geraden Linie liegen – dies würde dann die gewünschte Gelegenheit bieten, den Planeten mit einem Teleskop zu entdecken. In einem solchen Fall würden wir den Planeten als einen dunklen Punkt beobachten können, der langsam über die Oberfläche der Sonne wandert. Die beiden anderen Planeten, die innerhalb der Erdbahn liegen, nämlich Merkur und Venus, werden gelegentlich beim Transit beobachtet; es besteht kein Zweifel daran, dass, falls Vulcan existiert, seine Transite über die Sonne häufiger stattfinden müssen als die von Merkur – und weitaus häufiger als die von Venus. Andererseits lässt sich vernünftigerweise annehmen, dass Vulcan ein kleiner Himmelskörper ist, und da er zum Zeitpunkt seines Transits viel weiter von uns entfernt sein wird als Merkur, können wir nicht erwarten, dass sein Transit als Schauspiel mit denen der beiden anderen genannten Körper vergleichbar wäre.

Es stellt sich die Frage, ob teleskopische Beobachtungen jemals etwas aufgedeckt haben, was als Transit von Vulcan angesehen werden könnte. Zu diesem Punkt lässt sich nicht mit Sicherheit etwas sagen. Mehrfach haben Beobachter behauptet, einen Punkt gesehen zu haben, der die Sonne durchquerte, und anhand seiner Form und seines Erscheinungsbildes nahmen sie an, es handele sich um einen Planeten innerhalb der Umlaufbahn von Merkur. Doch eine genaue Prüfung der Umstände, unter denen solche Beobachtungen gemacht wurden, hat das Vertrauen in diese Annahme nicht gestärkt. Solche Entdeckungen wurden in der Regel von Personen gemacht, die mit teleskopischen Beobachtungen nur wenig vertraut waren. Es ist sicherlich ein bemerkenswerter Umstand, dass trotz der sorgfältigen Untersuchungen, denen die Sonne im Laufe des letzten Jahrhunderts durch Astronomen unterzogen wurde, die sich besonders dieser Forschungsrichtung gewidmet haben, kein wirklich erfahrener Astronom jemals einen teleskopischen Fund von Vulcan auf der Sonne gemeldet hat. Die letzte Meldung über einen Planeten, der die Sonne durchquert hat, stammt aus dem Jahr 1876 und wurde von einem deutschen Amateurastronomen gemacht – doch was er…

Was für einen Planeten gehalten wurde, erwies sich schnell als eine kleine Sonnenflecken, die im Rahmen der täglichen Routinearbeiten in Greenwich fotografiert worden war und auch in Madrid beobachtet worden war. Nach einer gründlichen Prüfung des Ganzen neigen wir dazu zu glauben, dass es derzeit keine zuverlässigen teleskopischen Belege für einen Vorbeiflug eines innermerkurianischen Planeten vor der Oberfläche der Zentralsonne gibt.

Abb. 40 – Der Vorbeiflug des Planeten der Romantik.
Es gibt jedoch noch eine weitere Methode, mit der man zu Recht darauf hoffen kann, neue Planeten in der Nähe der Sonne zu entdecken. Diese Methode steht jedoch nur selten zur Verfügung. Sie ist nur dann möglich, wenn die Sonne vollständig verdunkelt wird.

Wenn der Mond sich direkt zwischen Erde und Sonne befindet, wird das Tageslicht vorübergehend durch die Dunkelheit der Nacht ersetzt. Wenn

Wenn der Himmel wolkenlos ist, treten die Sterne hervor und können um die verdeckte Sonne herum gesehen werden. Selbst wenn ein Planet sehr nahe an der Sonne wäre, wäre er bei einer solchen Gelegenheit sichtbar, sofern seine Helligkeit der des Merkur vergleichbar wäre. Bei einem Versuch dieser Art ist sorgfältige Vorbereitung notwendig. Das besonders zu vermeidende Risiko besteht darin, den Planeten mit den gewöhnlichen Sternen zu verwechseln – mit denen er vermutlich Ähnlichkeit aufweisen wird. Der berühmte amerikanische Astronom Professor Watson bereitete sich besonders darauf vor, sich während des bedeutenden Totalausfalls im Jahr 1878 dieser Forschung zu widmen. Als der Ausfall stattfand, verschwand das Licht der Sonne und die Sterne traten hervor. Unter ihnen sah Professor Watson ein Objekt, das ihm wie der seit langem gesuchte Planet innerhalb der Umlaufbahn des Merkur erschien. Wir sollten hinzufügen, dass dieser eifrige Beobachter noch ein weiteres Objekt sah, das er zunächst für den Stern Zeta im Sternbild Krebs hielt. Als er später feststellte, dass der von ihm aufgezeichnete Standort dieses Objekts nicht so gut mit der bekannten Position dieses Sterns übereinstimmte, kam er zu dem Schluss, dass es sich nicht um Zeta handeln konnte, sondern um einen anderen, unbekannten Planeten. Die relativen Positionen der beiden Objekte, die er für Planeten hielt, stimmen jedoch unter Berücksichtigung der Schwierigkeiten der Beobachtung recht gut mit den relativen Positionen der Sterne Theta und Zeta Cancri überein – es ist daher kaum noch zu bezweifeln, dass Watson lediglich diese beiden Sterne gesehen hat. Er behauptete jedoch, auch Theta Cancri sowie die beiden Planeten bemerkt zu haben, ohne deren Position aufzuschreiben. In der Nähe desselben Ortes gibt es jedoch einen dritten Stern, bekannt als 20 Cancri – diesen hat Watson vermutlich mit Theta verwechselt. Es sei darauf hingewiesen, dass Vulkan seit den Ausfällen ab 1878, obwohl man ihn besonders suchte, nicht beobachtet wurde; daher ist unter Astronomen allgemein die Ansicht verbreitet, dass bislang kein Planet innerhalb der Umlaufbahn des Merkur entdeckt wurde.

KAPITEL VII.
MERKUR.
Die alten astronomischen Entdeckungen – Wie Merkur zum ersten Mal entdeckt wurde – Nicht leicht sichtbar –
Merkur war bereits in den frühesten Zeiten bekannt – Fähigkeiten, die für die Entdeckung notwendig waren –
Der Unterschied zwischen Merkur und einem Stern – Merkur im Osten und im Westen –
Die Vorhersage – Wie man Merkur beobachten kann – Sein aus dem Teleskop gesehenes Erscheinungsbild –
Die Schwierigkeiten bei der Beobachtung seines Erscheinungsbildes – Die Umlaufbahn von Merkur – Die Geschwindigkeit des Planeten – Kann es auf diesem Planeten Leben geben? –
Veränderungen seiner Temperatur – Der Transit von Merkur vor der Sonne –
Gassendis Beobachtungen – Die Rotation von Merkur – Das Gewicht von Merkur.

Die Geschichte der astronomischen Entdeckungen ist lang und bewundernswert. Die Entdeckungen unserer Zeit folgen einander in solcher Geschwindigkeit, dass sie oft unsere Vorstellungskraft mit ihrem Glanz überwältigen – sodass wir manchmal glauben mögen, astronomische Entdeckungen seien ein rein modernes Phänomen. Doch keine Vorstellung könnte grundlegender falsch sein. Während wir die Errungenschaften der Neuzeit in höchstem Maße schätzen, sollten wir uns bemühen, auch die Arbeit der Astronomen der Antike angemessen zu würdigen.

Und wenn wir von den Astronomen der Antike sprechen, müssen wir genau wissen, was damit gemeint ist. Die Wissenschaft entwickelt sich heute so rasant, dass jedes Jahrhundert erstaunliche Fortschritte zeigt; jede Generation, jedes Jahrzehnt, jedes Jahr bringt eigene Belohnungen für jene fleißigen Astronomen, die den Himmel so sorgfältig untersuchen. Wenn wir jedoch die bemerkenswerte Entdeckung des Merkurs betrachten wollen, müssen wir unseren Blick in eine ferne Vergangenheit richten. Im Vergleich dazu gelten Newtons Entdeckungen als sehr moderne Errungenschaften; selbst die Veröffentlichung des kopernikanischen Himmelsmodells ist im Vergleich zur Entdeckung dieses nun zu besprechenden Planeten ein relativ neues Ereignis.

Von wem wurde diese große Entdeckung gemacht? Lassen Sie uns prüfen, ob diese Frage durch die Betrachtung astronomischer Aufzeichnungen beantwortet werden kann. Am Ende seines bemerkenswerten Lebens äußerte Kopernikus seinen aufrichtigen Bedauern darüber, dass er…

Er hatte nie die Gelegenheit, den Planeten Merkur zu beobachten. Er hatte sich besonders danach gesehnt, diesen Himmelskörper zu sehen – dessen Bewegungen in hohem Maße die Theorie der Himmelsbewegungen veranschaulichten, die es ihm als unsterblichen Ruhm einbrachte, aufgestellt zu haben – doch er hatte nie Erfolg. Merkur ist im Allgemeinen nicht so leicht zu sehen wie einige andere Planeten. Es ist durchaus möglich, dass die Dämpfe aus der riesigen Lagune am Mündungsbereich der Weichsel den Horizont in Frauenburg, wo Kopernikus lebte, verdeckten; daher waren seine Möglichkeiten, Merkur zu beobachten, vermutlich noch seltener als an anderen Orten.

Die Existenz des Merkur war zur Zeit von Kopernikus sicherlich bereits ein allgemein bekanntes Faktum; daher müssen wir seine Entdeckung in einer früheren Epoche suchen. In der spärlichen astronomischen Literatur des Mittelalters finden wir gelegentliche Hinweise auf die Existenz dieses Himmelskörpers. Wir können Beobachtungen des Merkur über ferne Jahrhunderte bis zum Beginn unserer Zeitrechnung zurückverfolgen. Auch Aufzeichnungen aus noch früheren Zeiten sind vorhanden – schließlich stoßen wir auf eine Beobachtung, die uns seit mehr als 2.000 Jahren überliefert ist und im Jahr 265 v. Chr. gemacht wurde. Es wird jedoch nicht behauptet, dass diese Beobachtung die Entdeckung des Planeten dokumentiert. Noch früher findet sich, dass der Leiter der Astronomen in Ninive in einem Bericht an Assurbanipal, den König von Assyrien, auf Merkur eingeht. Es erscheint keineswegs wahrscheinlich, dass die Entdeckung bereits zu dieser Zeit neu war. Es ist möglich, dass der Planet an zwei oder mehr Orten unabhängig voneinander entdeckt wurde – doch alle Aufzeichnungen solcher Entdeckungen fehlen völlig. Wir wissen weder die Namen der Entdecker noch zu welchen Völkern sie gehörten oder in welchen Epochen sie lebten.

Obwohl diese Entdeckung äußerst alt ist – obwohl sie vor dem Bestehen korrekter Vorstellungen vom wahren System des Universums gemacht wurde und, was hinzuzufügen ist, lange vor der Erfindung des Teleskops – darf man nicht annehmen, dass die Entdeckung des Merkur irgendeine einfache oder offensichtliche Angelegenheit war. Das wird deutlich, wenn wir versuchen, uns vorzustellen, auf welche Weise die Entdeckung vermutlich zustande kam.

Ein uralter Astronom, der die Sterne seit langem kannte, hatte gelernt, die verschiedenen Sterne und Sternbilder zu erkennen. Die Erfahrung hatte ihm die Beständigkeit dieser Objekte vermittelt; er hatte festgestellt, dass Sirius stets zu den gleichen Jahreszeiten erschien, und er hatte bemerkt, wie er im Verhältnis zu Orion sowie den anderen benachbarten Sternbildern angeordnet war. Auf dieselbe Weise war jeder der anderen hellen Sterne für ihn ein vertrautes Objekt, das stets in einem bestimmten Bereich des Himmels zu finden war. Er sah, wie die Sterne aufgingen und untergingen – zwar schien jeder Stern sich zu bewegen, doch ihre relativen Positionen konnten sich nicht ändern. Zweifellos kannte dieser alte Astronom auch Venus; er kannte den Abendstern sowie den Morgenstern; vielleicht kam er zu dem Schluss, dass Venus ein Körper sei, der von einer Seite zur anderen der Sonne oszillierte.

Wir können uns leicht vorstellen, wie die Entdeckung des Merkur in den klaren Himmeln eines östlichen Wüstengebiets zustande kam. Die Sonne ist untergegangen, die kurze Dämmerung ist fast vorbei – da erscheint plötzlich in der Nähe jenes Teils des Horizonts, wo das Licht der untergehenden Sonne den Himmel noch erhellt, ein heller Stern. Der uralte Astronom weiß, dass es an diesem Ort im Himmel keinen hellen Stern gibt. Wenn das Objekt seiner Aufmerksamkeit kein Stern ist, was kann es dann sein? Um diese Frage zu untersuchen, wird am nächsten Abend wieder in den Himmel geschaut – und wieder, höher über dem Horizont und noch heller, ist das Objekt vom Vorabend zu sehen. Jede folgende Nacht gewinnt dieses Objekt immer mehr an Leuchtkraft, bis es schließlich zu einem auffälligen „Edelstein“ wird. Vielleicht wird es immer höher steigen; vielleicht wird seine Helligkeit zunehmen, bis sie der von Venus selbst entspricht. Solche Vermutungen wurden durchaus von denen angestellt, die dieses Objekt zuerst beobachteten – doch sie bewahrheiteten sich nicht. Nach einigen Nächten außergewöhnlicher Pracht nimmt die Leuchtkraft dieses geheimnisvollen Körpers ab. Der Planet nähert sich wieder beim Sonnenuntergang dem Horizont – bis er schließlich so früh untergeht, dass er unsichtbar wird. Ist er für immer verloren? Jahre können vergehen, bevor wieder eine Gelegenheit besteht, das Objekt nach Sonnenuntergang zu beobachten – doch dann wird man wieder sehen, wie es durch dieselben Veränderungsphasen geht.

Vielleicht unter ganz anderen Umständen. Sowohl die maximale Höhe über dem Horizont als auch die maximale Helligkeit variieren erheblich.

Lange und sorgfältige Beobachtungen mussten durchgeführt werden, bevor der urzeitliche Astronom sich sicher sein konnte, dass alle verschiedenen Erscheinungen auf einen einzigen Körper zurückzuführen waren. In den östlichen Wüsten mussten die Phänomene des Sonnenaufgangs genauso vertraut gewesen sein wie die des Sonnenuntergangs, und am klaren Himmel, dort, wo die Sonnenstrahlen über dem Horizont zu erscheinen begannen, konnte man manchmal einen hellen, sternartigen Punkt wahrnehmen. Jeden Tag stieg dieses Objekt immer höher über den Horizont an, bevor der Sonnenaufgang einsetzte, und seine Helligkeit nahm mit der Entfernung zu; anschließend zog es wieder zur Sonne hin und blieb für viele Monate unsichtbar. Das waren die Daten, die dem Verstand des primitiven Astronomen vorlagen: Nach Sonnenuntergang wurde ein Körper gesehen, vor Sonnenaufgang ein anderer. Für uns mag es eine offensichtliche Schlussfolgerung aus den beobachteten Fakten sein, dass es sich bei diesen beiden Körpern um denselben handelte. Die Schlussfolgerung ist zwar richtig, aber keineswegs offensichtlich. Lange und geduldige Beobachtungen führten zu dem bemerkenswerten Gesetz, dass einer dieser Körper niemals gesehen wurde, bevor der andere verschwunden war. Daher wurde geschlossen, dass die Phänomene sowohl beim Sonnenaufgang als auch beim Sonnenuntergang auf denselben Körper zurückzuführen waren, der um die Sonne hin- und herschwang.

Wir können uns leicht vorstellen, dass die Behauptung über die Identität dieser beiden Objekte etwas war, das sorgfältig überprüft werden musste, bevor es akzeptiert werden konnte. Wie sollen solche Tests in einem solchen Fall angewandt werden? Es besteht kaum Zweifel daran, dass die vollständigste und überzeugendste Demonstration wissenschaftlicher Wahrheit in der Erfüllung von Vorhersagen zu finden ist. Als Merkur jahrelang beobachtet wurde, wurde eine bestimmte Regelmäßigkeit in der Wiederkehr seiner Sichtbarkeit festgestellt. Sobald eine Periodizität vollständig nachgewiesen war, wurde eine Vorhersage möglich. Die Zeit, zu der Merkur nach Sonnenuntergang sichtbar sein würde, sowie die Zeit, zu der er vor Sonnenaufgang sichtbar sein würde, konnten genau vorausgesagt werden! Als festgestellt wurde, dass diese Vorhersagen buchstäblich eingehalten wurden – dass der Planet immer dann sichtbar war, wenn man ihn entsprechend den Vorhersagen suchte –, war es unmöglich, der Hypothese nicht zuzustimmen.

auf denen diese Vorhersagen beruhten. Der zugrunde liegende Hypothese war die Annahme, dass alle verschiedenen Erscheinungsformen aus den Schwingungen eines einzigen Körpers entstehen – wodurch die Entdeckung des Merkur auf einer ebenso soliden Grundlage erfolgte wie die Entdeckung von Jupiter oder Venus.

In den Breitengraden der Britischen Inseln ist es im Allgemeinen möglich, Merkur zu bestimmten Zeiten im Laufe des Jahres zu sehen. Es ist nicht praktikabel, innerhalb vernünftiger Grenzen eine allgemeine Regel dafür aufzustellen, an welchen Tagen nach Merkur gesucht werden sollte; doch der Beobachter, der entschlossen ist, den Planeten zu sehen, wird in der Regel mit etwas Geduld Erfolg haben. Zunächst muss er ein Almanach konsultieren, der die Positionen des Planeten angibt, und einen Zeitpunkt wählen, zu dem Merkur als Abend- oder Morgenstern aufgeführt ist. Solche Momente in den Frühjahrsmonaten sind besonders geeignet, da die Höhe von Merkur über dem Horizont in der Regel größer ist als in anderen Jahreszeiten; und im Abenddämmerung, etwa drei Viertelstunden nach Sonnenuntergang, wird der Beobachter für seine Aufmerksamkeit mit einem Anblick dieses schüchternen, aber schönen Objekts belohnt.

Für Astronomen, die über ekliptikale Teleskope verfügen, sind solche Anweisungen unnötig. Um einen teleskopischen Blick auf Merkur zu erhaschen, wenden wir uns zunächst dem Nautischen Almanach zu und finden heraus, in welcher Position sich der Planet befindet. Wenn er zufällig über dem Horizont liegt, können wir das Teleskop sofort in diese Richtung richten – selbst bei hellem Tageslicht ist der Planet sehr oft sichtbar. Das teleskopische Erscheinungsbild von Merkur ist jedoch enttäuschend. Obwohl er viel größer ist als der Mond, ist er doch weit genug entfernt, um unbedeutend zu erscheinen. Es gibt jedoch eine Eigenschaft dieses Planeten, die sofort die Aufmerksamkeit auf sich zieht: Merkur wird in der Regel nicht als kreisförmiges Objekt wahrgenommen, sondern eher in Form eines Halbmonds, ähnlich einem Miniaturmond. Die Phasen des Planeten lassen sich ebenfalls genau nach denselben Prinzipien wie die Phasen des Mondes erklären. Merkur ist eine Kugel, die, wie unsere Erde, aus Materialien besteht, die an sich keine Lichtquelle besitzen. Ein Hemisphäre des Planeten muss notwendigerweise zur Sonne gerichtet sein – diese Seite wird entsprechend von den Sonnenstrahlen hell erleuchtet. Wenn wir Merkur betrachten, sehen wir nichts von der nicht beleuchteten Seite; der Halbmond entsteht durch die verkürzte Sicht, die wir auf diesen Teil des Planeten erhalten.

Beleuchteter Teil. Der Planet ist ein so kleines Objekt, dass man bei Betrachtung mit bloßem Auge die Form des leuchtenden Körpers nicht erkennen kann. Tatsächlich muss man selbst beim viel größeren Halbmond-Viertel des Venus sogar das Teleskop verwenden, um seine charakteristische Form zu beobachten. Abgesehen davon, dass Merkur in Form eines Halbmondes erscheint und je nach seiner relativen Position zur Erde und zum Sonne verschiedene Phasen durchläuft, können wir vom Planeten nur wenig sehen. Er ist zu klein und zu hell, um die Details auf seiner Oberfläche leicht erkennen zu können. Zweifellos wurden Versuche unternommen und Beobachtungen aufgezeichnet bezüglich bestimmter sehr schwacher und unklarer Markierungen auf dem Planeten, doch solche Angaben müssen mit großer Vorsicht aufgenommen werden.

Abb. 41 – Die Bewegung des Merkur, die die Phasen- und Größenveränderungen zeigt.

Die Fakten, die bezüglich des Merkur vollständig festgestellt werden konnten, sind hauptsächlich numerische Angaben zu seinem Umlaufweg um die Sonne. Die Zeit, die der Planet benötigt, um eine Umrundung zu vollenden, beträgt fast achtundachtzig Tage. Die durchschnittliche Entfernung von der Sonne liegt bei etwa 36.000.000 Meilen, und die durchschnittliche Geschwindigkeit, mit der sich der Planet bewegt, beträgt über zweiundzwanzig Meilen pro Sekunde. Wir haben bereits auf die charakteristischste und bemerkenswerteste Eigenschaft der Bahn des Merkur hingewiesen: Diese Bahn unterscheidet sich von den Bahnen aller anderen großen Planeten durch ihre deutlich größere

Abweichung von der kreisförmigen Form. In den meisten Fällen sind die Umlaufbahnen der Planeten so wenig elliptisch, dass ein präzise nach Maßstab gezeichneter Diagramm der Bahn nicht von einem Kreis zu unterscheiden wäre – es sei denn, es werden sorgfältige Messungen vorgenommen. Im Fall des Merkur sind die Umstände anders. Die elliptische Form der Bahn wäre bereits für den ungeübtesten Beobachter eindeutig erkennbar. Die Entfernung vom Sonnenzentrum zum Planeten schwankt innerhalb sehr großer Grenzen. Der niedrigste Wert beträgt etwa 30.000.000 Meilen; der höchste Wert etwa 43.000.000 Meilen. Gemäß Keplers zweitem Gesetz muss sich auch die Geschwindigkeit des Planeten entsprechend verändern: Er muss die Stellen seiner Bahn in der Nähe der Sonne schnell durchqueren und die entfernteren Stellen langsamer. Die größte Geschwindigkeit beträgt etwa fünfunddreißig Meilen pro Sekunde, die kleinste etwa dreiundzwanzig Meilen pro Sekunde.

Um ein adäquates Verständnis der Bewegungen des Merkur zu gewinnen, sollten wir die Geschwindigkeit nicht von den tatsächlichen Abmessungen des Körpers trennen, durch den diese Bewegungen stattfinden. Zweifellos ist eine Geschwindigkeit von neunundzwanzig Meilen pro Sekunde enorm im Vergleich zu den Geschwindigkeiten, mit denen wir im Alltag konfrontiert sind. Die Geschwindigkeit des Planeten ist mindestens hundertmal größer als die Geschwindigkeit einer Gewehrkugel. Doch wenn wir die Größen der Körper vergleichen…

Mit ihren Geschwindigkeiten erscheint die Geschwindigkeit des Merkur relativ viel geringer als die einer Kugel. Eine Gewehrkugel durchquert in einer Sekunde eine Strecke, die vielen Tausendmal ihrer eigenen Dicke entspricht. Doch obwohl der Merkur viel schneller bewegt wird, sind seine Abmessungen so groß, dass er zwei Minuten benötigt, um eine Strecke zu überwinden, die seiner Dicke entspricht. Wenn man den Planeten als Ganzes betrachtet, ist seine Bewegungsgeschwindigkeit nur ein würdevoller, gemessener Vorgang, der zu seinen Abmessungen passt.

Da wir kaum etwas über die wahre Oberfläche des Merkur wissen, ist es völlig unmöglich für uns zu sagen, ob auf der Oberfläche dieses Planeten Leben existieren kann. Wir können jedoch zu Recht schließen, dass auf dem Merkur kein Leben in irgendeiner Weise existieren kann, das dem Leben ähnelt, das wir auf der Erde kennen. Die Hitze und das Licht der Sonne treffen auf den Merkur mit einer Intensität, die um vieles größer ist als die, die wir erleben. Wenn dieser Planet sich in seiner größten Entfernung von der Sonne befindet, ist die Intensität der Sonnenstrahlung dennoch mehr als viermal so groß wie die höchste Temperatur, die je auf der Erde erreicht wird. Doch wenn der Merkur im Laufe seiner bemerkenswerten Entfernungsveränderungen in den wärmsten Teil seiner Umlaufbahn gelangt, wird er einer enormen Hitze ausgesetzt. Die Intensität der Sonnenhitze muss dann mindestens neunmal so groß sein wie die höchste Strahlung, der wir ausgesetzt sind.

Diese gewaltigen klimatischen Veränderungen folgen einander viel schneller als die Schwankungen unserer Jahreszeiten. Auf dem Merkur beträgt der Zeitraum zwischen Mittsommertag und Wintersonnenwende nur 44 Tage, während ein ganzes Jahr nur 88 Tage dauert. Solche schnellen Schwankungen der Sonnenhitze müssen selbstverständlich einen tiefgreifenden Einfluss auf die Bewohnbarkeit des Merkur haben. Herr Ledger weist in seinem interessanten Werk[14] zu Recht darauf hin, dass, falls es Bewohner auf dem Merkur gibt, die Begriffe „Perihel“ und „Aphel“, die hier oft als Ausdruck komplexer oder schwer fassbarer Konzepte angesehen werden, auf der Oberfläche dieses Planeten für jeden vertraut sein müssen. Diese Begriffe bedeuten „nahe am Sonnen“ und „fern von der Sonne“; doch wir assoziieren diese Ausdrücke nicht mit irgendwelchen offensichtlichen Phänomenen, weil die Veränderungen in der Entfernung der Erde von der Sonne unbedeutend sind. Aber auf dem Merkur…

Dort, wo in sechs Wochen die Sonne zu mehr als doppelter scheinbarer Größe aufgeht und mehr als doppelt so viel Licht sowie Wärme abgibt, verkörpern Veränderungen wie die am Perihel und Aphel zu beobachtenden Ideen offensichtlich und eng mit der gesamten Dynamik des Planeten verbundene Konzepte.

Es ist dennoch unbesonnen, alle Schlussfolgerungen bezüglich des Klimas allein auf die Nähe oder Entfernung der Sonne zu stützen. Das Klima hängt von anderen Faktoren ab als nur von der Entfernung zur Sonne. Die Erdatmosphäre hat einen tiefgreifenden Einfluss auf Hitze und Kälte, und falls Merkur eine Atmosphäre hätte – wie oft angenommen wurde – könnte dadurch sein Klima in dem notwendigen Maße verändert werden. Es scheint jedoch kaum möglich zu sein, anzunehmen, dass irgendeine Atmosphäre eine ausreichende Schutzfunktion gegen die heftigen und schnellen Schwankungen der Sonnenstrahlung für die Bewohner bieten könnte. Alles, was wir sagen können, ist, dass das Problem des Lebens auf Merkur zur Kategorie der ungelösten – vielleicht sogar unlösbaren – Rätsel gehört.

Im Jahr 1629 machte Kepler eine wichtige Ankündigung bezüglich bevorstehender astronomischer Ereignisse. Er hatte die Bewegungen der Planeten gründlich studiert und auf der Grundlage seiner Untersuchungen der Vergangenheit gewagt, die Zukunft vorherzusagen. Kepler kündigte an, dass im Jahr 1631 sowohl der Planet Venus als auch Merkur einen Transit über die Sonne vollziehen würden, und gab für Merkur den 7. November sowie für Venus den 6. Dezember an. Dies war zu jener Zeit eine sehr bemerkenswerte Vorhersage. Wir sind es so gewohnt, in unseren Almanachen nachzuschauen und dort alle im Laufe des Jahres erwarteten astronomischen Phänomene zu erfahren, dass wir leicht vergessen, wie unmöglich dies in früheren Zeiten war. Erst allmählich konnte die Astronomie so vervollkommnet werden, dass wir die Erscheinung der feineren Phänomene mit Genauigkeit vorhersagen konnten. Keplers Vorhersage dieser Transite einige Jahre vor ihrem Eintreten galt zu jener Zeit zu Recht als eine außergewöhnliche Leistung.

Der berühmte Gassendi bereitete sich darauf vor, Keplers Ankündigungen durch eigene Beobachtungen zu überprüfen. Heute können wir den Zeitpunkt der Transite mit Genauigkeit bis auf wenige Minuten bestimmen, doch bei diesen frühen Versuchen war das nicht möglich.

Eine genaue Beobachtung war nicht möglich. Gassendi hielt es für notwendig, mit der Beobachtung des Vortriebs von Merkur zwei ganze Tage vor der von Kepler angegebenen Zeit zu beginnen; er entwickelte außerdem einen raffinierten Plan zur Durchführung seiner Beobachtungen. Das Sonnenlicht gelangte durch ein Loch im Jalousienvorhang in den abgedunkelten Raum, und durch eine Linse entstand auf einem weißen Bildschirm ein Bild der Sonne. Dies ist tatsächlich eine bewundernswerte und äußerst geeignete Methode zur Untersuchung der Sonnenoberfläche – auch heute noch, mit unseren besten Teleskopen, basiert eine der Methoden zur Beobachtung unserer Sonne auf demselben Prinzip.

Gassendi begann seine Beobachtungen am 5. November und studierte bei jeder Gelegenheit sorgfältig das Bild der Sonne. Erst fünf Stunden nach der von Kepler festgelegten Zeit begann der Vortrieb von Merkur tatsächlich. Gassendis Vorbereitungen wurden mit allen ihm zur Verfügung stehenden Mitteln getroffen, doch diese erscheinen im Vergleich zu den Geräten in unseren modernen Observatorien sehr unvollkommen. Er wollte unbedingt den Zeitpunkt festhalten, zu dem der Planet sichtbar wurde; zu diesem Zweck stellte er einen Assistenten im Raum darunter ein, der in dem von Gassendi angegebenen Moment die Höhe der Sonne messen sollte. Der Signal an den Assistenten sollte mittels eines sehr primitiven Apparats übermittelt werden – Gassendi sollte zum entscheidenden Moment auf den Boden stampfen. Trotz der langen Verzögerung, die die Geduld des Assistenten auf die Probe stellte, konnten einige wertvolle Beobachtungen gemacht werden; so wurde der erste Vorbeiflug eines Planeten vor der Sonne beobachtet.

Die Vortriebe von Merkur sind keine seltenen Phänomene – im 19. Jahrhundert gab es insgesamt dreizehn solcher Vorkommnisse. Sie sind vor allem deshalb wichtig, weil ihre Beobachtung unserer Berechnungen über die Bewegungen des Planeten Genauigkeit verleiht. Oft wurde gehofft, dass die durch einen Vortrieb gebotenen Möglichkeiten dazu genutzt werden könnten, Informationen über die physikalischen Eigenschaften des Merkurkörpers zu gewinnen – doch diese Hoffnungen haben sich nicht erfüllt.

Spektroskopische Beobachtungen von Merkur sind äußerst spärlich. Sie deuten darauf hin, dass Wasserdampf ein wahrscheinlicher Bestandteil der Atmosphäre von Merkur ist – genauso wie in unserer eigenen Atmosphäre.

Ein bedeutender italienischer Astronom, Professor Schiaparelli, gab vor einigen Jahren eine bemerkenswerte Entdeckung bezüglich der Rotation des Planeten Merkur bekannt. Er stellte fest, dass der Planet sich um seine Achse in derselben Zeit dreht, wie er um die Sonne kreist. Die praktische Folge dieser Gleichheit der beiden Zeiträume ist, dass Merkur immer dieselbe Seite zur Sonne zeigt. Wenn unsere Erde auf ähnliche Weise rotieren würde, dann würde die dem Sonnenlicht zugewandte Hemisphäre ewigen Tag haben, während die gegenüberliegende Hemisphäre in ewige Nacht versetzt würde. Laut dieser Entdeckung kreist Merkur um die Sonne genauso wie der Mond um die Erde. Da die Geschwindigkeit, mit der Merkur um die Sonne kreist, aufgrund der stark elliptischen Form seiner Umlaufbahn sehr variabel ist, während die Rotation um seine Achse mit konstanter Geschwindigkeit stattfindet, folgt daraus, dass im Laufe eines merkurianischen Jahres mehr als nur eine Hemisphäre (etwa fünf Achtel der Oberfläche) mehr oder weniger dem Sonnenlicht ausgesetzt ist.

Diese wichtige Entdeckung von Schiaparelli wurde kürzlich von einem amerikanischen Astronomen, Herrn Lowell aus Arizona, USA, bestätigt. Er beobachtete den Planeten unter sehr günstigen Bedingungen mit einem Refraktor mit 24-Zoll-Öffnung. Auf der Oberfläche von Merkur entdeckte er bestimmte schmale, dunkle Linien; deren sehr langsame Bewegung deutet auf eine Rotationsperiode um die eigene Achse hin, die genau mit der Umlaufzeit um die Sonne übereinstimmt. Derselbe Beobachter zeigte außerdem, dass die Rotationsachse von Merkur senkrecht zur Ebene der Umlaufbahn steht. Herr Lowell bemerkte keinerlei Anzeichen für Wolken oder Verfinsterungen – tatsächlich auch keine Hinweise auf eine Atmosphäre. Die Oberfläche von Merkur ist farblos, „eine Geografie in Schwarz und Weiß“.

Wir können behaupten, dass es eine starke a priori-Wahrscheinlichkeit dafür gibt, dass Schiaparellis Entdeckung real ist. Da Merkur zu den Planeten gehört, die keinen Mond haben, wird er ausschließlich von der Sonne beeinflusst – insbesondere durch Gezeitenphänomene.

Es geht dabei um die Sonnengezeiten. Aufgrund der Nähe von Merkur zur Sonne weisen die Sonnengezeiten auf diesem Planeten eine besondere Intensität auf. Da die Gezeiten dazu neigen, Merkur dazu zu bringen, stets seine Vorderseite der Sonne zuzuwenden, besteht kaum Grund, an den Aussagen zu zweifeln, dass die Gezeiten genau den Effekt hervorgerufen haben, für den man annimmt, dass sie in der Lage sind.

Hier verabschieden wir uns vom Planeten Merkur – einem interessanten und wunderschönen Objekt, das unsere intellektuelle Neugier weckt, während es gleichzeitig unseren Versuchen, ihn genauer kennenzulernen, entzieht sich. Es gibt jedoch einen Punkt des erreichbaren Wissens, den wir zum Abschluss erwähnen müssen. Es ist eine schwierige, aber keineswegs unmögliche Aufgabe, Merkur im Himmelsgleichgewicht zu wiegen und seine Masse im Vergleich zu den anderen Körpern unseres Systems zu bestimmen. Es handelt sich dabei um eine delikate Operation, doch sie führt uns auf einige der interessantesten Wege der astronomischen Entdeckung. Das Gewicht des Planeten, wie es kürzlich von Von Asten bestimmt wurde, beträgt etwa ein 24. Teil des Gewichts der Erde – doch das Ergebnis ist unsicherer als die Bestimmungen der Masse der anderen größeren Planeten.

KAPITEL VIII.
VENERUS

Die Bedeutung dieses Planeten – Die Unerwartetheit seines Erscheinungsbildes – Der Abendstern – Sichtbarkeit bei Tageslicht – Nur vom Sonnenlicht beleuchtet – Die Phasen von Venus – Warum der Halbmond mit bloßem Auge nicht sichtbar ist – Schwankungen in der scheinbaren Größe des Planeten – Die Rotation von Venus – Die Ähnlichkeit von Venus mit der Erde – Der Venustransit – Warum er von besonderem Interesse ist – Die Skala des Sonnensystems – Die Umlaufbahnen von Erde und Venus liegen nicht in derselben Ebene – Wiederholung der Transite in Paaren – Das Erscheinungsbild von Venus während eines Transits – Die Transite von 1874 und 1882 – Die frühen Transite von 1631 und 1639 – Die Beobachtungen von Horrocks und Crabtree – Die Ankündigung durch Halley – Wie sich der Weg des Planeten an verschiedenen Orten unterscheidet – Illustrationen zur Parallaxe – Die Reise nach Otaheite – Das Ergebnis von Encke – Der wahrscheinliche Abstand zur Sonne – Beobachtungen des letzten Venustransits in Dunsink – Die Frage nach einer Atmosphäre auf Venus – Andere Bestimmungen des Abstands zur Sonne – Statistiken über Venus.

Es wäre aus einem bestimmten Grund vielleicht angebracht gewesen, unsere Übersicht des Planetensystems mit der Beschreibung des Planeten Venus zu beginnen. Dieser Himmelskörper ist wegen seiner Größe nicht besonders bemerkenswert – es gibt schließlich andere Planeten, die hunderte Male größer sind. Die Umlaufbahn von Venus ist zwar sicherlich größer als die von Merkur, doch sie ist viel kleiner als die der äußeren Planeten. Venus verfügt nicht einmal über die prächtige „Entourage“ kleinerer Begleiter, die den mächtigen Planeten unseres Systems solche Würde und solches Interesse verleihen. Dennoch bleibt die Tatsache bestehen, dass Venus unter allen Planeten unübertroffen ist. Wir sprechen hier nicht nur von Himmelskörpern, die nur mit dem Teleskop gesehen werden können; wir beziehen uns auf die gewöhnlichen Beobachtungen, mit denen Venus bereits lange vor der Erfindung des Teleskops entdeckt wurde.

Wer hat sich nicht über den Anblick dieses prächtigen Objekts gefreut? Er ist nicht zu jeder Zeit sichtbar. Monatelang bleibt der Abendstern dem Blick der Menschen verborgen. Seine Schönheit wird sogar durch die Launenhaftigkeit und Unsicherheit seiner Erscheinung noch verstärkt. Wir behaupten nicht, dass es bei den Bewegungen von Venus irgendwelche Launenhaftigkeit gibt – das wissen jene, die sorgfältig ihre Almanache konsultieren. Die Bewegungen dieses wunderschönen Planeten sind dort…

Es wird mit einer prosaischen Genauigkeit beschrieben – eine Genauigkeit, die kaum im Einklang steht mit dem Charakter, der der Göttin der Liebe üblicherweise zugeschrieben wird. Doch für diejenigen, die den Sternen keine besondere Aufmerksamkeit schenken, ist gerade die Unerwartetheit ihres Erscheinens einer ihrer größten Reize. Venus wurde seit vielen Monaten nicht bemerkt, nicht einmal in Betracht gezogen. Es ist ein wunderschön klarer Abend; die Sonne ist gerade untergegangen. Der Naturliebhaber wendet sich wie jeder andere Naturliebhaber dem Sonnenuntergang zu. Im goldenen Glanz des Westens sieht man einen prächtigen Edelstein funkeln – es ist der Abendstern, der Planet Venus. Einige Wochen später sieht man wieder einen schönen Sonnenuntergang; nun befindet sich der Planet nicht mehr als kleiner Punkt tief im westlichen Glanz, sondern hat sich hoch über den Horizont erhoben und bleibt auch lange nachdem die Schatten der Nacht gefallen sind, ein strahlendes Objekt. Noch etwas später erreicht Venus ihre volle Helligkeit und Pracht. Die gesamte Himmelswelt – sogar Sirius und Jupiter – muss vor dem prächtigen Glanz von Venus, der unübertroffenen Königin des Firmaments, verblassen.

Nach Wochen voller Pracht nimmt die Höhe von Venus beim Sonnenuntergang ab, und ihr Glanz beginnt allmählich nachzulassen. Sie sinkt bis zur Unsichtbarkeit herab und wird von der überwiegenden Mehrheit der Menschen vergessen; doch die launische Göttin hat sich nur von einer Seite des Himmels auf die andere bewegt. Bevor die Sonne aufgeht, wird der Morgenstern im Osten sichtbar. Sein Glanz nimmt allmählich zu, bis er der Schönheit des Abendsterns ebenbürtig wird. Dann nähert sich der Planet wieder der Sonne und bleibt viele Monate lang aus dem Blickfeld verschwunden, bis nach einem Zeitraum von einem Jahr und sieben Monaten der gleiche Zyklus der Veränderungen erneut beginnt.

Wenn Venus am hellsten ist, kann man sie bei Tageslicht mit bloßem Auge leicht sehen. Dieses beeindruckende Schauspiel zeigt auf unmissverständliche Weise die unübertroffene Überlegenheit dieses Planeten im Vergleich zu seinen Gleichgestellten sowie zu den Fixsternen. Tatsächlich ist Venus zu dieser Zeit vierzig bis sechzig Mal heller als jedes Sternobjekt am nördlichen Himmel.

Der schöne Abendstern ist oft ein so auffälliges Objekt, dass es zunächst schwer erscheinen mag, zu erkennen, dass es sich dabei nicht um ein selbstleuchtendes Objekt handelt. Dennoch ist es unmöglich, daran zu zweifeln, dass der Planet in Wirklichkeit nur eine dunkle Kugel ist – und in diesem Sinne unserer eigenen Erde ähnelt. Der Glanz des Planeten ist nicht besonders stark.

viel größer als die auf der Erde an einem sonnigen Tag. Die Pracht der Venus entsteht vollständig durch das reflektierte Sonnenlicht, auf dieselbe Weise wie bereits bezüglich des Mondes erklärt.

Mit bloßem Auge können wir die charakteristische Sichelform des Planeten nicht erkennen – man sieht lediglich einen leuchtenden Punkt, der zu klein ist, um eine erkennbare Form aufzuweisen. Dies lässt sich aus physiologischen Gründen erklären. Die optischen Strukturen im Auge bilden ein Bild des Planeten auf der Netzhaut, das notwendigerweise sehr klein ist. Selbst dann, wenn die Venus der Erde am nächsten ist, bildet ihr Durchmesser einen Winkel von nicht viel mehr als einer Bogenminute. Auf der empfindlichen Membran entsteht somit ein Bild der Venus mit einem Durchmesser von etwa einem Sechstausendstel Zoll. So fein die Netzhaut auch sein mag, sie reicht nicht aus, um die Form eines so winzigen Bildes wahrzunehmen. Die Nervenstruktur, die als Quelle des Sehvermögens beschrieben wurde, bietet außerdem ein zu grobes „Gewebe“, um die Details dieses winzigen Bildes aufzunehmen. Deshalb erscheint die leuchtende Venus mit bloßem Auge lediglich als heller Punkt. Das normale Sehvermögen kann nicht erkennen, welche Form sie hat – geschweige denn ihre wahre Schönheit in Form der Sichel.

Würde der Durchmesser der Venus mehrere Male so groß sein wie er tatsächlich ist – wäre dieser Himmelskörper beispielsweise so groß wie Jupiter oder einige andere große Planeten – dann ließe sich seine Sichelform leicht mit bloßem Auge erkennen. Es ist interessant, darüber nachzudenken, wie die Astronomie wohl verlaufen wäre, wenn die Venus nur so groß wie Jupiter gewesen wäre. Wenn jeder die Sichelform ohne Teleskop hätte sehen können, dann wäre es eine elementare und fast offensichtliche Wahrheit gewesen, dass die Venus ein dunkler Körper ist, der um die Sonne kreist. Die Analogie zwischen der Venus und unserer Erde wäre sofort erkennbar gewesen; und die Lehre, die erst in relativ moderner Zeit von Kopernikus entdeckt werden musste, könnte durchaus zusammen mit den anderen Entdeckungen der alten Völker des Ostens an uns weitergegeben worden sein.

Abb. 43. Venus, 29. Mai 1889.
Vielleicht ist die bisher perfekteste Zeichnung der Venus jene, die am 29. Mai 1889 von Professor E.E. Barnard mit einem 12-Zoll-Äquatorialteleskop am Lick-Observatorium angefertigt wurde. Für diesen Zweck und bei dieser Gelegenheit erwies sich das 12-Zoll-Teleskop dem Professor Barnard als überlegen gegenüber dem 36-Zoll-Teleskop. Die dargestellten Markierungen scheinen zweifellos auf dem Planeten zu existieren. Im Jahr 1897 schrieb Professor Barnard: „Die Umstände, unter denen diese Zeichnung angefertigt wurde, sind mir in Erinnerung geblieben – denn danach hatte ich nie wieder solch perfekte Bedingungen, um Venus zu beobachten.“

In Abb. 44 zeigen wir drei Ansichten der Venus in verschiedenen Phasen. Wenn man den Halbmond der Venus sieht, befindet sich der Planet viel näher an der Erde; er erscheint dann als Teil eines viel größeren Kreises als bei einer fast vollen Venus. Diese Zeichnung zeigt die verschiedenen Phasen des Planeten in ihren tatsächlichen Verhältnissen. Es ist sehr schwierig, irgendetwas deutlich wahrzunehmen.

Markierungen auf der hell erleuchteten Oberfläche. Manchmal haben Beobachter Flecken oder andere Merkmale gesehen; gelegentlich waren die spitz zulaufenden Enden der Hörner unregelmäßig, als wollten sie zeigen, dass die Oberfläche der Venus nicht glatt ist. Einige Beobachter berichten, an den Polen der Venus weiße Flecken gesehen zu haben, die bis zu einem gewissen Grad den auffälligeren Merkmalen derselben Art ähneln, die man auf dem Mars findet.

Da es äußerst schwierig ist, irgendwelche Markierungen auf der Venus zu erkennen, können wir noch kaum eine endgültige Antwort auf die wichtige Frage nach der Rotationsperiode dieses Planeten um seine Achse geben. Verschiedene Beobachter haben in den letzten zweihundert Jahren auf der Grundlage sehr unzureichender Daten geschlossen, dass die Venus in etwa zweiundzwanzig Stunden rotiert. Schiaparelli aus Mailand wandte sich 1877 dieser Planeten zu und bemerkte einen dunklen Schatten sowie zwei helle Flecken – alle nicht weit vom südlichen Ende des Halbmondes entfernt. Dieser äußerst sorgfältige Astronom beobachtete diese Markierungen drei Monate lang und stellte fest, dass sich ihre Position nicht veränderte – insbesondere dann, wenn er seine Beobachtungen mehrere Stunden lang fortsetzte. Dieser Umstand schien eindeutig zu zeigen, dass die Venus weder in zweiundzwanzig Stunden noch in irgendeiner anderen kurzen Zeit rotieren konnte. Woche für Woche blieben die Flecken unverändert, bis Schiaparelli überzeugt war, dass seine Beobachtungen nur mit einer bestimmten Rotationsperiode in Einklang gebracht werden konnten.

Rotation in einem Zeitraum von sechs bis neun Monaten. Er kam natürlich zu dem Schluss, dass dieser Zeitraum 225 Tage beträgt – das heißt, die Zeit, die Venus benötigt, um eine vollständige Umrundung der Sonne zu vollziehen; mit anderen Worten: Venus wendet stets dieselbe Seite der Sonne zu.

Dieses bemerkenswerte Ergebnis wurde durch Beobachtungen in Nizza bestätigt; doch es wurde von mehreren Beobachtern heftig angegriffen, die behaupteten, ihre eigenen Zeichnungen könnten nur mit einem Zeitraum übereinstimmen, der etwa dem der Rotation unserer Erde entspricht. Schiaparellis Ergebnis wird jedoch gut durch die Briefe von Herrn Lowell gestützt. Er hat zahlreiche Zeichnungen von Venus erstellt, die mit seinem 24-Zoll-Refraktor angefertigt wurden, und stellte fest, dass die Rotation in derselben Zeit stattfindet wie die Umlaufbahnbewegung des Planeten, wobei die Rotationsachse senkrecht zur Umlaufbahnplatte steht. Die Markierungen, die Herr Lowell sah, waren lang und streifig und immer sichtbar, solange die atmosphärischen Bedingungen für ihn recht günstig waren.

Wir haben gesehen, dass der Mond sich so dreht, dass er stets dieselbe Seite der Erde zuwendet. Wir haben nun gesehen, dass die Planeten Venus und Merkur jeweils so zu rotieren scheinen, dass sie stets dieselbe Seite der Sonne zuwenden. All diese Phänomene sind von großer Bedeutung für die höheren Bereiche der astronomischen Forschung. Es handelt sich dabei nicht um bloße Zufälle. Sie entstehen durch die Wirkung der Gezeiten, wie in einem späteren Kapitel erläutert werden wird.

Zufälligerweise sind unsere Erde und Venus in ihrer Größe fast gleich. Der Unterschied ist kaum wahrnehmbar, doch die Erde hat einen Durchmesser, der um einige Meilen größer ist als der von Venus. Es gibt Anzeichen für das Vorhandensein einer Atmosphäre um Venus, und die Ergebnisse des Spektroscopies zeigen, dass dort Wasserdampf vorhanden ist.

Falls es in der Atmosphäre von Venus Sauerstoff gibt, dann scheint es möglich zu sein, dass es auf diesem Planeten Leben geben könnte, das im Wesentlichen nicht von bestimmten Lebensformen auf der Erde abweicht. Zweifellos übertrifft die Sonnenhitze auf Venus bei weitem die Sonnenhitze, mit der wir vertraut sind.

Doch das ist keine unüberwindbare Schwierigkeit. Auf der Erde sehen wir derzeit Leben in sehr heißen Regionen sowie in sehr kalten Regionen. Tatsächlich finden wir je näher wir dem Äquator kommen, umso üppigeres Leben – sodass wir erwarten können, dass es auf dem Venusoberfläche, falls dort Wasser vorhanden ist und Sauerstoff ein Bestandteil ihrer Atmosphäre ist, eine üppige tropische Lebensform gibt, die in gewisser Weise vielleicht der auf der Erde ähnelt.

In unserer Beschreibung des Planeten Merkur sowie in der kurzen Beschreibung des hypothetischen Planeten Vulkan mussten wir auf die Phänomene hinweisen, die durch den Vorbeiflug eines Planeten vor dem Sonnenrand entstehen. Ein solches Ereignis ist für Astronomen stets von Interesse – besonders im Fall der Venus. In den letzten Jahren hatten wir die Gelegenheit, zwei dieser seltenen Vorkommnisse zu beobachten. Es ist wohl nicht übertrieben zu behaupten, dass die Transite von 1874 und 1882 eine Aufmerksamkeit erfahren haben, wie sie noch nie einem anderen astronomischen Phänomen zuteilgeworden ist.

Der Transit der Venus lässt sich nicht als besonders beeindruckendes oder schönes Schauspiel beschreiben. Er ist bei weitem kein so prächtiges Schauspiel wie ein großer Komet oder ein Sternschnuppenregen. Warum wird er dann als von großer wissenschaftlicher Bedeutung angesehen? Weil dieses Phänomen uns dabei hilft, eines der größten Probleme zu lösen, mit denen der menschliche Verstand je konfrontiert war. Durch den Transit der Venus können wir die Skala bestimmen, auf der unser Sonnensystem aufgebaut ist. Das ist tatsächlich ein bedeutendes Problem. Befassen wir uns einen Moment damit. Im Zentrum unseres Systems befindet sich die Sonne – eine majestätische Kugel, die mehr als eine Million Mal größer ist als die Erde. Um die Sonne kreisen die Planeten, von denen unsere Erde nur einer ist. Es gibt Hunderte kleiner Planeten – einige, die der Erde ähneln, andere, die die Erde um ein Vielfaches übertreffen. Neben den Planeten gibt es in unserem System noch weitere Himmelskörper. Viele Planeten werden von Systemen aus kreisenden Monden begleitet. Es gibt Hunderte, vielleicht Tausende von Kometen. Jedes Mitglied dieser gewaltigen Ansammlung bewegt sich auf einer vorgegebenen Bahn um die Sonne – gemeinsam bilden sie das Sonnensystem.

Es ist relativ einfach, die Proportionen dieses Systems zu erlernen, die relativen Entfernungen der Planeten von der Sonne sowie sogar die relativen Größen der Planeten selbst zu messen. Besondere Schwierigkeiten treten jedoch auf, wenn wir versuchen, die tatsächliche Größe des Systems sowie seine Form zu bestimmen. Gerade diese letzte Frage bietet uns der Venustransit als Lösungsmethode.

Betrachten wir zum Beispiel eine gewöhnliche Karte Europas. Wir sehen die verschiedenen Länder präzise dargestellt; wir können die Laufwege der Flüsse erkennen; wir können sagen, dass Frankreich größer ist als England und Russland größer als Frankreich – doch egal wie perfekt die Karte auch erstellt sein mag, es fehlt noch etwas, bevor wir ein vollständiges Bild der Abmessungen des Landes haben. Wir müssen die Skala kennen, nach der die Karte gezeichnet wurde. Die Karte enthält eine Bezugslinie mit bestimmten Markierungen. Diese Linie gibt die Skala der Karte an – sie zeigt an, dass ein Zoll auf der Karte mit so vielen Meilen auf der tatsächlichen Oberfläche übereinstimmt. Ohne diese Angabe wäre die Karte für viele Zwecke völlig nutzlos. Nehmen wir an, wir würden sie nutzen, um eine Route von London nach Wien auszuwählen: Dann können wir sofort die Richtung erkennen sowie die verschiedenen Städte und Länder, die durchquert werden müssen – doch ohne einen Blick auf die kleine Skala in der Ecke kann uns die Karte nicht sagen, wie lang die Reise insgesamt ist.

Eine Karte des Sonnensystems lässt sich leicht erstellen. Wir können darauf die Umlaufbahnen einiger Planeten und ihrer Monde zeichnen sowie viele Kometen darstellen. Wir können den Planeten und ihren Umlaufbahnen ihre richtigen Proportionen zuweisen. Doch damit die Karte wirklich nützlich ist, braucht es noch etwas mehr: Wir benötigen eine Skala, die angibt, wie viele Millionen Meilen am Himmel einem Zoll auf der Karte entsprechen. An diesem Punkt stoßen wir auf Schwierigkeiten. Es gibt jedoch mehrere Möglichkeiten, das Problem zu lösen – allerdings sind alle davon schwierig und aufwendig. Die berühmteste Methode (obwohl keineswegs die beste) wurde bei einem Venustransit vorgestellt. In diesem Punkt liegt also die Bedeutung dieses seltenen Ereignisses: Es handelt sich dabei um eine der bekanntesten Methoden, um die tatsächliche Skala zu ermitteln, nach der unser System aufgebaut ist. Betrachten Sie die große Bedeutung dieses Problems – sobald die Skala bekannt ist…

Sobald alles bestimmt ist, weiß man alles. Wir kennen die Größe der Sonne; wir kennen ihre Entfernung; wir kennen das Volumen des Jupiters sowie die Entfernungen, in denen seine Monde um ihn kreisen; wir kennen die Abmessungen der Kometen sowie die Entfernungen, über die sie bei ihren Wanderungen zurückweichen; wir kennen die Geschwindigkeit der Sternschnuppen; und wir lernen die wichtige Lektion, dass unsere Erde nur eines der kleineren Mitglieder der Sonnenfamilie ist.

Da der Weg der Venus innerhalb des Weges der Erde liegt und die Venus sich schneller bewegt als die Erde, wird die Erde von diesem Planeten häufig überholt. Genau in dem kritischen Moment kann es vorkommen, dass Erde, Planet und Sonne auf derselben Geraden liegen. Dann können wir die Venus auf der Oberfläche der Sonne sehen – dieses Phänomen nennt man Transit der Venus. Es ist tatsächlich ganz offensichtlich, dass, wenn die drei Körper genau auf einer Linie lägen, ein Beobachter auf der Erde, der den Planeten betrachtet, diesen deutlich vor dem strahlenden Hintergrund der Sonne sehen würde.

Da die Erde alle neunzehn Monate von der Venus überholt wird, könnte man meinen, dass die Transite der Venus in entsprechender Häufigkeit auftreten sollten. Das ist jedoch nicht der Fall; der Transit der Venus ist ein äußerst seltenes Phänomen – oft vergehen hundert Jahre oder mehr, ohne dass ein einziger Transit stattfindet. Die Seltenheit dieser Phänomene beruht darauf, dass der Weg des Planeten gegenüber der Ebene der Erdumlaufbahn geneigt ist. In der Hälfte seines Weges befindet sich die Venus daher oberhalb der Ebene der Erdumlaufbahn, in der anderen Hälfte unterhalb. Wenn die Venus die Erde überholt, verläuft die Linie von der Erde zur Venus daher in der Regel über oder unter der Sonne. Falls es jedoch dazu kommt, dass die Venus die Erde an einem oder in der Nähe eines Punktes überholt, an dem die Umlaufbahn der Venus durch die der Erde geht, dann liegen die drei Körper auf einer Linie – und es kommt zu einem Transit der Venus. Die Seltenheit solcher Transite muss nicht mehr ein Rätsel sein: Die Erde durchquert jeden Dezember einen der kritischen Punkte und jeden Juni den anderen. Wenn es dazu kommt, dass die Konjunktion der Venus am 6. Juni oder 7. Dezember stattfindet, dann tritt an diesem Tag ein Transit der Venus auf – aber unter keinen anderen Umständen.

Das bemerkenswerteste Gesetz bezüglich der Wiederholung dieses Phänomens ist das bekannte Achtjahresintervall. Die Venustransite können alle zu Paaren zusammengefasst werden – die beiden Transite jedes Paares sind durch ein Intervall von acht Jahren voneinander getrennt. So fand beispielsweise ein Venustransit im Jahr 1761 statt und erneut im Jahr 1769. Weitere Transite traten erst in den Jahren 1874 und 1882 auf. Danach folgt wieder ein langes Intervall: Ein weiterer Transit wird erst im Jahr 2004 stattfinden, doch darauf folgt bereits ein weiterer im Jahr 2012.

Diese Anordnung der Transite in Paare lässt sich sehr einfach erklären. Es stellt sich nämlich heraus, dass die periodische Umlaufzeit der Venus eine bemerkenswerte Beziehung zur periodischen Umlaufzeit der Erde aufweist. Die Venus vollbringt dreizehn Umläufe um die Sonne in fast genau derselben Zeit, die die Erde für acht Umläufe benötigt. Wenn also im Jahr 1874 Venus und Erde in Linie mit der Sonne standen, dann wird die Erde nach acht Jahren wieder an derselben Stelle sein – und auch Venus, denn sie hat inzwischen gerade dreizehn Umläufe vollbracht. Da bereits beim ersten Mal ein Venustransit stattfand, muss auch beim zweiten Mal einer stattfinden.

Es darf jedoch nicht angenommen werden, dass die Planeten alle acht Jahre wieder genau in derselben Position stehen, sodass ein regelmäßiges Achtjahresintervall zwischen den Transiten entsteht. Es gilt nur ungefähr, dass dreizehn Umläufe der Venus mit acht Umläufen der Erde übereinstimmen. Jede Wiederholung dieser Konjunktion findet in einer leicht unterschiedlichen Position der Planeten statt. So lag der Konjunktionspunkt im Jahr 1890 so weit vom kritischen Punkt entfernt, dass die Linie von der Erde zur Venus die Sonne nicht durchschnitt. Obwohl die Venus daher sehr nahe an der Sonne vorbeizog, fand kein Transit statt.

Abbildung 45 zeigt den Venustransit im Jahr 1874. Sie stammt von einem Foto, das während des Ereignisses von Herrn Janssen aufgenommen wurde. Sein Teleskop war während der wenigen Minuten des Transits auf die Sonne gerichtet, wodurch ein Bild der Sonne auf der in dem Teleskop befindlichen Fotoplatte entstand. Der hellere Kreis stellt den Sonnenkreis dar.

Auf der Scheibe sehen wir das runde, scharfe Bild von Venus – es zeigt das charakteristische Erscheinungsbild des Planeten während seines Vorbeiflugs am Sonnenrand. Die einzigen weiteren Merkmale, die man erkennen kann (Abbildung 45: Venus am Sonnenrand bei dem Transit im Jahr 1874), sind einige Sonnenflecken, die eher schwach dargestellt werden, sowie ein Netz aus Linien, das auf einer Glasplatte über dem Sichtfeld des Teleskops markiert wurde, um Messungen zu erleichtern.

Die angrenzende Skizze (Abbildung 46) zeigt den Verlauf, den der Planet bei seinen Vorbeiflügen am Sonnenrand in den Jahren 1874 und 1882 nahm. Unsere Generation hatte das Glück, diese beiden Vorkommnisse mitzuerleben. Der weiße Kreis stellt die Scheibe der Sonne dar; der Planet dringt in diese weiße Fläche ein und erscheint zunächst wie ein Stück aus dem Rand der Sonne herausgeschnitten. Allmählich rückt der schwarze Fleck vor die Sonne – nach fast einer halben Stunde ist schließlich die gesamte schwarze Scheibe sichtbar. Langsam…

Der Planet bewegt sich über den Himmel – begleitet von Hunderten von Teleskopen aus allen Teilen der Welt, von wo aus das Phänomen sichtbar ist. Schließlich erscheint er nach einigen Stunden auf der anderen Seite.

Es ist nützlich, einen kurzen Rückblick auf die verschiedenen Venustransite zu werfen, von denen historische Aufzeichnungen existieren. Es handelt sich dabei nicht um viele Transite. Seit dem ersten Auftreten des Menschen auf der Erde haben sich Hunderte solcher Phänomene ereignet. Erst mit dem Herannahen des Jahres 1631 begann man, diesem Phänomen Aufmerksamkeit zu schenken – obwohl der Transit, der in jenem Jahr zweifellos stattfand, von niemandem bemerkt wurde. Der Erfolg von Gassendi bei der Beobachtung des Merkurtransits, auf den wir im letzten Kapitel eingegangen sind, gab ihm die Hoffnung, auch beim Beobachten des Venustransits erfolgreich zu sein – einen Transit, den auch Kepler vorausgesagt hatte. Gassendi beobachtete die Sonne am 4., 5. und 6. Dezember. Am 7. beobachtete er sie erneut – doch er sah keine Spur des Planeten. Wir kennen jetzt den Grund: Der Venustransit fand in der Nacht zwischen dem 6. und 7. statt und war daher für europäische Beobachter unsichtbar.

Kepler hatte nicht bemerkt, dass ein weiterer Transit im Jahr 1639 stattfinden würde. Diese Entdeckung machte ein anderer Astronom – und mit ihr kann man sagen, dass die Geschichte dieses Phänomens beginnt. Es war das erste Mal, dass das Phänomen tatsächlich beobachtet wurde – doch damals sahen es nur wenige Menschen. Soweit bekannt ist, wurden es nur zwei Personen.

Ein junger und eifriger englischer Astronom namens Horrocks hatte einige Berechnungen bezüglich der Bewegungen der Venus durchgeführt. Er stellte fest, dass der Venustransit im Jahr 1639 wiederkehren würde, und bereitete sich darauf vor, dies zu überprüfen. Am Morgen jenes Tages – es war zufällig ein Sonntag – ging die Sonne hell auf. Der Beruf des Geistlichen, den Horrocks ausübte, stand hier im Widerspruch zu seinen Wünschen als Astronom. Er berichtet, dass er um neun Uhr wegen äußerst wichtiger Angelegenheiten weggerufen wurde – vermutlich bezog er sich dabei auf seine offiziellen Pflichten. Doch die Angelegenheit wurde schnell erledigt, und kurz vor zehn war er wieder am Beobachtungspunkt – doch die Sonne zeigte keinerlei ungewöhnliche Merkmale.

Mit einer Stelle – aber nichts, was man für einen Planeten halten könnte. Wiederum um Mittag herum kam es zu einer Unterbrechung: Er ging in die Kirche, kehrte jedoch bereits um ein Uhr zurück. Auch das waren nicht die einzigen Hindernisse für seine Beobachtungen. Die Sonne war außerdem während eines Teils des Tages mehr oder weniger bewölkt. Gegen halb vier nachmittags war seine kirchliche Arbeit beendet; die Wolken hatten sich verzogen, und er nahm seine Beobachtungen wieder auf. Zu seiner großen Freude sah er dann auf der Sonne die runde, dunkle Stelle, die sofort als der Planet Venus identifiziert werden konnte. Die Beobachtungen konnten jedoch nicht lange andauern; es war tiefster Winter, und die Sonne ging schnell unter. Nur eine halbe Stunde stand zur Verfügung, doch er hatte im Voraus so sorgfältige Vorbereitungen getroffen, dass dies ausreichte, um einige wertvolle Messungen vorzunehmen.

Horrocks hatte seinen Freund William Crabtree bereits über das bevorstehende Ereignis informiert. Crabtree war daher wachsam und es gelang ihm, den Vortrieb der Venus zu beobachten. Ein beeindruckendes Bild von Crabtrees berühmter Beobachtung ist in einem der wunderschönen Fresken im Rathaus zu sehen.

Manchester. Doch an niemand anderen hatte Horrocks diese Informationen weitergegeben; wie er sagt: „Ich hoffe, man wird mir verzeihen, dass ich meine anderen Freunde nicht über das erwartete Phänomen informiert habe – denn die meisten von ihnen interessieren sich kaum für solche Kleinigkeiten und ziehen es vor, sich mit ihren Falken und Hunden zu beschäftigen, um es milde auszudrücken. Und obwohl es in England auch Anhänger der Astronomie gibt, mit einigen von denen ich bekannt bin, konnte ich ihnen die erfreulichen Nachrichten nicht übermitteln, da ich selbst so wenig darüber wusste.“

Erst viel später wurde die volle Bedeutung des Venustransits erkannt. Fast ein Jahrhundert verging, bevor der große Astronom Halley (1656–1742) auf dieses Thema aufmerksam machte. Der nächste Transit sollte im Jahr 1761 stattfinden, und 45 Jahre vor diesem Ereignis erklärte Halley seine berühmte Methode zur Bestimmung der Entfernung zur Sonne mithilfe des Venustransits.[15] Zu dieser Zeit war er bereits 60 Jahre alt; er konnte nicht damit rechnen, noch zu leben, um dieses Ereignis mitzuerleben. Doch in edlen Worten wies er die Gelehrten auf dieses Problem hin und wandte sich dabei an die Royal Society of London: „Und das ist es, was ich nun dieser berühmten Gesellschaft vorlegen möchte, von der ich voraussehe, dass sie für immer bestehen wird – damit ich den jungen Astronomen, die vielleicht noch das Glück haben werden, diese Erscheinungen zu beobachten, im Voraus eine Methode erklären kann, mit der die enorme Entfernung zur Sonne wirklich bestimmt werden kann…. Ich empfehle sie daher immer wieder jenen neugierigen Astronomen, die, wenn ich tot bin, die Gelegenheit haben werden, diese Erscheinungen zu beobachten, dass sie sich an diese meine Ermahnung erinnern und sich mit aller Kraft auf die Beobachtungen konzentrieren. Ich wünsche ihnen aufrichtig jeden erdenklichen Erfolg – erstens damit sie durch einen unpassend trüben Himmel nicht um diesen äußerst wünschenswerten Anblick gebracht werden, und zweitens damit, nachdem sie die Größen der Planetenbahnen genauer bestimmt haben, dies zu ihrem unsterblichen Ruhm und Ansehen beiträgt.“ Halley lebte bis ins hohe Alter, starb aber 19 Jahre vor dem Eintritt des Transits.

Der Astronomiestudent, der erfahren möchte, wie der Venustransit zur Bestimmung der Entfernung zur Sonne dient, muss sich auf ein keineswegs einfaches geometrisches Problem einstellen. Wir können dem Thema keine weiteren Details geben.

wäre für eine vollständige Erklärung notwendig. Alles, was wir versuchen können, ist, einen allgemeinen Überblick über die Methode zu geben – einen Überblick, der dem Leser zeigt, dass der Venustransit tatsächlich alle notwendigen Elemente zur Lösung des Problems enthält.

Zunächst müssen wir das Konzept klar erklären, das bei Astronomen unter dem Namen Parallaxe bekannt ist; denn durch die Parallaxe muss die Entfernung der Sonne – oder eigentlich die Entfernung jedes anderen Himmelskörpers – bestimmt werden. Nehmen wir ein einfaches Beispiel: Stehen Sie in der Nähe eines Fensters, von wo aus Sie Gebäude, Bäume, Wolken oder andere entfernte Objekte sehen können. Legen Sie ein dünnes Papierstreifen senkrecht in die Mitte eines Fensterglases. Schließen Sie das rechte Auge und beobachten Sie mit dem linken Auge die Position des Papierstreifens relativ zu den Objekten im Hintergrund. Bleiben Sie anschließend in derselben Position und schließen Sie das linke Auge; beobachten Sie erneut mit dem rechten Auge die Position des Papierstreifens. Sie werden feststellen, dass sich die Position des Papierstreifens im Hintergrund verändert hat. Wenn ich in meinem Arbeitszimmer sitze und aus dem Fenster schaue, sehe ich mit meinem rechten Auge einen Papierstreifen vor einem bestimmten Ast eines Baumes, der einige hundert Meter entfernt ist; mit meinem linken Auge befindet sich der Papierstreifen nicht mehr vor diesem Ast, sondern hat sich in eine Position in der Nähe der Baumkrone verschoben. Diese scheinbare Verschiebung des Papierstreifens relativ zum fernen Hintergrund ist das, was man Parallaxe nennt.

Nähern Sie sich dem Fenster und wiederholen Sie die Beobachtung – Sie werden feststellen, dass sich die scheinbare Verschiebung erhöht. Bewegen Sie sich vom Fenster weg, dann nimmt die Verschiebung ab. Gehen Sie auf die andere Seite des Raumes: Die Verschiebung ist zwar noch immer vorhanden, aber deutlich geringer. So erkennen wir, dass sich die Veränderung der scheinbaren Position des Papierstreifens, je nachdem, ob man mit dem rechten oder linken Auge schaut, mit der Entfernung ändert – allerdings in entgegengesetzter Richtung: Je größer die Entfernung wird, desto geringer wird die Verschiebung. Wir können somit jeder bestimmten Entfernung eine entsprechende Verschiebung zuordnen. Daraus lässt sich leicht ableiten, dass, wenn wir Mittel haben, um die Größe der Verschiebung zu messen, wir auch Mittel haben, um die Entfernung vom Beobachter bis zum Fenster zu berechnen.

Es ist dieses Prinzip, das in gigantischem Maßstab angewandt wird, das es uns ermöglicht, die Entfernungen der Himmelskörper zu messen. Schauen wir uns zum Beispiel den Planeten Venus an: Nehmen wir an, dies entspricht dem Papierstreifen, und die Sonne, bei der Venus während des Transits sichtbar ist, bildet den Hintergrund. Anstelle der beiden Augen des Beobachters platzieren wir nun zwei Observatorien in entlegenen Regionen der Erde; wir betrachten Venus aus einem Observatorium, aus dem anderen ebenfalls – wir messen die Ausdehnung der Verschiebung und berechnen daraus die Entfernung des Planeten. Alles hängt also von den Mitteln ab, die wir haben, um die Verschiebung von Venus aus den beiden verschiedenen Standorten zu messen. Es gibt verschiedene Möglichkeiten, dies zu erreichen, doch die einfachste ist die, die ursprünglich von Halley vorgeschlagen wurde.

Vom Observatorium an Position a scheint Venus den oberen der beiden Bahnen zu folgen, wie in der nebenstehenden Abbildung (Abb. 47) dargestellt. Vom Observatorium an Position b folgt sie der unteren Bahn – es gilt nun, die Entfernung zwischen den beiden Bahnen zu messen. Dies kann auf verschiedene Weise geschehen. Angenommen, der Beobachter an Position a notiert die Zeit, die Venus benötigt, um den Sonnenkreis zu durchqueren, und ähnliche Beobachtungen werden an Position b durchgeführt. Da die von b aus sichtbare Bahn größer ist, muss die dort gemessene Zeit länger sein als die an Position a. Wenn die Beobachtungen aus den verschiedenen Hemisphären verglichen werden, ermöglichen die gemessenen Zeiten die Berechnung der Längen der Bahnen. Sobald diese Längen bekannt sind, können ihre Positionen auf dem kreisförmigen Sonnenkreis bestimmt werden – dadurch lässt sich auch die Ausdehnung der Verschiebung von Venus während des Transits ermitteln. So wird schließlich die Entfernung von Venus gemessen und die Skala des Sonnensystems bekannt.

Die beiden Transite, auf die sich Halleys bemerkenswerte Forschungen bezogen, fanden in den Jahren 1761 und 1769 statt. Die Ergebnisse des ersten Transits waren trotz der mühsamen Arbeit derjenigen, die die Beobachtungen durchführten, nicht besonders erfolgreich. Der Transit von 1769 ist von besonderem Interesse – nicht nur für die Bestimmung der Entfernung zur Sonne, sondern auch, weil er zur ersten der berühmten Reisen von Kapitän Cook führte. Um den Transit von Venus zu beobachten, wurde Kapitän Cook beauftragt, nach Otaheite zu segeln. Dort, am 3. Juni an einem wunderbaren Tag in diesem herrlichen Klima, trat das Phänomen auf.

Es wurde sorgfältig von verschiedenen Beobachtern beobachtet und gemessen. Gleichzeitig mit diesen Beobachtungen wurden auch andere in Europa und anderswo durchgeführt, und aus der Kombination aller Beobachtungen ergab sich ein ungefähres Wissen über die Entfernung der Sonne. Abbildung 47 – Zur Veranschaulichung der Beobachtung des Venustransits von zwei Orten auf der Erde, a und b. Eine vollständige Auswertung dieser Beobachtungen fand jedoch erst nach einiger Zeit statt. Erst im Jahr 1824 berechnete der berühmte Encke die Entfernung zur Sonne und gab als endgültiges Ergebnis 95.000.000 Meilen an. Über viele Jahre hinweg wurde diese Zahl uneingeschränkt verwendet, und viele Menschen der heutigen Generation erinnern sich daran, dass ihnen in der Schule beigebracht wurde, die Sonne sei 95.000.000 Meilen entfernt. Schließlich begannen Zweifel an der Genauigkeit dieses Ergebnisses aufzukommen. Diese Zweifel kamen aus verschiedenen Richtungen und wurden in unterschiedlichem Maße ernst genommen; doch sie wiesen alle in dieselbe Richtung – sie deuteten alle darauf hin, dass die Entfernung zur Sonne tatsächlich nicht so groß war wie das von Encke ermittelte Ergebnis. Es muss bedacht werden, dass es mehrere Möglichkeiten gibt, die Entfernung zur Sonne zu bestimmen.

Und es wird unsere Pflicht sein, später auf einige andere Methoden einzugehen. Es wurde festgestellt, dass das von Encke aus den Beobachtungen im Jahr 1761 sowie 1769 mit Instrumenten ermittelte Ergebnis – bei denen es sich um Instrumente handelte, die schlechter waren als unsere modernen Geräte – zu hoch war. Die Entfernung zur Sonne kann daher vermutlich mit 92.000.000 Meilen angegeben werden.

Ich wage es, unsere persönlichen Erfahrungen bezüglich des letzten Venustransits festzuhalten – einen Transit, den wir das Glück hatten, am Nachmittag des 6. Dezembers 1882 vom Dunsink-Observatorium aus zu beobachten.

Der Morgen dieses bedeutenden Tages schien für ein solches astronomisches Spektakel so ungünstig wie nur möglich zu sein. Schnee, einige Zoll dick, bedeckte den Boden, und es fiel weiterhin Schnee, fast ununterbrochen, den ganzen Vormittag über. Es schien fast hoffnungslos, von diesem Observatorium aus ein Bild des Phänomens zu erhalten. Doch in solchen Fällen ist es ratsam, an die Anweisungen zu denken, die den Beobachtern bei einer berühmten Sonnenfinsternis-Expedition gegeben wurden. Ihnen wurde gesagt, egal wie das Wetter auch sein mochte, sie sollten alle Vorbereitungen genau so durchführen, als würde die Sonne in voller Pracht scheinen. Zweifellos haben viele Beobachter von diesem Rat profitiert – und wir handelten entsprechend mit großem Erfolg.

Zu jener Zeit gab es im Observatorium zwei Äquatorialteleskope: eines davon war ein altes, aber noch recht gutes Instrument mit einem Durchmesser von etwa sechs Zoll; das andere war das große Süd-Äquatorialteleskop mit einem Durchmesser von zwölf Zoll, von dem bereits die Rede war. Um elf Uhr sah die Situation noch schlimmer aus als je zuvor – doch wir machten uns sofort daran, alles vorzubereiten. Ich beauftragte Herrn Rambaut mit dem kleinen Äquatorialteleskop, während ich selbst für das Süd-Teleskop verantwortlich war. Als die Kuppeln geöffnet wurden, fiel weiterhin Schnee. Doch gemäß unserem vorherigen Plan waren die Teleskope nicht direkt auf die Sonne gerichtet, sondern auf den Ort, an dem wir wussten, dass sich die Sonne befand. Die Mechanik wurde in Gang gesetzt, sodass die Teleskope ständig in Richtung der unsichtbaren Sonne zeigten. Die vorausgesagte Zeit des Transits war noch nicht erreicht.

Auch das Okular, das am Südequator verwendet wird, muss kurz beschrieben werden. Es ist selbstverständlich offensichtlich, dass das volle Glühen der Sonne erheblich abgemildert werden muss, bevor das Auge sie unbeschadet betrachten kann. Das Licht der Sonne fällt auf ein Stück durchsichtiges Glas, das unter einem bestimmten Winkel geneigt ist; der größte Teil der Sonnenwärme sowie ein gewisser Anteil des Lichts dringen durch das Glas und gehen verloren. Ein Teil des Lichts wird jedoch vom Glas reflektiert und gelangt ins Okular. Dieses Licht weist bereits eine stark reduzierte Intensität auf, doch durch ein einfallsreiches Gerät kann seine Intensität weiter verringert werden. Das Glas, das das Licht reflektiert, tut dies im sogenannten Polarisationswinkel; zwischen dem Okular und dem Auge befindet sich außerdem eine Turmalinplatte. Diese Platte kann vom Beobachter gedreht werden. In einer Position stört sie das polarisierte Licht fast überhaupt nicht, während sie in der senkrecht dazu liegenden Position fast das gesamte Licht blockiert. Durch einfaches Anpassen der Position der Turmalinplatte kann der Beobachter die Helligkeit des Bildes auf den gewünschten Wert einstellen, sodass die Beobachtungen der Sonne bei angemessener Beleuchtung durchgeführt werden können.

Doch solche Geräte schienen in diesem Fall nur eine Farce zu sein. Die Turmalinplatte war bereit – doch bis eins Uhr war kein Hauch der Sonne zu sehen. Kurz nach eins bemerkten wir jedoch, dass es heller wurde; und als wir nach Norden blickten, von wo der Wind und der Schnee kamen, sahen wir zu unserer unbeschreiblichen Freude, dass die Wolken sich lichteten. Schließlich besserte sich auch der Himmel im Süden – und als der entscheidende Moment näher rückte, konnten wir den Punkt erkennen, an dem die Sonne sichtbar wurde. Doch der vorhergesagte Moment kam und ging – die Sonne hatte sich immer noch nicht durch die Wolken gekämpft, obwohl mit jeder Minute die Gewissheit wuchs, dass dies geschehen würde. Der äußere Kontakt blieb daher aus. Wir versuchten uns damit zu trösten, dass dies schließlich keine besonders wichtige Phase sei, und hofften, dass der innere Kontakt erfolgreicher sein würde.

Schließlich durchbrachen die kämpfenden Lichtstrahlen die Hindernisse – ich sah den runden, scharfen Kreis der Sonne im Sucher und blickte eifrig auf diesen Punkt.

Auf das wurde die Aufmerksamkeit gerichtet. Einige Minuten waren nun seit dem vorausgesagten Zeitpunkt des ersten Kontakts vergangen, und zu meiner Freude sah ich die kleine Kerbe am Rand der Sonne – ein Zeichen dafür, dass der Transit bereits begonnen hatte und der Planet zu diesem Zeitpunkt ein Drittel der Sonnenscheibe bedeckte. Doch der entscheidende Moment war noch nicht gekommen. Unter „erstem inneren Kontakt“ verstehen wir den Moment, in dem der Planet vollständig in die Sonne eindringt. Dieser erste Kontakt sollte 21 Minuten später stattfinden als der bereits erwähnte äußere Kontakt. Doch wieder einmal enttäuschten die Wolken unsere Hoffnung, den inneren Kontakt zu sehen. Während ich weiterhin dieses wunderschöne Schauspiel des allmählichen Vordringens des Planeten beobachtete, wurde mir klar, dass es neben der Venus noch andere Objekte zwischen mir und der Sonne gab – es handelte sich dabei um Schneeflocken, die erneut schnell herabfielen. Ich muss zugeben, dass dieses Phänomen außergewöhnlich schön war. Den teleskopischen Effekt eines Schneesturms mit der Sonne im Hintergrund hatte ich noch nie zuvor gesehen. Es erinnerte mich an den „goldenen Regen“, der manchmal bei Feuerwerksshowen von Raketen herabfällt; ich hätte gerne auf dieses Schauspiel verzichtet, denn daraus folgte unweigerlich, dass die Sonne und die Venus wieder aus dem Blickfeld verschwanden. Die Wolken sammelten sich, der Schneesturm tobte wie eh und je, und wir wagten kaum noch zu hoffen, noch etwas zu sehen. 1 Stunde 57 Minuten vergingen – der erste innere Kontakt war vorbei, und die Venus hatte die Sonne vollständig bedeckt. Wir hatten nur einen kurzen Blick darauf erhascht und konnten bisher noch keine Messungen oder anderen Beobachtungen vornehmen, die nützlich gewesen wären. Dennoch ist es ein Ereignis, das man ein Leben lang in Erinnerung behält, wenn man auch nur einen Teil des Venustransits gesehen hat – und wir waren überglücklich über diesen kleinen Erfolg.

Doch Besseres stand uns bevor. Mein Assistent kam mit der Meldung, dass er ebenfalls erfolgreich darin gewesen sei, die Venus in derselben Phase zu sehen wie ich. Wir kehrten beide zu unseren Posten zurück, und um halb drei begannen sich die Wolken zu lichten – die Aussichten, die Sonne sehen zu können, verbesserten sich. Nun ging es nicht mehr um die Beobachtung des Kontakts. Zu dieser Zeit befand sich die Venus bereits tief in der Sonne, daher bereiteten wir uns darauf vor, mit dem Mikrometer, das am Okular angebracht war, Beobachtungen durchzuführen. Schließlich lichteten sich die Wolken – und um

Dieses Mal war die Venus so vollständig im Sonnenlicht verschwunden, dass der Abstand vom Rand des Planeten bis zum Rand der Sonne etwa das Doppelte des Durchmessers des Planeten betrug. Wir maßen den Abstand vom inneren Rand der Venus bis zum nächstgelegenen Rand der Sonne. Diese Beobachtungen wurden so oft wie möglich wiederholt – doch es muss hinzugefügt werden, dass sie nur mit erheblichen Schwierigkeiten durchgeführt werden konnten. Die Sonne stand nun sehr tief am Himmel, und die Ränder der Sonne sowie der Venus hatten keineswegs jene Stabilität, die für mikrometrische Messungen erforderlich ist. Die Ränder der Sonne zitterten ständig, und die Venus – obwohl sie manchmal rund war – war sehr oft so verzerrt, dass die Messungen äußerst ungenau wurden.

Wir konnten insgesamt sechzehn Messungen vornehmen; doch die Sonne stand immer weiter unten am Himmel, die Wolken begannen wieder zu stören, und wir erkannten, dass die Beobachtung dieses Phänomens anderen Astronomen in günstigeren Klimazonen überlassen werden musste, die darauf gespannt gewartet hatten. Doch bevor das Phänomen ganz verschwand, nahm ich mir einige Minuten Zeit, um mir die Transit-Szene in ihrer malerischeren Form anzusehen – in dem größeren Sichtfeld des Teleskops. Die Sonne begann bereits, die rötlichen Töne des Sonnenuntergangs anzunehmen, und dort, tief auf ihrer Oberfläche, befand sich der scharfe, runde, schwarze Kreis der Venus. Dann wurde es leicht, die große Freude von Horrocks nachzuvollziehen, als er im Jahr 1639 zum ersten Mal dieses Schauspiel beobachtete. Der inhärente Reiz dieses Phänomens, seine Seltenheit, die Erfüllung einer Vorhersage sowie das wichtige Problem, das uns der Venustransit dabei hilft zu lösen – all das kommt uns in den Sinn, wenn wir dieses beeindruckende Bild betrachten. Eine Wiederholung dieses Phänomens wird erst dann stattfinden, wenn im Juni des Jahres 2004 wieder Blumen blühen.

Ein Venustransit bietet außerdem die Gelegenheit, die physikalische Natur des Planeten zu untersuchen. Hier können wir kurz auf die erzielten Ergebnisse eingehen. Zunächst kann ein Transit Aufschluss darüber geben, ob die Venus von einem Satelliten begleitet wird. Wenn die Venus von einem kleinen Körper in unmittelbarer Nähe umkreist würde, wäre es denkbar, dass die Helligkeit des Planeten das schwache Lichtstrahlung dieses winzigen Begleiters übertönt.

Und somit würde der Satellit unentdeckt bleiben. Es war daher von großer Bedeutung, die Umgebung des Planeten während seines Transits genauestens zu untersuchen. Wenn es einen Satelliten gäbe – und von dem Vorhandensein eines oder mehrerer solcher Körper wurde oft vermutet – dann wäre er gegen den hellen Hintergrund der Sonne erkennbar. Während der jüngsten Transite wurde diesem Punkt besondere Aufmerksamkeit geschenkt, doch kein Satellit der Venus konnte gefunden werden. Es scheint daher sehr unwahrscheinlich zu sein, dass die Venus von einem Begleiterkörper erheblicher Größe umgeben sein kann.

Die Beobachtungen zur Erforschung der Atmosphäre um die Venus waren erfolgreicher. Wenn der Planet keine Atmosphäre hätte, wäre er unmittelbar vor dem Eintritt in die Sonne völlig unsichtbar und würde sobald er die Sonne wieder verlassen hätte, erneut völlig unsichtbar werden. Die während der Transite durchgeführten Beobachtungen stimmen nicht mit solchen Annahmen überein. Während der jüngsten Transite wurde diesem Punkt besondere Aufmerksamkeit geschenkt. Das Ergebnis war äußerst bemerkenswert und bewies auf überzeugende Weise das Vorhandensein einer Atmosphäre um die Venus. Als der Planet allmählich von der Sonne wegglitt, war zu sehen, dass der kreisförmige Rand des Planeten, der in die Dunkelheit hinausreichte, von einem kreisförmigen Lichtbogen begrenzt wurde. Dr. Copeland, der diesen Transit unter sehr günstigen Bedingungen beobachtete, konnte den Planeten tatsächlich bis zu seinem vollständigen Verschwinden hinter der Sonne verfolgen; zu diesem Zeitpunkt war der Planet zwar selbst unsichtbar, wurde aber deutlich durch den ihn umgebenden Lichtgürtel markiert. Dieser leuchtende Kreis lässt sich nur durch die Annahme erklären, dass der Planet der Venus genauso wie die Erde von einer atmosphärischen Schicht umgeben ist.

Man könnte fragen: Welchen Nutzen hat es, so viel Zeit und Mühe in ein Himmelsphänomen wie den Transit der Venus zu investieren, das nur wenig mit praktischen Angelegenheiten zu tun hat? Was macht es aus, ob die Sonne 95.000.000 Meilen entfernt ist oder nur 93.000.000 Meilen – oder irgendeine andere Entfernung? Wir müssen sofort zugeben, dass diese Untersuchungen nur geringe Bedeutung für praktische Zwecke haben. Zweifellos könnte jemand behaupten, dass wir für die Berechnung unserer nautischen Almanache mit perfekter Genauigkeit…

Genaue Kenntnisse über die Entfernung der Sonne – unser umfangreicher Handel hängt von einer geschickten Navigation ab, und ein entscheidender Faktor für den Erfolg ist die Zuverlässigkeit des „Nautischen Almanachs“. Die zunehmende Perfektion dieses Almanachs muss daher in Zusammenhang mit einer verbesserten Navigation stehen. Da gute Quellen uns mitteilen, dass es bei der Ankunft in einen Hafen an stürmischen Nächten oder in anderen kritischen Notfällen oft darauf ankommt, ob noch ein Meter Seeraum vorhanden ist, kann es durchaus sein, dass gerade die winzige Wirkung des Venustransits auf den „Nautischen Almanach“ für die Sicherheit eines Schiffes verantwortlich ist.

Doch die Zeit, die Arbeit und das Geld, die für die Beobachtung des Venustransits aufgewendet werden, lassen sich aus völlig anderen Gründen rechtfertigen. Wir sehen darin eine wertvolle Informationsquelle: Er gibt uns die Entfernung der Sonne an, die die Grundlage aller wichtigen Messungen im Universum darstellt. Er stillt die intellektuelle Neugier des Menschen, indem er die wahren Abmessungen des prächtigen Sonnensystems zeigt – in dem die Erde zwar eine würdige, aber dennoch untergeordnete Rolle spielt – und führt uns zu einem Verständnis der enormen Größenordnung, in der das Universum strukturiert ist.

Angesichts der Grenzen dieses Bandes ist es uns nicht möglich, unsere Diskussion über den Venustransit weiter fortzusetzen. Sobald wir uns mit den Details der Beobachtungen beschäftigen, stoßen wir sofort auf zahlreiche technische und komplexe Probleme. Leider gibt es große Schwierigkeiten, die Beobachtungen mit der notwendigen Präzision durchzuführen. Die Momente, in denen die Venus in den Sonnenkreis eintritt und ihn wieder verlässt, können nur ungenau beobachtet werden – teilweise aufgrund einer besonderen optischen Täuschung, die als „schwarzer Tropfen“ bekannt ist und dazu führt, dass die Venus für mehrere Sekunden scheinbar am Rand der Sonne haftet, teilweise aufgrund des Einflusses der Planetenatmosphäre, die dazu beiträgt, die gemessene Kontaktzeit ungewiss zu machen. Diese Umstände erschweren es, die Entfernung der Sonne anhand von Beobachtungen des Venustransits mit der Präzision zu bestimmen, die die moderne Wissenschaft erfordert. Es scheint daher wahrscheinlich, dass die endgültige Bestimmung der Sonnenentfernung auf ganz andere Weise erfolgen wird. Dies wird erläutert werden.

In Kapitel XI., und deshalb haben wir weniger Bedenken, einige Aspekte der Beobachtung der Venus als Methode zur Himmelsvermessung außer Acht zu lassen.

Wir müssen nun unsere Beschreibung dieses wunderbaren Planeten beenden; doch bevor wir das tun, fügen wir noch – oder wiederholen in einigen Fällen – einige statistische Angaben zu Größe und Abmessungen des Planeten sowie seiner Umlaufbahn hinzu.

Der Durchmesser der Venus beträgt etwa 7.660 Meilen. Der Planet weist keine messbaren Abweichungen von der kugelförmigen Gestalt auf, obwohl man kaum daran zweifeln kann, dass sein polarer Durchmesser tatsächlich etwas kürzer ist als der Äquatordurchmesser. Dieser Unterschied beträgt nur etwa 258 Meilen im Vergleich zum Durchmesser der Erde. Die Masse der Venus beträgt etwa drei Viertel der Masse der Erde; oder, wenn man wie üblich die Masse der Venus mit der des Sonnen vergleicht, entspricht sie dem Bruchteil 1 geteilt durch 425.000. Es sei darauf hingewiesen, dass die Masse der Venus im Verhältnis zu ihrem Volumen nicht ganz so groß ist, wie man erwarten könnte. Die Dichte dieses Planeten beträgt etwa 0,850 der Dichte der Erde. Eine Kugel aus Wasser gleicher Größe würde auf der Venus 4,81-mal so viel wiegen. Die Schwerkraft an ihrer Oberfläche ist in geringem Maße geringer als die Schwerkraft an der Erdoberfläche. Ein Körper fällt dort in einer Sekunde etwa sechzehn Fuß; ein Körper, der auf der Oberfläche der Venus freigegeben wird, fällt etwa drei Fuß weniger weit. Es scheint nicht unwahrscheinlich, dass die Rotationszeit der Venus gleich der Periode ihrer Umlaufbahn um die Sonne ist.

Die Umlaufbahn der Venus zeichnet sich dadurch aus, dass sie einem Kreis sehr nahekommt. Der größte Abstand dieses Planeten von der Sonne übersteigt den kleinsten Abstand um nicht mehr als ein Prozent. Sein durchschnittlicher Abstand von der Sonne beträgt etwa 67.000.000 Meilen. Die Bewegung in der Umlaufbahn erfolgt mit einer durchschnittlichen Geschwindigkeit von fast 22 Meilen pro Sekunde; die gesamte Strecke wird in 224,70 Tagen zurückgelegt.

KAPITEL IX.
DIE ERDE.

Die Erde ist eine große Kugel – Wie die Größe der Erde gemessen wird – Die Grundlinie – Die Breite, die durch die Höhe des Poles ermittelt wird – Ein Grad des Meridians – Die Erde ist keine Kugel – Das Pendelexperiment – Ist die Bewegung der Erde langsam oder schnell? – Die Übereinstimmung der Rotationsachse und der Formachse – Das Vorhandensein von Wärme in der Erde – Die Erde war einst in einem weichen Zustand – Die Auswirkungen der Zentrifugalkraft – Vergleich mit der Sonne und Jupiter – Die Erhebung des Äquators – Das Wiegen der Erde – Vergleich zwischen dem Gewicht der Erde und dem eines gleich großen Wasserkugels – Vergleich der Erde mit einer Bleikugel – Das Pendel – Verwendung des Pendels zur Messung der Schwerkraftintensität – Das Prinzip des Isochronismus – Die Form der Erde, gemessen mit dem Pendel.

Dass die Erde ein rundes Körper sein muss, geht aus einfachen astronomischen Überlegungen hervor. Die Sonne ist rund, der Mond ist rund, und Teleskope zeigen, dass auch die Planeten rund sind. Zweifellos sind Kometen nicht rund, doch scheinen sie in keiner Weise als fester Körper zu gelten. Wir können durch solche „zerbrechlichen“ Objekte hindurchsehen, und ihr Gewicht ist zu gering, um es mit unseren Messmethoden erfassen zu können. Wenn also alle festen Körper, die wir sehen können, runde Kugeln sind, ist es dann nicht wahrscheinlich, dass auch die Erde eine Kugel ist? Doch wir verfügen über weitaus direktere Informationen als nur Vermutungen.

Es gibt keinen besseren Weg, um tatsächlich zu erkennen, dass die Meeresoberfläche gekrümmt ist, als ein fernes Schiff auf hoher See zu beobachten. Wenn das Schiff weit entfernt ist und sich weiter entfernt, wird sein Rumpf allmählich verschwinden, während die Masten weiterhin sichtbar bleiben. An einem schönen Sommertag können wir oft den oberen Teil des Schornsteins eines Dampfers über dem Meer sehen, während der Rumpf des Schiffes darunter liegt. Um dies am besten sehen zu können, sollte man das Auge so nah wie möglich an die Meeresoberfläche bringen. Wäre das Meer völlig flach, gäbe es nichts, was den Rumpf des Schiffes verdecken könnte, und er wäre daher so lange sichtbar, wie der Schornstein sichtbar bleibt. Ist das Meer jedoch wirklich gekrümmt, dann blockiert der erhobene Teil die Sicht auf den Rumpf, während der Schornstein weiterhin sichtbar bleibt.

So lernen wir, dass das Meer an jeder Stelle gekrümmt ist, und es ist daher natürlich, anzunehmen, dass die Erde eine Kugel ist. Bei genauereren Messungen stellen wir fest, dass die Erde nicht perfekt rund ist. Sie ist an jedem Pol bis zu einem gewissen Grad abgeflacht. Dies lässt sich leicht anhand eines…

Ein Gummiball aus Indien, der auf zwei gegenüberliegenden Seiten komprimiert werden kann, sodass er in der Mitte hervorquillt. Die Erde ist ähnlichweise an den Polen abgeflacht und am Äquator gewölbt. Die Abweichung der Erde von ihrer eigentlich kugelförmigen Form ist jedoch nicht sehr groß und würde ohne sehr genaue Messungen nicht bemerkt werden.

Die Bestimmung der Größe der Erde erfordert äußerst präzise Verfahren. Sehr viel Geschick und Arbeit wurden in diese Arbeit investiert, und die Abmessungen der Erde sind mit hoher Genauigkeit bekannt – wenn auch vielleicht nicht mit der Präzision, die wir letztendlich erreichen könnten. Die wissenschaftliche Bedeutung einer genauen Messung der Erde lässt sich kaum überschätzen. Der Radius der Erde selbst ist die Einheit, in der viele andere astronomische Größen ausgedrückt werden. Wenn beispielsweise Beobachtungen zur Bestimmung des Abstands zum Mond durchgeführt werden, zeigen die Ergebnisse, dass dieser Abstand fünf十九mal dem Äquatorradius der Erde entspricht. Wenn wir den Abstand zum Mond in Meilen angeben wollen, müssen wir wissen, wie viele Meilen im Radius der Erde enthalten sind.

Nachdem ein ebenes Stück der Erdoberfläche ausgewählt wurde, wird eine Linie von einigen Meilen Länge gemessen. Dies wird als Basislinie bezeichnet. Da alle anschließenden Messungen letztendlich von dieser Basislinie abhängen, muss diese Messung mit größter Genauigkeit erfolgen. Um eine Linie von vier oder fünf Meilen Länge mit solcher Präzision zu messen, dass Fehler von mehr als ein paar Zoll ausgeschlossen werden können, sind äußerst sorgfältige Vorsichtsmaßnahmen erforderlich. Wir gehen hier nicht auf die notwendigen Verfahren ein. Es handelt sich dabei um eine äußerst mühsame Aufgabe, und viele umfangreiche Bücher wurden der Diskussion der Ergebnisse gewidmet. Doch sobald einige Basislinien an verschiedenen Stellen auf der Erdoberfläche ermittelt wurden, müssen die Messstäbe beiseitegelegt werden, und die weitere Aufgabe besteht darin, Winkel zwischen verschiedenen Stationen zu messen sowie darauf basierende trigonometrische Berechnungen durchzuführen. Ausgehend von einer Basislinie von einigen Meilen Länge werden schließlich längere Entfernungen berechnet – bis hin zu Strecken von 100 Meilen.

Längere Strecken – oder sogar noch längere – können damit vermessen werden. Es ist somit möglich, die Länge einer langen Linie zu bestimmen, die genau nach Norden und Süden verläuft.

Bis jetzt war die Arbeit lediglich die eines Landvermessers. Die so ermittelte Entfernung wird anschließend dem Astronomen übergeben, der daraus die Abmessungen der Erde ableiten kann. Der Astronom errichtet sein Observatorium am nördlichen Ende dieser langen Linie und versucht anschließend durch Beobachtung seine Breite zu bestimmen. Es gibt verschiedene Möglichkeiten, dies zu tun; sie werden in Werken zur praktischen Astronomie ausführlich beschrieben. Wir werden hier nur sehr kurz auf das Prinzip hinweisen, nach dem solche Beobachtungen durchgeführt werden sollen.

Jeder sollte mit dem Polstern vertraut sein – er ist zwar keineswegs der hellste Stern, doch vermutlich der wichtigste Stern im gesamten Himmel. In diesen Breitengraden sind wir es gewohnt, den Polstern in einer beträchtlichen Höhe am Himmel zu sehen; er befindet sich stets an derselben Stelle am nördlichen Himmel. Doch nehmen wir an, wir begeben uns auf eine Reise in die südliche Hemisphäre: Je näher wir dem Äquator kommen, desto näher rückt der Polstern Nacht für Nacht an den Horizont heran. Am Äquator liegt er auf dem Horizont; wenn wir diese Linie überschreiten, stellen wir fest, dass dieser nützliche Himmelskörper im südlichen Hemisphärenbereich unsichtbar wird. Das allein reicht bereits aus, um zu zeigen, dass die Erde nicht die flache Oberfläche sein kann, wie es unerfahrene Beobachtungen nahelegen würden.

Andererseits stellt ein Reisender, der England für Norwegen verlässt, fest, dass der Polstern jede Nacht höher am Himmel steht, als er es gewohnt ist zu sehen. Wenn er seine Reise weiter nach Norden fortsetzt, steigt derselbe Stern allmählich immer höher – bis schließlich, je näher er dem Erdpol kommt, der Polstern hoch über seinem Kopf steht. Damit erkennen wir, dass je höher unsere Breite ist, desto höher ist im Allgemeinen die Höhe des Polsterns. Doch wir können erst dann präzise sprechen, wenn wir den funkelnden Punkt durch den Himmelspol selbst ersetzen. Der Himmelspol befindet sich in der Nähe des Polsterns – dieser wiederum umkreist zusammen mit allen anderen Sternen einmal am Tag den Himmelspol. Der von dem Polstern beschriebene Kreis

ist jedoch so gering, dass die Bewegung, es sei denn, wir schenken ihr besondere Aufmerksamkeit, nicht wahrgenommen wird. Der wahre Pol ist kein sichtbarer Punkt, kann aber genau bestimmt werden und ermöglicht es uns, mit größter Präzision das Verhältnis zwischen dem Pol und der Breite anzugeben. Es gilt: Die Höhe des Pols über dem Horizont entspricht der Breite des Ortes.

Der Astronom, der am einen Ende der langen Linie stationiert ist, misst die Höhe des Pols über dem Horizont. Das ist eine etwas heikle Aufgabe. Zunächst muss er, da der Pol unsichtbar ist, seine Position indirekt ermitteln. Er misst die Höhe des Polarsterns, wenn diese am größten ist, und wiederholt die Messung zwölf Stunden später, wenn die Höhe des Polarsterns am geringsten ist; der Durchschnitt dieser beiden Werte, nachdem er auf verschiedene Weise korrigiert wurde – was wir hier nicht weiter erörtern müssen – gibt die wahre Höhe des Pols an. Es genügt zu sagen, dass durch solche Messungen die Breite eines Endes der Linie bestimmt werden kann. Der Astronom begibt sich anschließend mit all seinen Instrumenten zum anderen Ende der Linie. Dort wiederholt er den Vorgang und stellt fest, dass der Pol nun eine andere Höhe hat, die der jeweiligen Breite entspricht. Der Unterschied der beiden Höhen liefert ihm somit eine genaue Angabe über die Anzahl der Grad sowie der Bruchteile eines Grades zwischen den Breiten der beiden Stationen. Dies kann mit der tatsächlichen Entfernung in Meilen zwischen den beiden Stationen verglichen werden, die durch trigonometrische Vermessungen ermittelt wurde. Eine einfache Berechnung zeigt dann die Anzahl der Meilen sowie der Bruchteile einer Meile, die einem Grad Breite entsprechen – oder, wie es üblicherweise ausgedrückt wird, die Länge eines Grades des Meridians.

Diese Messungen müssen in verschiedenen Teilen der Erde wiederholt werden – im Norden und Süden, in hohen und niedrigen Breiten. Würde die Meeresoberfläche auf der ganzen Erde eine perfekte Kugel sein, würde daraus eine wichtige Folge folgen: Die Länge eines Grades des Meridians wäre überall gleich. Sie wäre in Peru genauso groß wie in Schweden, in Indien genauso wie in England. Doch die Längen der Grade sind nicht alle gleich, wodurch wir erkennen, dass unsere Erde eigentlich keine Kugel ist. Die gemessenen Längen der Grade ermöglichen es uns, zu erkennen, inwieweit die Form der Erde

Die Erde weicht von einer perfekten Kugel ab. In der Nähe der Pole ist die Länge eines Grades größer als in der Nähe des Äquators. Das zeigt, dass die Erde an den Polen abgeflacht und am Äquator ausgebeult ist – und es liefert uns die Möglichkeit, die tatsächlichen Längen der polaren und äquatorialen Achsen zu berechnen. Auf diese Weise wurde festgestellt, dass der Äquatordurchmesser 7.927 Meilen beträgt, während der Polardurchmesser um 27 Meilen kürzer ist.

Die polare Achse der Erde kann als der Durchmesser definiert werden, um den sich die Erde dreht. Diese Achse durchquert die Erdoberfläche an den Nord- und Südpol. Die Zeit, die die Erde benötigt, um eine vollständige Drehung um diese Achse auszuführen, wird als siderischer Tag bezeichnet. Der siderische Tag ist etwas kürzer als der gewöhnliche Tag – er beträgt nur 23 Stunden, 56 Minuten und 4 Sekunden. Die Rotation erfolgt, als würde eine feste Achse durch den Mittelpunkt der Erde führen; oder, um mit einer alten, verständlichen Analogie zu sprechen: Die Erde rotiert genauso, wie ein Wollball um eine durch seinen Mittelpunkt gesteckte Stricknadel rotieren kann.

Es ist bemerkenswert, dass die Achse, um die sich die Erde dreht, dieselbe Position einnimmt wie der kürzeste Durchmesser der Erde, wie er durch genaue Messungen ermittelt wurde. Dies ist ein Zufall, der völlig unvorstellbar wäre, wenn die Form der Erde nicht auf irgendeine Weise physisch mit der Tatsache verbunden wäre, dass sich die Erde dreht. Welche Verbindung kann dann bestehen? Wenn wir dieses Thema genauer untersuchen, werden wir feststellen, dass die Form der Erde eine Folge ihrer Rotation ist.

Derzeit erlebt die Erde an verschiedenen Orten gelegentliche Vulkanausbrüche. Die Phänomene solcher Ausbrüche, das damit einhergehende Auftreten von Erdbeben, die bekannte Tatsache, dass die Temperatur mit zunehmender Tiefe unter der Erdoberfläche steigt, das Vorhandensein von heißen Quellen sowie Geysire in Island und anderswo – all das belegt, dass es im Inneren der Erde Wärme gibt. Ob diese Wärme, wie einige annehmen, im gesamten Inneren der Erde vorhanden ist oder nur an den Orten lokal auftritt, an denen ihre Auswirkungen spürbar sind, ist eine Frage, die uns im Moment nicht weiter beschäftigen muss.

Für unser gegenwärtiges Ziel genügt es bereits, anzuerkennen, dass Wärme in gewissem Maße vorhanden ist. Diese innere Wärme – egal ob viel oder wenig – hat offensichtlich eine andere Herkunft als die Wärme, die wir an der Oberfläche kennen. Die Wärme, die wir nutzen können, stammt von der Sonne. Die innere Wärme kann nicht von der Sonne stammen; ihre Intensität ist viel zu groß, und es gibt weitere unüberwindbare Schwierigkeiten bei der Annahme, sie käme von der Sonne. Woher stammt diese Wärme also? Das ist eine Frage, auf die wir im Moment kaum antworten können – und sie betrifft auch nicht wirklich unseren Argumentationsverlauf. Da bereits anerkannt ist, dass Wärme vorhanden ist, genügt es, ein oder zwei der bekannten thermischen Gesetze zur Interpretation dieser Fakten anzuwenden. Zunächst müssen wir das allgemeine Prinzip berücksichtigen, nach dem Wärme dazu neigt, sich auszubreiten und von ihrer ursprünglichen Quelle wegzudriften. Die im Inneren der Erde befindliche Wärme wird durch die darüber liegenden Gesteine weitergeleitet und erreicht langsam die Oberfläche. Es stimmt zwar, dass die Gesteine und Materialien, mit denen unsere Erde bedeckt ist, keine guten Wärmeleiter sind – die meisten sind in dieser Hinsicht sogar äußerst ineffizient – doch gut oder schlecht, sie sind irgendwie Leiter, und durch sie muss die Wärme zur Oberfläche gelangen.

Gegen dieses Fazit kann nicht eingewendet werden, dass wir diese Wärme nicht spüren. Ein paar Fuß dicke Ziegelmauern können die Wärme eines mächtigen Hochofens so einschränken, dass nur sehr wenig Wärme durch die Ziegel entweichen kann; doch etwas Wärme entweicht dennoch. Es wurden noch nie Ziegel hergestellt – und es wird auch niemals solche geben –, die die gesamte Wärme vollständig abschirmen könnten. Wenn also schon ein paar Fuß dicke Ziegelmauern die Wärme eines Ofens fast verbergen können, können dann nicht einige Dutzend Meilen dicke Gesteinsschichten die Wärme in den Tiefen der Erde fast verbergen – selbst wenn diese Wärme siebenmal heißer wäre als die heißeste Ofenwärme, die je existiert hat? Die Wärme würde langsam, vielleicht sogar unbemerkt, entweichen. Doch es sei denn, unser gesamtes Wissen über die Natur ist ein Trugbild, können keine Gesteine, egal wie dick sie auch sein mögen, im Laufe der Zeit verhindern, dass die Wärme an die Oberfläche dringt. Wenn diese Wärme schließlich die Erdoberfläche erreicht, muss sie gemäß einem weiteren thermischen Gesetz allmählich abstrahlen und für die Erde verloren gehen.

Es würde uns zu weit führen, die Einwände vollständig zu erörtern, die vielleicht gegen das erhoben werden könnten, was wir hier dargelegt haben. Oft wird gesagt, dass die Wärme im Inneren der Erde durch chemische Reaktionen oder durch mechanische Prozesse erzeugt wird und somit ständig erneuert werden kann – genauso schnell oder sogar schneller, als sie entweicht. Dies ist jedoch eher ein Unterschied in Form als in Substanz. Wenn die Wärme auf die gerade angenommene Weise erzeugt wird (und es besteht kein Zweifel daran, dass für einen Teil der Wärme im Inneren der Erde eine solche Quelle existieren kann), muss es zu einem bestimmten Verbrauch von chemischer oder mechanischer Energie kommen, was wiederum zu einer gewissen Erschöpfung führt. Für jede entweichende Wärmeeinheit gibt es entweder einen Verlust einer Wärmeeinheit aus der Erde – oder, was im Grunde dasselbe bedeutet, einen Verlust einer Wärmeproduktionskapazität aus den chemischen oder mechanischen Energien. Das wesentliche Ergebnis bleibt dasselbe: Die Wärme der Erde, sei sie nun wirkliche oder potenzielle, muss abnehmen. Es sollte natürlich beachtet werden, dass ein großer Teil der thermischen Verluste der Erde offensichtlichen Ursprungs ist und nicht von den langsamen Leitprozessen abhängt. Jeder Ausbruch eines Vulkans setzt eine enorme Menge an Wärme frei, die sehr schnell aus der Erde verschwindet; während in den heißen Quellen, die an vielen Orten zu finden sind, eine ständige Freisetzung desselben Typs stattfindet, die im Laufe der Jahre enorme Ausmaße annimmt.

Die Erde verliert somit Wärme, ohne jemals neue Mengen derselben zur Ersetzung der Verluste zu erhalten. Die Folge ist offensichtlich: Das Innere der Erde muss immer kälter werden. Zweifellos handelt es sich dabei um einen äußerst langsamen Prozess; die Lebensdauer eines einzelnen Menschen, die eines Volkes – vielleicht sogar die des menschlichen Geschlechts selbst – war noch nie lang genug, um eine deutliche Veränderung im Wärmespeicher der Erde zu beobachten. Doch das Gesetz ist unvermeidlich, und obwohl der Rückgang der Wärme langsam sein mag, ist er doch kontinuierlich und wird im Laufe der Zeiten notwendigerweise große und wichtige Folgen haben.

Es ist nicht unser Ziel, Vorhersagen über die Veränderungen abzugeben, die aus diesem Prozess unweigerlich entstehen müssen. Wir möchten vielmehr in die Vergangenheit blicken und sehen, welche Schlussfolgerungen wir berechtigt ziehen können. Solche Zeitabschnitte, mit denen wir im Alltag vertraut sind – oder sogar in

Die gewöhnliche Geschichte ist für unser gegenwärtiges Ziel völlig unbedeutend. Da unsere Erde täglich an innerer Wärme verliert, muss sie gestern mehr Wärme enthalten haben als heute, im letzten Jahr mehr als in diesem Jahr, vor zwanzig Jahren mehr als vor zehn Jahren. In der historischen Zeit war dieser Effekt nicht wahrnehmbar; doch wenn wir von Hunderten von Jahren zu Tausenden von Jahren, von Tausenden von Jahren zu Hunderttausenden von Jahren und von Hunderttausenden von Jahren zu Millionen von Jahren übergehen, wird der Effekt nicht nur wahrnehmbar, sondern sogar von erstaunlicher Größe.

Es muss eine Zeit gegeben haben, in der die Erde viel mehr Wärme enthielt als heute. Es muss eine Zeit gegeben haben, in der die Erdoberfläche aufgrund dieser Wärme deutlich heiß war. Wir können nicht behaupten, wie viele Tausende oder Millionen von Jahren das gewesen sein müssen; aber wir können sicher sein, dass die Erde noch früher sogar noch heißer war – bis schließlich die Temperatur so hoch anstieg, dass die Erde rotglühend wurde. Von diesem Zustand aus blicken wir auf eine noch frühere Zeit zurück, in der die Erde weißglühend war, und weiter zurück, bis wir feststellen, dass die Oberfläche unserer heutigen festen Erde tatsächlich flüssig war. Wir müssen die Rückblicke vorerst nicht weiter treiben, und es ist erst recht nicht notwendig, versuchen zu wollen, den wahrscheinlichen Ursprung dieser Wärme zu bestimmen. Dies ist, wie man bemerken wird, für unsere Argumentation nicht erforderlich. Wir finden heute Wärme und wissen, dass täglich Wärme verloren geht. Daraus ergibt sich die bereits gezogene Schlussfolgerung als unvermeidlich – und so werden wir auf eine ferne Epoche in der Tiefe der Vergangenheit zurückgeführt, in der unsere feste Erde überall flüssig und weich war.

Ein Tautropfen auf der Blütenblätter einer Blume ist nahezu kugelförmig; doch er ist keine echte Kugel, denn die Schwerkraft drückt ihn gegen die Blume und verformt seine Form etwas. Ein fallender Regentropfen ist eine Kugel; ein Öltropfen, der in einem Flüssigkeit suspendiert ist, mit der er sich nicht mischt, bildet ebenfalls eine Kugel. Wenn wir von kleinen Dingen zu großen Dingen übergehen, versuchen wir uns eine riesige Kugel aus flüssiger Materie vorzustellen. Sei diese Kugel so groß wie die Erde, und seien ihre Bestandteile so weich, dass sie den Anziehungskräften folgen, die jede Teil des Kugels auf alle anderen Teile ausübt. Es kann keinen Zweifel an der Wirkung dieser Anziehungskräfte geben; sie würden dazu führen, dass alle Unregelmäßigkeiten geglättet werden.

Die Oberfläche ist genauso glatt wie die Oberfläche des Ozeans, wenn sie von den störenden Einflüssen des Windes befreit ist. Wir können daher erwarten, dass unsere geschmolzene Erde, isoliert von allen äußeren Einflüssen, die Form einer Kugel annehmen würde.

Aber nehmen wir nun an, diese große Kugel, die wir bisher als ruhend angenommen haben, soll sich um eine Achse drehen, die durch ihren Mittelpunkt verläuft. Wir müssen nicht annehmen, dass es sich bei dieser Achse um ein materielles Objekt handelt, und es geht uns auch nicht darum, wie die Drehgeschwindigkeit entstanden ist. Wir können jedoch leicht erkennen, welche Folgen die Rotation haben würde. Die Kugel würde deformiert werden – die Zentrifugalkraft würde dazu führen, dass der geschmolzene Körper am Äquator hervortritt und an den Polen abflacht. Je größer die Drehgeschwindigkeit, desto stärker wäre diese Ausbuchtung. Zu jeder Drehgeschwindigkeit würde ein bestimmter Grad an Ausbuchtung gehören. Die geschmolzene Erde würde somit in einem Maße hervortreten, das davon abhing, dass sie sich einmal am Tag drehte. Nun nehmen wir an, die Erde beginnt, während sie sich noch dreht, vom flüssigen in den festen Zustand überzugehen. Die Form, die die Erde bei der Festigung annehmen würde, wäre zweifellos an der Oberfläche sehr unregelmäßig – unregelmäßig aufgrund der Bewegungen und Eruptionen, die bei der Umwandlung einer so riesigen Masse an Materie auftreten. Doch so unregelmäßig sie auch sein mag, wir können sicher sein, dass die Form der Erdoberfläche im Großen und Ganzen mit der Form übereinstimmen wird, die sie durch die Drehbewegung angenommen hat. Damit können wir die ausgeprägte Form des Äquators der Erde erklären und auf diese Form zurückgreifen, um die Ansicht zu untermauern, dass diese Erde einst in einem weichen oder geschmolzenen Zustand war.

Dieses Argument kann durch den Vergleich der Form unserer Erde mit den Formen einiger anderer Himmelskörper gestützt und veranschaulicht werden. Die Sonne zum Beispiel scheint fast eine perfekte Kugel zu sein. Keine Messungen, die wir durchführen können, zeigen, dass der polare Durchmesser der Sonne kürzer ist als der Äquatordurchmesser. Doch das ist genau das, was wir erwartet hätten. Zweifellos dreht sich die Sonne um ihre Achse – und da gerade die Drehung die Ausbuchtung verursacht, warum sollte die Drehung die Sonne nicht genauso deformieren wie die Erde?

Es ist wahrscheinlich, dass tatsächlich ein Unterschied zwischen den beiden Durchmessern der Sonne besteht, doch dieser Unterschied ist zu gering, um ihn messen zu können. Es ist unmöglich, dies nicht mit der Langsamkeit der Sonnenrotation in Verbindung zu bringen. Die Sonne benötigt fünfundzwanzig Tage, um eine vollständige Rotation zu vollziehen, und die Ausbuchtungen, die bei einer solch niedrigen Geschwindigkeit entstehen, sind nicht wahrnehmbar.

Andererseits ergeben sich bei Betrachtung der schnell rotierenden Planeten ganz andere Ergebnisse. Nehmen wir als Beispiel den auffälligen Planeten Jupiter. Im Teleskop erscheint Jupiter keineswegs als Kugel. Der Unterschied ist so offensichtlich, dass genaue Messungen nicht notwendig sind, um zu zeigen, dass der polare Durchmesser Jupiters kürzer ist als der Äquatordurchmesser. Die Abweichung Jupiters von der wirklich kugelförmigen Form ist tatsächlich viel größer als die der Erde. Es ist unmöglich, dies nicht mit der viel schnelleren Rotation Jupiters in Verbindung zu bringen. Wir werden bald ein Kapitel der Betrachtung dieses prächtigen Himmelskörpers widmen müssen. Wir können jedoch bereits jetzt vorhersagen, dass die Rotationszeit Jupiters unter zehn Stunden liegt – und das, obwohl Jupiter mehr als tausendmal größer ist als die Erde. Seine extrem schnelle Rotation hat dazu geführt, dass er am Äquator in bemerkenswertem Maße ausbeult.

Nachdem die Erde untersucht und ihre Abmessungen gemessen wurden, besteht die nächste Aufgabe des Astronomen darin, ihr Gewicht zu bestimmen. Hierbei handelt es sich tatsächlich um ein Problem, das die Kräfte der Wissenschaft bis an ihre Grenzen bringt. Über das Innere der Erde wissen wir wenig – man könnte fast sagen, wir wissen gar nichts. Zweifellos bohren wir tiefe Minen in die Erde. Diese Minen ermöglichen es uns, bis zu einer halben Meile oder sogar einer ganzen Meile in die Tiefen des Inneren vorzudringen. Doch das ist letztlich nur ein äußerst unbedeutender Versuch, das Innere der Erde zu erforschen. Was bedeutet ein Vordringen von einer Meile im Vergleich zur Entfernung zum Zentrum der Erde? Es ist nur etwa ein Vierteltausendstel des Gesamtbetrags. Unser Wissen über die Erde reicht lediglich bis zu einer völlig unbedeutenden Tiefe unter der Oberfläche, und wir haben keine Vorstellung davon, wie die Natur unseres Globus in nur wenigen Meilen Tiefe sein mag.

Unsere fast völlige Unwissenheit über den festen Inhalt der Erde – erscheint es da nicht als hoffnungslose Aufgabe, versuchen zu wollen, die gesamte Erde zu wiegen? Doch dieses Problem wurde bereits gelöst, und das Ergebnis ist bekannt – wenn auch nicht mit der Genauigkeit, die in anderen astronomischen Untersuchungen erreicht wird, aber immerhin mit einer akzeptablen Annäherung.

Es ist überflüssig, das Gewicht der Erde in unseren üblichen Einheiten anzugeben. Die Angabe von Milliarden Tonnen vermittelt kein klares Bild. Es ist viel natürlicher, die Masse der Erde mit der eines gleich großen Wasserballs zu vergleichen. Wir sollten damit rechnen, dass unsere Erde schwerer ist als ein gleich großes Volumen an Wasser. Die Gesteine, aus denen ihre Oberfläche besteht, sind pro Volumeneinheit schwerer als die Ozeane, die auf diesen Gesteinen ruhen. Der Reichtum an Metallen in der Erde sowie der allmähliche Anstieg der Dichte der Erde, der durch den enormen Druck in großen Tiefen entsteht – all diese Faktoren lassen darauf schließen, dass die Erde viel schwerer ist als ein gleich großer Wasserball.

Newton nahm an, dass die Erde fünf bis sechsmal so schwer ist wie ein gleich großes Volumen an Wasser. Es fällt auch nicht schwer zu erkennen, dass diese Annahme plausibel ist. Die Gesteine und Materialien an der Oberfläche sind in der Regel etwa zwei- bis dreimal so schwer wie Wasser, doch die Dichte im Inneren muss noch viel größer sein. Es gibt gute Gründe zu der Annahme, dass in den tiefsten Schichten der Erde ein sehr großer Anteil an Eisen vorhanden ist. Eine erdige Kugel aus Eisen würde etwa siebenmal so viel wiegen wie ein gleich großer Wasserball. Damit kommen wir zu dem Schluss, dass das Gewicht der Erde wahrscheinlich mehr als dreimal, aber wohl weniger als siebenmal so groß ist wie das eines gleich großen Wasserballs; und daher wählte Newton bei der Bestimmung der Dichte einen Wert zwischen fünf und sechs – einen Wert, der damals plausibel erschien und später als wahrscheinlich richtig erwiesen wurde. Es wurden mehrere Methoden vorgeschlagen, mit denen diese wichtige Frage genau gelöst werden kann. Von all diesen Methoden werden wir hier nur eine beschreiben, denn sie veranschaulicht auf sehr bemerkenswerte Weise das Gesetz der Allgemeinen Schwerkraft.

Im Kapitel über die Schwerkraft wurde bereits darauf hingewiesen, dass die Intensität dieser Kraft zwischen zwei Massen mittlerer Größe äußerst gering ist.

Und die Schwierigkeit bei der Gewichtsmessung der Erde ergibt sich aus diesem Grund. Die praktische Anwendung dieses Verfahrens wird durch zahlreiche Details erschwert, die wir im Moment nicht berücksichtigen müssen. Das Prinzip des Verfahrens ist recht einfach. Um unsere Beschreibung präziser zu machen, stellen wir uns einen großen Globus mit einem Durchmesser von etwa zwei Fuß vor; da es wünschenswert ist, dass dieser Globus möglichst schwer ist, nehmen wir an, er sei aus Blei gefertigt. Ein kleinerer Globus, der dem größeren nahegebracht wird, wird durch die Schwerkraft angezogen. Die Stärke dieser Anziehung ist äußerst gering, kann jedoch durch ein verfeinertes Verfahren gemessen werden, das selbst extrem kleine Kräfte wahrnehmbar macht. Die Intensität der Anziehung hängt sowohl von den Massen der Globen als auch von ihrem Abstand voneinander sowie von der Stärke der Schwerkraft ab. Auch die Anziehungskraft der Erde auf den kleinen Globus können wir leicht messen. Das ist im Grunde nichts anderes als das Gewicht des kleinen Globus im üblichen Sinne des Wortes. So können wir die von dem bleiernen Globus ausgeübte Anziehungskraft mit der von der Erde ausgeübten Anziehungskraft vergleichen.

Wenn sich das Zentrum der Erde und das Zentrum des bleiernen Globus in derselben Entfernung vom angezogenen Körper befänden, würde die Intensität ihrer Anziehungskräfte sofort durch einfaches Verhältnis das Massenverhältnis angeben. In diesem Fall sind die Dinge jedoch nicht so einfach: Der bleierne Ball befindet sich nur wenige Zoll vom angezogenen Ball entfernt, während sich das Zentrum der Erdrückung fast 4.000 Meilen entfernt im Zentrum der Erde befindet. Man muss diese Differenz berücksichtigen und die Anziehungskraft des bleiernen Balls auf den Wert reduzieren, den sie hätte, wenn er sich in einer Entfernung von 4.000 Meilen befände. Glücklicherweise lässt sich dies durch eine einfache Berechnung erreichen, die auf dem allgemeinen Gesetz beruht, dass die Intensität der Schwerkraft umgekehrt proportional zum Quadrat des Abstands ist. So können wir teilweise durch Berechnung und teilweise durch Experiment die Intensität der Anziehungskraft des bleiernen Balls mit der der Erde vergleichen. Es ist bekannt, dass die Anziehungskräfte proportional zu den Massen sind, sodass die relativen Massen der Erde und des bleiernen Balls gemessen wurden; dabei stellte sich heraus, dass die Erde etwa halb so schwer ist wie ein gleich großer Bleiglobus. Wir können daher feststellen

Schließlich ist die Masse der Erde etwa fünfmal und eine Hälfte so groß wie die Masse eines Wasserkügels mit derselben Masse.

Im Kapitel über die Schwerkraft haben wir bereits erwähnt, dass ein Körper, der in der Nähe der Erdoberfläche fallen gelassen wird, in der ersten Sekunde eine Strecke von sechzehn Fuß zurücklegt. Diese Strecke variiert leicht an verschiedenen Stellen der Erde. Wäre die Erde eine perfekte Kugel, dann wäre die Anziehungskraft an allen Stellen gleich, und der Körper würde überall dieselbe Strecke zurücklegen. Die Erde ist jedoch nicht rund, weshalb die Strecke, die der Körper in einer Sekunde zurücklegt, an verschiedenen Orten leicht unterschiedlich ist. Am Pol ist der Radius der Erde kürzer als am Äquator, und entsprechend ist die Anziehungskraft der Erde am Pol größer als am Äquator. Hätten wir genaue Messungen darüber, wie weit ein Körper in einer Sekunde sowohl am Pol als auch am Äquator fallen würde, hätten wir die Möglichkeit, die Form der Erde zu bestimmen.

Es ist jedoch schwierig, genau zu messen, wie weit ein Körper in einer Sekunde fallen wird. Deshalb mussten wir auf andere Methoden zurückgreifen, um die Anziehungskraft der Erde am Äquator sowie an anderen zugänglichen Stellen ihrer Oberfläche zu bestimmen. Die angewandten Methoden basieren auf dem Pendel – wohl dem einfachsten und sicherlich einem der nützlichsten philosophischen Instrumente. Das ideale Pendel besteht aus einem kleinen, schweren Gewicht, das an einem festen Punkt durch ein feines, flexibles Drahtseil aufgehängt ist. Wenn wir das Pendel aus seiner vertikalen Position herausziehen und anschließend loslassen, schwingt das Gewicht hin und her.

Für seine Hin- und Herbewegung benötigt das Pendel eine kurze Zeit. Es ist bemerkenswert, dass diese Zeit kaum von der Länge des Kreisbogens abhängt, den das Pendel beschreibt. Um dieses Gesetz zu überprüfen, hängen wir ein weiteres Pendel neben das erste – beide haben dieselbe Länge. Wenn wir beide Pendel zur Seite ziehen und anschließend loslassen, schwingen sie gemeinsam und kehren ebenfalls gemeinsam zurück. Das war vielleicht zu erwarten. Doch wenn wir eines der Pendel stark zur Seite ziehen und das andere nur etwas, schwingen die beiden Pendel dennoch miteinander. Das war vielleicht nicht zu erwarten. Versuchen Sie es erneut – mit noch größerem Unterschied im Bogen.

Schwingungen – und dennoch nehmen wir wahr, dass die beiden Gewichte zur gleichen Zeit schwingen.

Wir können das Experiment auf eine andere Weise durchführen. Ändern wir die Gewichte an den Pendeln, sodass sie unterschiedliche Größen haben, obwohl beide aus Eisen bestehen. Werden wir dann einen Unterschied in den Schwingungsperioden feststellen? Wir versuchen es erneut: Die Periode bleibt dieselbe wie zuvor; egal, ob die Pendel große oder kleine Bögen beschreiben, die Periode bleibt weiterhin gleich. Man könnte jedoch sagen, dass dies daran liegt, dass beide Gewichte aus demselben Material bestehen. Versuchen wir es noch einmal, indem wir anstelle eines Eisengewichts ein Bleigewicht verwenden – das Ergebnis ist identisch. Selbst mit einem Holzklotz ist die Schwingungsperiode dieselbe wie bei dem Eisenklotz, und das gilt unabhängig davon, welchen Bogen die Schwingung beschreibt.

Falls wir jedoch die Länge des Seils ändern, mit dem das Gewicht aufgehängt ist, bleibt die Periode nicht unverändert. Dies lässt sich sehr leicht veranschaulichen: Nehmen wir ein kurzes Pendel mit einem Seil, dessen Länge nur ein Viertel der Länge des langen Pendels beträgt; hängen wir beide Pendel in der Nähe voneinander auf und vergleichen ihre Schwingungsperioden. Dabei stellt sich heraus, dass das kurze Pendel nur die Hälfte der Periode des langen Pendels hat. Wir können das Ergebnis allgemein formulieren: Die Schwingungszeit eines Pendels ist proportional zur Quadratwurzel seiner Länge. Wenn wir die Länge des Aufhängeseils vervierfachen, verdoppelt sich die Schwingungszeit; wenn wir die Länge des Pendels um das Neunfache erhöhen, verdreifacht sich seine Schwingungsperiode.

Es ist die Schwerkraft der Erde, die das Pendel zum Schwingen bringt. Je größer die Anziehungskraft, desto schneller schwingt das Pendel. Das lässt sich leicht erklären: Wenn die Erde das Gewicht sehr stark nach unten zieht, ist die Schwingungszeit kurz; wenn die Anziehungskraft der Erde geringer ist, kann sie das Gewicht nicht so schnell nach unten ziehen, und die Schwingungsperiode wird länger.

Die Schwingungszeit des Pendels kann mit großer Genauigkeit bestimmt werden. Man lässt es 10.000 Mal schwingen und misst die Zeit, die diese Schwingungen in Anspruch nehmen. Der Bogen, den das Pendel beschreibt, muss nicht unbedingt konstant geblieben sein – doch das beeinflusst die Schwingungszeit nur geringfügig. Angenommen, bei der Bestimmung der Zeit für 10.000 Schwingungen kommt ein Fehler von einer Sekunde vor; dies führt lediglich zu einem Fehler im Zehntausendstel einer Sekunde für eine einzelne Schwingung und ermöglicht somit eine entsprechend genaue Bestimmung der Schwerkraft am Ort des Experiments.

Man bringt ein Pendel zum Äquator. Es wird 10.000 Mal schwingen lassen, und die dafür benötigte Zeit wird sorgfältig gemessen. Anschließend wird dasselbe Pendel an einen anderen Ort der Erde gebracht und das Experiment wiederholt. Auf diese Weise haben wir eine Möglichkeit, die Schwerkraft an den beiden Orten zu vergleichen. Es gibt zweifellos zahlreiche Vorsichtsmaßnahmen, die hier nicht relevant sind. Es ist nicht notwendig, auf die Art und Weise einzugehen, wie die Bewegung des Pendels aufrechterhalten werden soll, noch auf die Auswirkungen von Temperaturänderungen auf seine Länge. Es genügt uns zu wissen, wie die Schwingungszeit des Pendels genau gemessen werden kann und wie aus dieser Messung die Intensität der Schwerkraft berechnet werden kann.

Das Pendel ermöglicht es uns somit, eine Schwerkraftmessung der Erdoberfläche mit höchster Genauigkeit durchzuführen. Wir können jedoch nicht davon ausgehen, dass allein die Schwerkraft die Schwingungen des Pendels beeinflusst. Wir haben gesehen, wie sich die Erde um ihre Achse dreht, und wir haben die Ausbuchtung der Erde am Äquator dieser Einflussweise zugeschrieben. Doch die durch die Rotation entstehende Zentrifugalkraft hat die Wirkung, das scheinbare Gewicht der Körper zu verringern – und diese Veränderung ist am Äquator am größten und nimmt allmählich ab, je näher man den Polen kommt. Allein aus diesem Grund ist die Anziehungskraft des Pendels am Äquator geringer als an anderen Orten; daher dauern die Schwingungen des Pendels dort länger als an anderen Stellen. Ein Teil der scheinbaren Veränderung der Schwerkraft ist somit auf die Zentrifugalkraft zurückzuführen – doch es gibt außerdem eine tatsächliche Veränderung der Schwerkraft.

In einem Werk über Astronomie fällt es nicht in unseren Aufgabenbereich, weiter auf das Thema unseres Planeten einzugehen. Die Oberfläche der Erde, ihre Konturen sowie ihre Ozeane, ihre Gebirgszüge und Flüsse sind Sache des physikalischen Geographen; während ihre Gesteine und deren Zusammensetzung, ihre Vulkane und Erdbeben von Geologen und Physikern untersucht werden müssen.

KAPITEL X.
MARS.
Unsere nächstgelegenen Nachbarn am Himmel – Die Oberfläche des Mars kann mit dem Teleskop untersucht werden – Die bemerkenswerte Umlaufbahn des Mars – Die Ähnlichkeit des Mars mit einem Stern – Die Bedeutung der Konjunktion – Die Exzentrizität der Umlaufbahn des Mars – Verschiedene Konjunktionen des Mars – Die scheinbaren Bewegungen des Planeten – Der Einfluss der Bewegung der Erde – Die Messung der Entfernung zum Mars – Theoretische Untersuchungen zur Entfernung der Sonne – Zeichnungen des Planeten – Gibt es Schnee auf dem Mars? – Die Rotation des Planeten – Die Schwerkraft auf dem Mars – Hat der Mars Satelliten? – Die große Entdeckung von Prof. Asaph Hall – Die Umläufe der Satelliten – Deimos und Phobos – „Gullivers Reisen“.

Die besondere Beziehung, die wir zu einem Planeten unseres Systems haben, erfordert eine etwas andere Behandlung dieses Planeten im Vergleich zu den anderen. Wir haben Merkur und Venus als entfernte Objekte besprochen, die hauptsächlich durch teleskopische Untersuchungen sowie durch Berechnungen bekannt wurden, deren Grundlage astronomische Beobachtungen waren. Unsere Kenntnisse über die Erde sind von anderer Art und wurden auf andere Weise erlangt. Dennoch war es aus Gründen der Symmetrie notwendig, die Erde nach dem Planeten Venus zu behandeln, um ihr ihre wahre Position im Sonnensystem zu geben. Doch nun, da wir bei unserer Ausdehnung vom Sonnenzentrum weitergekommen sind, kommen wir zum Planeten Mars; hier nehmen wir zwar in einer etwas abgewandelten Form, aber wieder die Methoden an, die für Venus und Merkur geeignet waren.

Venus und Mars haben aus einer bestimmten Sicht ganz besondere Ansprüche auf unsere Aufmerksamkeit. Sie sind unsere nächstgelegenen planetaren Nachbarn, jeweils auf einer Seite. Wir können natürlich erwarten, mehr über sie zu erfahren als über die anderen, weiter entfernten Planeten. Im Fall von Venus kann diese Erwartung jedoch kaum erfüllt werden, denn wie wir bereits erwähnt haben, verhindert ihre dichte Atmosphäre eine zufriedenstellende teleskopische Untersuchung. Wenn wir uns nun unserem anderen planetaren Nachbarn, dem Mars, zuwenden, können wir viel darüber erfahren.

Seinem Aussehen nach ist der Mars tatsächlich – abgesehen vom Mond – besser bekannt in Bezug auf die Details seiner Oberfläche als jede andere Himmelskörper. Dieser wunderschöne Planet bietet neben den Eigenschaften seiner physischen Struktur noch viele weitere Aspekte, die berücksichtigt werden können. Die Umlaufbahn des Mars weist außergewöhnliche Proportionen auf; durch die Beobachtungen dieser Umlaufbahn wurden die berühmten Gesetze von Kepler entdeckt. Bei den gelegentlichen Annäherungen des Mars an die Erde war es möglich, seine Entfernung genau zu messen. Dadurch entstand eine weitere Methode zur Bestimmung der Entfernung zur Sonne – eine Methode, die, gelinde gesagt, in ihrer Präzision mit derjenigen konkurrenzfähig ist, die durch den Venustransit gewonnen werden kann. Es muss auch darauf hingewiesen werden, dass die größte Leistung in der rein teleskopischen Forschung dieses Jahrhunderts die Entdeckung der Satelliten des Mars war.

Mit bloßem Auge erscheint dieser Planet in der Regel wie ein Stern erster Größe. Meist lässt er sich an seiner rötlichen Farbe erkennen – doch Anfänger in der Astronomie können sich nicht allein auf diese Farbe verlassen, um den Mars zu identifizieren. Es gibt mehrere Sterne, die fast, wenn auch nicht ganz, so rötlich sind wie dieser Planet. Der helle Stern Aldebaran, der hellste Stern im Stierbild, wurde oft fälschlicherweise für den Mars gehalten. Oft ähnelt er auch Betelgeuze, einem leuchtenden Punkt im Orion-Bild. Solche Fehler sind unmöglich, wenn der Lernende zunächst die wichtigsten Sternbilder sowie die hellsten Sterne studiert hat. Dann wird er großes Interesse daran entwickeln, die Positionen der Planeten zu bestimmen und ihre ständigen Bewegungen zu beobachten.

Die Position jedes Planeten kann immer aus dem Kalender ermittelt werden. Manchmal befindet sich der Planet zu nahe an der Sonne, um sichtbar zu sein. Er geht dann zusammen mit der Sonne auf und geht zusammen mit ihr unter und befindet sich somit nachts nicht über dem Horizont. Die beste Zeit, um einen Planeten wie den Mars zu beobachten, ist während dessen sogenannter Opposition. Dieser Zustand tritt ein, wenn die Erde direkt zwischen dem Planeten und der Sonne steht. In diesem Fall ist die Entfernung vom Mars zur Erde geringer als zu jeder anderen Zeit. Auch bei der Beobachtung des Mars in Opposition gibt es noch einen weiteren Vorteil.

Der Planet befindet sich dann auf einer Seite der Erde, während die Sonne auf der gegenüberliegenden Seite ist. Dadurch befindet sich die Sonne genau unter der Erde, wenn Mars hoch am Himmel steht – mit anderen Worten: Der Planet befindet sich dann in seiner höchsten Position über dem Horizont um Mitternacht. Einige Konjunktionen von Mars sind jedoch viel günstiger als andere. Dies wird in Abbildung 48 deutlich gezeigt, die die Umlaufbahnen von Erde und Mars in korrekter Vergrößerung darstellt. Man erkennt, dass die Umlaufbahn der Erde fast kreisförmig ist, während die Umlaufbahn des Mars einen deutlichen Exzentrizitätsgrad aufweist. Tatsächlich hat die Umlaufbahn des Mars – abgesehen von der Umlaufbahn des Merkur – den größten Exzentrizitätsgrad aller Umlaufbahnen der größeren Planeten in unserem System.

Der Wert einer Opposition des Mars für teleskopische Zwecke variiert je nach Umständen stark. Die günstigen Oppositionen sind jene, die möglichst nahe am 26. August stattfinden. Das Gegenteil gilt für Oppositionen, die um den 22. Februar herum auftreten – in diesem Fall ist der Abstand zwischen dem Planeten und der Erde fast doppelt so groß wie im ersten Fall. Die letzte Opposition, die für die anspruchsvollsten Beobachtungen geeignet war, fand im Jahr 1877 statt. Damals war Mars ein prächtiges Objekt und erhielt viel – und zu Recht – Aufmerksamkeit. Die günstigen Oppositionen treten in etwas unregelmäßigen Abständen auf; die letzte fand im Jahr 1892 statt, eine weitere wird im Jahr 1909 eintreten.

Die scheinbaren Bewegungen des Mars sind keineswegs einfach. Man kann sich die Verwirrung des frühen Astronomen vorstellen, der sich zum ersten Mal der Aufgabe widmete, diese Bewegungen zu entschlüsseln. Der Planet erscheint als leuchtendes und auffälliges Objekt – er zieht die Aufmerksamkeit des Astronomen auf sich. Dieser betrachtet ihn genau und sieht, wo er sich unter den ihm bekannten Sternbildern befindet. Einige Nächte später beobachtet er denselben Himmelskörper erneut – doch befindet er sich wirklich an derselben Stelle? Der Astronom glaubt es nicht. Er notiert den Standort des Planeten noch genauer als zuvor und beobachtet, wie er sich in Beziehung zu den Sternen befindet. Wiederum werden nach einigen Tagen weitere Beobachtungen durchgeführt. Nun gibt es keinen Zweifel mehr – Mars hat eindeutig seine Position geändert. Er ist wahrhaftig ein Wanderer.

Nacht für Nacht bleibt der primitive Astronom an seinem Posten. Er notiert die Veränderungen des Mars. Er stellt fest, dass der Planet nun noch schneller bewegt wird als zu Beginn. Wird er den Kreislauf am Himmel vollenden? Der Astronom beschließt, den Planeten weiter zu beobachten, um herauszufinden, ob diese Annahme zutrifft. Nacht für Nacht setzt er seine Beobachtungen fort – schließlich beginnt er zu glauben, dass der Planet nicht mehr so schnell bewegt wird wie zuvor. Nach einigen weiteren Nächten ist er sich sicher: Der Planet bewegt sich langsamer. Noch einige Nächte später beginnt er zu vermuten, dass die Bewegung aufhören könnte. Kurze Zeit später hört tatsächlich die Bewegung auf – das Objekt scheint stillzustehen. Doch wird es für immer ruhig bleiben? Ist seine lange Reise beendet?

An vielen Nächten scheint das der Fall zu sein, doch schließlich vermutet der Astronom, dass der Planet anfangen muss, rückwärts zu bewegen. Nach einigen weiteren Nächten wird diese Tatsache ohne jeden Zweifel bestätigt – und so wird die außergewöhnliche Entdeckung der direkten sowie rückwärtsgerichteten Bewegung des Mars gemacht.

Im größten Teil seiner Reise um den Himmel scheint der Mars sich stetig von Westen nach Osten zu bewegen. Tatsächlich bewegt er sich jedoch rückwärts – genauso wie der Mond und die Sonne. Nur während eines relativ kleinen Teils seines Weges treten jene komplexen Bewegungen auf, die für den primitiven Beobachter ein Rätsel darstellten. Auf dem nebenstehenden Bild (Abb. 49) ist der tatsächliche Weg dargestellt, den der Mars während der Konjunktion im Jahr 1877 zurücklegte. Die Abbildung zeigt nur jenen Teil seines Weges, der die anomalen Eigenschaften aufweist; der Rest der Umlaufbahn wird zwar nicht mit konstanter Geschwindigkeit, aber in unveränderter Richtung zurückgelegt.

Diese Komplexität der scheinbaren Bewegungen des Mars scheint auf den ersten Blick fatal für die Annahme einer einfachen und elementaren Erklärung für die Bewegung des Planeten zu sein. Wenn die Bewegung des Mars rein elliptisch wäre, wie könnte er dann, so könnte man sagen, diese außergewöhnlichen Bewegungsabläufe vollziehen? Die Erklärung liegt darin, dass die Erde, auf der wir stehen, selbst sich bewegt. Selbst wenn der Mars ruhig stünde, würde die Bewegung der Erde dazu führen, dass der Planet sich bewegt zu erscheinen scheint. Die scheinbaren Bewegungen des Mars sind somit mit den tatsächlichen Bewegungen verbunden. Diese Umstände stellen den Geometer nicht vor Schwierigkeiten – er ist in der Lage, die wahre Bewegung des Planeten von seiner Verbindung mit der scheinbaren Bewegung zu trennen und so die komplexen Bewegungsabläufe des Mars vollständig zu erklären. Könnten wir unseren Beobachtungspunkt von der ständig sich verändernden Erde auf einen unbeweglichen Standpunkt verschieben, würden wir dann erkennen, dass die Form der Umlaufbahn des Mars eine Ellipse ist, die gemäß den Gesetzen, die Kepler durch Beobachtungen dieses Planeten entdeckte, um die Sonne verläuft.

Mars benötigt 687 Tage, um einmal um die Sonne zu kreisen; seine durchschnittliche Entfernung von diesem Himmelskörper beträgt 141.500.000 Meilen. Unter den günstigsten Umständen kann der Planet zum Zeitpunkt der Konjunktion der Erde bis auf eine Entfernung von etwa 35.500.000 Meilen nahekommen. Zweifellos erscheint das bei der Bewertung mit irgendwelchen für irdische Messungen geeigneten Maßstäben als enorme Entfernung; sie ist jedoch kaum größer als die Entfernung der Venus in ihrer nächsten Position und viel kleiner als die Entfernung von der Erde zur Sonne.

Wir haben erklärt, wie aus Keplers Gesetzen die Form des Sonnensystems bekannt wird sowie wie die absolute Größe des Systems und seiner verschiedenen Bestandteile ermittelt werden kann, sobald eine direkte Messung eines dieser Bestandteile möglich ist. Eine enge Annäherung des Mars bietet eine günstige Gelegenheit, seine Entfernung zu messen – und somit auf eine andere Weise dasselbe Problem zu lösen wie bei dem Venustransit. So gelangen wir ein zweites Mal zu Kenntnissen über die Entfernung der Sonne sowie über die Entfernungen der Planeten im Allgemeinen, sowie zu vielen weiteren numerischen Informationen über das Sonnensystem.

Anlässlich des Oppositions von Mars im Jahr 1877 wurde ein erfolgreicher Versuch unternommen, dieses verfeinerte Verfahren zur Lösung des Problems der Himmelsmessung anzuwenden. Man kann nicht sagen, dass es sich dabei um das erste Mal handelte, bei dem diese Methode vorgeschlagen oder sogar praktisch angewandt wurde. Die Beobachtungen von 1877 wurden jedoch mit solcher Geschicklichkeit und unter so großer Sorgfalt hinsichtlich der notwendigen Vorsichtsmaßnahmen durchgeführt, dass sie einen wichtigen Beitrag zur Astronomie darstellten. Dr. David Gill, derzeit Königlicher Astronom am Kap der Guten Hoffnung, unternahm eine Reise zur Insel Ascension, um 1877 die Parallaxe von Mars zu beobachten. Bei dieser Gelegenheit näherte sich Mars der Erde so weit, dass dies eine hervorragende Gelegenheit für die Anwendung dieses Verfahrens bot. Dr. Gill gelang es, eine wertvolle Reihe von Messungen vorzunehmen, und anhand dieser schloss er die Entfernung zur Sonne mit einer Genauigkeit ab, die etwas höher war als die durch den Venustransit erreichbare.

Es gibt noch eine weitere Methode, mit der man von Mars Informationen über die Entfernung zur Sonne erhalten kann. Diese Methode ist recht anspruchsvoll und interessant aufgrund ihrer Verbindung zu den höchsten Forschungsfragen in der mathematischen Astronomie. Sie wurde bereits in Newtons dynamischer Theorie angedeutet und von Le Verrier zur Perfektion gebracht. Sie beruht auf dem großen Gravitationsgesetz und steht in engem Zusammenhang mit den bemerkenswerten Entdeckungen bezüglich planetarer Störungen, die ein so auffälliges Kapitel in den modernen astronomischen Entdeckungen bilden.

Zwischen zwei Größen, die auf den ersten Blick völlig unabhängig erscheinen, besteht eine bestimmte Beziehung. Es handelt sich dabei um die Masse der Erde und die Entfernung zur Sonne. Die Entfernung zur Sonne steht in einem bestimmten Verhältnis – dieses kann berechnet werden, wenn man die Schwerebeschleunigung an der Erdoberfläche, die Größe der Erde sowie die Länge des Jahres kennt – zum Kubikwurzel der Masse der Sonne, genauso wie die Kubikwurzel der Masse der Erde zum Kubikwurzel der Masse der Sonne steht. An diesem Ergebnis besteht kein Zweifel, und die Folgerung ist offensichtlich: Wenn wir die Möglichkeit haben, die Masse der Erde im Vergleich zur Sonne zu bestimmen, dann kann die Entfernung zur Sonne sofort abgeleitet werden. Wie aber sollen wir unsere riesige Erde auf die Waage bringen? Das ist das Problem.

Le Verrier hat uns gezeigt, wie man dieses Problem lösen kann – und er tut dies, indem er die Hilfe des Planeten Mars in Anspruch nimmt.

Würde Mars bei seiner Umrundung der Sonne ausschließlich von der Anziehungskraft der Sonne beeinflusst werden, würde er gemäß den bekannten Gesetzen der Planetenbewegung für immer denselben elliptischen Weg folgen. Am Ende eines Jahrhunderts – oder sogar von vielen Jahrhunderten – würden Form, Größe und Position dieser Ellipse unverändert bleiben. Glücklicherweise für unser Vorhaben wird die Umlaufbahn des Mars durch die Erde gestört. Obwohl die Masse unseres Planeten um ein Vielfaches geringer ist als die der Sonne, ist die Erde dennoch groß genug, um eine erhebliche Anziehungskraft auf Mars auszuüben. Die von dem Planeten beschriebene Ellipse ist daher nicht konstant. Ihre Form sowie ihre Position ändern sich allmählich – wodurch die Position des Planeten bis zu einem gewissen Grad von der Masse der Erde abhängt. Den Ort, an dem sich der Planet befindet, kann man durch Beobachtung bestimmen; den Ort, den der Planet gehabt hätte, wenn es die Erde nicht gäbe, kann man durch Berechnung ermitteln. Der Unterschied zwischen diesen beiden Orten ist auf die Anziehungskraft der Erde zurückzuführen – und nachdem dieser Unterschied gemessen wurde, kann die Masse der Erde bestimmt werden. Der Ausdehnungsbereich des Planeten nimmt von einem Jahrhundert zum anderen zu – doch da das Wachstumstempo gering ist, sind alte Beobachtungen notwendig, um genaue Messungen vorzunehmen.

Ein bemerkenswertes Ereignis, das vor mehr als zwei Jahrhunderten stattfand, ermöglicht es glücklicherweise, den Standort des Mars zu jener Zeit mit großer Präzision zu bestimmen. Am 1. Oktober 1672 beobachteten drei unabhängige Beobachter die Bedeckung eines Sterns im Wassermann durch den rötlichen Planeten. Der Standort des Sterns ist genau bekannt – dadurch haben wir die Möglichkeit, den genauen Punkt am Himmel anzugeben, den Mars an jenem Tag einnahm. Aus diesem Ergebnis, in Kombination mit modernen Meridianbeobachtungen, geht hervor, dass sich der Verschiebungsbereich des Mars durch die Anziehungskraft der Erde im Laufe von zwei Jahrhunderten auf etwa fünf Bogenminuten (294 Sekunden) vergrößert hat. Es wird angenommen, dass dieser Wert nicht um mehr als eine Sekunde fehlerhaft sein kann – daraus folgt, dass die Masse der Erde auf etwa ein Drittel ihres tatsächlichen Wertes geschätzt werden kann. Wenn keine…

Wären weitere Fehler vorhanden, würde dies die Entfernung zur Sonne auf etwa ein Neunhundertstel reduzieren.

Abb. 50 – Relative Größen von Mars und Erde.

Trotz der inhärenten Schönheit dieser Methode sowie der sehr günstigen Voraussetzungen, unter denen sie eingeführt wurde, ist sie unserer Ansicht nach derzeit im Vergleich zu einigen anderen Methoden kaum verlässlich. Da die Verschiebung des Mars aufgrund der störenden Wirkung der Erde kontinuierlich zunimmt, wird sie letztendlich eine ausreichende Größe erreichen, um einen sehr genauen Wert für die Masse der Erde zu liefern. Dann wird uns diese Methode mit großer Präzision die Entfernung zur Sonne angeben. Doch so interessant und schön diese Methode auch sein mag, müssen wir sie vorerst eher als eine beeindruckende Bestätigung des Gravitationsgesetzes betrachten als als ein genaues Mittel zur Messung der Entfernung zur Sonne.

Abb. 51.—Zeichnung des Mars (30. Juli 1894).

Abb. 54.—Der südliche Polkappenbereich des Mars (1. Juli 1894).

Die näheren Annäherungen des Mars an die Erde bieten uns die Möglichkeit, seine Oberfläche mit einem Teleskop sorgfältig zu untersuchen. Man sollte nicht erwarten, dass die Details auf dem Mars mit derselben Genauigkeit betrachtet werden können wie

diejenigen auf dem Mond.
Selbst unter den günstigsten Umständen ist Mars immer noch mehr als hundertmal weiter entfernt als der Mond. Daher müssen die Merkmale des Planeten mindestens hundertmal größer sein, um genauso deutlich sichtbar zu sein wie die Merkmale auf dem Mond.
Mars ist viel kleiner als die Erde. Der Durchmesser des Planeten beträgt 4.200 Meilen – das ist etwas mehr als die Hälfte des Erddurchmessers. Abbildung 50 zeigt die vergleichenden Abmessungen der beiden Himmelskörper. Hier reproduzieren wir zwei der bemerkenswerten Zeichnungen von Mars, die vom Professor William H. Pickering am Lowell-Observatorium in Flagstaff angefertigt wurden. Abbildung 51 entstand am 30. Juli 1894, Abbildung 52 am 16. August 1894.

Der südliche Polarkap auf Mars, wie er vom Professor William H. Pickering am Lowell-Observatorium am 1. Juli 1894 beobachtet wurde, ist in Abbildung 54 dargestellt.[17] Man wird den auffälligen schwarzen Fleck im polaren Bereich bemerken. In Abbildung 53 sind eine Reihe von ungewöhnlich auffälligen Erhebungen und Senken auf dem „Terminator“ des Planeten zu sehen; diese wurden am 24. August 1894 von derselben geschickten Hand möglichst genau nach Maßstab gezeichnet.

Bei der Betrachtung des Planeten fällt auf, dass er nicht, wie der Mond, stets dieselbe Seite dem Beobachter zuwendet. Mars

Er rotiert um eine Achse auf genau dieselbe Weise wie die Erde. Es ist durchaus bemerkenswert, dass die Zeit, die Mars für eine vollständige Rotation benötigt, nur etwa eine halbe Stunde länger ist als die Zeit der Erde. Die genaue Dauer beträgt 24 Stunden, 37 Minuten und 22¾ Sekunden. Daher ändert sich das Erscheinungsbild des Planeten von Stunde zu Stunde: Die westliche Seite verschwindet allmählich aus dem Sichtfeld, während die östliche Seite allmählich in den Vordergrund tritt. Nach zwölf Stunden hat sich das Erscheinungsbild des Planeten völlig verändert. Diese Veränderungen sowie die unvermeidlichen Auswirkungen der Verkürzung erschweren es oft, die Objekte auf dem Planeten mit denen auf den Karten in Einklang zu bringen. Letztere fallen, muss man zugeben, in Bezug auf Genauigkeit und Klarheit hinter den Karten des Mondes zurück; doch es besteht kein Zweifel daran, dass die wichtigsten Merkmale des Planeten als vollständig bekannt gelten können – einige Astronomen haben sogar allen auffälligen Objekten Namen gegeben.

Die Markierungen auf der Oberfläche von Mars gehören zu zwei Kategorien. Einige davon haben eine eisengraue Farbe, die ins Grüne geht, während die anderen in der Regel dunkelgelb oder orange sind, manchmal auch ins Weiße neigend. Von den ersten wurde traditionell angenommen, dass sie Ozeangebiete darstellen, von den letzten hingegen Kontinente.

Massen auf dem rötlichen Planeten. Wir besitzen eine große Anzahl von Zeichnungen des Mars; die ältesten stammen aus der Mitte des 17. Jahrhunderts. Obwohl diese frühen Skizzen sehr grob sind und für die Lösung von Fragen zur Topografie kaum von Nutzen sind, haben sie sich als sehr nützlich erwiesen, um anhand von Vergleichen mit unseren modernen Zeichnungen den Rotationszeitraum des Planeten um seine Achse zu bestimmen.

Schon frühe Beobachter hatten bemerkt, dass jeder Pol des Mars durch einen weißen Fleck gekennzeichnet ist. Doch erst William Herschel führte die erste systematische Untersuchung dieser bemerkenswerten Polkappen durch. Dieser berühmte Astronom wurde mit einer sehr interessanten Entdeckung belohnt: Er stellte fest, dass diese arktischen Gebiete auf dem Mars sowohl in ihrer Ausdehnung als auch in ihrer Ausprägung mit den Jahreszeiten des Hemisphärens, in dem sie sich befinden, variieren. Sie erreichen ihre maximale Ausdehnung drei bis sechs Monate nach dem Wintersonnenwende auf diesem Planeten und schrumpfen anschließend wieder, bis sie etwa drei bis sechs Monate nach der Sommersonnenwende am kleinsten sind. Die Analogie zum Verhalten der Schneemassen und Eiskörper, die unsere eigenen Pole umgeben, ist vollkommen – und bis vor Kurzem gab es kaum Zweifel daran, dass die weißen Polflecken des Mars ähnlich aufgebaut sind.

Da die Umlaufzeit des Mars um die Sonne viel länger ist als unser Jahr – 687 Tage statt 365 – sind die Jahreszeiten auf diesem Planeten natürlich auch viel länger als die irdischen Jahreszeiten. Im nördlichen Hemisphäre des Mars dauert der Sommer mindestens 381 Tage, während der Winter 306 Tage andauert. In beiden Hemisphären wächst die weiße Polkappe während der langen Wintersaison an, bis sie einen Durchmesser von 45° bis 50° erreicht; der lange Sommer hingegen reduziert ihre Größe auf ein kleines Areal mit einem Durchmesser von nur 4° oder 5°. Bemerkenswert ist, dass einer dieser weißen Bereiche – jener am Südpol – offenbar nicht konzentrisch zum Pol liegt, sondern so weit zur Seite versetzt ist, dass der Südpol des Mars einmal im Jahr völlig frei von Eis oder Schnee zu sein scheint.

Obwohl im Laufe des 19. Jahrhunderts viele wertvolle Beobachtungen des Mars gemacht wurden, erfolgten erst seit der sehr günstigen Konjunktion…

Bereits im Jahr 1877 wurde bei der Erforschung der Oberfläche des Mars ein enormer Fortschritt erzielt – was zu den bemerkenswertesten Errungenschaften der modernen Astronomie zählt. Unter den Beobachtern, die 1877 wertvolle Zeichnungen des Planeten anfertigten, können wir Herrn Green nennen, dessen hervorragende Bilder von der Royal Astronomical Society veröffentlicht wurden, sowie Professor Schiaparelli aus Mailand, der unser Wissen über diesen Planeten fast revolutionierte. Schiaparelli stand nur einem Refraktor mit einer Öffnung von acht Zoll zur Verfügung; doch zweifellos war er durch die Reinheit des italienischen Himmels begünstigt, was es ihm ermöglichte, in den hellen Bereichen der Marsoberfläche eine beträchtliche Anzahl langer, schmaler Linien zu erkennen. Er nannte diese Linien „Kanäle“, da sie von den sogenannten Ozeanen ausgingen und über die vermeintlichen Kontinente über beträchtliche Entfernungen hinweg verliefen – manchmal sogar über Tausende von Meilen.

Die Kanäle schienen ein Netzwerk zu bilden, das die verschiedenen „Meere“ miteinander verband. Einige der auffälligeren dieser sogenannten Kanäle waren tatsächlich bereits auf einigen Zeichnungen zu sehen, die vor Schiaparellis Zeit von Dawes und anderen angefertigt worden waren. Doch es war der berühmte italienische Astronom, der feststellte, dass diese schmalen Linien in solcher Anzahl vorhanden sind, dass sie zu einer bemerkenswerten Eigenschaft des Planeten werden. Einige dieser bemerkenswerten Merkmale sind in den Abbildungen 51 und 52 dargestellt; diese sind Kopien von Zeichnungen, die Professor William H. Pickering im Lowell-Observatorium im Jahr 1894 angefertigt hat.

So groß auch die Überraschung der Astronomen war, als Schiaparelli erstmals die Entdeckung dieser zahlreichen Kanäle bekanntgab, so vielleicht noch größer war die Verwunderung, mit der seine Mitteilung im Jahr 1882 aufgenommen wurde – nämlich dass die meisten Kanäle doppelt geworden waren. Zwischen Dezember 1881 und Februar 1882 traten offenbar dreißig solcher Verdoppelungen auf. In neunzehn Fällen entstand eine gut erkennbare parallele Linie in der Nähe eines bereits vorhandenen Kanals. Die übrigen Kanäle waren weniger eindeutig zu erkennen – oder es handelte sich um Fälle, in denen die beiden Linien nicht ganz parallel zu sein schienen. Eine Kopie der Marskarte, die Schiaparelli auf der Grundlage seiner Beobachtungen von 1881–82 erstellte, ist in Tafel XVIII abgebildet. Sie zeigt diese Merkmale deutlich.

Diese seltsamen doppelten Kanäle weichen stark von allen bekannten Strukturen auf anderen Planeten ab.

TABELLE XVIII.
Schiaparellis Karte des Mars aus den Jahren 1881–82.

Spätere Beobachtungen durch Schiaparelli sowie mehrere andere Beobachter deuten darauf hin, dass dieses Phänomen der Verdopplung der Kanäle einen periodischen Charakter hat. Es tritt ungefähr zu den Zeiten auf, zu denen der Mars seine Äquinoxpunkte passiert. Eine der beiden parallelen Linien liegt meist möglichst genau auf dem Verlauf des alten Kanals. Es kommt jedoch manchmal vor, dass beide Linien sich auf gegenüberliegenden Seiten des ursprünglichen Kanals befinden und auf völlig neuem Gelände liegen. Die Entfernung zwischen den beiden Linien variiert von etwa 360 Meilen als Maximum bis hin zum kleinsten Wert, der mit unseren großen Teleskopen noch erkennbar ist – das sind etwas weniger als dreißig Meilen. Die Breite jedes dieser bemerkenswerten Kanäle kann von den Grenzen der Sichtbarkeit an bis zu mehr als sechzig Meilen reichen.

Die Verdopplung der Kanäle ist wohl das schwierigste Problem, das der Mars uns zur Lösung bietet. Selbst wenn wir annehmen, dass die Kanäle selbst Eingänge oder Kanäle darstellen, durch die der geschmolzene Polenschnee über die äquatorialen Kontinente fließt, ist es nicht einfach zu verstehen, wie die doppelten Kanäle entstehen können. Das gilt insbesondere für die Fälle, in denen der ursprüngliche Kanal…

Der Kanal scheint zu verschwinden und durch zwei völlig neue Kanäle ersetzt zu werden – jeweils etwa so breit wie der Ärmelkanal –, die sich auf beiden Seiten des alten Kanals befinden. Die offensichtliche Erklärung, dass diese Verdopplung eine optische Täuschung ist, wurde bereits mehrfach vorgebracht, doch nie auf überzeugende Weise. Vielleicht müssen wir uns vorerst damit zufriedengeben, die Lösung dieses Rätsels vorerst ungelöst zu lassen, in der Hoffnung, dass die außergewöhnliche Aufmerksamkeit, die diesem Planeten derzeit zuteilwird, mit der Zeit das gegenwärtige Rätsel lösen wird.

Die Markierungen auf der Oberfläche dieses Planeten sind im Allgemeinen von dauerhaftem Charakter; daher können wir bei Vergleichen von Zeichnungen, die vor ein oder zwei Hundert Jahren angefertigt wurden, mit jenen, die kürzlich erstellt wurden, in jeder davon dieselben Merkmale erkennen. Diese Beständigkeit ist jedoch keineswegs so absolut wie im Fall des Mondes. Neben den Kanälen, die wir bereits betrachtet haben, ändern viele andere Bereiche der Marsoberfläche von Zeit zu Zeit ihre Konturen. Dies gilt insbesondere für jene dunklen Flecken, die wir Ozeane nennen – deren Konturen manchmal in Details verändert werden, die eindeutig erkennbar sind. Auf Teilen des Planeten werden häufig Farbänderungen beobachtet; obwohl einige dieser Beobachtungen vielleicht auf den Einfluss unserer eigenen Atmosphäre auf das Erscheinungsbild des Planeten zurückzuführen sind, lassen sie sich nicht alle auf diese Weise erklären. Einige Phänomene müssen sicherlich auf tatsächliche Veränderungen zurückzuführen sein, die auf der Marsoberfläche stattgefunden haben.

Als Beispiel für solche Veränderungen können wir auf den nordwestlichen Teil der bemerkenswerten Region verweisen, der von Schiaparelli den Namen Syrtis Major erhalten hat.[18] Dieser Bereich wurde zu verschiedenen Zeiten als grau, grün, blau, braun – sogar violett – beschrieben. Wenn dieser Bereich (ungefähr zur Herbsttagundnachtgleiche in der nördlichen Hemisphäre) sich in der Mitte des sichtbaren Diskus befindet, ist der östliche Teil deutlich grüner als der westliche. Im Laufe der Jahreszeiten wird diese charakteristische Farbe schwächer, bis der Grünton nur noch an den Ufern der Syrtis wahrnehmbar ist. Die Marsatmosphäre ist in der Regel sehr durchsichtig und ermöglicht es uns glücklicherweise, die Oberfläche des Planeten ohne Hindernisse zu betrachten.

Wolken. Solche Wolken sind jedoch nicht immer abwesend. Unsere Sicht auf die Oberfläche wird gelegentlich derart behindert, dass es sicher ist, dass Wolken oder Nebel in der Atmosphäre des Mars die Ursache für diese Störungen sein müssen.

Könnten wir uns ein Bild von der physikalischen Struktur der Marsoberfläche machen, dann wäre die Frage nach dem Charakter der Planetenatmosphäre eine der ersten, die berücksichtigt werden müssten. Spektroskopische Beobachtungen helfen uns in diesem Fall kaum weiter. Natürlich wissen wir, dass der Planet kein eigenes Licht hat – er leuchtet lediglich durch reflektiertes Sonnenlicht. Die Hemisphäre, die der Sonne zugewandt ist, ist hell, während die Hemisphäre, die von der Sonne abgewandt ist, dunkel ist. Das Spektrum sollte daher, genauso wie das des Mondes, eine genaue, wenn auch schwache Kopie des Sonnenspektrums sein – es sei denn, die Sonnenstrahlen erleiden beim zweimaligen Durchgang durch die Marsumgebung eine Art Absorption, die zusätzliche dunkle Linien hervorrufen könnte. Einige frühere Beobachter glaubten, solche Linien deutlich erkennen zu können, die angeblich auf Wasserdampf zurückzuführen waren. Die Existenz solcher Linien wird jedoch von Herrn Campbell vom Lick-Observatorium sowie Professor Keeler vom Allegheny-Observatorium[19] bestritten. Ihnen standen mit ihren unvergleichlichen instrumentellen und klimatischen Möglichkeiten keine Unterschiede zwischen den Spektren von Mars und Mond zur Verfügung. Hätte Mars eine ausgedehnte Atmosphäre, würde ihre absorbierende Wirkung besonders am Rand des Planeten bemerkbar sein – doch Herrn Campbells Beobachtungen zeigen keinerlei erhöhte Absorption am Rand. Es scheint daher, dass Mars keine ausgedehnte Atmosphäre haben kann – und diese Schlussfolgerung wird auf verschiedene andere Weise bestätigt.

Die Klarheit, mit der wir die Oberfläche dieses Planeten sehen können, deutet darauf hin, dass die Atmosphäre im Vergleich zu unserer eigenen sehr dünn sein muss. Es besteht kaum Zweifel daran, dass ein Beobachter auf Mars mit einem guten Teleskop kaum die Merkmale der Erdoberfläche unterscheiden könnte. Dies liegt nicht nur an der starken Absorption des Lichts beim doppelten Durchgang durch unsere Atmosphäre, sondern auch an der starken Streuung des Lichts durch dieselbe Atmosphäre.

Es versteht sich von selbst, dass die große Menge an Wolken, die im Allgemeinen über der Erde schweben, viele Teile unseres Planeten für einen Beobachter vom Mars aus völlig verdecken würden. Doch obwohl, wie bereits erwähnt, gelegentlich auch Teile des Mars unklar erscheinen, muss man anerkennen, dass die Wolken auf dem Mars sehr gering sind. Man könnte erwarten, dass die Polkappen, falls sie aus Schnee bestehen, beim Schmelzen Wolken erzeugen würden, die die Polregionen mehr oder weniger vor unserem Blick verbergen würden; doch etwas Derartiges wurde bisher nie beobachtet.

Wir haben gesehen, dass es ernsthafte Zweifel an der Existenz von Wasser auf dem Mars gibt. Zweifellos haben wir oft die dunklen Flecken als „Ozeane“ und die hellen Bereiche als „Kontinente“ bezeichnet. Dass diese Bezeichnungen unangemessen waren, ist seit langer Zeit die Ansicht der Astronomen. Vor einigen Jahren kam Herr Schaeberle vom Lick-Observatorium zu genau dem gegenteiligen Schluss. Er behauptete, die dunklen Bereiche seien die Kontinente und die hellen die Ozeane aus Wasser oder irgendeiner anderen Flüssigkeit. Er wies auf die unregelmäßige Schattierung der dunklen Bereiche hin, die nicht auf Lichtverteilung an einer kugelförmigen Wasseroberfläche hindeutet – insbesondere da die Kontraste zwischen Licht und Schatten in der Mitte des Diskus am stärksten sind.

Ebenfalls bemerkenswert ist, dass die dunklen Regionen häufig von noch dunkleren Streifen durchzogen werden, die sich über Hunderte von Meilen fast in geraden Linien erstrecken können, während die sogenannten Kanäle in den hellen Bereichen oft wie Fortsetzungen dieser Linien erscheinen. Herr Schaeberle schlägt daher vor, dass die Kanäle Ketten von Bergen sein könnten, die sich über Land und Meer erstrecken! Der verstorbene Professor Phillips sowie Herr H.D. Taylor wiesen darauf hin, dass, wenn es in den tropischen Regionen des Mars Seen oder Meere gäbe, wir häufig das direkte Spiegelbild der Sonne darin sehen würden – was einen hellen, sternartigen Punkt erzeugen würde, der nicht unbemerkt bleiben könnte. Selbst leicht bewegtes Wasser würde auf diese Weise seine Anwesenheit verraten – doch etwas Derartiges wurde bisher nie festgestellt.

Zur Frage nach der Möglichkeit von Leben auf dem Mars können noch einige Worte hinzugefügt werden. Wenn wir sicher von der Existenz von Wasser auf dem Mars wären, dann wäre das eine der…

Die grundlegenden Bedingungen wären erfüllt; und obwohl die Atmosphäre auf Mars in ihrer Zusammensetzung sowie Dichte nur wenige Ähnlichkeiten mit der Erdatmosphäre aufweist, könnte Leben dennoch möglich sein. Selbst wenn man annimmt, dass ein Mensch geeignete Nährstoffe für seinen Körper sowie geeignete Luft zum Atmen finden könnte, scheint es äußerst fraglich, ob er überhaupt leben könnte. Aufgrund der geringen Größe von Mars sowie seiner kleinen Masse im Vergleich zur Erde wäre die Schwerkraft auf diesem Planeten anders als die Anziehungskraft auf der Erdoberfläche. Wir haben bereits auf die geringe Schwerkraft auf dem Mond hingewiesen – in geringerem Maße gelten dieselben Überlegungen auch für Mars. Ein Körper, der auf der Erde zwei Pfund wiegt, würde auf der Oberfläche von Mars eher weniger als ein Pfund wiegen. Die gleiche Kraft, die auf der Erde ein Gewicht von 56 Pfund anhebt, würde auf Mars zwei ähnliche Gewichte anheben.

Die Erde hat einen Mond. Jupiter hat vier auffällige Monde. Mars ist ein Planet, der zwischen den Umlaufbahnen der Erde und Jupiters kreist. Er gehört zur gleichen Art von Himmelskörpern wie die Erde und Jupiter. Er wird vomselben Sonnenstern beleuchtet, und alle drei Planeten bilden Teil desselben Systems. Doch da die Erde einen Mond und Jupiter vier Monde hat – warum sollte dann Mars keinen Mond haben? Zweifellos ist Mars ein kleiner Himmelskörper, sogar kleiner als die Erde und noch viel kleiner als Jupiter. Man konnte nicht erwarten, dass Mars große Monde hat – aber warum sollte er sich von seinen beiden Nachbarn unterscheiden und überhaupt keinen Mond haben? So argumentierten die Astronomen – doch bis in die moderne Zeit hinein konnte kein Satellit von Mars gefunden werden. Jahrhundertelang wurde der Planet mit diesem Ziel sorgfältig untersucht, und da immer wieder Misserfolge verzeichnet wurden, schien es fast gerechtfertigt zu sein, anzunehmen, dass die Kette der analogischen Schlussfolgerungen zusammengebrochen sei. Der mondlose Mars galt als Ausnahme von der Regel, dass alle großen Planeten außerhalb der Venus von Satelliten umgeben sind. Es schien fast hoffnungslos, eine Forschung erneut zu beginnen, die bereits oft versucht worden war und stets zu Enttäuschungen geführt hatte. Glücklicherweise hat die heutige Generation jedoch noch einen weiteren Versuch miterlebt – einen Versuch, der mit perfekter Ausrüstung durchgeführt wurde.

Hervorragende Fähigkeiten – Dieser Versuch hat den Erfolg erzielt, den er sich redlich verdient hatte, und das Ergebnis war die bemerkenswerte Entdeckung von zwei Monden des Mars. Diese Entdeckung wurde vom Professor Asaph Hall gemacht, dem bedeutenden Astronomen am Observatorium in Washington. Herr Hall verfügte über ein Instrument von kolossalen Ausmaßen und exquisiter Verarbeitung – das sogenannte große Washington-Refraktor. Es ist das Produkt der berühmten Werkstatt der Herren Alvan Clark and Sons, aus der so viele große Teleskope hervorgegangen sind. Mit seinen beeindruckenden Abmessungen übertraf es bei weitem alle anderen Teleskope, die jemals für ähnliche Forschungen eingesetzt wurden. Die Linsen haben einen Durchmesser von 26 Zoll – und sind nicht weniger bemerkenswert wegen ihrer Perfektion in Bezug auf die Auflösung als wegen ihrer Größe. Doch selbst die Fähigkeiten von Herrn Hall sowie die Durchdringungskraft seines Teleskops hätten unter normalen Umständen nicht dazu geführt, dass die Monde des Mars entdeckt werden konnten. Deshalb wurde die bemerkenswerte Konjunktion des Mars im Jahr 1877 ausgenutzt – zu dieser Zeit kam der Planet, wie wir bereits beschrieben haben, ungewöhnlich nahe an die Erde heran. Hätte der Mars einen Mond gehabt, dessen Masse ein Hundertstel der unseres Mondes betragen hätte, dann wäre dieser längst entdeckt worden. Herr Hall wusste daher, dass, falls es überhaupt Monde gab, es sich um äußerst kleine Körper handeln musste – und er bereitete sich auf eine gründliche Suche vor. Alle Umstände waren günstig: Der Mars befand sich in der größtmöglichen Nähe zur Erde; das große Teleskop in Washington war das leistungsstärkste Refraktor, der zu dieser Zeit existierte; zudem lag Washington in einer Position, sodass der Mars vom Observatorium aus in großer Höhe sichtbar war. Während der britische Verband 1877 in Plymouth tagte, wurde ein Telegramm über den Atlantik gesendet – brillanter Erfolg belohnte die Bemühungen von Herrn Hall. Er hatte gehofft, einen Mond zu entdecken. Schon die Entdeckung eines einzigen Mondes hätte die gesamte Wissenschaftswelt in Aufregung versetzt – doch das Schicksal war Herrn Hall gnädig. Zuerst entdeckte er einen Mond, anschließend einen zweiten; und im Zusammenhang mit diesen Monden entdeckte er außerdem eine einzigartige Eigenschaft im Sonnensystem.

Deimos, der äußere der Satelliten, umkreist den Planeten in einer Periode von 30 Stunden, 17 Minuten und 54 Sekunden; es ist der innere Satellit, Phobos, der die besondere Aufmerksamkeit aller Astronomen auf der Welt auf sich gezogen hat. Mars dreht sich um seine Achse in einem sogenannten Mars-Tag – dieser ist fast genauso lang wie unser 24-stündiger Tag. Der innere Satellit von Mars umkreist ihn in 7 Stunden, 39 Minuten und 14 Sekunden. Tatsächlich umkreist Phobos in derselben Zeit drei Mal Mars, in der Mars einmal um sich selbst kreisen kann. Diese Eigenschaft ist im Sonnensystem einzigartig; tatsächlich ist sie, soweit wir wissen, im gesamten Universum einzigartig. Bei unserem eigenen Planeten Erde rotiert sie 27 Mal für eine Umrundung des Mondes. In gewissem Maße gilt das auch für Jupiter und Saturn; während im großen System aus Sonne und Planeten die Sonne sich mehrmals um ihre Achse dreht für jede Umrundung selbst der schnellsten Planeten. Es gibt keinen anderen bekannten Fall, in dem ein Satellit seinen Zentralkörper schneller umkreist, als dieser sich um seine Achse dreht. Die anomale Bewegung des Mars-Satelliten wurde jedoch bereits erklärt. In einem späteren Kapitel werden wir darauf erneut eingehen, da sie mit einem wichtigen Bereich der modernen Astronomie zusammenhängt.

Die Satelliten sind so klein, dass wir ihre Durchmesser nicht direkt messen können. Aus Beobachtungen ihrer Helligkeit geht jedoch hervor, dass ihre Durchmesser nicht mehr als zwanzig bis dreißig Meilen betragen können – vielleicht sogar noch weniger. Aufgrund ihrer schnellen Bewegung müssen die beiden Satelliten für einen Beobachter auf Mars einige bemerkenswerte Besonderheiten aufweisen. Phobos geht im Westen auf, durchquert den Himmel und geht nach etwa fünfeinhalb Stunden im Osten unter, während Deimos im Osten aufgeht und mehr als zwei Tage über dem Horizont bleibt.

Da die Satelliten auf Bahnen direkt über dem Äquator ihres Zentralkörpers kreisen – einer etwa 4.000 Meilen und der andere nur etwa 14.500 Meilen über der Oberfläche – können sie niemals von den Polen des Mars aus gesehen werden. Um Phobos sehen zu können, darf die Breitegrad des Beobachters nicht höher als 68¾° liegen. Wäre dies der Fall, würde der Satellit vom Körper des Mars verdeckt werden.

Mars – genauso wie wir auf den Britischen Inseln nicht in der Lage wären, ein Objekt zu sehen, das einige hundert Meilen über dem Äquator um die Erde kreist.

Bevor wir vom faszinierenden Thema der Satelliten fortfahren, möchten wir noch zwei Punkte literarischer Natur erwähnen. Herr Hall konsultierte seine klassischen Kenner bezüglich der Bezeichnung, die den beiden Satelliten gegeben werden sollte. Auf Homer wurde zurückgegriffen, und ein Abschnitt aus der „Ilias“ lieferte die Namen Deimos und Phobos. Diese Gestalten waren die Begleiter des Mars, und die Stellen, an denen sie vorkommen, wurden von meinem Freund Professor Tyrrell wie folgt interpretiert:

„Mars sprach und nannte Furcht und Schrecken,
um seine Pferde anzuspannen; er legte seinem Geschirr Glanz bei.“

Eine interessante Besonderheit bezüglich der Satelliten des Mars wird jenen bekannt vorkommen, die mit „Gullivers Reisen“ vertraut sind. Laut Gulliver verfügten die Astronomen auf der fliegenden Insel Laputa über scharfe Augen und gute Teleskope. Der Reisende berichtet, dass sie zwei Satelliten des Mars entdeckt hätten, von denen einer in zehn Stunden und der andere in 21,5 Stunden um ihn kreiste. Der Autor hat somit nicht nur richtig erraten, wie viele Satelliten es gibt, sondern auch die Umlaufzeit mit erheblicher Genauigkeit angegeben! Wir wissen nicht, was diese letzte Vermutung hervorgerufen haben könnte. Vor einigen Jahren hätte jeder Astronom, der von der Reise nach Laputa las, dies für absurd gehalten. Es mag zweifellos zwei Satelliten des Mars geben; doch zu behaupten, dass einer von ihnen in zehn Stunden umkreist wird, bedeutet, etwas zu behaupten, woran niemand glauben konnte. Doch die Wahrheit war noch seltsamer als die Fiktion.

Und nun müssen wir unseren Bericht über diesen wunderschönen und interessanten Planeten beenden. Es gibt viele weitere Eigenschaften, bei denen wir versucht wären, länger zu verweilen – doch im Sonnensystem gibt es so viele andere Körper, die unsere Aufmerksamkeit fordern, so viele andere Körper, die Mars in Größe und innerer Bedeutung übertreffen, dass wir gezwungen sind, darauf zu verzichten. Unser nächster Schritt wird jedoch nicht…

Führen Sie uns einmal zu den Riesenplaneten. Außerhalb des Mars finden wir eine Fülle von Objekten – zwar klein, aber von großem Interesse; mit diesen werden wir im folgenden Kapitel reichlich zu tun haben.

KAPITEL XI.
Die Kleinplaneten.
Die kleineren Mitglieder unseres Systems – Bodesches Gesetz – Die leere Zone im Planetensystem – Die Forschungen – Die Entdeckung durch Piazzi – War der kleine Körper ein Planet? – Der Planet wird unsichtbar – Gauss unternimmt die Suche mit mathematischen Methoden – Der Planet wird wiedergefunden – Weitere Entdeckungen – Anzahl der bisher bekannten Kleinplaneten – Die zu durchsuchende Region – Die Erstellung einer Karte zur Suche nach Kleinplaneten – Wie ein Kleinplanet entdeckt wird – Die physikalische Natur der Kleinplaneten – Die geringe Schwerkraft auf den Kleinplaneten – Die Berechnungen in Berlin – Wie uns die Kleinplaneten die Entfernung zur Sonne verraten – Die Genauigkeit der Beobachtungen – Wie man sie vermehren kann – Victoria und Sappho – Die perfekteste Methode.

In unseren Kapiteln über die Sonne und den Mond, über die Erde und Venus sowie über Merkur und Mars haben wir die Eigenschaften und Bewegungen von Körpern von enormen Ausmaßen besprochen. Der kleinste aller diese Körper ist der Mond – doch selbst dieser hat eine Breite von 2.000 Meilen von einer Seite zur anderen. Wenn wir uns dem Thema der Kleinplaneten nähern, müssen wir damit rechnen, auf Objekte zu stoßen, deren Abmessungen im Vergleich zu den großen Körpern unseres Systems völlig unbedeutend sind. Zweifellos haben alle diese Kleinplaneten einen Durchmesser von einigen Meilen – manche sogar von vielen Meilen. Wären sie der Erde nahe, wären sie auffällige, ja sogar prächtige Objekte; doch da sie so weit entfernt sind, werden sie selbst mit unseren größten Teleskopen nicht besonders bemerkenswert – mit bloßem Auge sind sie fast alle unsichtbar.

In dem Diagramm (S. 234) der Umlaufbahnen der verschiedenen Planeten ist zu sehen, dass zwischen der Umlaufbahn des Mars und der des Jupiters ein großer Raum besteht. Oft wurde vermutet, dass in diesem weiten Gebiet ein weiterer Planet existieren müsse. Diese Annahme wurde noch stärker, als ein bemerkenswertes Gesetz entdeckt wurde, das mit erheblicher Genauigkeit die relativen Entfernungen der großen Planeten unseres Systems darstellte. Man nehme die Zahlenreihe 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96 – wobei jede Zahl (mit Ausnahme der zweiten) doppelt so groß ist wie die vorherige.

die Zahl, die ihm vorausgeht. Wenn wir nun zu jeder dieser Zahlen vier hinzufügen, erhalten wir die Reihe 4, 7, 10, 16, 28, 52, 100. Mit Ausnahme der fünften Zahl in dieser Reihe (28) sind sie alle im Verhältnis zu den Entfernungen der verschiedenen Planeten von der Sonne stehen. Tatsächlich sind die Entfernungen wie folgt: Merkur 3,9; Venus 7,2; Erde 10; Mars 15,2; Jupiter 52,9; Saturn 95,4. Obwohl es keinen physikalischen Grund gibt, warum dieses Gesetz – allgemein als Bodesches Gesetz bekannt – gelten sollte, veranlasst uns die Tatsache, dass es in Bezug auf alle bekannten Planeten nahezu zutrifft, zu der Frage, ob es vielleicht auch einen Planeten geben könnte, der in der Entfernung von 28 um die Sonne kreist.

Dieses Gefühl war Ende des 18. Jahrhunderts so stark, dass einige engagierte Astronomen beschlossen, gemeinsam nach dem unbekannten Planeten zu suchen. Es schien sicher zu sein, dass es sich bei diesem Planeten nicht um einen großen Planeten handeln konnte, denn sonst wäre er schon längst entdeckt worden. Falls er tatsächlich existierte, waren Mittel erforderlich, um ihn von den zahlreichen Sternen zu unterscheiden, die sich auf seinem Weg befanden.

Die Suche nach dem kleinen Planeten wurde bald mit einem Erfolg belohnt, der den ersten Abend des 19. Jahrhunderts in der Astronomie unvergesslich machte. In den klaren Himmeln von Palermo befand sich das Observatorium, in dem Piazzi die bemerkenswerte Entdeckung des ersten bekannten Kleinplaneten machte. Dieser fleißige und talentierte Astronom hatte ein geniales System zur Erforschung des Himmels entwickelt, das dazu bestimmt war, einen Planeten unter den Sternen auszumachen. An einem bestimmten Abend wählte er eine Reihe von etwa fünfzig Sternen aus, je nach Umständen. Mit seinem Meridiankreis bestimmte er die Positionen der ausgewählten Objekte. Am nächsten Abend, oder spätestens sobald es möglich war, beobachtete er alle fünfzig Sterne erneut mit demselben Instrument und auf dieselbe Weise. Die gesamte Prozedur wurde anschließend an zwei oder mehr Nächten wiederholt. Wenn man die Beobachtungen miteinander verglich, hatte man für jeden Stern etwa vier oder mehr Positionen aus verschiedenen Nächten – somit war die gesamte Serie abgeschlossen. Er war hartnäckig genug, diese Beobachtungen fortzusetzen.

Es gab sehr viele Gruppen – schließlich wurde er mit einem Erfolg belohnt, der all seine Anstrengungen mehr als ausglich.

Am 1. Januar 1801 begann Piazzi zum einhundertfünfundfünfzigsten Mal mit der Beobachtung einer neuen Reihe von Sternen. In jener Nacht wurden fünfzig Sterne durch sein Teleskop beobachtet, und ihre Positionen wurden sorgfältig aufgezeichnet. Von diesen Objekten waren die ersten zwölf zweifellos Sterne – genauso schien es auch bei dem dreizehnten Objekt zu sein: ein Stern der achten Größe im Sternbild Stier. Es gab nichts, was das optische Erscheinungsbild dieses Objekts von allen anderen unterschied, die ihm vorausgingen oder folgten. In der folgenden Nacht beobachtete Piazzi, wie üblich, wieder alle fünfzig Sterne – und zwar auch am 3. Januar sowie nochmals am 4. Januar. Anschließend versammelte er, wie gewohnt, die vier aufgezeichneten Positionen für jedes dieser Objekte. Sofort wurde deutlich, dass das dreizehnte Objekt im Vergleich zu den übrigen sowie zu allen anderen Sternen, die er je beobachtet hatte, ein völlig anderes Objekt war. Die vier Positionen dieses rätselhaften Objekts unterschieden sich alle voneinander – mit anderen Worten: Es befand sich in Bewegung und war somit ein Planet.

Einige Tage der Beobachtung reichten aus, um zu zeigen, wie dieses kleine Objekt, das später Ceres genannt wurde, um die Sonne kreiste und auf jenem leeren Weg zwischen dem Umlaufweg des Mars und dem des Jupiters umherzog. Tatsächlich weckte diese Entdeckung großes Interesse und hatte einen großen Einfluss auf die Entwicklung der Astronomie. Die mächtigen Planeten unseres Systems mussten nun einem viel bescheideneren Objekt einen Anteil an den Vorteilen zubilligen, die die Sonne bereitstellte.

Nachdem Piazzi weitere Beobachtungen durchgeführt hatte, ging die Jahreszeit zur Beobachtung dieses Himmelsbereichs vorbei – und der neue Planet wurde natürlich nicht mehr sichtbar. In einigen Monaten würde sicherlich wieder derselbe Himmelsbereich nach Einbruch der Dunkelheit über dem Horizont liegen, und die Sterne wären wieder wie zuvor zu sehen. Der Planet hingegen bewegte sich weiter – und bis die nächste Jahreszeit kam, würde er bereits in eine ferne Region verschwunden sein und wieder mit anderen Objekten verwechselt werden.

die Sterne, denen es so sehr ähnelte. Wie sollte man den Planeten also während seiner Unsichtbarkeitsperiode verfolgen und erkennen, wenn er wieder zur Beobachtung in Reichweite kam?

Diese Schwierigkeit erregte die Aufmerksamkeit der Astronomen, und sie suchten nach einer Methode, mit der der Standort des Planeten ermittelt werden könnte, damit Piazzis Entdeckung nicht in Vergessenheit geriet. Ein junger deutscher Mathematiker namens Gauss begann seine herausragende Karriere mit einem erfolgreichen Versuch, dieses Problem zu lösen. Wie wir bereits gezeigt haben, beschreibt ein Planet eine Ellipse um die Sonne, wobei sich die Sonne in einem Brennpunkt dieser Kurve befindet. Es lässt sich zeigen, dass, wenn drei Positionen eines Planeten bekannt sind, die Ellipse, in der der Planet sich bewegt, vollständig bestimmt ist. Piazzi hatte bei jeder Gelegenheit den Ort gemessen, den der Planet damals einnahm. Diese Informationen standen Gauss zur Verfügung, und das Problem, das er lösen musste, lässt sich wie folgt formulieren: Wenn man den Standort des Planeten an drei Nächten kennt, muss man ohne weitere Beobachtungen angeben können, wo sich der Planet an einem bestimmten Tag in einigen Monaten befinden wird. Mathematische Berechnungen, die auf Keplers Gesetzen beruhen, ermöglichen es, dieses Problem zu lösen – und Gauss gelang es tatsächlich, es zu lösen. Gauss zeigte, dass zwar das Teleskop des Astronomen den Planeten während seiner Unsichtbarkeitsperiode nicht erkennen konnte, doch der Stift des Mathematikers ihn mit unfehlbarer Genauigkeit verfolgen konnte. Als daher der Lauf der Jahreszeiten es wieder ermöglichte, Beobachtungen durchzuführen, wurde die Suche fortgesetzt. Das Teleskop wurde auf den von Gauss’ Berechnungen angegebenen Punkt gerichtet – und da war die kleine Ceres. Seit ihrer Wiederentdeckung ist der Planet so vollständig den Regeln der mathematischen Berechnung unterworfen, dass sein Standort jede Nacht des Jahres mit einer Genauigkeit angegeben werden kann, die der bei der Beobachtung des Mondes oder der großen Planeten unseres Systems nahekommt.

Auf die Entdeckung eines kleinen Planeten folgten schnell ähnliche Erfolge, sodass innerhalb von sieben Jahren Pallas, Juno und Vesta dem Sonnensystem hinzugefügt wurden. Die Umlaufbahnen all dieser Körper liegen im Bereich zwischen der Umlaufbahn von Mars und Jupiter – und viele Jahre lang schien es so zu sein, dass

Man hielt das Sonnensystem für vollständig. Vierzig Jahre später wurde die systematische Erforschung wieder aufgenommen. Planet für Planet wurde der Liste hinzugefügt; allmählich nahmen die Entdeckungen zu, bis im Jahr 1897 die Gesamtzahl etwa 430 erreichte. Ihre Verteilung im Sonnensystem ist mehr oder weniger wie in Abbildung 55 dargestellt. Durch die Verbesserung der astronomischen Teleskope sowie durch die Hingabe, mit der sich bestimmte Astronomen dieser interessanten Forschung gewidmet haben, wurde eine spezielle Beobachtungsmethode entwickelt, deren einziger Zweck darin besteht, diese kleinen Objekte aufzuspüren.

Es ist bekannt, dass die Bahnen, auf denen alle großen Planeten durch den Himmel bewegen, fast genau mit der Bahn übereinstimmen, die die Sonne unter den Sternen zu folgen scheint – diese Bahn wird als Ekliptik bezeichnet. Es ist daher naheliegend anzunehmen, dass auch die kleinen Planeten auf derselben Bahn unterwegs sind, die sie nacheinander durch alle Tierkreiszeichen führt. Einige der kleinen Planeten weichen zweifellos erheblich von der Bahn der Sonne ab, doch die überwiegende Mehrheit befindet sich ungefähr in ihrer Nähe. Dieser Umstand vereinfacht die Suche nach neuen Planeten erheblich. Es muss lediglich ein bestimmtes Gebiet am Himmel untersucht werden; es gibt im Allgemeinen kaum Vorteile, die Forschung in andere Bereiche des Himmels auszuweiten.

Der nächste Schritt besteht darin, eine Karte anzufertigen, die alle Sterne in diesem Gebiet zeigt. Das ist eine äußerst aufwendige Aufgabe: Die mit großen Teleskopen sichtbaren Sterne sind so zahlreich, dass in einem so eng begrenzten Gebiet viele Zehntausende – vielleicht sogar Hunderttausende – enthalten sind. Tatsächlich sind viele der heute bekannten Kleinplaneten äußerst winzige Objekte; sie können nur mit sehr leistungsstarken Teleskopen gesehen werden, und zur Erkennung solcher Objekte müssen Karten verwendet werden, auf denen selbst die schwächsten Sterne dargestellt sind. Viele Astronomen haben sich an der Erstellung dieser Karten beteiligt; darunter ist Palisa aus Wien zu nennen, der mithilfe seiner Karten achtundachtzig Kleinplanete entdeckte, sowie der verstorbene Professor Peters aus Clinton, New York, der auf ähnliche Weise vierundvierzig dieser Körper fand.

Abb. 55 – Die Zone der Kleinplaneten zwischen Mars und Jupiter.

Der Astronom, der nach einem neuen Planeten sucht, richtet sein Teleskop auf den Teil des Sonnenpfades, der um Mitternacht auf dem Meridian liegt; dort – falls überhaupt irgendwo – liegt die Chance auf Erfolg, denn das ist die Region, in der ein solcher Körper der Erde näher ist als an jedem anderen Punkt seines Laufs. Er vergleicht sorgfältig seine Karte mit dem Himmel und stellt in der Regel fest, dass die Sterne am Himmel und die Sterne auf der Karte übereinstimmen; manchmal kommt es jedoch vor, dass ein Punkt am Himmel auf der Karte fehlt. Seine Aufmerksamkeit wird sofort geweckt; er verfolgt das Objekt aufmerksam – und wenn es sich bewegt…

Es handelt sich um einen Planeten. Dennoch kann er nicht sicher sein, dass er tatsächlich eine Entdeckung gemacht hat; er hat zwar einen Planeten gefunden, doch es könnte sich um einen der bereits bekannten handeln. Um diese Frage zu klären, muss er weitere – manchmal sehr aufwendige – Untersuchungen durchführen; er muss das Berliner Jahrbuch sowie andere Tabellen solcher Planeten durchsuchen, um herauszufinden, ob einer von ihnen in jener Nacht in dieser Position gewesen sein könnte. Wenn er feststellen kann, dass kein zuvor entdeckter Himmelskörper dort gewesen sein konnte, dann hat er das Recht, seinen Kollegen Astronomen die Entdeckung eines neuen Mitglieds des Sonnensystems mitzuteilen. Es scheint sicher zu sein, dass alle wichtigeren Zwergplaneten bereits seit langer Zeit entdeckt wurden. Die jüngsten Ergänzungen zur Liste sind in der Regel äußerst winzige Objekte, die außerhalb der Reichweite kleiner Teleskope liegen.

Seit 1891 wurde die gerade beschriebene Methode zur Suche nach Zwergplaneten fast vollständig zugunsten eines weitaus besseren Verfahrens aufgegeben. Es hat sich als möglich erwiesen, Fotografie zur Erstellung von Himmelskarten einzusetzen. Eine Fotoplatte wird im Teleskop einer bestimmten Himmelsregion lange genug ausgesetzt, damit selbst sehr schwache, mit dem Teleskop sichtbare Sterne ihre Bilder hinterlassen können. Es muss darauf geachtet werden, dass die Uhr, die die Kamera bewegt, möglichst genau mit der Rotation der Erde Schritt hält, damit feste Sterne auf der Platte als scharfe Punkte erscheinen. Wenn bei der Entwicklung der Platte festgestellt wird, dass ein Stern einen Streifen hinterlassen hat, ist offensichtlich, dass dieser Stern während der Belichtungszeit (in der Regel einige Stunden) eine eigene Bewegung hatte; mit anderen Worten: Es muss sich um einen Planeten handeln. Zur größeren Sicherheit wird in der Regel nach kurzer Zeit ein weiteres Bild derselben Region aufgenommen. Wenn der Platz, den der Streifen auf der ersten Platte einnahm, nun leer ist, während auf der zweiten Platte ein neuer Streifen in Linie mit dem ersten erscheint, besteht kein Zweifel mehr daran, dass es sich um echte Anzeichen für einen Planeten handelt – und dass wir nicht durch irgendeine Unreinigkeit auf der Platte oder durch einige winzige Sterne, die zufällig sehr nahe beieinander lagen, in die Irre geführt wurden. Wolf aus Heidelberg sowie ihm nachfolgend Charlois aus Nizza haben auf diese Weise eine große Anzahl neuer Zwergplaneten entdeckt – und auch viele derjenigen wiedergefunden, die aufgrund unzureichender Beobachtungen aus dem Blick verloren gegangen waren.

Am 13. August 1898 entdeckte Herr G. Witt vom Observatorium Urania in Berlin einen neuen Asteroiden mit Hilfe der fotografischen Methode. Dieses Objekt galt anfangs lediglich als eine Ergänzung ohne besondere Bedeutung zu den 432 bereits zuvor entdeckten Asteroiden. Wie üblich erhielt es eine vorläufige Bezeichnung nach einem einfachen alphabetischen System. Diese vorübergehende Bezeichnung für Witts Asteroid lautete „D Q“. Doch die offizielle Benennung des Asteroiden hat diese Bezeichnung nun ersetzt. Herr Witt gab seinem Asteroiden den Namen „Eros“. Dieser Name wurde von den Astronomen gebilligt, und so soll der Asteroid für alle Zeiten unter diesem Namen bekannt bleiben.

Das Besondere an der Entdeckung von Eros ist, dass er bei den seltenen Gelegenheiten, wenn er der Erde am nächsten kommt, näher an der Erde ist als der Planet Mars jemals sein kann – auch näher als der Planet Venus. Zudem ist er näher als jeder andere bekannte Asteroid. Daher kann man Eros als unseren nächsten „planetenartigen Nachbarn“ im gesamten Himmelsraum bezeichnen. Unter bestimmten Umständen wird seine Entfernung zur Erde nicht mehr als ein Siebtel der durchschnittlichen Entfernung zur Sonne betragen.

Über die physikalische Zusammensetzung der Asteroiden sowie über die Eigenschaften ihrer Oberflächen wissen wir völlig nichts. Es ist durchaus möglich, dass es sich bei diesen Körpern um Kugeln handelt, die unserer Erde in Miniaturform ähneln und von Kontinenten und Ozeanen geprägt sind. Falls auf solchen Körpern, die oft nur wenige Meilen im Durchmesser haben, Leben existiert, dann muss dieses Leben völlig anders sein als alles, was uns bekannt ist. Abgesehen von allen anderen Schwierigkeiten – wie dem möglichen Fehlen von Wasser sowie der geringen Wahrscheinlichkeit, dort eine Atmosphäre mit der für das Atmen geeigneten Dichte und Zusammensetzung zu finden – würde bereits die Schwerkraft selbst das Vorhandensein organischer Lebewesen verhindern, die an die Bedingungen der Erde angepasst sind.

Versuchen wir, dies zu veranschaulichen: Nehmen wir an, es handelt sich um einen Asteroiden mit einem Durchmesser von acht Meilen – also, gerundet, um ein Tausendstel des Erddurchmessers. Wenn wir weiterhin annehmen, dass die Materialien dieses Asteroiden derselben Art sind wie die Substanzen auf der Erde…

Es ist einfach zu beweisen, dass die Schwerkraft auf der Oberfläche des Planeten nur ein Tausendstel der Schwerkraft der Erde beträgt. Folglich würde das Gewicht eines Objekts auf der Erde auf ein Tausendstel reduziert, wenn dieses Objekt auf den Planeten gebracht würde. Das würde durch eine gewöhnliche Waage nicht erkennbar sein – bei dieser muss das Gewicht in eine Schale und das zu wiegende Objekt in die andere gelegt werden. Auf diese Weise gemessen würde ein Objekt natürlich überall genau das gleiche Gewicht haben; denn wenn sich die Schwerkraft des Objekts ändert, ändert sich auch in gleichem Maße die Schwerkraft der Gegengewichte. Mit einer Federwaage hingegen wäre der Unterschied sofort erkennbar, und die Kraft, mit der ein Gewicht angehoben werden kann, würde auf ein Tausendstel reduziert. Eine Last von tausend Pfund könnte von der Oberfläche des Planeten mit derselben Kraft angehoben werden, mit der auf der Erde ein Pfund angehoben wird; die daraus resultierenden Effekte sind sehr bemerkenswert.

In unserer Beschreibung des Mondes wurde erwähnt (S. 103), dass wir die Geschwindigkeit berechnen können, mit der ein Projektil abgeschossen werden muss, damit es nie wieder auf den Globus zurückfällt, von dem aus es geschossen wurde. Wir wendeten dieses Argument an, um zu erklären, warum der Mond offensichtlich jegliche Atmosphäre verloren hat, die er einst vielleicht besaß.

Wenn wir zur Veranschaulichung annehmen, dass die Dichten aller Planeten identisch sind, dann lässt sich das Gesetz, das die kritische Geschwindigkeit für jeden Planeten angibt, leicht formulieren. Sie ist tatsächlich einfach proportional zum Durchmesser des jeweiligen Planeten. Für einen Kleinplaneten, dessen Durchmesser ein Tausendstel des Erddurchmessers beträgt, also etwa acht Meilen, wäre die kritische Geschwindigkeit ein Tausendstel von sechs Meilen pro Sekunde – das heißt, etwa dreißig Fuß pro Sekunde. Das ist eine niedrige Geschwindigkeit im Vergleich zu üblichen Standards. Ein Kind kann mühelos einen Ball fünfzehn oder sechzehn Fuß hoch werfen; doch um ihn auf diese Höhe zu bringen, muss er mit einer Geschwindigkeit von dreißig Fuß pro Sekunde abgeschossen werden. Wenn ein Kind auf einem Planeten mit acht Meilen Durchmesser seinen Ball senkrecht nach oben wirft, wird dieser bis zu einer erstaunlichen Höhe steigen. Wäre die ursprüngliche Geschwindigkeit geringer als dreißig Fuß pro Sekunde, würde der Ball schließlich aufhören sich zu bewegen, anfangen sich zu drehen und dann fallen.

Der Geschwindigkeitszuwachs erfolgt allmählich, bis die Kugel schließlich mit derselben Geschwindigkeit wieder an die Oberfläche zurückkehrt, mit der sie ursprünglich geschleudert wurde. Wenn die ursprüngliche Geschwindigkeit 30 Fuß pro Sekunde oder mehr betrug, dann würde die Kugel immer weiter nach oben steigen und niemals zurückkehren. In einem späteren Kapitel wird es notwendig sein, dieses Thema erneut zu behandeln.

Einige der kleineren Planeten erscheinen in leistungsstarken Teleskopen als Scheiben mit beträchtlichen Abmessungen; ihre Größe wurde sogar mit Mikrometern gemessen. Auf diese Weise bestimmte Professor Barnard vom Lick-Observatorium die folgenden Werte für die Durchmesser der vier ersten entdeckten kleineren Planeten:

485 Meilen – Ceres
304 Meilen – Pallas
118 Meilen – Juno
243 Meilen – Vesta

Der Wert für Juno ist jedoch sehr ungenau, und weitaus die meisten kleineren Planeten sind viel kleiner, als die hier angegebenen Zahlen vermuten lassen würden. Durch bestimmte Berechnungen lässt sich eine Schätzung der Gesamtmasse aller kleineren Planeten erstellen, da uns Beobachtungen deren gemeinsamen Einfluss auf die Bewegung des Mars zeigen. Auf diese Weise kam Le Verrier zu dem Schluss, dass die gesamte Masse der kleinen Planeten etwa einem Viertel der Masse der Erde entsprechen muss. Harzer, der die Untersuchung auf verbesserte Weise wiederholte, schloss daraus, dass die Gesamtmasse ein Sechstel der Erdmasse beträgt. Es besteht kein Zweifel daran, dass die Gesamtmasse aller derzeit bekannten kleineren Planeten nur einen sehr geringen Bruchteil dessen ausmacht, worauf diese Berechnungen hindeuten. Wir kommen daher zu dem Schluss, dass es eine enorme Anzahl kleinerer Planeten geben muss.

Planeten, die im Observatorium noch nicht erkannt wurden. Diese unbekannten Planeten müssen äußerst klein sein.

Die Umlaufbahnen dieser Gruppe von Körpern weisen bemerkenswerte Unterschiede zu denen der größeren Planeten auf. Einige von ihnen sind um 30° gegenüber der Ebene der Erdbahn geneigt, während die Neigungen der großen Planeten nur wenige Grad betragen. Einige der Umlaufbahnen der Kleinplaneten sind außerdem stark verlängerte Ellipsen, während die Umlaufbahnen der großen Planeten natürlich kaum von der kreisförmigen Form abweichen. Die Umlaufzeiten dieser kleinen Objekte um die Sonne reichen von drei Jahren bis fast neun Jahre.

Ein erheblicher Anstieg der Anzahl der Kleinplaneten hat die Bemühungen jener Astronomen belohnt, die ihre Arbeit diesem Thema gewidmet haben. Ihr Erfolg erforderte eine enorme Menge an Arbeit auf den Computern des „Berlin Year-Book“. Diese nützliche Arbeit nimmt in dieser Hinsicht eine Stellung ein, die weder unser eigenes „Nautical Almanac“ noch ähnliche Publikationen anderer Länder einnehmen. Eine geschickte Gruppe von Computern hat es sich zur Aufgabe gemacht, dem „Berlin Year-Book“ detaillierte Informationen über die Bewegungen der Kleinplaneten zur Verfügung zu stellen. Sobald einige vollständige Beobachtungen vorliegen, fällt das kleine Objekt in die sichere Hand des Mathematikers; er kann seinen weiteren Verlauf für die kommenden Jahre vorhersagen. Die Mitteilungen zu allen bekannten Kleinplaneten finden sich in den jährlichen Bänden dieses Werkes.

Das Wachstum der Entdeckungen war so rasch, dass die notwendige Arbeit zur Erstellung solcher Vorhersagen heute enorm ist. Es muss zugegeben werden, dass viele der Kleinplaneten sehr schwach leuchten und ansonsten uninteressant sind, sodass Astronomen manchmal versucht sind, der Ansicht zuzustimmen, dass ein Teil der derzeit für die Berechnung der Bahnen dieser Körper aufgewendeten astronomischen Arbeit sinnvoller eingesetzt werden könnte. Dafür wäre es nur notwendig, alle weniger interessanten Mitglieder dieser Gruppe einfach ihrem Weg ziehen zu lassen, ohne dass sie beobachtet werden.

durch ein Teleskop – oder durch die noch präziseren Tabellen des mathematischen Computers.

Die Sonne, die die mächtigen Himmelskörper unseres Systems steuert, zögert nicht, mit derselben Sorgfalt auch die winzigen Körper zu lenken, aus denen die Kleinplaneten bestehen. Zu bestimmten Zeiten nähern sich einige von ihnen der Erde so weit, dass sie die Aufmerksamkeit jener Astronomen auf sich ziehen, die besonders daran interessiert sind, die Abmessungen des Sonnensystems zu bestimmen. Die Beobachtungen sind von einer Art, dass sie mit erheblicher Präzision durchgeführt werden können; außerdem können sie in beliebigem Maße wiederholt werden. Einige dieser kleinen Körper haben daher eine große astronomische Zukunft, da sie dazu bestimmt zu sein scheinen, die wahre Entfernung von der Erde zur Sonne genauer anzugeben als Venus oder Mars. Die kleinsten dieser Planeten eignen sich nicht für diesen Zweck; sie können nur mit leistungsstarken Teleskopen gesehen werden und lassen sich nicht mit der notwendigen Genauigkeit messen. Es ist außerdem offensichtlich, dass die für die Beobachtung ausgewählten Planeten möglichst der Erde nahe kommen müssen. Unter günstigen Umständen nähern sich einige Kleinplaneten der Erde auf eine Entfernung, die etwa drei Viertel der Entfernung zur Sonne beträgt. Diese verschiedenen Bedingungen beschränken die Anzahl der für diesen Zweck geeigneten Körper auf etwa ein Dutzend, von denen jedes Jahr ein oder zwei in der Regel in einer geeigneten Position sind.

Für die Bestimmung der Entfernung zur Sonne bietet diese Methode mit den Kleinplaneten unbestreitbare Vorteile. Der Planet selbst erscheint im Teleskop als winziger, sternartiger Punkt, und die Messungen werden von diesem Punkt aus zu den Sternen vorgenommen, die in seiner Nähe zu sehen sind. An dieser Stelle mögen vielleicht ein paar Worte über die Art der hier erwähnten Beobachtungen notwendig sein. Wenn wir von den Messungen vom Planeten zum Stern sprechen, meinen wir nicht die vielleicht üblichste Interpretation dieses Begriffs. Wir meinen nicht die tatsächliche Messung der Entfernung in gerader Linie zwischen Planet und Stern. Dieser Wert könnte, selbst wenn er ermittelt werden könnte, nur das Ergebnis einer langwierigen Reihe von Beobachtungen sein – Beobachtungen, die später erklärt werden, wenn wir auf die Entfernungen der Sterne zu sprechen kommen. Die hier erwähnten Messungen sind von einfacherer Art; sie dienen lediglich dazu, herauszufinden…

Die scheinbare Entfernung der Objekte wird in Form eines Winkelmesswerts ausgedrückt. Diese Winkelmessung hat einen völlig anderen Charakter als die lineare Messung, und die beiden Methoden können tatsächlich zu Ergebnissen führen, die auf den ersten Blick paradox erscheinen mögen.

Als Beispiel können wir die Gruppe von Sternen nehmen, die die Plejaden bilden, sowie jene, die den Großen Bären bilden. Letztere ist eine große Gruppe, die erstere hingegen eine kleine. Doch warum halten wir die Begriffe „groß“ und „klein“ in diesem Zusammenhang für angemessen? Jedes Sternpaar des Großen Bären bildet mit dem Auge einen großen Winkel. Jedes Sternpaar in den Plejaden bildet hingegen einen kleinen Winkel – und es sind gerade diese Winkel, die das direkte Objekt der astronomischen Messung darstellen. Wenn wir von der Entfernung zweier Sterne sprechen, meinen wir damit den Winkel, der durch die beiden Linien vom Auge zu den beiden Sternen begrenzt wird. Das ist es, was unsere Instrumente messen können – und es sei darauf hingewiesen, dass dabei keine Bezugnahme auf eine lineare Größe erfolgt. Tatsächlich ist es durchaus möglich, dass die Plejaden eine viel größere Gruppe bilden als der Große Bär, und dass die scheinbare Überlegenheit letzterer lediglich daran liegt, dass er uns näher ist. Die genauesten Winkelmessungen ergeben sich dann, wenn zwei Sterne oder zwei sternähnliche Punkte so nah beieinander liegen, dass sie in einem einzigen Sichtfeld des Teleskops untergebracht werden können. Es gibt spezielle Apparaturen, die es dem Astronomen in solchen Fällen ermöglichen, seinen Beobachtungen eine Präzision zu verleihen, die bei der Messung weniger deutlich erkennbarer Objekte oder solcher, die sich in größerer scheinbarer Entfernung befinden, nicht erreicht werden kann. Die Bestimmung der Entfernung des kleinen, sternähnlichen Planeten von einem Stern zeichnet sich daher durch große Genauigkeit aus.

Doch es gibt noch ein weiteres, vielleicht noch überzeugenderes Argument für die Bestimmung der Skala des Sonnensystems durch diesen Ansatz. Die eigentliche Stärke der Methode mit den Kleinplaneten beruht kaum auf der individuellen Genauigkeit der Beobachtungen, sondern vielmehr darauf, dass aufgrund der Natur dieser Methode eine beträchtliche Anzahl von Wiederholungen auf das Ergebnis konzentriert werden kann. Es geht natürlich davon aus, dass, wenn wir von der Genauigkeit einer Beobachtung sprechen, nicht angenommen werden darf, sie könne jemals völlig fehlerfrei sein. Fehler existieren immer – und auch wenn sie gering sein mögen, so doch…

Die zu messende Menge ist äußerst gering; ein Fehler von im Grunde unbedeutender Größe kann bereits einen erheblichen Anteil am Gesamtwert ausmachen. Die einzige Möglichkeit, deren Auswirkungen zu verringern, besteht darin, den Durchschnitt einer großen Anzahl von Beobachtungen zu berechnen. Das ist die eigentliche Grundlage der Methode zur Bestimmung der Positionen von Kleinplaneten. Wir müssen nicht auf das Auftreten seltener Ereignisse wie den Venustransit warten. Jedes Jahr nähert sich ein oder mehrere Kleinplaneten der Erde nahe genug, sodass diese Methode angewandt werden kann. Die unterschiedlichen Bedingungen, die bei jedem Planeten herrschen, sowie die große Vielfalt der Beobachtungen, die an ihm durchgeführt werden können, tragen weiterhin dazu bei, Fehler auszuschließen.

Da der Planet seinen Weg am Himmel zurücklegt – und dieser überall mit unzähligen Sternen übersät ist – liegt es nahe, dass dieses, dem Stern so ähnliche Objekt, stets einige Sterne in seiner unmittelbaren Nähe haben wird. Da die Bewegungen des Planeten gut bekannt sind, können wir vorhersagen, wo er jede Nacht sein wird, an der er beobachtet werden soll. Dadurch ist es möglich, mit Beobachtern in weit entfernten Teilen der Erde abzusprechen, welche Beobachtungen an welcher Nacht durchgeführt werden sollen.

Auf Vorschlag von Dr. Gill wurde versucht, diese Methode in einem Maßstab anzuwenden, der ihrer Bedeutung entspricht. Die Planeten Iris, Victoria und Sappho kamen in den Jahren 1888 und 1889 so nahe an die Erde heran, dass Vorkehrungen für gleichzeitige Messungen in beiden Hemisphären getroffen wurden. Ein detaillierter Plan wurde bereits Monate vor Beginn der Beobachtungen erstellt. Jeder Beobachter, der an der Arbeit teilnahm, erhielt somit im Voraus mitgeteilt, welche Sterne jede Nacht verwendet werden sollten. Unabhängig davon, ob man sich vom Kap der Guten Hoffnung oder aus Großbritannien aus betrachtet, bleiben die Positionen der Sterne völlig unverändert. Ihre Entfernung ist so enorm, dass eine Verlagerung auf der Erde keinerlei Auswirkungen auf ihre Position hat. Bei einem Kleinplaneten ist das jedoch anders: Seine Entfernung beträgt kaum ein Millionstel der Entfernung der Sterne, wodurch eine Verlagerung des Planeten beim Betrachten vom Kap oder aus Europa eine messbare Größe darstellt.

Die Größe, nach der wir suchen, soll durch den Vergleich der Messungen, die in der nördlichen Hemisphäre vorgenommen werden, mit denen in der südlichen Hemisphäre ermittelt werden. Die Beobachtungen an den beiden Orten müssen möglichst gleichzeitig stattfinden – wobei natürlich die Bewegung des Planeten während des vergangenen Zeitraums berücksichtigt werden muss. Obwohl alle Vorsichtsmaßnahmen ergriffen werden, um die Fehler jeder einzelnen Beobachtung auszuschließen, bleibt doch die Tatsache bestehen, dass wir die von Beobachtern in der nördlichen Hemisphäre gemachten Messungen mit denen von anderen Beobachtern vergleichen – diese verwenden selbstverständlich unterschiedliche Instrumente und befinden sich tausende Meilen entfernt. In dieser Hinsicht sind wir jedoch nicht benachteiligter als bei der Beobachtung des Venustransits.

Es ist jedoch möglich, auch dieses Einwand zu beseitigen und somit der Methode zur Messung der Entfernung zu Sonne einen unbestreitbaren Vorteil gegenüber ihren Konkurrentinnen zu verschaffen. Die Schwierigkeit ließe sich überwinden, wenn wir es ermöglichen könnten, dass ein Astronom nach der Durchführung einer Reihe von Beobachtungen an einem guten Abend in der nördlichen Hemisphäre sofort – zusammen mit allen Instrumenten – zur Station in der südlichen Hemisphäre gebracht wird, um dort die Beobachtungen zu wiederholen. Eine ähnliche Umstellung kann ohne jegliches Wunder bewirkt werden – und darin haben wir zweifellos die perfekteste Methode zur Messung der Entfernung zur Sonne, die uns bekannt ist. Diese Methode wurde bereits erfolgreich vom Dr. Gill im Fall von Juno angewandt; es gibt außerdem weitere Mitglieder der Gruppe der Kleinplaneten, für die die Bedingungen noch günstiger sind.

Betrachten wir zum Beispiel einen Kleinplaneten, der manchmal bis auf 70.000.000 Meilen an die Erde herankommt. Wenn die Opposition naht, soll ein geschickter Beobachter an einer geeigneten Stelle in der Nähe des Äquators postiert werden. Das Instrument, das er verwenden soll, ist jenes erstaunliche Stück mechanischer und optischer Ingenieurskunst, das als Heliometer bekannt ist.[20] Es kann verwendet werden, um die Winkeldistanz zwischen Objekten zu messen, die für den Filarmikrometer zu weit voneinander entfernt sind. Die Messungen sollen am Abend vorgenommen werden, sobald der Planet hoch genug am Himmel steht, um deutlich sichtbar zu sein. Anschließend sollen der Beobachter sowie das Observatorium auf die andere Seite der Erde gebracht werden. Wie soll das geschehen? Oder besser: Wie könnten wir verhindern, dass dies geschieht? Rotiert die Erde nicht um ihre Achse, sodass innerhalb weniger Stunden…

Wird ein Observatorium auf dem Äquator tatsächlich über Tausende von Meilen transportiert?
Mit dem Herannahen des Morgens müssen die Beobachtungen wiederholt werden. Es stellt sich heraus, dass der Planet seinen Platz im Verhältnis zu den Sternen erheblich verändert hat. Dies liegt teilweise an seiner eigenen Bewegung, doch hauptsächlich auch am parallaktischen Versatz, der durch die Rotation der Erde entsteht – dieser kann bis zu zwanzig Sekunden betragen. Die Messungen an einer einzigen Nacht mit dem Heliometer sollten keinen Durchschnittsfehler größer als ein Fünftel einer Sekunde aufweisen; man kann daher vernünftigerweise erwarten, dass während der Opposition Beobachtungen an etwa fünfundzwanzig Nächten durchgeführt werden können. Vier solcher Messserien sollten es ermöglichen, die Entfernung zur Sonne mit einer Ungenauigkeit zu bestimmen, die kleiner ist als das Tausendstel des Gesamtwerts. Die größte Schwierigkeit ergibt sich aus der Bewegung des Planeten in der Zeit zwischen den Abend- und Morgenbeobachtungen. Dieses Problem lässt sich durch sorgfältige und wiederholte Messungen des Ortes des Planeten im Verhältnis zu den Sternen, an denen er vorbeizieht, vermeiden.

In dem umfangreichen Werk, das 1897 vom Kap-Observatorium unter der Leitung von Dr. Gill veröffentlicht wurde, wurden die endgültigen Ergebnisse der Beobachtungen mit den Instrumenten Iris, Victoria und Sappho ermittelt. Daraus geht hervor, dass der Winkel, den der Äquatorradius der Erde am Zentrum der Sonne bei ihrer durchschnittlichen Entfernung bildet, einen Wert von 8´´·802 hat. Wenn wir den besten Wert für den Äquatorradius der Erde verwenden, erhalten wir eine durchschnittliche Entfernung von 92.870.000 Meilen zwischen dem Zentrum der Sonne und dem Zentrum der Erde. Dies ist vermutlich die genaueste Bestimmung der Größenordnung des Sonnensystems, die bisher gemacht wurde.

KAPITEL XII.
JUPITER.
Die große Größe des Jupiters – Vergleich seines Durchmessers mit dem der Erde –
Abmessungen des Planeten und seiner Umlaufbahn – Seine Rotation – Vergleich seines Gewichts und Volumens mit denen der Erde – Die relative Leichtigkeit des Jupiters – Wie das erklärt wird –
Jupiter befindet sich vermutlich immer noch in einem erhitzten Zustand – Die Bänder auf Jupiter – Flecken auf seiner Oberfläche – Verschiedene Rotationszeiten der verschiedenen Flecken – Stürme auf Jupiter – Jupiter ist nicht glühend – Die Monde – Ihre Entdeckung – Ihr aus teleskopischem Blickwinkel sichtbares Erscheinungsbild – Ihre Umlaufbahnen – Sonnenfinsternisse und Mondfinsternisse – Ein Mond im Transit – Die Entdeckung der Lichtgeschwindigkeit – Wie kann diese Geschwindigkeit experimentell gemessen werden? – Bestimmung der Entfernung zur Sonne durch die Sonnenfinsternisse der Monde des Jupiters – Die Monde des Jupiters als Beleg für das kopernikanische System.

Bei unserer Erforschung der wunderschönen Reihe von Körpern, die das Sonnensystem bilden, sind wir Schritt für Schritt vom Sonnenzentrum aus nach außen vorgedrungen. Mit dieser Methode sind wir nun zum prächtigen Planeten Jupiter gelangt, der seinen majestätischen Weg auf einer Bahn direkt außerhalb der Umlaufbahnen der kleineren Planeten beschreibt, die wir gerade betrachtet haben. Tatsächlich ist der Kontrast zwischen diesen winzigen Körpern und dem gewaltigen Jupiter enorm. Hätten wir eine etwas andere Vorgehensweise gewählt – hätten wir beispielsweise die verschiedenen Körper unseres Planetensystems in Abhängigkeit von ihrer Größe betrachtet – dann wären die kleineren Planeten erst zuletzt zur Sprache gekommen, während Jupiter an erster Stelle gestanden hätte. Auf diesen Platz hat Jupiter ohne jeden Konkurrenten Anspruch. Der nächstgrößte Planet auf der Liste, der schöne und interessante Saturn, liegt weit dahinter. Noch einen großen Sprung in der Größenordnung muss man machen, bevor man Uranus und Neptun erreicht, und noch einen weiteren Schritt nach unten, bevor man zu jener kleineren Gruppe von Planeten gelangt, zu der auch unsere Erde gehört. Jupiter überragt die anderen Planeten so deutlich, dass selbst wenn Saturn durch alle anderen Körper unseres Systems ergänzt würde, die resultierende Masse immer noch nicht der des großen Jupiter entsprechen würde.

Das angrenzende Bild (Abb. 56) zeigt die relativen Abmessungen von Jupiter und der Erde und vermittelt dem Auge ein lebendigeres Bild von Jupiters enormem Umfang als wir es allein durch numerische Angaben leicht erfassen können. Da es jedoch notwendig ist, diese numerischen Fakten unseren Lesern bereits zu Beginn dieses Kapitels vorzustellen, tun wir dies hier.

Jupiter umkreist die Sonne in einer elliptischen Umlaufbahn – mit einem Mittelabstand von 483.000.000 Meilen. Der Durchmesser dieser Umlaufbahn ist somit etwa 5,2 Mal größer als der Durchmesser der Umlaufbahn der Erde. Die Form von Jupiters Umlaufbahn weicht erheblich von einem Kreis ab: Die größte Entfernung zur Sonne beträgt 5,45, während die kleinste Entfernung etwa 4,95 beträgt – wobei der Abstand der Erde zur Sonne als 1 gilt. Selbst unter den günstigsten Bedingungen für das Beobachten von Jupiter ist er immer noch etwa viermal weiter von der Erde entfernt als die Erde von der Sonne. Dieser riesige Himmelskörper veranschaulicht auch das Gesetz, dass je weiter ein Planet entfernt ist, desto langsamer ist seine Umlaufgeschwindigkeit. Während die Erde jede Sekunde 18 Meilen zurücklegt, legt Jupiter nur 8 Meilen zurück. Aus diesen beiden Gründen ist die Zeit, die ein äußerer Planet benötigt, um eine Umlaufbahn zu vollenden, länger als die Umlaufzeit der Erde. Nicht nur hat der äußere

Der Planet benötigt eine längere Umlaufzeit als die Erde, doch seine Geschwindigkeit ist geringer; daher braucht Jupiter 4.332,6 Tage – also etwa fünfzig Tage weniger als zwölf Jahre – um einen Umlauf um den Himmel zu vollenden.

Der Durchmesser des großen Planeten beträgt etwa 87.000 Meilen. Wir sprechen von dem Durchmesser im Durchschnitt, weil es bei Jupiter einen deutlichen Unterschied zwischen seinem Äquator- und Poldurchmesser gibt. Wir haben bereits gesehen, dass es auch bei der Erde einen ähnlichen Unterschied gibt – dort ist der Poldurchmesser kürzer als der Äquatordurchmesser. Doch die Ungleichheit dieser beiden Dimensionen ist bei Jupiter viel größer als bei der Erde. Der Äquatordurchmesser von Jupiter beträgt 89.600 Meilen, während der Poldurchmesser nicht mehr als 84.400 Meilen beträgt. Die Elliptizität von Jupiter, wie sie aus diesen Zahlen hervorgeht, ist deutlich genug, um ohne präzise Messungen erkennbar zu sein. Um den kürzesten Durchmesser herum rotiert der Planet mit einer Geschwindigkeit, die als enorm anzusehen ist, wenn man an die Größe des Planeten denkt. Jede Rotation wird in etwa 9 Stunden und 55 Minuten abgeschlossen.

Wir können natürlich den Rotationszyklus von Jupiter mit der viel langsameren Rotation unserer Erde – nämlich in 24 Stunden – vergleichen. Der Unterschied wird noch auffälliger, wenn wir uns die relativen Geschwindigkeiten ansehen, mit denen sich ein Objekt auf dem Äquator der Erde und auf dem Äquator von Jupiter tatsächlich bewegt. Da der Durchmesser von Jupiter fast elfmal so groß ist wie der der Erde, muss die Geschwindigkeit auf dem Äquator von Jupiter etwa siebenundzwanzigmal so groß sein wie auf der Erde. Zweifellos ist es diese hohe Rotationsgeschwindigkeit, die für die außergewöhnliche Elliptizität von Jupiter verantwortlich ist; die schnelle Rotation erzeugt eine große Zentrifugalkraft, die die weichen Materialien, aus denen Jupiter zu bestehen scheint, nach außen drückt.

Soweit wir sehen können, handelt es sich bei Jupiter nicht um einen festen Körper. Das ist eine wichtige Tatsache; daher wird es notwendig sein, dieses Thema etwas ausführlicher zu besprechen, denn hier erkennen wir einen großen Kontrast zwischen diesem großen Planeten und den anderen Planeten, die bisher unsere Aufmerksamkeit erregt haben. Anhand der bereits angegebenen Messwerte lässt sich leicht das Volumen von Jupiter berechnen. Es wird sich herausstellen, dass dieser Planet etwa 1.300 Mal so groß ist wie…

so groß wie die Erde; mit anderen Worten: Es wären 1.300 Kugeln nötig, jede so groß wie unsere Erde, wenn man sie alle zusammenrollen würde, um eine einzige Kugel zu erhalten, die so groß wie Jupiter ist.

Wenn die Materialien, aus denen Jupiter besteht, einer Natur ähneln würden wie die Materialien der Erde, könnten wir erwarten, dass das Gewicht des Planeten das Gewicht der Erde um einen Faktor übersteigt, der etwa dem Verhältnis ihrer Volumina entspricht. Genau dies soll nun untersucht werden. Sofort stellt sich dabei die Frage, wie wir das Gewicht von Jupiter ermitteln sollen. Schon das Wiegen der Erde, auf der wir stehen, ist keine leichte Aufgabe. Wie können wir dann einen riesigen Planeten wiegen, der um Hunderte Millionen Meilen von uns entfernt ist und viel größer als die Erde ist? Wahrlich, das ist eine schwierige Aufgabe. Doch die intellektuellen Fähigkeiten des Menschen haben sich als ausreichend erwiesen, um dieses „Wunder der Himmelsmechanik“ zu vollbringen. Zwar sind sie nicht wirklich in der Lage, die gewaltigen Waagen herzustellen, mit deren Hilfe der große Planet gewogen werden könnte, doch sie können bestimmte natürliche Phänomene für diesen Zweck nutzen, die die benötigten Informationen liefern.

Solche Untersuchungen basieren auf dem Prinzip der Allgemeinen Schwerkraft. Die Masse von Jupiter zieht andere Massen im Sonnensystem an. Die Wirksamkeit dieser Anziehung zeigt sich insbesondere bei den Körpern, die in der Nähe des Planeten befinden. Aufgrund dieser Anziehung vollziehen diese Körper bestimmte Bewegungen. Wir können ihren Charakter mit unseren Teleskopen beobachten, ihre Größe bestimmen und anhand unserer Messungen die Masse des Körpers berechnen, der diese Bewegungen hervorruft. Das ist die einzige Methode, die wir zur Erforschung der Massen der Planeten besitzen; und obwohl ihre Anwendung schwierig sein kann – nicht nur aufgrund der erforderlichen Beobachtungen, sondern auch wegen der Komplexität und Tiefe der Berechnungen, die aus diesen Beobachtungen abgeleitet werden müssen – gibt es zumindest im Fall von Jupiter keinerlei Unsicherheit bezüglich des Ergebnisses.

Die Aufgabe wird im Fall des größten Planeten unseres Systems durch das wunderbare System an Monden, das ihn umgibt, besonders vereinfacht. Diese kleinen Monde umkreisen Jupiter und ihre Bewegungen sind

nicht auf andere Weise beeinträchtigt werden, damit ihre Verwendung für unser gegenwärtiges Ziel verhindert wird. Es sind gerade die Beobachtungen der Jupitermonde, die es uns ermöglichen, seine Anziehungskraft zu messen und somit die Masse des mächtigen Planeten zu berechnen.

Für diejenigen, die nicht besonders mit den Prinzipien der Mechanik vertraut sind, mag es schwierig erscheinen, das Maß an Genauigkeit zu erkennen, das eine solche Methode erreichen kann. Dennoch besteht kein Zweifel daran, dass die Monde von Jupiter uns über seine Masse Aufschluss geben – und dabei keinen Fehlerbereich von mehr als einem Hundertstel des Gesamtwerts aufweisen. Sollte weitere Bestätigung benötigt werden, so liegt sie in Fülle vor. Ein kleiner Planet nähert sich gelegentlich der Umlaufbahn des Jupiter und erfährt dessen Anziehungskraft; der Planet wird gezwungen, von seinem Kurs abzuweichen, und das Ausmaß dieser Abweichung kann gemessen werden. Anhand dieser Messung lässt sich die Masse des Jupiter durch Berechnungen ermitteln – wobei eine detaillierte Erklärung an dieser Stelle unmöglich wäre. Die durch diese Methode ermittelte Masse des Jupiter stimmt mit der Masse überein, die auf völlig andere Weise durch die Monde bestimmt wurde.

Auch haben wir noch nicht alle Möglichkeiten der Astronomie in Bezug auf diese Frage ausgeschöpft. Wir können das Planetensystem außer Acht lassen und stattdessen die Hilfe eines Kometen in Anspruch nehmen, der durch die Umlaufbahnen der Planeten zieht und gelegentlich große, manchmal sogar enorme Störungen erfährt. Für den Moment genügt es zu bemerken, dass es ein- oder zweimal vorgekommen ist, dass abenteuerliche Kometen nahe genug am Jupiter waren, um stark von seiner Anziehungskraft beeinflusst zu werden – und anschließend durch ihre veränderten Bewegungen die Größe der Masse offenbarten, die sie beeinflusst hatte. Die Jupitermonde, die Kleinkörper sowie die Kometen – all diese geben Aufschluss auf das Gewicht des riesigen Planeten; und da sie alle zum gleichen Ergebnis kommen (zumindest innerhalb äußerst enger Grenzen), können wir ohne Zögern feststellen, dass die Masse des größten Planeten unseres Systems mit Genauigkeit bestimmt wurde.

Die Ergebnisse dieser Messungen müssen nun dargelegt werden. Sie zeigen natürlich, dass Jupiter dem Sonnenmassiv bei weitem unterlegen ist – tatsächlich wären etwa 1.047 Jupiter zusammengefasst nötig, um einen Ball zu bilden, der dem Gewicht der Sonne entspricht.

Sonntags zeigen sie uns außerdem, dass es 316 Kugeln bräuchte, die so schwer wie unsere Erde sind, um das Gewicht von Jupiter auszugleichen.

Zweifellos beweist dies, dass Jupiter ein Körper von großartigen Ausmaßen ist; doch das Bemerkenswerte ist nicht darin, dass Jupiter 316 Mal so schwer wie die Erde ist, sondern vielmehr, dass er nicht viel mehr wiegt. Haben wir nicht bereits gesagt, dass Jupiter 1.300 Mal so groß wie die Erde ist? Wie kommt es dann, dass er nur 316 Mal so schwer ist? Das deutet unmittelbar auf einen grundlegenden Unterschied in der Zusammensetzung von Jupiter und der Erde hin. Wie sollen wir diese Differenz erklären? Wir können zwei Erklärungen in Betracht ziehen. Erstens könnte man annehmen, dass Jupiter aus Materialien besteht, die auf der Erde teilweise oder vollständig unbekannt sind. Es gibt jedoch eine alternative Annahme, die zugleich philosophischer ist und besser mit den Beobachtungen übereinstimmt. Zwar wissen wir wenig oder gar nichts darüber, welche Elementarstoffe auf Jupiter vorhanden sein könnten, doch eine der großen Entdeckungen der modernen Astronomie hat uns etwas über die Elementarkörper in anderen Körpern des Universums beigebracht und gezeigt, dass sie größtenteils identisch mit den Elementarkörpern auf der Erde sind. Wenn Jupiter aus Körpern besteht, die denen auf der Erde ähneln, gibt es nur einen Weg, um die Diskrepanz zwischen seiner Größe und seinem Massen zu erklären. Vielleicht lässt sich dieser Argument am besten durch einen Blick auf die ferne Geschichte der Erde selbst verdeutlichen, denn es scheint nicht unmöglich zu sein, dass der gegenwärtige Zustand von Jupiter bereits vor unzähligen Zeitaltern durch den Zustand unserer Erde angekündigt wurde.

In einem früheren Kapitel hatten wir die Gelegenheit darauf hinzuweisen, wie es schien, als würde die Erde von einem früheren, stark erhitzten Zustand aus abkühlen. Je weiter wir in die Vergangenheit blicken, desto heißer scheint unsere Erde gewesen zu sein; und wenn wir unseren Blick auf eine ausreichend ferne Epoche richten, erkennen wir, dass es einst so heiß war, dass Leben auf ihrer Oberfläche unmöglich gewesen wäre. Noch früher war die Hitze so groß, dass Wasser nicht auf der Erde ruhen konnte; daher scheint es wahrscheinlich, dass in einer unglaublich fernen Epoche alle Ozeane, die heute in den Tiefen der Erde liegen, sowie vielleicht auch ein erheblicher Teil ihrer heute festen Kruste, in einem bestimmten Zustand waren.

Dampf. Eine solche Umwandlung der Erde würde ihre Masse nicht verändern, denn die Materialien wiegen unabhängig von ihrer Temperatur gleich viel – doch sie würde die Größe unserer Erde in einem sehr erheblichen Maße verändern. Wenn diese Ozeane in Dampf umgewandelt würden, dann hätte die mit dichten Wolken beladene Atmosphäre ein Volumen, das einige hundert Mal größer wäre als das, das sie derzeit hat. Von einem fernen Planeten aus würde die wolkenreiche Atmosphäre die sichtbare Größe unserer Erde anzeigen, und ihre durchschnittliche Dichte würde dementsprechend viel geringer erscheinen als heute.

Aus diesen Überlegungen geht hervor, dass der Unterschied zwischen der Größe und dem Gewicht des Jupiters im Vergleich zu unserer Erde vollständig beseitigt werden würde, wenn wir annehmen, dass Jupiter heute ein stark erhitzter Körper ist – in dem Zustand, in dem unsere Erde vor unzähligen Zeitaltern war. Jeder Umstand spricht für diese Annahme. Wir haben die Kleinheit des Mondes als Grund dafür angegeben, dass der Mond ausreichend abgekühlt ist, sodass seine Vulkane still geworden sind. Auf dieselbe Weise erklärt die Kleinheit der Erde im Vergleich zu Jupiter, warum Jupiter noch einen großen Teil seiner ursprünglichen Wärme behält, während die kleinere Erde den größten Teil ihrer Wärme bereits verloren hat. Dieser Argument wird noch untermauert, wenn wir weitere Planeten in den Vergleich einbeziehen. Im Allgemeinen haben kleinere Körper wie die Erde und Mars eine hohe Dichte, was auf eine niedrige Temperatur hindeutet, während die Riesenplaneten wie Jupiter und Saturn eine niedrige Dichte haben, was darauf schließen lässt, dass sie noch einen großen Teil ihrer ursprünglichen Wärme besitzen. Mit „ursprünglicher Wärme“ meinen wir wohl aus Mangel an einer präziseren Bezeichnung – es soll jedoch klar sein, dass wir keineswegs die Sonnenwärme meinen, von der die äußeren Planeten tatsächlich viel weniger erhalten als diejenigen, die näher am Sonnenzentrum liegen. Woher die ursprüngliche Wärme stammen mag, bleibt weiterhin Gegenstand der Spekulation.

Eine vollständige Begründung dieser Ansichten bezüglich Jupiter findet sich, wenn man seine Oberfläche mit einem Teleskop genau untersucht; glücklicherweise ist die Größe des Planeten so groß, dass selbst bei…

Die Entfernung zu Jupiter beträgt Millionen von Meilen – mehr, als es Tage im Jahr gibt – doch wir können auf seiner Oberfläche immer noch einige bemerkenswerte Merkmale erkennen.

Tafel XI zeigt eine Reihe von vier verschiedenen Ansichten von Jupiter. Sie stammen aus einer Reihe hervorragender Zeichnungen dieses großen Planeten, die Herr Griffiths im Jahr 1897 angefertigt hat. Das erste Bild zeigt das Aussehen des Planeten um 10 Uhr 20 Minuten Greenwich-Zeit am 17. Februar 1897, betrachtet durch ein leistungsstarkes Refraktionsteleskop. Auf dieser Zeichnung ist sofort zu erkennen, dass die Konturen Jupiters deutlich elliptisch sind. Die Oberfläche des Planeten weist in der Regel die hier dargestellten, auffälligen Bänder auf. Diese sind fast parallel zueinander sowie zum Äquator des Planeten.

Wenn man Jupiter mehrere Stunden lang beobachtet, unterliegen die Erscheinungsbilder der Bänder bestimmten Veränderungen. Dies liegt teilweise an der regelmäßigen Rotation des Planeten um seine Achse – innerhalb von weniger als fünf Stunden wird damit die Hemisphäre, die wir zunächst sahen, vollständig verdrängt und durch die ursprünglich auf der anderen Seite befindliche Hemisphäre ersetzt. Doch neben diesen Veränderungen sind auch die Bänder sowie andere Merkmale auf dem Planeten sehr variabel. Manchmal tauchen neue Streifen oder Markierungen auf, während alte verschwinden; tatsächlich zeigt eine gründliche Untersuchung von Jupiter das bemerkenswerte Faktum, dass es keinerlei dauerhafte Merkmale gibt, die man erkennen könnte. Hier wird man sofort vom Kontrast zwischen Jupiter und Mars beeindruckt: Auf dem kleineren Planeten bleiben die wichtigsten topografischen Konturen fast unverändert, wodurch es möglich ist, Karten der Oberfläche mit recht genauen Details anzufertigen. Eine Karte von Jupiter hingegen ist unmöglich – die Zeichnung des Planeten, die wir heute Nacht anfertigen, wird sich von der Zeichnung desselben Hemisphärens ein paar Wochen später unterscheiden.

Es sollte jedoch darauf hingewiesen werden, dass gelegentlich Objekte auf dem Planeten auftauchen, die einen eher beständigeren Charakter zu haben scheinen als die Bänder. Insbesondere kann man das als „große, längliche Rote Stelle“ bekannte Objekt erwähnen, das seit 1878 ein sehr auffälliges Merkmal auf der südlichen Hemisphäre Jupiters ist. Dieses Objekt, das die Aufmerksamkeit vieler Beobachter auf sich gezogen hat, ist etwa 30.000 Meilen lang und etwa 7.000 Meilen breit.

Professor Barnard weist darauf hin, dass je älter die Flecken auf Jupiter sind, desto rötlicher neigen sie dazu zu werden.

Es ergibt sich unweigerlich die Schlussfolgerung, dass wir bei der Betrachtung der Oberfläche von Jupiter nicht auf einen festen Körper blicken. Das Fehlen von Beständigkeit in den Merkmalen des Planeten wäre verständlich, wenn das, was wir sehen, lediglich eine Atmosphäre voller Wolken von undurchdringlicher Dichte wäre. Insbesondere die Bänder stützen diese Ansicht; sie erinnern uns sofort an die Äquatorzonen auf unserer eigenen Erde, und es ist keineswegs unwahrscheinlich, dass ein Beobachter, der weit genug von der Erde entfernt ist, um ein genaues Bild ihrer Erscheinung zu erhalten, auf ihrer Oberfläche mehr oder weniger perfekte Wolkenbänder entdecken würde, die an die auf Jupiter erinnern. Ein Blick auf unsere Erde wäre gewissermaßen eine Zwischenform zwischen einem Blick auf Jupiter und einen auf Mars. Im letzteren Fall wird das Erscheinungsbild der dauerhaften Merkmale des Planeten nur in geringem Maße durch Wolken verdeckt, die über der Oberfläche schweben. Unsere Erde wäre stets teilweise – und oft vielleicht sogar größtenteils – von Wolken bedeckt, während Jupiter zu allen Zeiten scheinbar vollständig eingehüllt ist.

Aus einer anderen Klasse von Beobachtungen lernen wir ebenfalls die wichtige Wahrheit, dass Jupiter zumindest oberflächlich gesehen kein fester Körper ist. Die Rotationsperiode des Planeten um seine Achse wird aus der Beobachtung bestimmter Markierungen abgeleitet, die eine ausreichende Deutlichkeit sowie Beständigkeit aufweisen, um für diesen Zweck geeignet zu sein. Angenommen, eine dieser Markierungen befindet sich im Zentrum des Planetendiskus; ihre Position wird sorgfältig gemessen und die Zeit notiert. Im Laufe der Stunden bewegt sich die Markierung zum Rand des Diskus, dann um die andere Seite des Planeten herum und zurück auf den sichtbaren Diskus. Wenn sie wieder in ihre ursprüngliche Position zurückgekehrt ist, wird erneut die Zeit gemessen, und der vergangene Zeitraum wird als Rotationsperiode dieser Markierung bezeichnet.

Würde Jupiter ein fester Körper sein und wären diese Merkmale in seine Oberfläche eingraviert, dann wäre es völlig klar, dass die durch jede einzelne Markierung ermittelte Rotationszeit genau mit der durch eine andere Markierung ermittelten Zeit übereinstimmen müsste; doch das ist nicht der Fall. Tatsächlich wäre es der Wahrheit näher zu sagen, dass jede Markierung ihre eigene spezielle Rotationsperiode aufweist. Auch die Unterschiede…

Sehr gering. Es wurde festgestellt, dass die Zeit, die benötigt wird, bis sich der rote Fleck (dessen Breitengrad bei etwa 25° Süd liegt) einmal vollständig gedreht hat, fünf Minuten länger ist als die Zeit, die für einige besondere weiße Flecken in der Nähe des Äquators erforderlich ist. Der rote Fleck wird bereits seit etwa zwanzig Jahren beobachtet, und während des größten Teils dieser Zeit zeigte er eine Tendenz, sich immer langsamer zu drehen – wie anhand der folgenden Werte für seine Rotationsperiode zu erkennen ist:

Im Jahr 1879: 9 Stunden 55 Minuten 33,9 Sekunden.
Im Jahr 1886: 9 Stunden 55 Minuten 40,6 Sekunden.
Im Jahr 1891: 9 Stunden 55 Minuten 41,7 Sekunden.

Seit 1891 scheint diese Tendenz aufgehört zu haben; zugleich verblasste der Fleck allmählich. Im Allgemeinen kann man sagen, dass sich die äquatorialen Regionen in etwa 9 Stunden 50 Minuten 20 Sekunden drehen, während sich die gemäßigten Zonen in etwa 9 Stunden 55 Minuten 40 Sekunden drehen. Gelegentlich treten bemerkenswerte Ausnahmen auf: Einige kleine schwarze Flecken bei einem Breitengrad von 22° Nord, die 1880 sowie erneut 1891 auftauchten, drehten sich in einer Zeit von 9 Stunden 48 Minuten bis 9 Stunden 49½ Minuten. Man kann daher mit Sicherheit annehmen, dass der Jupiterball, soweit wir ihn sehen können, kein fester Körper ist. Zumindest an der Oberfläche besteht er aus Wolken und gasförmigen Massen, die offenbar von Stürmen von größter Intensität erschüttert werden – wenn man nach den ständigen Veränderungen an der Oberfläche des Planeten urteilen darf.

TABELLE XI.
2. Februar. 4. Februar.
12. Februar. 28. Februar.
DER PLANET JUPITER.
1897.

Abb. 57.—Die Verdeckung des Jupiters (1).

Abb. 58.—Die Verdeckung des Jupiters (2).

Abb. 59.—Die Verdeckung des Jupiters (3).

Abb. 60 – Die Okkultation des Jupiters (4).
Es wurden verschiedene Fotos von Jupiter aufgenommen; insbesondere diejenigen, die am Lick-Observatorium entstanden sind, sind interessant und aufschlussreich. Bilder des Planeten, die unter bemerkenswerten Umständen mit der Kamera aufgenommen wurden, sind in den Abbildungen 57–60 dargestellt. Sie wurden am 12. August 1892 vom Professor Wm. H. Pickering in Arequipa, Peru, aufgenommen.
[21] Das kleine Objekt mit den Bändern ist der Planet Jupiter. Der große, sich nähernde Kreis (von dem nur ein kleiner Teil sichtbar ist), ist der Mond. Das dargestellte Phänomen wird als „Okkultation“ des Planeten bezeichnet. In Abbildung 59 befindet sich der Planet zur Hälfte hinter dem Mond, während in Abbildung 60 immer noch die Hälfte des Planeten vom dunklen Rand des Mondes verdeckt wird.

Es ist allgemein bekannt, dass die Stürme, durch die die Erdatmosphäre erschüttert wird, letztendlich auf die Hitze der Sonne zurückzuführen sind. Es sind die Strahlen dieser großen Lichtquelle, die auf die weiten Kontinente treffen.

erwärmt die Luft, die mit ihm in Berührung kommt. Diese erwärmte Luft wird leichter und steigt auf, während Luft nachströmen muss, um ihren Platz einzunehmen. Die dadurch entstehenden Strömungen bilden eine Brise oder einen Wind; unter außergewöhnlichen Umständen treten dann Phänomene wie Zyklone und Hurrikane auf – allesamt durch die Wärme der Sonne verursacht. Muss man hinzufügen, dass die Regenfälle, die so oft den Stürmen vorausgehen, ebenfalls aus den Sonnenstrahlen entstanden sind, die aus der weiten Ozeanfläche die Feuchtigkeit destilliert haben, mit der die Erde erfrischt wird?

Die Stürme auf Jupiter scheinen weitaus größer zu sein als die auf der Erde. Doch die Intensität der Sonnenwärme auf Jupiter beträgt nur einen winzigen Bruchteil – tatsächlich weniger als ein Fünfundzwanzigstel – dessen, was die Erde erhält. Es ist unglaublich, dass die Antriebskraft der schrecklichen Stürme auf diesem großen Planeten ganz oder zumindest größtenteils auf den schwachen Einfluss der Sonnenwärme zurückzuführen sein kann. Wir werden daher dazu veranlasst, nach einer anderen Quelle solcher Störungen zu suchen. Welche diese Quelle ist, wird offensichtlich, wenn wir annehmen, dass Jupiter noch einen großen Anteil an ursprünglicher innerer Wärme besitzt. Genau wie die Sonne selbst von heftigen Stürmen begleitet wird, die ihrer intensiven inneren Hitze entspringen, beobachten wir in geringerem Maße dieselben Phänomene auch auf Jupiter. Man kann außerdem feststellen, dass die Flecken auf der Sonne in mehr oder weniger regelmäßigen Zonen liegen, die parallel zu ihrem Äquator verlaufen – diese Anordnung unterscheidet sich in dieser Hinsicht nicht wesentlich von den Bändern auf Jupiter.

Da angenommen wird, dass der mächtige Planet noch einen Teil seiner inneren Wärme besitzt, bleibt die Frage, wie viel genau. Es ist natürlich offensichtlich, dass die Wärme des Planeten im Vergleich zur Wärme der Sonne unbedeutend ist. Der Glanz von Jupiter, der ihn zu einem so prächtigen Objekt am Nachthimmel macht, stammt aus derselben großen Quelle, die die Erde, den Mond oder die anderen Planeten beleuchtet. Tatsächlich strahlt Jupiter durch reflektiertes Sonnenlicht – und nicht aufgrund irgendeines eigenen Lichts in seinem Körper. Ein schöner Beweis für diese Wahrheit ist jedem Teleskopnutzer bekannt: Die kleinen Satelliten des Planeten drängen sich manchmal zwischen ihn und die Sonne und werfen einen Schatten auf Jupiter. Der Schatten ist schwarz – oder zumindest erscheint er schwarz – im Vergleich zur strahlend hellen Umgebungsoberfläche des Planeten. Er muss also…

Es ist daher offensichtlich, dass Jupiter für seinen Glanz dem Sonnenlicht zu verdanken hat. Die Monde liefern einen weiteren interessanten Beweis für diese Wahrheit. Einer dieser Himmelskörper tritt manchmal in den Schatten Jupiters ein – und schon verschwindet der kleine Körper. Das geschieht, weil Jupiter die Zufuhr an Sonnenlicht unterbricht, die zuvor dazu führte, dass der Mond sichtbar war. Doch der Planet selbst kann dem Mond kein Licht zur Kompensation für das abgefangene Sonnenlicht bieten.[22]

Doch bereits wurde genug gezeigt, um eine Aussage darüber treffen zu können, ob die Oberfläche Jupiters von Lebewesen bewohnt werden kann, die denen auf der Erde ähneln. Offensichtlich ist das nicht möglich. Die innere Wärme sowie die heftigen Stürme scheinen die Möglichkeit eines organischen Lebens auf diesem großen Planeten auszuschließen – selbst wenn es keine anderen Argumente gäbe, die zu demselben Schluss führen würden. Es könnte jedoch, vielleicht mit etwas Plausibilität, argumentiert werden, dass Jupiter in ferner Zukunft die Möglichkeit hat, zur Heimat des organischen Lebens zu werden. Sicherlich wird die Zeit kommen, in der die innere Wärme nachlässt und die Wolken allmählich zu Ozeanen kondensieren. Dann kann auf der Oberfläche trockenes Land entstehen, und Jupiter wird bewohnbar.

Von diesem Überblick über den Planeten selbst wenden wir uns nun dem interessanten und wunderschönen System aus fünf Monden zu, die Jupiter begleiten. Tatsächlich mussten wir bereits mehrfach auf diese kleinen Himmelskörper hinweisen – doch nicht in einem Maße, das die ausführlichere Behandlung, die ihnen nun zuteilwerden soll, stört.

Die Entdeckung der vier Hauptmonde kann als ein wichtiger Meilenstein in der Geschichte der Astronomie angesehen werden. Sie befinden sich auf bemerkenswerte Weise an der Grenze zwischen den mit bloßem Auge sichtbaren Objekten und jenen, die ein Teleskop erfordern. Oft wurde behauptet, dass diese Objekte mit bloßem Auge gesehen wurden; doch ohne in Streitigkeiten über diese Frage einzutreten, reicht es aus, die allgemein bekannte Tatsache zu nennen: Obwohl Jupiter seit unzähligen Jahrhunderten ein bekanntes Objekt war, haben selbst die schärfsten Augen unter den klarsten Himmeln ihn nie…

Die Satelliten wurden erst entdeckt, als Galileo sein neu erfundenes Teleskop auf sie richtete. Dieses Gerät war zweifellos ein sehr schwaches Instrument – doch bereits geringe Leistung reicht aus, um Objekte, die sich am Rande der Sichtbarkeit befinden, sichtbar zu machen.

Abb. 61 – Jupiter und seine vier Monde, wie sie mit einem Teleskop geringer Leistung sichtbar sind.

Die Ansicht des Planeten sowie seines komplexen Satellitensystems, wie sie mit einem Teleskop mittlerer Leistung zu sehen ist, ist in Abb. 61 dargestellt. Hier sehen wir den großen Planetenkörper; fast in einer Linie, die durch sein Zentrum verläuft, befinden sich vier kleine Objekte – drei auf einer Seite und eines auf der anderen. Diese kleinen Körper ähneln Sternen, doch man kann sie von diesen dadurch unterscheiden, dass sie sich ständig um den Planeten bewegen und ihn während seines gesamten Umlaufs im Himmel begleiten. Für den Beobachter gibt es kein angenehmeres Schauspiel, als mit seinem Teleskop die Bewegungen dieses wunderschönen Systems zu verfolgen.

Abb. 62 – Verschwinden der Monde des Jupiters.
In Abb. 62 sind einige der verschiedenen Phänomene dargestellt, die die Monde aufweisen. Der lange schwarze Schatten entsteht durch die Einmischung des Jupiters in den Weg der Sonnenstrahlen. Aufgrund der großen Entfernung zur Sonne erstreckt sich dieser Schatten in Form eines sehr verlängerten Kegels über eine Entfernung weit jenseits der Umlaufbahn des äußersten Mondes. Der zweite Mond befindet sich in diesem Schatten und wird daher verdunkelt. Die Verdunkelung eines Mondes darf nicht auf das Eingreifen des Jupiters zwischen dem Mond und der Erde zurückgeführt werden. Ein solches Phänomen wird als Okkultation bezeichnet – der dritte Mond zeigt sich in diesem Zustand. Der zweite und der dritte Mond sind somit beide unsichtbar, doch der Grund für diese Unsichtbarkeit ist in den beiden Fällen völlig unterschiedlich. Die Verdunkelung ist das auffälligere der beiden Phänomene, denn der Mond kann zum Zeitpunkt des Eintauchens in die Dunkelheit noch eine gewisse scheinbare Entfernung vom Rand des Planeten haben und wird daher bis zum Moment der Verdunkelung sichtbar bleiben. Bei einer Okkultation befindet sich der Mond zum Zeitpunkt des Verschwindens in unmittelbarer Nähe des hellen Rands des Planeten, wodurch das Ausbleiben des Lichts vom kleinen Körper nicht mit derselben Wirkung beobachtet werden kann wie bei einer Verdunkelung.

Ein Mond nimmt auch eine weitere bemerkenswerte Haltung ein, wenn er während seines Vorbeiflugs über die Oberfläche des Planeten steht. Der Mond selbst ist unter solchen Umständen nicht immer leicht zu sehen, doch der schöne Schatten, den er wirft, bildet einen deutlichen schwarzen Punkt auf der leuchtenden Kugel. Tatsächlich wirft der Mond häufig einen sichtbaren Schatten ab, wenn er zwischen dem Planeten und der Sonne vorbeifliegt – auch dann, wenn er zum Zeitpunkt der Beobachtung von der Erde aus eigentlich nicht direkt vor dem Planeten steht.

Die Umlaufzeiten der vier wichtigsten Monde des Jupiters um ihren Zentralplaneten betragen jeweils: 1 Tag 18 Stunden 27 Minuten 34 Sekunden für den ersten; 3 Tage 13 Stunden 13 Minuten 42 Sekunden für den zweiten; 7 Tage 3 Stunden 42 Minuten 33 Sekunden für den dritten; sowie 16 Tage 16 Stunden 32 Minuten 11 Sekunden für den vierten. Wir erkennen somit, dass die Umlaufzeiten der Monde des Jupiters eindeutig kürzer sind als…

von unserem Mond. Selbst der Satellit, der dem großen Planeten am weitesten entfernt ist, benötigt für jede Umrundung weniger als zwei Drittel eines gewöhnlichen Mondmonats. Der innerste dieser Körper, der in weniger als zwei Tagen eine Umrundung vollführt, weist eine auffällige Reihe von ununterbrochenen und schnellen Veränderungen auf und wird bei jeder Umrundung verdunkelt. Die Entfernung vom Zentrum Jupiters bis zur Umlaufbahn des innersten dieser vier Begleiter beträgt ein Viertel Million Meilen, während der Radius des äußersten etwas mehr als eine Million Meilen beträgt. Der zweite Satellit, wenn man von dem Planeten ausgehend nach außen blickt, ist fast genauso groß wie unser Mond; die anderen drei Körper sind größer; der dritte ist der größte von allen (mit einem Durchmesser von etwa 3.560 Meilen). Aufgrund der winzigen Größe der Satelliten, wie sie von der Erde aus erscheinen, ist es äußerst schwierig, irgendwelche Markierungen auf ihren Oberflächen zu erkennen. Doch die wenigen Beobachtungen deuten darauf hin, dass die Satelliten – genauso wie unser Mond – stets dieselbe Seite ihrem Mutterkörper zuwenden. Professor Barnard konnte mit dem großen Lick-Refraktor einen weißen Äquatorgürtel am ersten Satelliten erkennen, während seine Pole sehr dunkel waren. Herr Douglass, der mit dem großen Refraktor von Herrn Lowell beobachtete, berichtete ebenfalls von bestimmten streifförmigen Markierungen am dritten Satelliten.

Eine sehr interessante astronomische Entdeckung machte Professor E.E. Barnard im Jahr 1892. Mit dem 36-Zoll-Lick-Refraktor entdeckte er einen äußerst kleinen fünften Satelliten Jupiters, der sich in einer Entfernung von 112.400 Meilen befand und in einem Zeitraum von 11 Stunden, 57 Minuten und 22,6 Sekunden eine Umrundung vollführte. Er kann nur mit den leistungsstärksten Teleskopen gesehen werden.

Die Finsternisse der Jupiter-Satelliten wurden bereits seit vielen Jahren beobachtet, und die Zeiten ihres Auftretens wurden aufgezeichnet. Schließlich wurde erkannt, dass unter den Finsternissen dieser Körper eine gewisse Ordnung herrschte – genauso wie bei allen anderen astronomischen Phänomenen. Sobald die Gesetze erkannt waren, nach denen die Finsternisse wiederkehrten, folgte die übliche Konsequenz: Es wurde möglich, die Zeit vorherzusagen, zu der in Zukunft Finsternisse eintreten würden. Es wurden entsprechende Vorhersagen gemacht, und es stellte sich heraus, dass sie im Großen und Ganzen zutrafen. Anschließend wurden die Berechnungen weiter verbessert, um die Zeiten noch genauer vorhersagen zu können. Doch als es darum ging, den genauen Zeitpunkt der Finsternis anzugeben…

Es kam vor, dass die Erwartungen nicht immer erfüllt wurden. Manchmal trat der Sonnenfinsternis fünf oder zehn Minuten zu früh ein, manchmal wiederum fünf oder zehn Minuten zu spät. Solche Abweichungen erfordern stets Aufmerksamkeit. Tatsächlich werden durch die richtige Nutzung solcher Abweichungen oft Entdeckungen gemacht – und eines der interessantesten Beispiele ist gerade das, das wir hier vor uns haben.

Irgendwann wurde festgestellt, dass die Unregelmäßigkeiten bei dem Auftreten der Sonnenfinsternisse bestimmten Regeln folgten. Es wurde bemerkt, dass die Finsternis in der Regel dann früher eintrat, wenn die Erde sich in der Nähe von Jupiter befand; während sie dann später eintrat, wenn die Erde sich auf der Seite ihrer Umlaufbahn befand, die von Jupiter entfernt war. Sobald dies nachgewiesen worden war, machte der dänische Astronom Roemer im Jahr 1675 die große Entdeckung. Wenn der Satellit in den Schatten tritt, nimmt sein Licht allmählich ab, bis es schließlich verschwindet. Es ist das letzte Lichtstrahl vom verdunkelten Satelliten, der den Zeitpunkt der Finsternis angibt; doch dieser Lichtstrahl muss vom Satelliten zur Erde gelangen und in unser Teleskop eindringen, bevor wir das Eintreten der Finsternis feststellen können. Früher ging man davon aus, dass Licht sofort übertragen wird, weshalb der Moment des Eintretens der Finsternis mit dem Moment gleichgesetzt wurde, in dem sie im Teleskop sichtbar wurde. Heute weiß man jedoch, dass dies falsch ist. Es wurde festgestellt, dass Licht Zeit zum Übertragen benötigt. Wenn die Erde sich relativ nahe an Jupiter befindet, hat das Licht nur einen kurzen Weg vor sich; die Nachricht über die Finsternis erreicht uns daher schnell, und die Finsternis wird früher wahrgenommen, als die Berechnungen es anzeigen. Wenn die Erde sich in einer Position weit von Jupiter entfernt befindet, hat das Licht einen längeren Weg vor sich und benötigt mehr Zeit als im Durchschnitt – wodurch die Finsternis später eintritt als erwartet. Diese einfache Erklärung beseitigte die Schwierigkeiten bei der Vorhersage der Sonnenfinsternisse der Satelliten. Doch die Entdeckung hatte eine weitaus bedeutendere Bedeutung: Wir erfuhren daraus, dass Licht eine messbare Geschwindigkeit hat, die laut neueren Forschungen 186.300 Meilen pro Sekunde beträgt.

Einer der berühmtesten Versuche, die Entfernung zur Sonne zu bestimmen, basiert auf einer Kombination von Experimenten zur Lichtgeschwindigkeit mit astronomischen Messungen. Es handelt sich dabei um eine äußerst raffinierte und interessante Methode – auch wenn sie nicht alle notwendigen Bedingungen erfüllt.

Um ein perfekt zufriedenstellendes Ergebnis zu erzielen, ist es dennoch unmöglich, hier auf dieses Phänomen vollständig zu verzichten. Obwohl die Lichtgeschwindigkeit äußerst groß ist, hat man es doch möglich gemacht, diese Geschwindigkeit durch praktische Messungen zu bestimmen. Dies gehört zu den anspruchsvollsten experimentellen Untersuchungen, die je durchgeführt wurden. Wenn es bereits schwierig ist, die Geschwindigkeit einer Gewehrkugel zu messen, was sollen wir dann über die Geschwindigkeit eines Lichtstrahls sagen – die fast eine Million Mal größer ist? Wie können wir ein Gerät entwickeln, das fein genug ist, um die Geschwindigkeit zu bestimmen, mit der das Licht in einer Sekunde mindestens sieben Mal den Äquator umrunden kann? Herkömmliche Messvorrichtungen sind hier nutzlos; wir müssen ein Instrument völlig anderer Art konstruieren.

Bei dem Versuch, die Geschwindigkeit eines bewegten Körpers zu ermitteln, markieren wir zunächst eine bestimmte Entfernung und messen anschließend die Zeit, die der Körper benötigt, um diese Entfernung zurückzulegen. Die Geschwindigkeit eines Zugzuges bestimmen wir anhand der Zeit, die er benötigt, um von einem Meilenstein zum nächsten zu gelangen. Die Geschwindigkeit einer Gewehrkugel ermitteln wir mithilfe eines raffinierten Apparats, der auf demselben Prinzip beruht. Je höher die Geschwindigkeit ist, desto wünschenswerter ist es, dass die während des Experiments zurückgelegte Entfernung so groß wie möglich ist. Bei der Messung der Lichtgeschwindigkeit wählen wir daher als Messentfernung die größtmögliche Länge, die praktikabel ist. Es ist jedoch notwendig, dass die beiden Endpunkte der Linie voneinander aus sichtbar sind. Ein Hügel in einer oder zwei Meilen Entfernung eignet sich gut als Standort für die entfernte Station, und die Entfernung des ausgewählten Punktes auf dem Hügel vom Beobachter muss sorgfältig gemessen werden.

Das Problem lässt sich nun leicht formulieren: Ein Lichtstrahl soll vom Beobachter zur entfernten Station gesandt werden, und die Zeit, die dieser Strahl für die Reise benötigt, soll gemessen werden. Wir können annehmen, dass der Beobachter mithilfe eines geeigneten Apparats eine Laterne angebracht hat, aus der ein dünner Lichtstrahl austritt. Nehmen wir an, dieser Strahl erreicht die entfernte Station und trifft dort auf die Oberfläche eines reflektierenden Spiegels. Sofort wird er durch Reflexion in eine neue Richtung gelenkt – abhängig von der Neigung des Spiegels. Durch geeignete Anpassungen kann der Spiegel so platziert werden, dass das Licht senkrecht darauf fällt; in diesem Fall kehrt der Lichtstrahl natürlich wieder zurück.

Die Richtung, aus der das Licht kommt. Das Spiegel soll während des gesamten Versuchs in dieser Position fixiert bleiben. Es folgt daraus, dass ein Lichtstrahl, der von der Lampe ausgeht, nachdem er die Strecke zur entfernten Station zurückgelegt hat, wieder zur Lampe zurückkehrt. Stellen Sie sich nun einen kleinen Schieber vor, der vor der Lampe angebracht ist. Wir öffnen den Schieber – der Lichtstrahl strömt zum entfernten Reflektor und kehrt anschließend wieder durch die Öffnung zurück. Doch jetzt, nachdem wir dem Lichtstrahl erlaubt haben, durch den Schieber zu gehen, versuchen wir, ihn zu schließen, bevor der Strahl Zeit hat, zurückzukehren. Welche Finger könnten schnell genug sein, um das zu bewirken? Selbst wenn die entfernte Station zehn Meilen entfernt wäre – sodass das Licht zehn Meilen bis zum Spiegel und wieder zehn Meilen zurücklegen müsste – würde die gesamte Strecke in etwa dem Neuntausendstel einer Sekunde zurückgelegt werden. Das ist eine so kurze Zeitspanne, dass selbst, wenn sie tausendmal länger wäre, manuell bedingte Geschicklichkeit kaum ausreichen würde, um den Schieber zu schließen. Dennoch kann ein Schieber konstruiert werden, der für diesen Zweck ausreichend fein abgestimmt ist.

Das Prinzip dieser hervorragenden Methode wird anhand des Diagramms auf dieser Seite (Abb. 63) deutlich, welches aus Newcombs „Popular Astronomy“ entnommen wurde. Das Diagramm zeigt die Lampe sowie den Beobachter und außerdem ein großes Rad mit herausstehenden Zähnen. Jeder Zahn verdunkelt beim Vorbeigleiten den Lichtstrahl, der aus der Lampe kommt, sowie auch das Auge, das natürlich auf den Spiegel an der entfernten Station gerichtet ist. In der hier dargestellten Position des Rades wird der Lichtstrahl von der Lampe zum Spiegel und wieder zurück gelangen, sodass er vom Auge gesehen werden kann. Wenn sich das Rad jedoch dreht, kann es vorkommen, dass der Lichtstrahl nach dem Verlassen der Lampe keine Zeit mehr hat, zurückzukehren, bevor der nächste Zahn des Rades vor das Auge tritt und es verdeckt. Wenn das Rad noch schneller rotiert, kann der nächste Zahn bereits vorbeigegangen sein, wodurch der Lichtstrahl wieder sichtbar wird. Die Drehgeschwindigkeit des Rades kann gemessen werden. So können wir die Zeit bestimmen, die ein Zahn benötigt, um vor das Auge zu kommen. Damit haben wir eine Messgröße für die Zeit, die der Lichtstrahl auf seiner doppelten Strecke benötigt – und somit auch eine Messgröße für die Lichtgeschwindigkeit.

Es scheint also, dass wir die Lichtgeschwindigkeit entweder durch die Beobachtung der Monde des Jupiters oder durch experimentelle Untersuchungen bestimmen können. Wenn wir die letztere Methode verwenden, dann sind wir berechtigt, bemerkenswerte astronomische Schlussfolgerungen zu ziehen. Tatsächlich können wir diese Methode zur Lösung jenes großen Problems nutzen, das so oft erwähnt wird – der Entfernung von der Erde zur Sonne – obwohl sie in Bezug auf die Genauigkeit nicht mit einigen anderen Methoden mithalten kann.

Die Abmessungen des Sonnensystems sind so groß, dass ein Sonnenstrahl eine beträchtliche Zeit benötigt, um die Kluft zu überbrücken, die die Erde von der Sonne trennt. Acht Minuten sind etwa die Dauer dieser Reise; daher sehen wir die Sonne zu jedem Zeitpunkt so, wie sie vor acht Minuten für einen Beobachter in ihrer unmittelbaren Nähe ausgesehen hat. Tatsächlich würde die Sonne auch dann noch acht Minuten lang strahlend sichtbar bleiben, nachdem sie eigentlich bereits verschwunden ist. Diese Zeitspanne können wir anhand der Finsternisse der Monde des Jupiters bestimmen.

Solange der Satellit leuchtet, strahlt er einen Lichtstrahl durch den weiten Raum zwischen Jupiter und der Erde aus. Wenn die Sonnenfinsternis beginnt, ist der kleine Satellit nicht mehr leuchtend – doch es gibt weiterhin einen langen Lichtstrahl auf seinem Weg. Solange dieser Lichtstrahl noch in unsere Teleskope dringt, sehen wir den Satelliten weiterhin wie zuvor leuchten. Wenn wir den Moment bestimmen könnten, in dem die Sonnenfinsternis tatsächlich stattfindet, sowie den Moment, in dem sie von einem Beobachter wahrgenommen wird, ergibt sich aus dem Unterschied zwischen diesen beiden Momenten die Zeit, die das Licht auf seiner Reise benötigt. Dies kann mit einiger Genauigkeit ermittelt werden; und da wir bereits die Geschwindigkeit des Lichts kennen, können wir die Entfernung von Jupiter zur Erde bestimmen und somit die Größe des Sonnensystems ableiten. Es muss jedoch darauf hingewiesen werden, dass an beiden Enden dieses Prozesses charakteristische Quellen der Unsicherheit vorhanden sind. Das Auftreten einer Sonnenfinsternis ist kein augenblickliches Phänomen. Der Satellit ist groß genug, um eine beträchtliche Zeit zum Überqueren der Grenze zu benötigen, die den Schatten definiert; daher kann die Beobachtung einer Sonnenfinsternis nicht ausreichend präzise sein, um die Grundlage für eine wichtige und genaue Messung zu bilden.[23] Noch größere Schwierigkeiten treten bei dem Versuch auf, den wahren Moment des Auftretens der Sonnenfinsternis zu bestimmen, wie er von einem Beobachter in der Nähe des Satelliten wahrgenommen würde. Dafür bräuchte man eine weitaus perfektere Theorie über die Bewegungen der Jupitermonde, als sie derzeit möglich ist. Diese Methode zur Bestimmung der Entfernung zur Sonne verspricht keine Ergebnisse mit einer Genauigkeit bis zur tausendsten Teil ihrer Größe; daher können wir sie außer Acht lassen, da die anderen verfügbaren Methoden eine viel höhere Genauigkeit ermöglichen scheinen.

Die vier Hauptmonde des Jupiters sind für den Mathematiker von besonderem Interesse, denn in ihnen findet er ein außergewöhnlich eindrucksvolles Beispiel für die Universalität des Gravitationsgesetzes. Diese Körper werden zwar hauptsächlich durch die Anziehungskraft des großen Planeten in ihrer Bewegung gesteuert, doch sie ziehen auch gegenseitig an – was zu bestimmten interessanten Folgen führt.

Die durchschnittliche Bewegung des ersten Mondes pro Tag um den Mittelpunkt des Jupiters beträgt 203°·4890. Die des zweiten Mondes liegt bei 101°·3748, und die des dritten bei 50°·3177. Diese Werte stehen in einem solchen Verhältnis zueinander, dass folgendes Gesetz gilt:

Die mittlere Bewegung des ersten Satelliten plus das Doppelte der mittleren Bewegung des dritten Satelliten ist genau gleich dem Dreifachen der mittleren Bewegung des zweiten Satelliten.

Es gibt ein weiteres Gesetz ähnlicher Art, das sich wie folgt ausdrückt (wobei die mittlere Länge der Bahn der Winkel zwischen einer festen Linie und dem Radius zum Mittelpunkt der Umlaufbahn des Satelliten ist): Wenn man zur mittleren Länge der Bahn des ersten Satelliten das Doppelte der mittleren Länge der Bahn des dritten Satelliten addiert und das Dreifache der mittleren Länge der Bahn des zweiten Satelliten subtrahiert, beträgt der Unterschied stets 180°.

Durch Beobachtungen wurden diese Prinzipien erstmals entdeckt. Laplace zeigte jedoch, dass, wenn die Satelliten nahezu auf diese Weise umkreisen, ihre gegenseitigen Störungen gemäß dem Gravitationsgesetz sie für immer in dieser relativen Position halten würden.

Wir schließen mit der Bemerkung, dass die Entdeckung der Jupitermonde eine große Bestätigung für die kopernikanische Theorie darstellte. Kopernikus hatte die Welt dazu aufgefordert zu glauben, dass unsere Sonne eine riesige Kugel sei und dass die Erde sowie alle anderen Planeten kleine Körper seien, die um diese große Kugel kreisten. Diese Lehre, die den zuvor geltenden Theorien sowie den unmittelbaren Eindrücken unserer Sinne so widersprach, konnte nur durch einen ausgefeilten Gedankengang bewiesen werden. Die Entdeckung der Jupitermonde kam daher sehr gelegen. Hier hatten wir eine hervorragende visuelle Demonstration eines Systems – wenn auch natürlich in viel kleinerem Maßstab –, das exakt dem entsprach, was Kopernikus vorgeschlagen hatte. Der Astronom, der die Monde Jupiters dabei beobachtete, wie sie um ihren Zentralplaneten kreisten, der ihre Finsternisse sowie alle damit verbundenen interessanten Phänomene bemerkte, sah vor seinen Augen auf ganz unmissverständliche Weise, dass der große Planet diese kleinen Körper kontrollierte und sie dazu zwang, um ihn zu kreisen – und zeigte somit eine Miniatur des großen Sonnensystems selbst.

„Genau wie im Fall der Flecken auf der Sonne wurde Galileos Bekanntmachung dieser Entdeckung von jenen Philosophen jener Zeit mit Unglauben aufgenommen, die glaubten, alles in der Natur werde in den Schriften Aristoteles’ beschrieben. Ein berühmter Astronom, Clavius, sagte, man bräuchte ein Teleskop, um die Monde sehen zu können; doch er änderte später seine Meinung.“

Er dachte daran, sobald er sie selbst sah. Ein anderer, vorsichtigerer Philosoph weigerte sich, durch das Teleskop zu schauen – aus Angst, sie zu sehen und davon überzeugt zu werden. Kurz darauf starb er. „Ich hoffe“, sagte der sarkastische Galileo, „dass er sie auf dem Weg in den Himmel sah.“[24]

KAPITEL XIII.
SATURN

Die Position des Saturn im Sonnensystem – Saturn als eines der drei interessantesten Objekte am Himmel – Im Vergleich zu Jupiter – Saturn mit bloßem Auge – Statistiken bezüglich des Planeten – Dichte des Saturn – Leichter als Wasser – Die Forschungen von Galilei – Was er am Saturn entdeckte – Ein geheimnisvolles Objekt – Die Entdeckungen, die Huygens ein halbes Jahrhundert später machte – Wie die Existenz der Ringe nachgewiesen wurde – Die Unsichtbarkeit der Ringe alle fünfzehn Jahre – Die Rotation des Planeten – Die berühmte Chiffre – Die Erklärung – Zeichnung des Saturn – Die dunkle Linie – Die Forschungen von W. Herschel – Ist die Trennung in den Ringen wirklich eine Trennung? – Möglichkeit, die Frage zu klären – Der Ring in einer kritischen Position – Gibt es weitere Trennungen im Ring? – Der trübe Ring – Die physikalische Natur der Ringe des Saturn – Können sie fest sein? – Können sie sogar dünne Ringe sein? – Ein Fluid? – Die wahre Natur der Ringe – Eine Vielzahl kleiner Satelliten – Die Analogie der Ringe des Saturn zur Gruppe der kleinen Planeten – Von Saturn aufgeworfene Probleme – Die Gruppe der Satelliten des Saturn – Die Entdeckung weiterer Satelliten – Die Umlaufbahn des Saturn ist nicht die Grenze unseres Sonnensystems.

In großer Entfernung im Weltraum – durchschnittlich 886.000.000 Meilen – vollführt der Planet Saturn seine mächtige Umlaufbahn um die Sonne in einem Zeitraum von zweiundzwanzig Jahren und einem halben. Diese riesige Umlaufbahn bildete die Grenze des Planetensystems, soweit es den Alten bekannt war.

Obwohl Saturn kein so großes Objekt wie Jupiter ist, übertrifft er doch die Erde bei Weitem in Größe und Masse und ist tatsächlich viel größer als jeder andere Planet – mit Ausnahme von Jupiter selbst. Doch obwohl Saturn in Bezug auf die reinen Abmessungen Jupiter nachstehen muss, wird allgemein anerkannt, dass selbst Jupiter mit all seinen Begleitern in puncto Schönheit nicht mit dem wunderbaren System des Saturn konkurrieren kann. Für den gegenwärtigen Autor scheint Saturn stets eines der drei interessantesten Himmelsobjekte zu sein, die Beobachter in nördlichen Breitengraden sehen können. Die anderen beiden werden in den kommenden Kapiteln unsere Aufmerksamkeit erregen: die große Nebelwolke im Orion sowie der Sternhaufen im Herkules.

Was die Kugel des Saturns betrifft, so stoßen wir auf keine Merkmale, die dem Planeten besondere Bedeutung verleihen würden. Die Größe dieser Kugel ist geringer als die des Jupiters – und da Jupiter außerdem viel näher an uns liegt, ist die scheinbare Größe des Saturns in zweifacher Hinsicht viel kleiner als die des Jupiters. Es sollte auch beachtet werden, dass aufgrund der größeren Entfernung des Saturns von der Sonne seine innere Helligkeit geringer ist als die des Jupiters. Zweifellos sind auf dem Saturn bestimmte Muster und Bänder zu erkennen, doch sie sind keineswegs so auffällig oder charakteristisch wie die ständig wechselnden Bänder auf Jupiter. Auch das telekopische Erscheinungsbild der Kugel des Saturns ist in Bezug auf sein Interessantsein weit unter dem des Mars. Die Feinheiten, die wir bei einem günstigen Standort auf dem Mars sehen können, haben im trüben und fernen Saturn keinerlei Entsprechung. Auch als reine Kugel hat der Saturn nichts Vergleichbares mit der Faszination der Venus. Der große Glanz der Venus steht in völligem Kontrast zum Glanz des Saturns – während der leuchtende Halbmond des Abendsterns unendlich angenehmer anzusehen ist als jedes telekopische Bild der Kugel des Saturns. Dennoch entwertet all das nicht die Tatsache, dass der Saturn zu den schönsten und interessantesten Objekten am Himmel gehört. Diese Faszination rührt nicht von seiner Kugel her, sondern von diesem wunderbaren Ringensystem, das den Saturn umgibt – ein System, das aus jedem Blickwinkel bemerkenswert ist und, soweit unser Wissen reicht, in der Weite des Universums seinesgleichen hat.

Abb. 64. Saturn. (2. Juli 1894. 36-Zoll-Äquatorialteleskop.) (Prof. E.E. Barnard.)
Mit bloßem Auge erscheint Saturn in der Regel wie ein Stern erster Größe. Sein Licht allein reicht kaum aus, um ihn von vielen helleren Fixsternen zu unterscheiden. Dennoch kannten die Alten Saturn und wussten, dass es sich um einen Planeten handelt. Er wurde zusammen mit den anderen vier großen Planeten – Merkur, Venus, Mars und Jupiter – zur Gruppe der „Wanderer“ gezählt, die nicht an feste Punkte am Himmel gebunden waren wie die Sterne. Aufgrund der großen Entfernung von Saturn sind seine Bewegungen viel langsamer als die der anderen von den Alten bekannten Planeten. Für dieses ferne Objekt benötigt man 29 Jahre und ein halbes Jahr, um einen vollen Umlauf am Himmel zu vollenden; und obwohl diese Bewegung im Vergleich zu den ständigen Veränderungen der Venus langsam ist, ist sie doch schnell genug, um die Aufmerksamkeit jedes aufmerksamen Beobachters zu erregen. In einem Jahr legt Saturn eine Strecke von etwa zwölf Grad zurück – eine Menge, die bei zufälliger Beobachtung deutlich erkennbar ist. Schon in einem Monat, manchmal sogar in einer Woche, durchquert der Planet einen Bogen am Himmel, den jeder erkennen kann, der sich die Mühe macht, den Standort des Planeten in Bezug auf die umliegenden Sterne zu markieren. Diejenigen, die das Privileg haben, präzise astronomische Instrumente zu verwenden, können die Bewegung des Saturns bereits in wenigen Stunden feststellen.

Die durchschnittliche Entfernung von der Sonne bis zu Saturn beträgt etwa 886 Millionen Meilen. Die Bahn von Saturn – wie auch die aller anderen Planeten – ist im Grunde eine Ellipse, wobei die Sonne sich in einem der Brennpunkte befindet. Bei Saturn unterscheidet sich die Form dieser Ellipse erheblich von einer rein kreisförmigen Bahn. Um diese Bahn bewegt sich Saturn mit einer durchschnittlichen Geschwindigkeit von 5,96 Meilen pro Sekunde.

Der Durchmesser des Saturnkörpers beträgt etwa 71.000 Meilen. Sein Äquatordurchmesser liegt bei etwa 75.000 Meilen, sein Polardurchmesser bei 67.000 Meilen – das Verhältnis dieser Zahlen beträgt ungefähr 10 zu 9. Es ist daher offensichtlich, dass Saturn in hohem Maße von einer wirklich kugelförmigen Gestalt abweicht. Die Ausbuchtung am Äquator muss zweifellos auf die hohe Drehgeschwindigkeit des Planeten zurückzuführen sein. Die Drehgeschwindigkeit von Saturn ist mehr als doppelt so hoch wie die der Erde, ist aber nicht ganz so hoch wie die von Jupiter. Saturn vollführt eine vollständige Drehung in etwa 10 Stunden und 14 Minuten. Herr Stanley Williams hat jedoch zahlreiche Flecken, die er entdeckt hat, sehr sorgfältig beobachtet und festgestellt, dass einige dieser Flecken bei etwa 27° nördlicher Breite eine Drehzeit von 10 Stunden 14 Minuten bis 15 Minuten aufweisen, während äquatoriale Flecken nur 10 Stunden 12 Minuten bis 13 Minuten benötigen. Es weist jedoch die Besonderheit auf, dass Flecken derselben Breite, aber an verschiedenen Stellen des Planeten, mit Geschwindigkeiten drehen, die um eine Minute oder mehr voneinander abweichen, während die durch verschiedene Fleckgruppen ermittelte Drehzeit von Jahr zu Jahr zu variieren scheint.

Diese Fakten beweisen, dass Saturn und die Flecken kein starres System bilden. Die Leichtigkeit dieses Planeten ist derart groß, dass sie völlig mit der Annahme unvereinbar ist, sein Körper bestehe aus festen Materialien, die auch nur annähernd mit denen vergleichbar wären, aus denen die Erdkruste besteht. Die Monde, die Saturn umkreisen und ein System bilden, das nur geringfügig weniger interessant ist als die berühmten Ringe selbst, ermöglichen es uns, den Planeten im Vergleich zur Sonne zu gewichten und somit seine tatsächliche Masse relativ zur Erde abzuleiten. Das Ergebnis ist durchaus bemerkenswert: Es scheint, dass die Dichte der Erde achtmal so groß ist wie die von Saturn. Tatsächlich ist die Dichte von Saturn sogar geringer als die des Wassers selbst; daher würde ein riesiger Wasserball, dessen Volumen dem von Saturn entspricht, tatsächlich mehr wiegen. Wenn wir uns einen riesigen Ozean vorstellen könnten, in den ein solcher Wasserball…

Würden Körper geschaffen werden, die in Größe und Gewicht Saturn entsprechen, würde der große Globus nicht wie unsere Erde oder irgendein anderer Planet untergehen; er würde an der Oberfläche schwimmen, wobei ein Viertel seines Volumens aus dem Wasser ragen würde.

Wir können somit mit hoher Wahrscheinlichkeit davon ausgehen, dass das, was unsere Teleskope auf Saturn zeigen, keine feste Oberfläche ist, sondern lediglich eine riesige Wolkenhülle, die ein erhitztes Inneres umgibt. Es ist verlockend anzunehmen, dass dieser Planet, genauso wie Jupiter, seine Wärme noch behalten hat – schließlich ist seine Masse sehr groß. Wir müssen jedoch auf eine Umstände hinweisen, der vielleicht etwas im Widerspruch zur hier vertretenen Ansicht steht. Wir haben festgestellt, dass sowohl Jupiter als auch Saturn viel weniger dicht sind als die Erde. Wenn man die beiden Planeten miteinander vergleicht, scheint Saturn noch weniger dicht zu sein als Jupiter. Tatsächlich wiegt jedes Kubikmeile von Jupiter fast doppelt so viel wie jedes Kubikmeile von Saturn. Das würde darauf hindeuten, dass Saturn der heißere der beiden Körper ist. Doch da Jupiter größer ist, wäre es vernünftiger gewesen zu erwarten, dass er heißer ist als der andere Planet. Wir versuchen nicht, diesen Widerspruch aufzulösen; tatsächlich wäre es sinnlos, diese Frage zu diskutieren, da wir nichts über die materielle Zusammensetzung dieser Körper wissen.

Selbst wenn man die Leichtigkeit Saturns im Vergleich zur Erde berücksichtigt, ist sein Volumen doch so enorm, dass der Planet mehr als neunzigfach so viel wiegt wie die Erde. Die dazugehörige Abbildung zeigt die relativen Abmessungen von Saturn und der Erde (Abb. 65).

Da das bloße Auge keine der Wunder erkennen kann, die Saturn umgeben, kann man sagen, dass das Interesse an diesem Planeten erst dann entstand, als man begann, ihn mit dem Teleskop zu beobachten. Auf seine Geschichte muss kurz eingegangen werden, denn erst allmählich wurde die wahre Natur dieses komplexen Objekts verstanden. Als Galileo sein kleines Refraktorteleskop fertigstellte – welches zwar nur ein Vergrößerungsfaktor von dreißig bot, aber dennoch eine enorme Verbesserung gegenüber dem bloßen Auge darstellte – führte er damit seine bemerkenswerten Beobachtungen des Himmels durch. Er sah die Flecken auf der Sonne sowie die Berge auf dem Mond; er bemerkte außerdem den Halbmond von Venus.

und die Satelliten des Jupiters.
Angetrieben und ermutigt durch solch brillante Entdeckungen suchte er natürlich danach, auch die anderen Planeten zu untersuchen, und richtete daher sein Teleskop auf Saturn. Auch hier machte Galileo sofort eine Entdeckung: Er sah, dass Saturn eine sichtbare Form hatte wie die anderen Planeten, sich aber von jedem anderen teleskopischen Objekt unterschied – er schien aus drei Körpern zu bestehen, die stets miteinander in Berührung standen und immer dieselben relativen Positionen beibehielten. Diese drei Körper lagen in einer Linie – der mittlere war der größte, die beiden anderen befanden sich östlich und westlich davon. Es gab nichts im Himmel, was er bisher gesehen hatte und das seinen Geist mit solchem Erstaunen erfüllt hätte sowie das so völlig unerklärlich erschien.

In seinem Bemühen, dieses geheimnisvolle Objekt zu verstehen, setzte Galileo seine Beobachtungen im Jahr 1610 fort. Zu seinem Erstaunen sah er, wie die beiden kleineren Körper allmählich immer kleiner wurden, bis sie im Laufe der folgenden zwei Jahre vollständig verschwunden waren und der Planet einfach als runder Diskus wie Jupiter erschien. Auch hier war wieder eine neue Quelle der Sorge für Galileo. Damals musste er gegen die Anhänger des alten astronomischen Systems kämpfen, die seine Entdeckungen verspotteten und seine Theorien ablehnten. Er hatte bereits die zusammengesetzte Natur des Saturns bekanntgegeben; nun musste er auch vom allmählichen Verschwinden dieser Körper berichten.

Die endgültige Vernichtung dieser beiden „Hilfsgloben“ – und er fürchtete natürlich, dass seine Gegner die Gelegenheit nutzen würden, zu behaupten, all seine Beobachtungen seien Illusionen.[25] „Was“, so bemerkt er, „soll man über eine solch seltsame Verwandlung sagen? Werden die beiden kleineren Sterne auf die gleiche Weise wie die Sonnenflecken verschlungen? Sind sie einfach verschwunden? Hat Saturn vielleicht seine eigenen Kinder verschlungen? Oder waren diese Erscheinungen tatsächlich nur Illusionen oder Betrügereien, mit denen die Teleskope mich sowie viele andere, denen ich sie gezeigt habe, so lange getäuscht haben? Vielleicht ist jetzt der Zeitpunkt gekommen, die fast erloschenen Hoffnungen jener wiederzubeleben, die durch tiefgründigere Betrachtungen die Falschheit der neuen Beobachtungen erkannt und ihre völlige Unmöglichkeit nachgewiesen haben. Ich weiß nicht, was ich in einem so überraschenden, unerwarteten und neuartigen Fall sagen soll. Die Kürze der Zeit, die Unerwartetheit des Ereignisses, die Schwäche meines Verständnisses sowie die Angst, mich zu irren, haben mich zutiefst verwirrt.“

Doch Galileo lag nicht falsch. Die Objekte existierten tatsächlich, als er zu beobachten begann; sie schwanden tatsächlich, und sie verschwanden tatsächlich – doch dieses Verschwinden war nur vorübergehend; sie tauchten wieder auf. Sie wurden anschließend ständig untersucht, bis allmählich ihre wahre Natur aufgedeckt wurde. Mit zunehmender Teleskopleistung stellte sich heraus, dass die beiden Körper, die Galileo als Globen zu beiden Seiten des Saturns beschrieben hatte, eigentlich nicht kugelförmig waren – es handelte sich vielmehr um zwei leuchtende Halbmonde, wobei die konkave Seite jedes Halbmondes zur zentralen Kugel zeigte. Zudem wurde festgestellt, dass diese Objekte eine bemerkenswerte Reihe periodischer Veränderungen durchmachten. Zu Beginn einer solchen Serie zeigte der Planet ein wirklich kreisförmiges Diskusbild. Die „Anhänge“ erschienen zunächst als zwei Arme, die sich direkt nach außen zu beiden Seiten des Planeten erstreckten; dann öffneten sich diese Arme allmählich zu zwei Halbmonden, die wie Griffe an der Kugel aussahen, und erreichten nach etwa sieben oder acht Jahren ihre maximale Breite; danach begannen sie sich wieder zusammenzuziehen, bis sie nach etwa derselben Zeit erneut verschwanden.

Die wahre Natur dieser Objekte wurde schließlich im Jahr 1655 von Huygens entdeckt – fast ein halbes Jahrhundert nachdem Galileo ihr Vorhandensein zum ersten Mal festgestellt hatte.

Er bemerkte den Schatten, den der Ring auf die Kugel warf, und seine Erklärung des Phänomens erfolgte auf sehr philosophische Weise. Er stellte fest, dass die Erde, die Sonne und der Mond um ihre Achsen rotierten, und betrachtete daher als allgemeines Gesetz, dass jedes Objekt im System um eine Achse rotiert. Zwar waren noch keine Beobachtungen gemacht worden, die tatsächlich zeigten, dass auch Saturn sich drehte; doch es wäre äußerst – nein, sogar unendlich – unwahrscheinlich, dass ein Planet ohne eine solche Bewegung auskommen könnte. Alle Analogien im System deuteten darauf hin, dass die Drehgeschwindigkeit erheblich sein musste. Schon damals war bekannt, dass ein Satellit des Saturns in einem Zeitraum von sechzehn Tagen um ihn kreiste – das ist etwas mehr als die Hälfte unseres Monats. Huygens nahm an – und es war eine durchaus vernünftige Annahme – dass Saturn mit großer Wahrscheinlichkeit schnell um seine Achse rotierte. Es ließ sich außerdem feststellen, dass, falls diese bemerkenswerten Auswüchse durch eine tatsächliche Verbindung zum Planeten mit ihm verbunden wären, sie sich zusammen mit Saturn drehen müssten. Falls die Auswüchse jedoch nicht tatsächlich damit verbunden wären, wäre es dennoch notwendig, dass sie sich drehten, wenn die Analogie zwischen Saturn und anderen Objekten im System in irgendeinem Maße beibehalten werden sollte. Wir sehen Satelliten in der Nähe des Jupiters, die um ihn kreisen. Noch näher bei uns sehen wir, wie der Mond um die Erde kreist. Wir sehen außerdem, wie das gesamte Planetensystem um die Sonne kreist. All diese Überlegungen standen Huygens vor Augen, als er zu dem Schluss kam, dass die seltsamen Auswüchse – egal ob sie tatsächlich mit dem Planeten verbunden waren oder physisch davon getrennt – sich dennoch drehen mussten.

Mit solchen Überlegungen wurde es bald einfach, die wahre Natur des saturnischen Systems zu vermuten. Wir haben gesehen, wie die Auswüchse alle fünfzehn Jahre unsichtbar wurden und anschließend allmählich wieder auftauchten – zunächst in Form gerader Arme, die vom Planeten nach außen ragten. Die Entwicklung verläuft langsam; wochen- und monatelang zeigt sich Nacht für Nacht dasselbe Bild, mit nur geringen Veränderungen. Doch die ganze Zeit über drehen sich sowohl Saturn als auch die geheimnisvollen Objekte um ihn. Was auch immer sie sein mögen – sie präsentieren dem Auge immer dasselbe Erscheinungsbild, trotz ihrer ununterbrochenen Drehbewegung.

Welche Form muss ein Objekt haben, das die hier angedeuteten Bedingungen erfüllt? Es reicht offensichtlich nicht aus, die Projektionen als zwei Speichen zu betrachten, die vom Planeten ausgehen. Sie würden bei jeder Rotation von sichtbar zu unsichtbar wechseln, wodurch es ständige Veränderungen des Erscheinungsbildes gäbe – anstelle dieser langsamen, schrittweisen Veränderung, für die fünfzehn Jahre für einen vollen Zyklus benötigt werden. Tatsächlich gibt es weitere Überlegungen, die die Möglichkeit ausschließen, dass die Objekte dieser Art sein könnten, denn sie sind immer gleich lang im Vergleich zum Durchmesser des Planeten. Ein wenig Nachdenken zeigt, dass nur eine Annahme – tatsächlich nur eine – alle Fakten des Falls erklären kann. Wenn es einen dünnen, symmetrischen Ring gäbe, der in seiner eigenen Ebene um den Äquator des Saturns rotiert, dann ließe sich die Beständigkeit des Objekts von Nacht zu Nacht erklären. Damit würde der größte Teil der Schwierigkeiten beseitigt. Für den Rest genügte es zu annehmen, dass der Ring so dünn war, dass er, wenn er sich tatsächlich mit seiner Kante zur Erde richtete, unsichtbar wurde; anschließend, je mehr die beleuchtete Seite der Ebene sich der Erde zuwandte, nahmen die „Anhänge“ am Planeten allmählich zu. Das handgriffartige Erscheinungsbild, das das Objekt periodisch annahm, zeigte, dass der Ring nicht am Globus befestigt sein konnte.

Schließlich fand Huygens den Schlüssel zum großen Rätsel, das Astronomen seit fünfzig Jahren verwirrte. Er erkannte, dass der Ring ein äußerst interessantes Objekt war – damals einzigartig und tatsächlich auch heute noch einzigartig. Er hatte jedoch das Gefühl, die Sache noch nicht mit der nötigen Gewissheit bewiesen zu haben; er glaubte, dies durch weitere Untersuchungen erreichen zu können. Dennoch zögerte er, durch eine übermäßige Verspätung der Veröffentlichung das Risiko einzugehen, seine Entdeckung zu verlieren – aus Angst, dass ein anderer Astronom dazwischenkommen könnte. Wie sollte er also seine Priorität sichern, falls die Entdeckung richtig war, und zugleich in Ruhe daran arbeiten, sie zu vervollkommnen? Er wählte den zu jener Zeit üblichen Weg und machte seine erste Ankündigung in verschlüsselter Form. Am 5. März 1656 veröffentlichte er daher ein Schriftstück, das folgende Aussage enthielt:

aaaaaaa ccccc d eeeee g h
iiiiiii llll mm nnnnnnnnn
ooooo pp q rr s ttttt uuuuu

Vielleicht haben einige dieser neugierigen Personen, deren Nachfolger heute so viel Arbeit in die Erstellung von Doppelakrostichen investieren, über dieses berühmte Kryptogramm nachgedacht und sogar versucht, es zu entschlüsseln. Doch selbst wenn solche Versuche unternommen wurden, wissen wir nicht, dass sie erfolgreich waren. Huyghens hatte somit noch einige Jahre Zeit für weitere Untersuchungen. Er prüfte seine Theorie auf jede erdenkliche Weise und stellte fest, dass sie in jedem Detail bestätigt wurde. Daher hielt er es für unnötig, seine große Entdeckung weiterhin vor der Welt zu verbergen. Im Jahr 1659 – etwa drei Jahre nach Erscheinen seines Kryptogramms – gab er daher die Deutung desselben bekannt. Durch die Wiederherstellung der Buchstaben in ihre ursprüngliche Anordnung wurde die Entdeckung in folgenden Worten formuliert: „Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam cohærente, ad eclipticam inclinato.“ Das lässt sich übersetzen mit: „Der Planet wird von einem dünnen, flachen Ring umgeben, der überall von seiner Oberfläche getrennt ist und zur Ellipse geneigt ist.“

Huyghens begnügte sich nicht damit, nur zu zeigen, wie vollständig diese Annahme alle beobachteten Phänomene erklären konnte. Er unterzog sie der weiteren, äußerst präzisen Prüfung, die auf jede astronomische Theorie angewandt werden kann. Mit ihrer Hilfe versuchte er, eine Vorhersage zu treffen, deren Erfüllung seiner Theorie notwendigerweise den Stempel der Gewissheit verleihen würde. Aus seinen Berechnungen ging hervor, dass der Planet im Juli oder August des Jahres 1671 kreisförmig erscheinen würde. Diese Vorhersage bestätigte sich praktisch, denn im Mai desselben Jahres verschwand der Ring tatsächlich. Zweifellos sind wir dank unserer modernen Berechnungen, die auf langfristigen und genauen Beobachtungen beruhen, heute in der Lage, mit weitaus größerer Genauigkeit Vorhersagen über das Erscheinen oder Verschwinden von Saturns Ring zu treffen. Doch wenn man bedenkt, in welchem frühen Stadium der Geschichte des Planeten Huyghens’ Vorhersage gemacht wurde, muss man deren Erfüllung als ausreichend betrachten – sie bestätigt auf zufriedenstellende Weise die Theorie bezüglich Saturns und seines Rings.

Da der Ring des Saturns somit als feststehender Bestandteil der Himmelsarchitektur anerkannt worden war, bemühte sich jede Generation von Astronomen darum, immer mehr über seine wunderbaren Eigenschaften in Erfahrung zu bringen. Auf dem Titelbild (Tafel I.) sehen wir den Planeten so, wie er am Harvard College Observatory in den USA zwischen dem 28. Juli und dem 20. Oktober 1872 beobachtet wurde. Es handelt sich dabei um eine Zeichnung des geschickten Astronomen und Künstlers Herrn L. Trouvelot – sie gibt eine treue und schöne Darstellung dieses einzigartigen Objekts.

Abbildung 64 zeigt eine Zeichnung desselben Objekts, die am 2. Juli 1894 vom Professor E.E. Barnard am Lick Observatory aufgenommen wurde.

Die nächste große Entdeckung im Saturnsystem nach denen von Huygens zeigte, dass der Ring um den Planeten durch eine dunkle, konzentrische Linie gekennzeichnet war, die ihn in zwei Teile teilte – der äußere Teil war schmaler als der innere. Diese Linie wurde erstmals von J.D. Cassini im Jahr 1675 gesehen, als der Saturn aus den Sonnenstrahlen hervortrat. Dass diese schwarze Linie nicht einfach nur ein schwarzer Fleck auf dem Ring ist, sondern tatsächlich eine Trennlinie darstellt, wurde durch die Forschungen von Maraldi im Jahr 1715 sehr wahrscheinlich gemacht; viele Jahre später folgten die Untersuchungen von Sir William Herschel. Dieser führte mit der Sorgfalt, die ihm eigen war, eine detaillierte und gründliche Untersuchung des Saturns durch. Nacht für Nacht verfolgte er ihn stundenlang mit seinen präzisen Instrumenten und trug so erheblich zum Wissen über den Planeten und sein System bei.

Herschel widmete der Untersuchung der Linie, die den Ring teilte, besondere Aufmerksamkeit. Er stellte fest, dass die Farbe dieser Linie nicht von der Farbe des Raums zwischen dem Planetenkörper und dem Ring zu unterscheiden war. Er beobachtete sie zehn Jahre lang auf der Nordseite des Rings – in dieser Zeit behielt sie stets dieselbe Breite, dieselbe Farbe sowie dieselbe Schärfe der Konturen. Später hatte er das Glück, auch die Südseite des Rings beobachten zu können. Auch dort war die schwarze Linie zu erkennen; sie entsprach sowohl in ihrem Aussehen als auch in ihrer Position der dunklen Linie auf der Nordseite. Es bestand nun kein Zweifel mehr daran, dass der Saturn von zwei Ringen umgeben war.

Konzentrische Ringe von gleicher Dicke, wobei der äußere Rand eines Rings dem inneren Rand des anderen sehr nahe kommt.

Gleichzeitig ist es richtig hinzuzufügen, dass das Teleskop bislang keinen absolut unbestreitbaren Beweis für die Trennung zwischen den Ringen geliefert hat. Die von Herschel beobachteten Erscheinungen wären mit der Ansicht vereinbar, dass die schwarze Linie lediglich ein Teil des Rings ist, der sich durch dessen Dicke erstreckt und aus Materialien besteht, die Licht weitaus weniger gut reflektieren können als der Rest des Rings. Es bleibt weiterhin unklar, inwieweit es überhaupt möglich ist, durch die dunkle Linie zu sehen. Offenbar gibt es nur eine zufriedenstellende Methode, dies zu erreichen. Dies würde jedoch nur in seltenen Fällen vorkommen, und es scheint, als wäre bisher noch keine Gelegenheit dazu aufgetreten. Angenommen, im Laufe seiner Bewegung am Himmel würde der Weg des Saturns zufällig direkt zwischen der Erde und einem Fixstern verlaufen. Das teleskopische Erscheinungsbild eines Sterns ist lediglich ein Lichtpunkt, der viel kleiner ist als die Kugeln und Ringe des Saturns. Wenn der Ring vor dem Stern vorbeizöge und die schwarze Linie auf dem Ring über den Stern käme, würden wir, falls die schwarze Linie tatsächlich eine Öffnung wäre, den Stern durch diese schmale Öffnung leuchten sehen.

Bis jetzt glauben wir, dass es noch keine Gelegenheit gab, die Frage nach dem doppelten Charakter des Rings dieser entscheidenden Prüfung zu unterziehen. Hoffen wir, dass da jetzt so viele Teleskope zur Verfügung stehen, die für die Untersuchung dieses Themas geeignet sind, bald Beobachtungen gemacht werden können, die die Frage klären. Man kann kaum erwarten, dass ein sehr kleiner Stern geeignet sein wird. Zweifellos würde die Kleinheit des Sterns die Beobachtungen feiner und präziser machen, wenn der Stern sichtbar wäre; doch wir müssen bedenken, dass er mit den hellen Ringen des Saturns an jedem Rand kontrastiert, sodass er, es sei denn, er hat eine beträchtliche Helligkeit, kaum als Referenz dienen kann. Kürzlich wurde jedoch beobachtet, dass die Kugel des Planeten bis zu einem gewissen Grad durch die dunkle Linie erkennbar ist; das ist praktisch eine Demonstration dafür, dass die Linie zumindest teilweise durchsichtig ist.

Der äußere Ring ist ebenfalls durch eine Linie in zwei Teile geteilt – eine Linie, die viel schwächer ist als die gerade beschriebene. Um diese Linie als deutlich sichtbares Objekt wahrnehmen zu können, sind ein gutes Teleskop sowie eine klare Nacht erforderlich – zusätzlich muss die Position des Planeten günstig sein. Am leichtesten ist sie an den Enden des Rings zu erkennen, die am weitesten vom Planeten entfernt sind. Für den Verfasser dieses Textes, der den Planeten mit dem zwölf Zoll großen Refraktor des Südlichen Äquatorialobservatoriums in Dunsink untersucht hat, erscheint diese äußere Linie genauso breit wie die bekannte Linie; doch sie ist zweifellos schwächer und wirkt dunkler. Sie weist keineswegs den Eindruck auf, tatsächlich eine Öffnung im Ring zu sein – oft ist sie über einen längeren Zeitraum hinweg unsichtbar. Es scheint eher so, als wäre der Ring an dieser Stelle dünner und weniger massiv, ohne jedoch tatsächlich substanzlos zu sein.

In Bezug auf diese Punkte kann man erwarten, dass weitere Informationen gewonnen werden, wenn sich der Ring wieder in eine solche Position bringt, dass seine Ebene, falls vorhanden, zwischen Erde und Sonne verlaufen würde. Solche Gelegenheiten kommen nur selten vor – und selbst dann kann es vorkommen, dass der Planet nicht in einer günstigen Position für die Beobachtung steht. Die nächste wirklich gute Gelegenheit wird erst im Jahr 1907 sein. Dann beleuchtet das Sonnenlicht eine Seite des Rings, während die andere Seite zum Erdmond gerichtet ist. Unter solchen Umständen sind leistungsstarke Teleskope erforderlich, um den Planeten beobachten zu können – doch man kann zu Recht hoffen, dass die Fragen bezüglich der Aufteilung des Rings sowie vieler anderer Aspekte dann weiter geklärt werden können.

Gelegentlich wurden auch weitere Aufteilungen des Rings, sowohl im Inneren als auch im Äußeren, festgestellt. Jedenfalls kann gesagt werden, dass solche Aufteilungen nicht als dauerhafte Merkmale angesehen werden können. Dennoch wurde ihre Existenz von geschickten Beobachtern so häufig behauptet, dass es unmöglich ist, daran zu zweifeln, dass sie tatsächlich manchmal gesehen wurden.

Etwa 200 Jahre nachdem Huygens erstmals die wahre Theorie des Saturns erklärt hatte, wurde eine weitere sehr wichtige Entdeckung gemacht. Bis zum Jahr 1850 ging man immer davon aus, dass die beiden Ringe, die durch die bekannte schwarze Linie geteilt waren, das gesamte Ringsystem um den Saturn ausmachten.

Im gerade erwähnten Jahr überraschte Professor Bond, der renommierte Astronom aus Cambridge, Massachusetts, die Weltschaft mit der Ankündigung seiner Entdeckung eines dritten Rings um Saturn. Wie so oft in solchen Fällen wurde dasselbe Objekt unabhängig davon von einem anderen entdeckt – einem englischen Astronomen namens Dawes. Dieser dritte Ring liegt direkt innerhalb der beiden bekannten Ringe und erstreckt sich etwa bis zur Hälfte der Entfernung zum Planetenkörper. Er scheint im Vergleich zu den beiden anderen Ringen völlig anderer Art zu sein, da diese einen relativ massiven Eindruck machen. Wir werden tatsächlich gleich zeigen, dass es sich bei ihnen nicht um feste – geschweige denn um flüssige – Körper handelt; dennoch waren sie im Vergleich zum dritten Ring von größerer Dichte. Sie können den deutlich sichtbaren Schatten Saturns aufnehmen und zeigen sowie selbst einen tiefen, schwarzen Schatten auf Saturn werfen; der dritte Ring hingegen weist eine viel weniger kompakte Struktur auf. Er besitzt nicht die Leuchtkraft der anderen Ringe, hat vielmehr einen trüben, halbtransparenten Anschein – und der Begriff „Trauerring“, mit dem er oft bezeichnet wird, ist keineswegs unangemessen. Gerade die Schwäche dieses Trauerrings führte dazu, dass er von früheren Beobachtern Saturns so oft übersehen wurde.

Oft wurde festgestellt, dass, wenn eine astronomische Entdeckung mit einem guten Teleskop gemacht wird, es anschließend möglich wird, dasselbe Objekt mit Instrumenten mit weitaus geringerer Leistungsfähigkeit zu beobachten. Zweifellos wird ein Beobachter, der weiß, wonach er suchen muss, oft in der Lage sein, Dinge zu erkennen, die sonst seine Aufmerksamkeit nicht erregt hätten. Als Beispiel für dieses Prinzip kann man anführen, dass der Trauerring Saturns heute für diejenigen vertraut ist, die daran gewöhnt sind, mit guten Teleskopen zu arbeiten; doch man kann dennoch bezweifeln, ob die Leichtigkeit und Deutlichkeit, mit der der Trauerring heute sichtbar ist, vollständig durch diese Annahme erklärt werden kann. Tatsächlich scheint es möglich zu sein, dass der Trauerring aus irgendeinem Grund allmählich immer sichtbarer geworden ist. Die angenommene Zunahme der Helligkeit des Trauerrings ist einer der Argumente, die heute verwendet werden, um zu beweisen, dass die Ringe Saturns mit großer Wahrscheinlichkeit derzeit einer allmählichen Veränderung unterliegen; doch Hadleys Beobachtungen zeigen, dass

Den „Kreppring“ sah er im Jahr 1720 – zuvor hatten ihn bereits Campani und Picard als einen schwachen Gürtel gesehen, der den Planeten durchquerte. Die partielle Durchsichtigkeit des Krepprings wurde in einer Beobachtung von Professor Barnard bezüglich des Sonnenfinsternisses am Iapetus am 1. November 1889 wunderbar dargestellt. Der Satellit war im Schatten des Krepprings schwach sichtbar, während er im Schatten der besser bekannten Ringe völlig unsichtbar war.

Die verschiedenen Merkmale der Ringe sind in dem bereits erwähnten Zeichnung von Trouvelot gut dargestellt. Hier sehen wir den inneren und den äußeren Ring sowie die Trennlinie zwischen ihnen. Im äußeren Ring sind die schwachen Spuren der Trennlinie zu erkennen; innerhalb des inneren Rings haben wir einen Einblick in den seltsamen, halbtransparenten Kreppring. Der schwarze Schatten des Planeten fällt auf den Ring – das beweist, dass sowohl der Ring als auch der Körper des Planeten nur aufgrund des auf sie fallenden Sonnenlichts leuchten. Dieser Schatten weist einige anomale Eigenschaften auf; seine seltsame Unregelmäßigkeit könnte jedoch bis zu einem gewissen Grad eine optische Täuschung sein.

Es besteht kein Zweifel daran, dass jeder Versuch, die Ringe des Saturns darzustellen, nur die auffälligsten Merkmale dieses wunderbaren Systems zeigt. Wir befinden uns in einer solch großen Entfernung, dass alle Objekte, die nicht kolossale Ausmaße haben, unsichtbar sind. Wir haben tatsächlich nur eine Umrisszeichnung – was uns dazu veranlasst, die Details ergänzen zu wollen. Wir möchten beispielsweise die tatsächliche Struktur der Ringe sehen und erfahren, aus welchen Materialien sie bestehen; wir möchten den seltsamen, filmbeschichteten Kreppring verstehen – schließlich unterscheidet er sich stark von allen anderen bekannten Objekten am Himmel. Es besteht zweifellos weiterhin viel Raum für Erkenntnisse – auch unter den ungünstigen Bedingungen unserer Position. Es gibt noch Platz für die Arbeit ganzer Generationen von Astronomen, die über hervorragende Instrumente verfügen. Wir benötigen genaue Zeichnungen des Saturns in jedem denkbaren Aspekt. Wir brauchen wiederholte Messungen mit höchster Präzision. Diese Messungen sollen uns die Größe und Form der Ringe verraten sowie die Position der dunklen Linien und die Grenzen der Ringe genau bestimmen. Solche Messungen sollten über Generationen und Jahrhunderte hinweg fortgesetzt werden – erst dann.

Können terrestrische Astronomen herausfinden, ob dieses ausgeklügelte System tatsächlich die Eigenschaften der Beständigkeit aufweist – oder ob es sich in einem Wandel befindet?

Wir sind daran gewöhnt, dass das Gesetz der Allgemeinen Schwerkraft jeden Teil unseres Systems durchdringt und dass wir auf die Schwerkraft zurückgreifen, um viele sonst unerklärliche Phänomene zu erklären. Wir haben gute Gründe zu glauben, dass im wunderbaren saturnischen System das Gesetz der Schwerkraft von entscheidender Bedeutung ist. Es gibt Satelliten, die um Saturn kreisen, sowie einen Ring; diese Satelliten bewegen sich, wie auch andere Satelliten, gemäß den Gesetzen von Kepler. Daher muss jede Theorie über die Natur des Saturnringes unter der Voraussetzung entwickelt werden, dass er von dem riesigen Planeten, der sich in seinem Inneren befindet, angezogen wird.

Auf den ersten Blick scheint es einfacher zu sein, die Phänomene des Rings mit der Anziehungskraft des Planeten in Einklang zu bringen. Man könnte annehmen, dass der Ring symmetrisch um den Planeten ruht. In seinem Zentrum zieht der Planet den Ring gleichmäßig in alle Richtungen, sodass es keine Tendenz gibt, sich in eine bestimmte Richtung zu bewegen – daher würde der Ring in Ruhe bleiben. Das funktioniert jedoch nicht. Ein Ring, der aus nahezu unendlich starren Materialien besteht, könnte unter solchen Umständen vielleicht für einen Moment ruhen – doch er könnte nicht dauerhaft in Ruhe bleiben, genauso wenig wie eine Nadel, die senkrecht auf ihrer Spitze balanciert wird. In jedem Fall ist das Gleichgewicht instabil. Sobald die geringste Störung auftritt, wird das Gleichgewicht zerstört, und der Ring wird unweigerlich auf den Planeten fallen. Solche Störungsursachen sind ständig vorhanden, weshalb ein instabiles Gleichgewicht keine angemessene Erklärung für die Phänomene sein kann.

Selbst wenn diese Schwierigkeit beseitigt werden könnte, gäbe es noch eine weitere – eine Schwierigkeit, die völlig unüberwindbar wäre, falls der Ring aus irgendwelchen uns bekannten Materialien bestünde. Betrachten wir die Sache für einen Moment – sie führt schließlich natürlich zu jener Erklärung der Saturnringe, die heute am weitesten verbreitet ist.

Stellen Sie sich vor, Sie stünden auf dem Planeten Saturn, in der Nähe seines Äquators. Über Ihrem Kopf erstreckt sich der Ring, der im Osten und Westen bis zum Horizont reicht. Der Halbring über Ihrem Horizont würde dann wie eine mächtige Bogenkonstruktion aussehen, mit einer Spannweite von etwa hunderttausend Meilen. Jede Teilchen dieser Konstruktion wird durch die Schwerkraft zu Saturn hingezogen. Wenn diese Konstruktion weiterhin bestehen soll, muss sie dies gemäß den üblichen mechanischen Gesetzen tun, die auch für die Brücken und Bögen gelten, mit denen wir vertraut sind.

Die Beständigkeit dieser Konstruktionen hängt davon ab, wie gut die Steine, aus denen sie bestehen, einer Druckkraft standhalten können. Jeder Stein unterliegt einem enormen Druck – doch Stein ist ein Material, das solchen Druck aushalten kann, weshalb die Konstruktion erhalten bleibt. Je größer die Spannweite des Bogens, desto größer ist der Druck, dem jeder Stein ausgesetzt ist. Schließlich wird eine Spannweite erreicht, bei der der Druck so groß ist, dass die Steine ihn nicht mehr sicher tragen können. Damit ergibt sich eine Obergrenze für die Spannweite, über die ein solcher Bogen errichtet werden kann. Wenn man diese Prinzipien auf den gewaltigen Bogen anwendet, den der Saturnring bildet, zeigt sich, dass der Druck auf die Materialien dieses Bogens so enorm wäre, dass kein uns bekanntes Material ihn aushalten könnte. Selbst wenn der Ring aus dem härtesten Stahl bestünde, der je hergestellt wurde, wäre der Druck so groß, dass das Metall wie Flüssigkeit zusammengedrückt würde und die mächtige Konstruktion zusammenbrechen und auf die Oberfläche des Planeten fallen würde. Es ist unwahrscheinlich, dass es Materialien geben könnte, die einen solch enormen Druck aushalten könnten. Daher fordert das Gravitationsgesetz von uns, nach Methoden zu suchen, mit denen die Intensität dieses Drucks verringert werden kann.

Es gibt eine solche Methode – sie wird offensichtlich durch ähnliche Phänomene in unserem Sonnensystem nahegelegt. Wir haben vom Ring gesprochen, als ob er ruhig stünde; nehmen wir nun an, er rotiere in seiner Ebene um Saturn als Mittelpunkt. Sofort entsteht eine Kraft, die der Schwerkraft Saturns entgegenwirkt. Diese Kraft ist die sogenannte Zentrifugalkraft. Wenn wir uns vorstellen, dass der Ring rotiert, wirkt die Zentrifugalkraft an allen Punkten in entgegengesetzter Richtung zur Anziehungskraft.

Der enorme Druck auf den Ring kann verringert werden und eine Schwierigkeit kann überwunden werden.

Wir können somit jedem Ring eine Rotation zuweisen, die ihn teilweise von dem Druck befreit, den der Bogen sonst tragen müsste. Doch wir können nicht annehmen, dass die Schwierigkeit vollständig beseitigt wurde. Angenommen, der äußere Ring dreht sich mit einer solchen Geschwindigkeit, dass die Schwerkraft an seinem äußeren Rand ausgeglichen wird, dann wird die Zentrifugalkraft im Inneren des Rings geringer sein, während die Schwerkraft größer ist; dadurch entstehen enorme Spannungen in den inneren Teilen des äußeren Rings. Angenommen nun, der Ring dreht sich mit einer solchen Geschwindigkeit, dass die Schwerkraft an seinem inneren Rand ausgeglichen wird; dann wird die Zentrifugalkraft in den äußeren Teilen weitgehend der Schwerkraft überlegen sein, und es wird eine Tendenz zur Zerstörung des Rings nach außen bestehen.

Um dieser Tendenz entgegenzuwirken, können wir annehmen, dass die äußeren Teile jedes Rings langsamer drehen als die inneren Teile. Dies erfordert natürlich, dass die Teile des Rings relativ zueinander beweglich sind, und führt uns damit zu der Annahme, dass die Ringe vielleicht tatsächlich aus Materie im flüssigen Zustand bestehen. Auf den ersten Blick scheint das eine plausible Annahme zu sein; dann würde jeder Teil jedes Rings mit einer geeigneten Geschwindigkeit bewegt werden, und die Ringe würden somit zahlreiche konzentrische Kreisströmungen mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten aufweisen. Der Mathematiker kann diese Untersuchung noch etwas weiterführen und untersuchen, wie sich diese Flüssigkeit unter solchen Umständen verhalten würde. Seine Symbole können das Thema in die Komplexitäten vorantreiben, die in allgemeiner Sprache nicht beschrieben werden können. Der Mathematiker stellt fest, dass Wellen in der angenommenen Flüssigkeit entstehen würden, und da diese Wellen zur Zerstörung der Ringe führen würden, muss die Flüssigkeitstheorie aufgegeben werden.

Doch wir können noch eine oder zwei weitere Annahmen machen. Was, wenn es tatsächlich wahr wäre, dass der Ring aus einer unglaublich großen Anzahl von konzentrischen Ringen besteht, von denen jeder genau mit der Geschwindigkeit in Bewegung gesetzt wird, die für die Erzeugung einer Zentrifugalkraft ausreicht, die gerade ausreicht, um die Anziehungskraft auszugleichen? Zweifellos löst dies viele der Schwierigkeiten – auch die Beobachtungen, die das Vorhandensein mehrerer dunkler Linien gezeigt haben, deuten darauf hin.

Ring. Auch hier müssen wieder dynamische Überlegungen herangezogen werden, um eine Antwort zu geben. Ein solches System aus festen Ringen ist nicht mit den Gesetzen der Dynamik vereinbar.

Wir sind daher gezwungen, einen letzten Versuch zu unternehmen und den Ring weiter zu unterteilen. Es mag ziemlich überraschend erscheinen, die Annahme völlig aufzugeben, dass der Ring in irgendeiner Weise ein kontinuierlicher Körper ist – doch es bleibt keine Alternative. Egal, wie man es betrachtet, scheint man zu dem Schluss zu kommen, dass der Ring tatsächlich eine enorme Ansammlung äußerst kleiner Körper ist; jeder dieser kleinen Körper folgt einer eigenen Umlaufbahn um den Planeten und ist im Grunde genommen lediglich ein Satellit. Diese Körper sind so zahlreich und so dicht beieinander, dass sie uns wie ein kontinuierlicher Körper erscheinen – und sie können sehr klein sein, vielleicht nicht größer als die Wassertropfen in einer gewöhnlichen Wolke über der Erdoberfläche, die bereits aus kurzer Entfernung wie ein kontinuierlicher Körper wirkt.

Bis vor einigen Jahren wurde diese Theorie zur Struktur von Saturns Ringen, obwohl sie aus mathematischer Sicht unangreifbar war, nie durch Beobachtungen bestätigt. Der einzige Astronom, der behauptete, tatsächlich den Rotationsvorgang der Ringe gesehen zu haben, war W. Herschel, der im Jahr 1789 die Bewegung einiger leuchtender Punkte auf dem Ring beobachtete – zu dieser Zeit zufällig gerade in dem Moment, als die Ebene des Rings durch die Erde führte. Aus diesen Beobachtungen schloss Herschel, dass der Ring in zehn Stunden und dreiunddreißig Minuten rotierte. Doch keiner der nachfolgenden Beobachter, auch wenn sie Saturn mit Instrumenten beobachteten, die denjenigen von Herschel weit überlegen waren, konnte jemals seine Aussage bezüglich der Rotation dieser Saturn-Anhänge bestätigen. Wenn der Ring aus einer großen Anzahl kleiner Körper bestünde, dann würde uns das dritte Keplersche Gesetz dabei helfen, die Zeit zu berechnen, die diese winzigen Satelliten benötigen würden, um den Planeten vollständig zu umrunden. Es scheint, dass ein Satellit, der am äußeren Rand des Rings liegt, einen Zeitraum von 13 Stunden und 46 Minuten benötigen würde, solche in der Mitte nicht mehr als 10 Stunden und 28 Minuten, während solche am inneren Rand des Rings ihre Rotation in 7 Stunden und 28 Minuten abschließen würden. Selbst unsere mächtigsten Teleskope, die in den reinsten Himmeln aufgestellt werden und von den geschicktesten Astronomen verwendet werden, weigern sich, dieses äußerst delikate Phänomen sichtbar zu machen. Es wäre tatsächlich eine…

Wiederholung im großen Maßstab des seltsamen Verhaltens des inneren Satelliten von Mars, der um seinen Zentralstern in kürzerer Zeit kreist, als der Planet selbst benötigt, um sich um seine eigene Achse zu drehen.

Abb. 66 – Prof. Keelers Methode zur Messung der Rotation der Ringe des Saturns.
Doch was das Teleskop nicht zeigen konnte, hat das Spektroskop kürzlich auf äußerst effektive und interessante Weise nachgewiesen. Wir haben im Kapitel über die Sonne erklärt, wie die Bewegung einer Lichtquelle entlang der Sichtlinie, in Richtung oder weg vom Beobachter, eine leichte Verschiebung hervorruft.

Die Position der Spektrallinien. Durch die Messung der Verschiebung der Linien kann die Richtung und der Umfang der Bewegung der Lichtquelle bestimmt werden. Wir haben diese Methode veranschaulicht, indem wir zeigten, wie sie tatsächlich zur Messung der Drehgeschwindigkeit der Sonnenoberfläche verwendet wurde. Im Jahr 1895 gelang es Professor Keeler,[26] Leiter des Allegheny-Observatoriums, auf diese Weise die Rotation des Saturnrings zu messen. Er platzierte den Schlitz seines Spektroscops quer über den „Ball“, in Richtung der Hauptachse der elliptischen Form, die durch die Perspektive dem Ring zugeschrieben wird – wie die parallelen Linien in Abbildung 66 zeigen, die von e nach w reichen. Seine Fotoplatte sollte dann drei eng beieinanderliegende Spektren zeigen: das des „Balls“ des Saturns in der Mitte, getrennt durch dunkle Intervalle von den schmaleren Spektren oben und unten davon, die den beiden „Griffen“ (oder Ansæ, wie sie allgemein genannt werden) des Rings entsprechen. In Abbildung 67 haben wir das Verhalten einer beliebigen Spektrallinie unter verschiedenen Annahmen bezüglich der Rotation oder Nichtrotation des Saturns und des Rings dargestellt. Oben (1) sehen wir, wie jede Linie aussehen würde, wenn es keine Rotationsbewegung gäbe; die drei Linien, die vom Ring, vom Planeten sowie vom Ring selbst stammen, liegen dann in einer geraden Linie. Natürlich zeigt das Spektrum, das im Grunde eine sehr schwache Kopie des Sonnenspektrums ist, die wichtigsten dunklen Fraunhofer-Linien – daher muss sich der Leser diese selbst vorstellen, parallel zu denen, die wir in der Abbildung zeigen. Doch Saturn und der Ring stehen nicht still, sie drehen sich: Der östliche Teil (bei e) bewegt sich auf uns zu, während der westliche Teil (bei w) sich von uns entfernt.[27] Bei e wird die Linie daher in Richtung des violettsten Teils des Spektrums verschoben, bei w in Richtung des roten Teils. Da die tatsächliche lineare Geschwindigkeit umso größer wird, je weiter man sich vom Zentrum des Saturns entfernt (unter der Annahme, dass Ring und Planet gemeinsam rotieren), würden die Linien wie in Abbildung 67 (2) verdreht werden, doch die drei Linien blieben weiterhin in einer geraden Linie. Wenn der Ring aus zwei unabhängigen Ringen bestünde, die durch die Cassini-Spalte getrennt sind und mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten rotieren, würden die Linien wie in Abbildung 67 (3) angeordnet sein – die Linien des inneren Rings wären aufgrund der höheren Geschwindigkeit des inneren Rings stärker abgelenkt als die des äußeren Rings.

Abb. 67 – Prof. Keelers Methode zur Messung der Rotation der Ringe des Saturns.

Schließlich betrachten wir den Fall der Ringe, die aus unzähligen Teilchen bestehen, die gemäß dem dritten Gesetz von Kepler um den Planeten kreisen. Die tatsächlichen Geschwindigkeiten dieser Teilchen wären pro Sekunde:—

Am äußeren Rand: 10,69 Ringmeilen.
In der Mitte: 11,68 Ringmeilen.
Am inneren Rand: 13,01 Ringmeilen.
Rotationsspeed: 6,38 an der Oberfläche des Planeten in Meilen pro Sekunde.

Die Verschiebung der Spektrallinien sollte diesen Geschwindigkeiten entsprechen – es ist leicht zu erkennen, dass die Linien wie in der vierten Abbildung angeordnet sein sollten. Als Professor Keeler die fotografierten Spektren untersuchte, stellte er fest, dass die Linien der drei Spektren genau auf diese Weise geneigt waren. Das zeigte, dass der äußere Rand des Rings die Umlaufbahn um den Planeten mit einer geringeren linearen Geschwindigkeit zurücklegte als der innere Rand – wie es auch der Fall sein müsste, wenn die Lichtquellen (oder genauer gesagt die Reflektoren des Sonnenlichts) unabhängige Teilchen wären, die sich gemäß dem dritten Gesetz von Kepler bewegen könnten. Es wäre hingegen nicht der Fall, wenn der Ring oder die Ringe steif wären – in diesem Fall hätte der äußere Rand die größte lineare Geschwindigkeit, da er dann die größte Strecke zurücklegen müsste. Hier lag endlich der Beweis für die meteoritische Zusammensetzung des Saturnringes. Professors Keelers wunderbare Entdeckung wurde seitdem durch wiederholte Beobachtungen an den Observatorien Allegheny, Lick, Paris und Pulkowa bestätigt. Die tatsächlichen Geschwindigkeiten, die aus den beobachteten Verschiebungen der Linien abgeleitet werden konnten, stimmten gut – innerhalb der Grenzen der Beobachtungsfehler – mit den berechneten Geschwindigkeiten überein. Damit wird diese hervorragende Bestätigung der mathematischen Schlussfolgerungen von Clerk Maxwell jenseits jeden Zweifels gestellt.

Das Spektrum des Saturns ist so schwach, dass nur die stärksten Linien des Sonnenspektrums darin sichtbar sind. Doch die Atmosphäre des Planeten scheint eine beträchtliche Menge an Absorption im blauen und violett gefärbten Bereich des Spektrums hervorzurufen – insbesondere in der Nähe des Äquatorgürtels. Ein starker Streifen im roten Bereich zeigt außerdem die Dichte der Atmosphäre an. Dieser Streifen ist im Spektrum der Ringe nicht zu sehen – daher kann es dort keine Atmosphäre geben.

Da der Saturnring selbst einzigartig ist, können wir anderswo keine passenden Beispiele für eine so bemerkenswerte Struktur finden. Dennoch weist das Sonnensystem einige ähnliche Phänomene auf. So gibt es beispielsweise eines in sehr großem Maßstab, das den Sonnen selbst umgibt. Wir meinen damit die Vielzahl kleinerer Planeten, die alle in einem bestimmten Bereich des Systems befinden. Stellen Sie sich vor, diese Planeten wären in ihrer Anzahl stark vermehrt worden – und die Bahnen, die stark zur Ebene der anderen Bahnen geneigt sind, wären abgeflacht worden.

sonst angepasst – und wir hätten einen Ring um die Sonne, der somit eine Anordnung hervorruft, die derjenigen nicht unähnlich ist, die heute dem Saturn zugeschrieben wird.

Es ist verlockend, sich noch länger mit diesem wunderschönen System zu beschäftigen, darüber nachzudenken, wie der Ring für einen Bewohner des Saturns aussehen würde, und zu spekulieren, ob er als dauerhafter Bestandteil unseres Systems angesehen werden kann – genauso wie wir unserem Mond oder den Satelliten Jupiters Dauerhaftigkeit zuschreiben. Aus jedem Blickwinkel gesehen ist diese Frage äußerst interessant und bietet reichlich Arbeit für jeden Typ von Astronomen. Hat er ein gutes Teleskop, dann hat er zahlreiche Aufgaben zu erledigen: Beobachtungen durchzuführen, Skizzen anzufertigen und Messungen vorzunehmen. Ist er einer jener nützlichen Astronomen, die ihre Energie nicht der eigentlichen teleskopischen Arbeit widmen, sondern Berechnungen auf der Grundlage der Beobachtungen anderer anstellen, dann liefert das wunderschöne System des Saturns reichlich Material. Er muss die verschiedenen Phasen des Rings vorhersagen, den Astronomen mitteilen, wann jede Eigenschaft am besten sichtbar ist, und zu welcher Stunde jedes Element am besten bestimmt werden kann. Zudem muss er die Zeiten der Bewegungen der Satelliten des Saturns sowie andere Phänomene eines komplexeren Systems als das des Jupiters vorhersagen.

Schließlich: Wenn der Astronom zu jener Klasse gehört – vielleicht aus einigen Blickwinkeln sogar zur höchsten aller Klassen –, die die tiefgründigsten Forschungen des menschlichen Verstands einsetzt, um die dynamischen Probleme der Astronomie zu lösen, dann findet auch er beim Saturn Probleme, die die anspruchsvollsten analytischen Fähigkeiten auf die Probe stellen – auch wenn sie diese nicht völlig übersteigen. Er entdeckt im Ring des Saturns ein Objekt, das völlig anders ist als alles andere, sodass neue mathematische Methoden entwickelt werden müssen, um damit umzugehen. Er findet im System so viele außergewöhnliche Eigenschaften sowie eine solche Feinabstimmung, dass er gezwungen ist zuzugeben: Hätte er die Ringe des Saturns nicht tatsächlich vor Augen gehabt, hätte er nicht geglaubt, dass ein solches System möglich sei. Die Arbeit der Mathematiker an diesem wunderbaren System befindet sich derzeit erst in ihren Anfängen. Nicht nur sind die Forschungen von so abstraktem Charakter, dass sie das höchste Genie in diesem Wissenschaftsbereich erfordern, sondern auch die Materialien für die Untersuchungen wurden bislang noch nicht gesammelt. In einer Diskussion über dieses

Die Beobachtung muss dem Berechnen vorausgehen. Die bisher nur spärlich erhobenen Beobachtungen – so sehr sie auch die Schönheit des Systems veranschaulichen mögen – reichen immer noch völlig nicht aus, um die Grundlage jener großartigen mathematischen Theorie über Saturn zu bilden, die letztendlich verfasst werden muss.

Doch Saturn interessiert eine weitaus größere Anzahl von Menschen als nur diejenigen, die sich besonders der Astronomie widmen. Er ist von Interesse – er muss von Interesse sein – für jeden gebildeten Menschen, der auch nur die geringste Zuneigung zur Natur hat. Ein Liebhaber der Malerischen kann Saturn durch ein Teleskop betrachten, ohne lebhafte Emotionen zu verspüren; doch wenn seine Lektüre und Reflexionen ihn bereits auf die kolossale Größe des Objekts hingewiesen haben, dem er zuschaut, wird er gezwungen sein zuzugeben, dass es in der ganzen Natur kein bemerkenswerteres Schauspiel gibt.

Wir haben so lange über die Faszinationen von Saturns Ringen nachgedacht, dass wir nur eine sehr kurze Beschreibung dieses Systems von Satelliten geben können, das den Planeten begleitet. Wir hatten bereits mehrfach Gelegenheit, auf diese Körper hinzuweisen; es bleibt nun nur noch, einige weitere Details aufzuzählen.

Am 25. März 1655 entdeckte Huygens den ersten Satelliten von Saturn – seiner Durchschau verdanken wir die Entdeckung der wahren Form des Rings. Am Abend jenes Tages untersuchte Huygens Saturn mit einem von ihm selbst konstruierten Teleskop, als er in der Nähe des Planeten ein kleines, sternähnliches Objekt beobachtete. In der folgenden Nacht wiederholte er seine Beobachtungen, und es stellte sich heraus, dass der „Stern“ den Planeten bei seiner Bewegung am Himmel begleitete. Das zeigte, dass das kleine Objekt tatsächlich ein Satellit von Saturn war. Weitere Beobachtungen ergaben, dass er in einem Zeitraum von 15 Tagen, 22 Stunden und 41 Minuten um Saturn kreiste. So begann jene Reihe zahlreicher Entdeckungen von Satelliten, die Saturn begleiten. Einer nach dem anderen wurden sie entdeckt, sodass heute mindestens neun Satelliten bekannt sind, die den großen Planeten auf seinen Wanderungen begleiten. Die späteren Entdeckungen wurden jedoch keineswegs von Huygens gemacht, denn er gab die Suche nach weiteren Satelliten aus Gründen auf, die für moderne Ohren seltsam klingen.

was durchaus mit den Ideen seiner Zeit übereinstimmte. Es scheint, dass Huyghens aufgrund irgendeines Symmetrieprinzips annahm, es sei angemessen, wenn die Anzahl der Satelliten oder sekundären Planeten der Anzahl der primären Planeten entspräche. Die primären Planeten, einschließlich der Erde, zählten sechs; durch Huyghens’ Entdeckung stieg die Gesamtzahl der Satelliten ebenfalls auf sechs. Die Erde hatte einen Satelliten, Jupiter vier, Saturn einen – und das System war vollständig.

Die Natur kennt jedoch keine solchen arithmetischen Prinzipien wie die, die Huyghens ihr zuschrieb. Hätte er weniger von solchen Vorurteilen beeinflusst worden, hätte er vielleicht die Arbeiten von Cassini voraussehen können, der durch die Entdeckung weiterer Satelliten des Saturns die Absurdität der Lehre von der numerischen Gleichheit zwischen Planeten und Satelliten bewies. Mit weiteren Entdeckungen stieg die Anzahl der Satelliten anfangs über die Anzahl der Planeten hinaus; doch in jüngerer Zeit, als eine Vielzahl kleinerer Planeten entdeckt wurde, überholte die Anzahl der Planeten schnell die Anzahl ihrer Satelliten.

Im Jahr 1671, etwa sechzehn Jahre nach der Entdeckung des ersten Satelliten des Saturns, entdeckte Cassini einen zweiten. Dies ist der äußerste der älteren Satelliten; er benötigt 79 Tage, um den Saturn einmal zu umrunden. Im folgenden Jahr entdeckte er einen weiteren; zwölf Jahre später, im Jahr 1684, noch zwei weitere – somit insgesamt fünf Satelliten dieses Planeten.

Die Komplexität des saturnischen Systems hatte nun keinen Vergleich mehr im Himmel. Saturn hatte fünf Satelliten, während Jupiter nur vier hatte – und mindestens einer der Satelliten des Saturns, namens Titan, war größer als jeder Satellit des Jupiter.[28] Einige der Entdeckungen von Cassini wurden mit Teleskopen von äußerst riesigen Abmessungen gemacht. Die Länge des Instruments – genauer gesagt die Entfernung, an der sich die Objektlinse befand – betrug hundert Fuß oder mehr vom Auge des Beobachters entfernt. Es schien kaum möglich, mit solch umfangreichen Instrumenten weitere teleskopische Untersuchungen durchzuführen. Schließlich begann jedoch eine große Reform in der Konstruktion astronomischer Instrumente. In den Händen von Herschel erwies es sich als möglich, solche Instrumente zu konstruieren.

Teleskope mit beherrschbaren Abmessungen – die sowohl leistungsstärker als auch genauer waren als die Langbrennweitenlinsen von Cassini – wurden verwendet. Ein großes Instrument dieser Art, vierzig Fuß lang, das gerade von Herschel fertiggestellt worden war, wurde am 28. August 1789 auf Saturn gerichtet. Noch nie zuvor hatte man den wunderbaren Planeten einer so genauen Untersuchung unterzogen. Herschel kannte die Arbeiten seiner Vorgänger. Er hatte oft Saturn und seine fünf Monde durch geringwertigere Teleskope betrachtet; nun sah er wieder diese fünf Monde sowie ein sternartiges Objekt, das so nahe am Ringplan lag, dass er vermutete, es handele sich um einen sechsten Satelliten. Es gab eine schnelle Methode, diese Vermutung zu überprüfen: Saturn bewegte sich damals rasch am Himmel. Wenn dieses neue Objekt tatsächlich ein Satellit war, dann musste es von Saturn mitgeführt werden. Herschel beobachtete besorgt, ob dem so sein würde. Schon nach kurzer Zeit ließ sich die Frage beantworten: Nach zweieinhalb Stunden hatte sich der Planet auf eine beträchtliche Entfernung entfernt und nicht nur die bereits bekannten fünf Satelliten, sondern auch dieses sechste Objekt mitgenommen. Hätte es sich um einen Stern gehandelt, wäre er zurückgeblieben; er blieb jedoch nicht zurück, und somit war auch er ein Satellit. So begann nach langer Zeit von einem Jahrhundert erneut die teleskopische Entdeckung von Satelliten um Saturn. Herschel beobachtete dieses Objekt, wie es seine Gewohnheit war, mit unermüdlichem Eifer und stellte fest, dass es viel näher an Saturn lag als irgendeiner der bisher bekannten Satelliten. Gemäß dem allgemeinen Gesetz, dass je näher…

Je kürzer die Umlaufzeit eines Satelliten ist, desto schneller vollendet er eine Umlaufbahn. Herschel stellte fest, dass dieser kleine Mond seine Umlaufbahn in etwa 1 Tag, 8 Stunden und 53 Minuten abschließt. Dasselbe große Teleskop, verwendet mit derselben außergewöhnlichen Geschicklichkeit, führte Herschel bald zu einer noch interessanteren Entdeckung. Auch ein Objekt, das so klein war, dass es im großen 40-Fuß-Reflektor nur als winziger Punkt sichtbar war, wurde von Herschel entdeckt – und er bewies, dass es sich um einen Satelliten handelte, der so nahe am Planeten war, dass er seine Umlaufbahn in der sehr kurzen Zeit von 22 Stunden und 37 Minuten abschloss. Es handelt sich dabei um ein äußerst zartes Objekt, das nur mit den besten Teleskopen in den kurzen Intervallen sichtbar ist, in denen es nicht vollständig vom Ring verdeckt wird.

Wieder verging eine lange Zeit, und fast fünfzig Jahre lang galt das Saturnsystem als bestehend aus der Reihe der Ringe sowie den sieben Satelliten. Die nächste Entdeckung hat ein besonderes historisches Interesse: Sie wurde gleichzeitig von zwei Beobachtern gemacht – Professor Bond aus Cambridge, Massachusetts, und Herr Lassell aus Liverpool – denn am 19. September 1848 bestätigten beide Astronomen, dass der kleine Punkt, den sie bereits in den vorangegangenen Nächten gesehen hatten, tatsächlich ein Satellit war. Dieser Satellit befindet sich jedoch in beträchtlicher Entfernung vom Planeten und benötigt 21 Tage, 7 Stunden und 28 Minuten für eine Umlaufbahn; er ist der siebte Satellit im Abstand zum Planeten.

Noch einen weiteren, äußerst schwachen äußeren Satelliten konnte Professor W.H. Pickering am 16., 17. und 18. August 1898 durch Fotografie erkennen. Dieses Objekt liegt weitaus weiter vom Planeten entfernt als die größeren, älteren Satelliten. Seine Bewegung wurde bisher noch nicht vollständig bestimmt, doch vermutlich benötigt es mindestens 490 Tage für eine einzige Umlaufbahn.

Aus Beobachtungen der Satelliten geht hervor, dass 3.500 Körper mit der Masse des Saturns genauso viel wiegen würden wie die Sonne.

Professor Kirkwood entdeckte ein Gesetz, das die Bewegungen der vier inneren Satelliten des Saturns miteinander verbindet. Dieses Gesetz gilt auf eine Weise, die darauf hindeutet, dass es aus der gegenseitigen Anziehungskraft der Satelliten entsteht. Wir haben bereits ein ähnliches Gesetz beschrieben.

im Verhältnis zu drei der Jupitermonde. Das Problem bezüglich des Saturns, bei dem es nicht weniger als vier Monde gibt, ist von außergewöhnlicher Komplexität. Es erfordert in größerem Maße die Anwendung der Störungstheorie, als es Mathematiker bei der Untersuchung der gewöhnlicheren Eigenschaften unseres Sonnensystems gewohnt sind. Um dieses Gesetz auszudrücken, ist es notwendig, auf die täglichen Bewegungen der Monde zurückzugreifen; diese sind wie folgt:

Mond. Tägliche Bewegung.
I. 382°·2.
II. 262°·74.
III. 190°·7.
IV. 131°·4.

Das Gesetz besagt, dass, wenn man fünfmal die Bewegung des ersten Mondes mit der des dritten sowie viermal die Bewegung des vierten Mondes addiert, das Ergebnis zehnmal der Bewegung des zweiten Mondes entspricht. Die Berechnung sieht daher so aus:

5-mal I. ergibt
1911°·0
III. ergibt 190°·7, II. 262°·74
4-mal IV. ergibt
10 · 525°·6
——— ————
2627°·4
2627°·3 entspricht annähernd.

Es gibt nichts Einfacheres als die Überprüfung dieses Gesetzes; doch die Aufgabe, den physikalischen Grund dafür aufzuzeigen, warum es gelten sollte, ist noch nicht erledigt.

Saturn war der entlegenste Planet, den die Alten kannten. Er umkreist die Sonne in einer Umlaufbahn weit außerhalb der Umlaufbahnen der anderen alten Planeten. Bis zur Entdeckung des Uranus im Jahr 1781 konnte man die Umlaufbahn des Saturns durchaus als die

Die Grenzen des Sonnensystems. Der ringgeschmückte Planet war tatsächlich ein würdiger Kandidat, eine so herausragende Position einzunehmen. Doch wir wissen jetzt, dass die gewaltige Umlaufbahn des Saturns nicht bis zu den Grenzen des Sonnensystems reicht; eine großartige Entdeckung, die zu einer noch größeren führte, hat diese Grenzen erheblich erweitert, indem sie zwei mächtige Planeten aufzeigte, die in großer Entfernung, jenseits der Bahn des Saturns, um die Sonne kreisen. Diese Objekte besitzen nicht die Schönheit des Saturns; tatsächlich sind sie in keiner Weise als brauchbare Teleskopbilder zu betrachten. Dennoch wecken diese äußeren Planeten ein außergewöhnliches Interesse. Die Entdeckung jedes einzelnen von ihnen ist ein klassisches Ereignis in der Geschichte der Astronomie – und es wurde, vielleicht zu Recht, angenommen, dass die Entdeckung Neptuns, des weiter entfernten der beiden, die größte Leistung in der Astronomie seit der Zeit Newtons darstellt.

KAPITEL XIV
URANUS

Kontrast zwischen Uranus und den anderen großen Planeten – William Herschel – Seine Geburt und Herkunft – Herschels Ankunft in England – Seine Liebe zum Lernen – Beginn seiner astronomischen Studien – Der Bau von Teleskopen – Der Bau von Spiegeln – Der Musikprofessor wird Astronom – Die methodische Forschung – Der 13. März 1781 – Die Entdeckung des Uranus – Die Feinheit der Beobachtungen – War das Objekt ein Komet? – Die Bedeutung dieser Entdeckung – Herschels Ruhm – Georg III. und der Musiker aus Bath – Der Königsastronom in Windsor – Der Planet Uranus – Zahlenangaben dazu – Die vier Monde des Uranus – Ihre kreisförmigen Umlaufbahnen – Frühe Beobachtungen des Uranus – Flamsteeds Beobachtungen – Lemonnier sah Uranus – Die Nützlichkeit ihrer Messungen – Der elliptische Weg – Das dadurch aufgeworfene große Problem.

Für den gegenwärtigen Verfasser scheint die Geschichte des Uranus sowie die Umstände seiner Entdeckung zu einem der angenehmsten und interessantesten Episoden in der gesamten Wissenschaftsgeschichte zu gehören. Hier begeben wir uns in eine völlig neue Perspektive bei der Erforschung des Sonnensystems. Alle anderen großen Planeten waren bereits seit der Antike bekannt – egal wie falsch die damit verbundenen Vorstellungen auch sein mochten. Es handelte sich dabei um auffällige Objekte, deren Bewegungen kaum die Aufmerksamkeit derer entgehen konnten, deren Tätigkeit darin bestand, die Sterne zu beobachten. Doch nun kommen wir zu einem großen Planeten, dessen Existenz den Alten völlig unbekannt war; daher müssen wir zunächst die tatsächliche Entdeckung dieses Objekts beschreiben und anschließend untersuchen, was wir über seine physikalische Natur erfahren können.

Auf den vorherigen Seiten hatten wir bereits Gelegenheit, den verehrten Namen William Herschel im Zusammenhang mit verschiedenen Bereichen der Astronomie zu erwähnen; doch bis zu diesem Punkt unseres Werkes haben wir absichtlich jede weitere ausführlichere Erwähnung dieses außergewöhnlichen Mannes aufgeschoben. Die Geschichte des Uranus, zumindest in ihren frühen Phasen, ist somit die Geschichte der Anfänge…

Die Karriere von William Herschel. Es wäre genauso unmöglich wie unerwünscht, zu versuchen, sie voneinander zu trennen.

William Herschel, der berühmte Astronom, wurde 1738 in Hannover geboren. Sein Vater war ein talentierter Mann, der auf eher bescheidene Weise den Beruf eines Musikprofessors ausübte. Er hatte zehn Kinder, von denen William der Vierte war; man kann feststellen, dass alle Familienmitglieder, von denen Aufzeichnungen erhalten geblieben sind, das musikalische Talent ihres Vaters geerbt hatten und zu talentierten Künstlern wurden. Es gibt angenehme Schilderungen dieser interessanten Familie, von Williams außergewöhnlichem Talent, von den langen Diskussionen über Musik und Philosophie sowie von seiner jüngeren Schwester Caroline, die später eine berühmte Karriere antreten sollte. William lernte bald alles, was sein Lehrer ihm in den üblichen Wissensgebieten beibringen konnte, und mit vierzehn Jahren war er bereits ein kompetenter Spieler auf Oboe und Viola. Er arbeitete im Hoforchester in Hannover und war auch Mitglied der Band der Hannoverschen Garde. Unruhige Zeiten sollten bald Herschels Familie zerstören. Die Franzosen fielen in Hannover ein, die Hannoverschen Garde wurde in der Schlacht bei Hastenbeck besiegt, und der junge William Herschel machte unangenehme Erfahrungen im Krieg. Seine Gesundheit war nicht sehr gut, und er beschloss, seinen Beruf zu wechseln. Seine Methode, dies zu tun, ist eine, die seine Biografen kaum rechtfertigen können; denn um es offen zu sagen: Er desertierte und schaffte es, nach England zu fliehen. Nach unbestreitbaren Quellen erhielt Herschel bei seinem ersten Besuch beim König Georg III., mehr als zwanzig Jahre später, die Begnadigung persönlich vom König, in ordnungsgemäßer Form ausgestellt.

Im Alter von neunzehn Jahren begann der junge Musiker, sein Glück in England zu suchen. Zuerst stieß er auf erhebliche Schwierigkeiten, doch Fleiß und Geschicklichkeit überwand alle Hindernisse, und mit sechsundzwanzig Jahren hatte er sich vollständig in England etabliert und hatte in seinem Beruf Erfolg. Im Jahr 1766 bekleidete Herschel eine bedeutende Position in der Musikwelt; er war zum Organisten der Octagon Chapel geworden.

Bath – seine Zeit wurde vollständig damit verbracht, seinen zahlreichen Schülern Unterricht zu erteilen sowie sich auf Konzerte und Oratorien vorzubereiten. Trotz seines hektischen Berufslebens behielt Herschel weiterhin jenen unstillbaren Durst nach Wissen, den er bereits als Junge besessen hatte. Jeden Moment, den er von seinen musikalischen Verpflichtungen erübrigen konnte, widmete er eifrig dem Studium. In seinem Bestreben, sein Wissen über die anspruchsvolleren Aspekte der Musiktheorie zu vertiefen, musste er Mathematik lernen; von der Mathematik aus war der Übergang zur Optik natürlich. Sobald er mit dem Studium der Optik begann, kam er natürlich auch zum Teleskop – und somit zur Astronomie selbst.

Seine Anfänge waren äußerst bescheiden. Durch ein kleines, unvollkommenes Teleskop erhielt der große Astronom seinen ersten Blick auf die himmlischen Prachtwerke. Zweifellos hatte er schon oft an klaren Nächten in den Himmel geschaut und die tausenden Sterne bewundert, mit denen er geschmückt war; doch nun, da er seine Sehkraft zumindest geringfügig verbessern konnte, erhielt er einen Anblick, der ihn faszinierte. Die Sterne, die er zuvor gesehen hatte, sah er nun viel deutlicher – doch noch wichtiger war, dass ihm nun unzählige weitere Sterne sichtbar wurden, die zuvor unsichtbar gewesen waren. Wahrlich prächtig ist dieses Schauspiel für jeden, der auch nur einen Hauch von Begeisterung für die natürliche Schönheit besitzt. Für Herschel veränderte dieser Anblick sofort den gesamten Verlauf seines Lebens. Sein Erfolg als Musikprofessor, seine Oratorien sowie seine Schüler wurden schnell vergessen – der Rest seines Lebens sollte der intensiven Beschäftigung mit einer der edelsten Wissenschaften gewidmet werden.

Herschel konnte mit dem kleinen, unvollkommenen Instrument, das ihn ursprünglich interessiert hatte, nicht zufrieden sein. Im Laufe seiner Karriere beschloss er, alles selbst auf die beste mögliche Weise zu betrachten – mit all seiner Kraft. Er entschied sich sofort für ein besseres Instrument und schrieb an einen berühmten Optiker in London, um eines zu kaufen. Doch der Preis, den der Optiker forderte, schien höher zu sein, als Herschel für möglich oder angemessen hielt. Sofort schwand seine Entschlossenheit.

Er musste unbedingt ein Teleskop haben. Da er sich keines kaufen konnte, beschloss er, eines selbst zu bauen. Es war sowohl für Herschel als auch für die Wissenschaft glücklich, dass die Umstände ihn zu dieser Entscheidung trieben. Doch auf den ersten Blick schien das Vorhaben äußerst hoffnungslos zu sein! Dass ein Musiklehrer, der Tag und Nacht beschäftigt war, ohne vorherige Ausbildung Erfolg in einer Aufgabe erwarten sollte, bei der höchste mechanische und optische Fähigkeiten erforderlich waren, schien tatsächlich unwahrscheinlich. Doch Begeisterung und Genie kennen keine überwindbaren Schwierigkeiten. Nachdem Herschel in Bath ein brillantes Konzert gegeben hatte – zu einer Zeit, als diese Stadt ihren größten Ruhm erreicht hatte – eilte er nach Hause und begann sofort, ohne auch nur Zeit zu verlieren, seine Arbeit mit dem Schleifen von Spiegeln und Polieren von Linsen. Kein Alchemist der Antike war je so sehr in seinem Bestreben vertieft gewesen, Blei in Gold zu verwandeln, wie Herschel in seinem Entschluss, ein Teleskop zu bauen. Er verwandelte sein Zuhause in ein Laboratorium; aus seinem Salon machte er eine Tischlerei. Drehbänke waren die „Möbel“ seines besten Schlafzimmers. Er musste unbedingt ein Teleskop haben – und je mehr er vorankam, desto mehr bestand er darauf, nicht nur ein gutes, sondern ein wirklich ausgezeichnetes Teleskop zu besitzen. Als der Erfolg seine Bemühungen belohnte, gelang es ihm schließlich, das größte Teleskop zu bauen, das die Welt bis dahin je gesehen hatte. Obwohl wir uns mit Herschel vor allem als Astronomen beschäftigen, müssen wir festhalten, dass er auch als Teleskopbauer große Berühmtheit sowie einen nicht unerheblichen kommerziellen Erfolg erlangte. Als die Welt von seinen großartigen Entdeckungen erfüllt wurde und bekannt wurde, dass er ausschließlich Teleskope verwendete, die er selbst gebaut hatte, entstand eine Nachfrage nach Instrumenten seiner Konstruktion. Es wird gesagt, dass er mehr als achtzig große Teleskope sowie viele kleinere herstellte. Mehrere dieser Instrumente wurden von ausländischen Fürsten und Herrschern gekauft.[29] Wir haben nie gehört, dass irgend einer dieser berühmten Persönlichkeiten zu berühmten Astronomen wurde – doch sie zahlten Herschel jedenfalls gut für seine Fähigkeiten. So konnte er durch den Verkauf der großen Teleskope ein Vermögen erwerben, was im Vergleich zu den Verhältnissen eines Wissenschaftlers durchaus als reichlich angesehen werden kann.

Bis zur Mitte seines Lebens war Herschel der Öffentlichkeit nur als fleißiger Musiker bekannt, der in seinem Beruf großes Ansehen genoss – nicht nur in Bath, sondern im gesamten Westen Englands. Das Herstellen von Teleskopen war lediglich seine Hobbybeschäftigung, und die meisten, die seine musikalischen Fähigkeiten kannten und schätzten, hatten davon keine Ahnung. Erst im Jahr 1774 hatte Herschel zum ersten Mal die Möglichkeit, den Himmel durch ein mit eigenen Händen gebautes Instrument zu betrachten. Es handelte sich dabei um ein kleines Instrument im Vergleich zu denen, die er später herstellte, doch sofort erkannte er den Vorteil darin, selbst der Hersteller des Instruments zu sein. Nacht für Nacht konnte er die Verbesserungen vornehmen, die ihm die Erfahrung vorschlug: Mal vergrößerte er die Spiegel, mal überarbeitete er die Befestigung oder versuchte, Mängel an den Okularen zu beheben. Mit unermüdlicher Ausdauer strebte er nach höchster Perfektion, und mit jedem Fortschritt stellte er fest, dass er immer tiefer in den Himmel blicken konnte. Sein Enthusiasmus zog einige Freunde an, die, genau wie er, einer wissenschaftlichen Leidenschaft frönten. Die Art und Weise, wie er erstmals Sir William Watson kennenlernte, der später zu seinem engsten Freund wurde, war für beide typisch. Herschel beobachtete die Berge auf dem Mond, und im Laufe der Zeit musste er sein Teleskop auf die Straße vor seinem Haus bringen, um weiterarbeiten zu können. Zufällig kam Sir William Watson vorbei und blieb von dem ungewöhnlichen Anblick eines Astronomen auf der öffentlichen Straße mitten in der Nacht, der ein großes, seltsam aussehendes Instrument benutzte, stehen. Da er eine Vorliebe für Astronomie hatte, blieb Sir William stehen, und als Herschel seinen Blick vom Teleskop nahm, fragte er, ob er einen Blick auf den Mond werfen dürfe. Dieser Wunsch wurde gerne erfüllt. Wahrscheinlich fand Herschel in der lebhaften Stadt nur wenige Menschen, die sich für solche Dinge interessierten; er fühlte sich schnell zu Sir W. Watson hingezogen, der diese Gefühle sofort erwiderte, und so begann eine Freundschaft, die wichtige Früchte für Herschels spätere Karriere trug. Schließlich näherte sich das Jahr 1781, in dem seine große Leistung vollbracht werden sollte. Herschel hatte sieben Jahre praktische Erfahrung in der Astronomie gut genutzt und ein außergewöhnlich gutes Teleskop fertiggestellt.

Optische Perfektion – doch in Größe weit unterlegen einigen der Teleskope, die er später errichtete. Mit diesem Reflektor begann Herschel systematische Beobachtungen. Er schmiedete einen Plan, um alle Sterne zu untersuchen, die eine bestimmte Helligkeit aufwiesen. Es ist nicht ganz klar, welches Ziel Herschel sich bei dieser Arbeit vorgenommen hatte; auf jeden Fall konnte er wohl kaum den außergewöhnlichen Erfolg vorhersehen, mit dem diese Arbeit ausgehen sollte. Im Laufe dieser Untersuchungen wurde das Teleskop auf einen Stern gerichtet; dieser Stern wurde untersucht; anschließend wurde ein weiterer Stern ins Sichtfeld gebracht und auch dieser untersucht. Jeder Stern zeigt sich unter solchen Umständen lediglich als Lichtpunkt; dieser Punkt kann hell oder dunkel sein, je nachdem, wie hell der Stern ist; natürlich zeigt der Punkt auch die Farbe des Sterns an, doch er kann keine erkennbare Größe oder Form aufweisen. Tatsächlich gilt: Je perfekter das Teleskop ist, desto kleiner ist das teleskopische Bild eines Sterns.

Wie viele Sterne Herschel bei diesen Untersuchungen betrachtete, wird uns nicht mitgeteilt; auf jeden Fall setzte er in jener unvergesslichen Nacht des 13. März 1781 seine selbst gesteckte Aufgabe unter den Sternen des Sternbilds Zwillinge fort. Zweifellos wurden einer nach dem anderen Stern ins Sichtfeld gebracht und anschließend wieder aus dem Blickfeld verschwinden lassen. Schließlich jedoch tauchte ein Objekt im Sichtfeld auf, das sich von allen anderen Sternen unterschied. Es handelte sich dabei nicht um einen bloßen Lichtpunkt; es hatte einen winzigen, aber dennoch vollkommen erkennbaren Kreis. Wir sagen, der Kreis war vollkommen erkennbar – doch wir sollten hinzufügen, dass dies nur mit Herschels hervorragendem Teleskop der Fall war. Andere Astronomen hatten dieses Objekt bereits zuvor gesehen. Seine Position war tatsächlich bereits mindestens neunzehn Mal gemessen worden, bevor der Musiker aus Bath mit seinem selbstgebauten Teleskop hinschaute; doch die vorherigen Beobachter hatten es nur mit kleinen Meridianinstrumenten mit geringer Vergrößerung sehen können. Selbst nach der Entdeckung und als gut ausgebildete Beobachter mit guten Instrumenten erneut unter Herschels Leitung hinschauten, bezeugten sie nacheinander die außergewöhnliche Schärfe des Wahrnehmungsvermögens des großen Astronomen – ein Vermögen, das es ihm ermöglichte, fast auf den ersten Blick zwischen diesem Objekt und einem Stern zu unterscheiden.

Wenn es keine Stern ist – was könnte es dann sein? Der erste Schritt, um diese Frage beantworten zu können, bestand darin, den Himmelskörper eine Weile zu beobachten. Das tat Herschel auch. Nacht für Nacht betrachtete er ihn, und bald entdeckte er einen weiteren grundlegenden Unterschied zwischen diesem Objekt und einem gewöhnlichen Stern. Sterne zeichnen sich natürlich durch ihre Unbeweglichkeit aus – doch dieses Objekt war nicht unbeweglich; Nacht für Nacht änderte sich seine Position im Verhältnis zu den Sternen. Es konnte nun keinen Zweifel mehr geben, dass es sich um ein Mitglied des Sonnensystems handelte – und dass eine interessante Entdeckung gemacht worden war. Doch es vergingen viele Monate, bevor Herschel die wahre Bedeutung seiner Entdeckung erkannte. Er ahnte nicht, dass er die außergewöhnliche Entdeckung eines weiteren großen Planeten gemacht hatte, der außerhalb des Saturns kreiste; er glaubte, es könne sich nur um einen Kometen handeln. Zweifellos sah dieses Objekt sehr anders aus als ein großer Komet mit Schwanz. Dennoch unterschied es sich nicht so sehr von bestimmten Arten von Teleskopkometen, dass die Annahme, es handele sich um ein solches Objekt, unwahrscheinlich gewesen wäre; die Entdeckung wurde zunächst entsprechend dieser Ansicht bekannt gegeben. Es bedurfte Zeit, bis die wahre Natur des Objekts festgestellt werden konnte. Man musste es über eine beträchtliche Strecke seines Weges verfolgen und seine Position zu verschiedenen Zeitpunkten messen, bevor es für Mathematiker möglich war, den Weg zu berechnen, den das Objekt beschreibt. Sobald man sich jedoch mit dem Thema beschäftigte, halfen viele Astronomen bei den notwendigen Beobachtungen. Diese wurden den Mathematikern übergeben, und es wurde festgestellt, dass es sich bei diesem Objekt nicht um einen Kometen handelte, sondern dass es, wie alle Planeten, auf einer nahezu kreisförmigen Bahn um die Sonne kreiste – und dass diese Bahn Millionen von Meilen außerhalb der Bahn des Saturns lag, der lange Zeit als Grenze des Sonnensystems galt.

Es ist kaum möglich, die Bedeutung dieser großartigen Entdeckung zu überschätzen. Die fünf Planeten waren seit alters her bekannt; zu geeigneten Zeiten waren sie alle mit bloßem Auge deutlich sichtbar. Doch nun stellte sich heraus, dass weit außerhalb des äußersten dieser Planeten ein weiterer prächtiger Planet kreiste – größer als Merkur oder Mars, größer – weitaus größer – als Venus und die Erde, und nur von Jupiter übertroffen in Größe.

Saturn. Dieser wunderbare neue Planet wurde in einen solchen Abstand ins All geschleudert, dass er – trotz seiner prächtigen Proportionen – wie ein winziger Stern erschien und nur selten mit bloßem Auge sichtbar war. Es dauerte 84 Jahre, bis dieser „große Globus“ seinen majestätischen Weg vollendete; der Durchmesser dieses Weges betrug 3.600.000.000 Meilen.

Obwohl die Geschichte der Astronomie die Aufzeichnung brillanter Entdeckungen ist – der Arbeit von Kopernikus und Kepler, der teleskopischen Errungenschaften Galileos sowie Newtons großartiger Theorien, der genauen Erforschung der Lichtaberration sowie vieler anderer unvergesslicher intellektueller Triumphe – nimmt diese Leistung des Organisten aus der Octagon-Chapelle eine völlig andere Stellung ein als alle anderen. Bisher hatte es keine historischen Aufzeichnungen über die Entdeckung eines der Himmelskörper des Systems, zu dem die Erde gehört, gegeben. Die älteren Planeten wurden zweifellos von jemandem entdeckt, doch über diese Entdeckungen können wir kaum mehr sagen als über die Entdeckung der Sonne oder des Mondes – alles ist prähistorisch. Hier handelte es sich um den ersten dokumentierten Fall der Entdeckung eines Planeten, der, wie die Erde, um die Sonne kreist und, wie unsere Erde, durchaus bewohnbar sein könnte. Eine derart einzigartige Leistung erregte sofort die Aufmerksamkeit der gesamten Wissenschaftswelt. Der Musikmeister aus Bath, der bisher als Astronom unbekannt war, wurde schnell zu den führenden Persönlichkeiten in diesem Bereich gezählt. Überall zeigte man großes Interesse an diesem unbekannten Wissenschaftler. Der Name Herschel, der damals noch den englischen Ohren fremd war, erschien in allen Zeitschriften; außerdem wurde eine Liste der Fehler aufgezeichnet, die bei der Schreibweise seines Namens gemacht wurden. Die verschiedenen wissenschaftlichen Gesellschaften eilten, ihre Glückwünsche zu diesem unvergesslichen Anlass zu übermitteln.

Die Nachrichten über die Entdeckung durch den hannoverschen Musiker erreichten Georg III., der Herschel zum Hof rufen ließ, damit der König von den eigenen Lippen des Entdeckers erfahren konnte, was seine Leistung eigentlich bedeutete. Herschel brachte eines seiner Teleskope mit und stellte sich außerdem eine Karte des Sonnensystems zur Seite, um genau erklären zu können, worin die Bedeutung der Entdeckung lag. Der König war sehr beeindruckt.

Er war an Herschels Erzählung interessiert – und nicht weniger an Herschel selbst. Das Teleskop wurde in Windsor aufgestellt, und unter der Anleitung des Astronomen wurde dem König Saturn sowie andere bemerkenswerte Himmelskörper gezeigt. Es wird auch berichtet, wie die Damen am Hof am nächsten Tag Herschel baten, ihnen die Wunder zu zeigen, die den König so begeistert hatten. Das Teleskop wurde tatsächlich in einem Fenster eines der Gemächer der Königin aufgestellt, doch als der Abend hereinbrach, war der Himmel bewölkt und man konnte keine Sterne sehen. Das war eine Erfahrung, mit der Herschel, wie jeder andere Astronom, nur allzu gut vertraut war. Doch nicht jeder Astronom hätte die Bereitschaft gezeigt, wie Herschel es tat, elegant aus dieser Situation herauszukommen. Er zeigte seinen Schülerinnen die Konstruktion des Teleskops, erklärte das Spiegel und wie er ihn hergestellt und poliert hatte; als dann klar war, dass die Wolken unvermeidlich waren, schlug er vor, da er ihnen keinen echten Saturn zeigen könne, einen künstlichen als besten Ersatz zu präsentieren. Nachdem die Erlaubnis erteilt worden war, richtete Herschel das Teleskop vom Himmel weg und richtete es auf die Mauer eines fernen Gartens. Wenn man durch das Teleskop blickte, sah man Saturn, seine Kugel sowie sein Ringensystem – so getreu dargestellt, dass, so Herschel, sogar ein geschickter Astronom getäuscht werden könnte. Tatsächlich hatte Herschel im Laufe des Tages erkannt, dass der Himmel am Abend wahrscheinlich bewölkt sein würde, und er hatte vorgesorgt, indem er in ein Stück Karton in der Form von Saturn ein Loch schnitt, dieses anschließend gegen die Mauer des fernen Gartens stellte und von hinten mit einer Lampe beleuchtete.

Dieser Besuch in Windsor hatte weitreichende Folgen für Herschel – und auch für die Wissenschaft. Er hatte einen so günstigen Eindruck hinterlassen, dass der König vorschlug, ihm den besonderen Titel des Königlichen Astronomen in Windsor zu verleihen. Der König sollte die Mittel zur Errichtung der großen Teleskope bereitstellen und Herschel ein Jahresgehalt von 200 Pfund zuweisen – wobei diese Summen, muss man zugeben, auf einer eher bescheidenen Schätzung der Bedürfnisse eines Astronomenhaushalts beruhten. Herschel erwähnte diese Details gegenüber niemandem außer seinem stets großzügigen Freund Sir W. Watson, der ausrief: „Nie wurde königliche Ehre so billig gekauft.“

Auf Anfragen anderer Personen sagte Herschel lediglich, dass der König für ihn gesorgt habe. Mit der Annahme dieses Amtes unternahm der große Astronom zweifellos einen ernsthaften Schritt. Er opferte sofort seine musikalische Karriere – eine Karriere, die aus vielen Quellen heraus sehr einträglich war – doch seine Entschlossenheit stand fest. Der großartige Einsatz, den er bereits für seine Hingabe zur Astronomie gezeigt hatte, war, wie er wusste, nur der Beginn einer Reihe von bemerkenswerten Arbeiten. Tatsächlich fühlte er schon lange, dass es seine Pflicht sei, den Lebensweg einzuschlagen, den sein Genie ihm wies. Er war nicht mehr jung; er hatte das mittlere Alter erreicht, und die Jahre wurden für jemanden, der wusste, dass er noch eine lebenslange Aufgabe vor sich hatte, umso kostbarer. Auf einen Schlag befreite er sich von allen Ablenkungen: Seine Schüler, seine Konzerte sowie alle Verbindungen in Bath wurden sofort aufgegeben; er nahm das Angebot des Königs gerne an und ließ sich nach ein oder zwei Umzügen endgültig in Slough, in der Nähe von Windsor, nieder.

Es wurde tatsächlich richtig bemerkt, dass das wichtigste Ereignis im Zusammenhang mit der Entdeckung des Uranus die Entdeckung von Herschels unübertroffenen Beobachtungsfähigkeiten war. Uranus hätte früher oder später sowieso entdeckt werden müssen. Hätte Herschel nicht gelebt, hätten wir Uranus zweifellos schon längst kennengelernt. Der wirklich wichtige Punkt für die Wissenschaft war, dass Herschels Genie voll zur Geltung kommen konnte, indem er von den anspruchsvollen Details eines gewöhnlichen Berufs befreit wurde. Die Entdeckung des Uranus sicherte all das – und brachte somit all die zukünftigen Arbeiten Herschels der Astronomie ein.[30]

Uranus ist so weit entfernt, dass selbst unsere besten modernen Teleskope kein klares Bild davon liefern können. Wir können, genau wie Herschel, erkennen, dass er einen messbaren Diskus hat; anhand von Messungen dieses Diskus schließen wir, dass der Durchmesser des Planeten etwa 31.700 Meilen beträgt. Das ist etwa viermal so viel wie der Durchmesser der Erde – folglich muss das Volumen des Uranus etwa sechzigviermal so groß sein wie das der Erde. Wir stellen außerdem fest, dass Uranus, genauso wie die anderen Riesenplaneten, offenbar aus Materialien besteht, die im Allgemeinen viel leichter sind als diejenigen, die wir hier finden; daher ist Uranus, obwohl er sechzigviermal so groß wie die Erde ist, nur fünfzehnmal so

Schwer. Wenn wir den Analogien dessen vertrauen können, was wir sonst überall in unserem System sehen, dann können wir kaum daran zweifeln, dass Uranus sich um eine Achse drehen muss. Die üblichen Methoden zur Nachweis dieser Rotation sind bei einem Körper, dessen Oberfläche so klein und so schwach sichtbar ist, kaum anwendbar. Die Dauer der Rotation ist daher unbekannt. Das Spektroskop zeigt uns, dass Uranus von einer bemerkenswerten Atmosphäre umhüllt wird, die offensichtlich einige Gase enthält, die unseren eigenen fremd sind.

Es gibt jedoch eine Eigenschaft von Uranus, die für Astronomen, die Teleskope außergewöhnlicher Größe und Präzision besitzen, viele interessante Aspekte bietet. Uranus wird von einem System von Satelliten begleitet, von denen einige so schwach sind, dass man sie nur mit größter Sorgfalt erkennen kann. Die Entdeckung dieser Satelliten war eines der späteren Erfolge Herschels. Es ist jedoch bemerkenswert, dass auch seine Scharfsinnigkeit und Sorgfalt ihn nicht vor Fehlern bezüglich dieser äußerst empfindlichen Objekte bewahrten. Einige der Objekte, die er für Satelliten hielt, waren offenbar lediglich Sterne, die viel weiter entfernt waren und zufällig im Sichtfeld lagen. Inzwischen wurde festgestellt, dass Uranus insgesamt vier bekannte Satelliten hat, und ihre Bewegungen wurden Gegenstand langwieriger und interessanter teleskopischer Forschungen. Die vier Satelliten tragen die Namen Ariel, Umbriel, Titania und Oberon. In Abhängigkeit von ihrer Entfernung zum Zentralkörper vollbringt Ariel, der nächste, seine Umrundung in 2 Tagen und 12 Stunden. Oberon, der weiteste, benötigt dafür 13 Tage und 11 Stunden.

Keplers Gesetz besagt, dass der Weg eines Satelliten um seinen Zentralkörper – genauso wie der Weg des Zentralkörpers um die Sonne – eine Ellipse sein muss. Es bleibt jedoch große Freiheit bezüglich der tatsächlichen Exzentrizität der Kurve. Die Ellipse kann fast ein Kreis sein, sie kann ein absoluter Kreis sein – oder etwas völlig anderes als ein Kreis. Die Bahnen der Planeten sind im Allgemeinen fast kreisförmig; doch es gibt keine exakt kreisförmigen Planetenbahnen. Soweit wir derzeit wissen, kommt die perfekt kreisförmige Bewegung am nächsten durch die Umlaufbahnen der Satelliten von Uranus um ihren Zentralkörper. Wir sind nicht bereit zu behaupten, dass diese

Die Bahnen sind absolut kreisförmig. Man kann nur sagen, dass unsere Teleskope keine messbaren Abweichungen davon feststellen können. Als interessante Besonderheit ist außerdem zu erwähnen, dass die Umlaufbahnen der Satelliten des Uranus alle in derselben Ebene liegen. Das gilt weder für die Umlaufbahnen der Planeten um die Sonne noch für die Umlaufbahnen irgendeines anderen Satellitensystems um seinen Zentralstern. Die bemerkenswerteste Besonderheit des uranischen Systems liegt jedoch in der Position dieser Ebene. Dies stellt tatsächlich eine fast ebenso große Anomalie in unserem System dar wie die Ringe des Saturns selbst. Wir haben bereits darauf hingewiesen, dass die Ebene, in der die Erde um die Sonne kreist, fast genau mit den Ebenen übereinstimmt, in denen alle anderen großen Planeten kreisen. Dasselbe gilt bis zu einem gewissen Grad auch für die Umlaufbahnen der kleineren Planeten – obwohl es hier zweifellos einige Fälle gibt, in denen die Umlaufebene unter keinem unerheblichen Winkel zur Ebene geneigt ist, in der sich die Erde bewegt. Auch die Ebene, in der der Mond kreist, nähert sich diesem System von Planetenebenen an. Ebenso verhält es sich mit den Umlaufbahnen der Satelliten des Saturns und des Jupiters – selbst die kürzlich entdeckten Satelliten des Mars bilden keine Ausnahme von dieser Regel. Das gesamte Sonnensystem – zumindest was die großen Planeten betrifft – würde relativ geringfügige Veränderungen benötigen, wenn seine Umlaufbahnen vollständig in eine einzige Ebene gebracht werden sollten. Es gibt jedoch einige bemerkenswerte Ausnahmen von dieser Regel. Die Satelliten des Uranus kreisen in einer Ebene, die keineswegs mit der Ebene übereinstimmt, der sich alle anderen Umlaufbahnen nähern. Tatsächlich liegen die Bahnen der Satelliten des Uranus in einer Ebene, die fast senkrecht zur Umlaufbahn des Uranus steht. Wir sind nicht in der Lage, eine zufriedenstellende Erklärung für diese Besonderheit zu geben. Es ist jedoch offensichtlich, dass bei der Entstehung des uranischen Systems ein Einfluss von ganz außergewöhnlicher und lokaler Natur vorhanden gewesen sein muss.

Kurz nach der Entdeckung des Planeten Uranus im Jahr 1781 wurden genügend Beobachtungen gesammelt, um seine Umlaufbahn bestimmen zu können. Sobald die Bahn bekannt war, war es nur noch eine Frage mathematischer Berechnungen, herauszufinden, wo sich der Planet zu jedem vergangenen Zeitpunkt befunden hatte und wo er sich zu jedem zukünftigen Zeitpunkt befinden würde. Eine interessante

Es entstand daher die Frage, inwieweit es möglich sein könnte, Beobachtungen des Planeten zu finden, die bereits vor seiner Entdeckung durch Herschel gemacht worden waren. Uranus sieht aus wie ein Stern der sechsten Größe. Nur wenige Astronomen verfügten über Teleskope von der Perfektion, wie sie Herschel besaß, und die außergewöhnliche Wahrnehmungsfähigkeit, die Herschel auszeichnete, war eine noch seltene Eigenschaft. Es war daher zu erwarten, dass, falls solche früheren Beobachtungen existierten, sie Uranus lediglich als einen mit einem mittelmäßigen Teleskop sichtbaren – und tatsächlich hellen – Stern aufzeichnen würden, ohne ihm im Vergleich zu Tausenden ähnlicher Sterne besondere Aufmerksamkeit zu schenken. Viele der frühen Astronomen widmeten sich der nützlichen und mühsamen Arbeit, Kataloge von Sternen anzufertigen. Bei der Erstellung eines Sternkatalogs wurde das Teleskop in den Himmel gerichtet, die Sterne beobachtet, ihre Positionen genau gemessen und ihre Helligkeit geschätzt. So wurde allmählich ein Katalog zusammengestellt, in dem jeder Stern genau verzeichnet wurde, damit er zu jedem späteren Zeitpunkt identifiziert werden konnte. Auf diese Weise wurden Hunderte und Tausende von Sternen zu verschiedenen Zeiten seit dem Beginn der genauen Astronomie bis heute registriert. Es wurde dann vorgeschlagen, da Uranus so sehr einem Stern ähnelte und außerdem hell genug war, um die Aufmerksamkeit selbst jener Astronomen zu erregen, die nur über sehr mittelmäßige Instrumente verfügten, es möglich sei, dass er bereits beobachtet worden sei und somit in einigen älteren Katalogen als Stern aufgeführt sei. Das war tatsächlich eine Idee, die aller Aufmerksamkeit wert war und wichtige Folgen für die in unserem nächsten Kapitel zu besprechende „unsterbliche“ Entdeckung hatte. Doch wie sollte eine solche Überprüfung der Kataloge durchgeführt werden? Uranus bewegt sich ständig – scheint da nicht jeder Grund für Unsicherheit in einer solchen Untersuchung zu bestehen? Betrachten wir ein bemerkenswertes Beispiel: Das große nationale Observatorium in Greenwich wurde 1675 gegründet, und der erste Astronomer-Royal war der berühmte Flamsteed, der 1676 jene Reihe von Beobachtungen der Himmelskörper begann, die bis heute fortgesetzt wird und der Wissenschaft unermesslichen Nutzen bringt.

Anfangs waren die Instrumente eher primitiver Bauart, doch im Laufe einiger Jahre gelang es Flamsteed, Instrumente zu beschaffen, die für die Erstellung eines Sternkatalogs ausreichten. Mit außergewöhnlichem Eifer widmete er sich dieser Aufgabe. In diesem bemerkenswerten Werk, Flamsteeds „Historia Cœlestis“, ist die früheste Beobachtung des Uranus festgehalten. Zunächst war bekannt, dass die Umlaufbahn dieses Himmelskörpers, wie auch die der anderen großen Planeten, unter einem sehr kleinen Winkel zur Ekliptik geneigt war. Daraus folgte, dass Uranus zu jeder Zeit nur entlang der Ekliptik zu finden war, und es war möglich, zu berechnen, wo sich der Planet jedes Jahr befunden hatte. So stellte sich heraus, dass sich der Planet im Jahr 1690 in jenem Teil der Ekliptik befand, an dem Flamsteed zum selben Zeitpunkt seine Beobachtungen durchführte. Es war daher naheliegend, Flamsteeds Beobachtungen zu durchsuchen, um herauszufinden, ob einer der sogenannten Sterne eigentlich Uranus gewesen sein könnte. In der „Historia Cœlestis“ fand sich ein Objekt, das genau die Position einnahm, die Uranus zum selben Zeitpunkt eingenommen haben musste. Konnte das Uranus sein? Sofort stand ein entscheidender Test zur Verfügung: Das Teleskop wurde auf den Punkt am Himmel gerichtet, an dem Flamsteed einen Stern sechster Größe gesehen hatte. Wenn es sich dabei wirklich um einen Stern handelte, dann müsste er immer noch sichtbar sein. Der Versuch wurde unternommen – doch kein solcher Stern konnte gefunden werden. Daher ließ sich der Verdacht, dass es sich tatsächlich um Uranus handelte, kaum auch nur für einen Moment in Frage stellen. Schnell kamen weitere Bestätigungen hinzu: Es zeigte sich, dass Uranus bereits von Bradley sowie Tobias Mayer beobachtet worden war. Zudem wurde klar, dass Flamsteed Uranus nicht nur einmal, sondern insgesamt viermal in den Jahren 1712 und 1715 vermessen hatte. Doch Flamsteed war sich nie der Entdeckung bewusst, die ihm so nahe lag. Er ging natürlich davon aus, dass all diese Beobachtungen verschiedenen Sternen galten. Noch bemerkenswerter ist der Fall von Lemonnier, der Uranus insgesamt zwölfmal beobachtet hatte und ihn sogar an vier aufeinanderfolgenden Tagen im Januar 1769 aufzeichnete. Hätte Lemonnier nur sorgfältiger seine eigenen Aufzeichnungen durchgesehen; hätte er erkannt, wie der Stern, den er gestern beobachtet hatte, heute verschwunden war, während der heute sichtbare Stern bis morgen weiter weggerückt wäre, dann gibt es keinen Zweifel daran, dass Uranus entdeckt worden wäre – und William Herschel wäre übertroffen worden. Hätte Lemonnier seine Beobachtungen genauso gut genutzt?

Sein Ruhm war wohl nicht so groß wie der von Herschel. Das scheint eine Frage zu sein, die niemals entschieden werden kann. Doch diejenigen, die Herschel höher einschätzen als den gegenwärtigen Autor, werden vermutlich zustimmen, dass es für die Wissenschaft äußerst glücklich war, dass Lemonnier seine Beobachtungen nicht verglich.[31]

Diese frühen, zufälligen Beobachtungen des Uranus sollten nicht einfach nur als historisch interessant oder aus Neugierde erwähnt werden. Dass sie für die Wissenschaft selbst von größter Bedeutung sind, können wir anhand einiger Worte zeigen. Man muss bedenken, dass Uranus mindestens achtundachtzig Jahre benötigt, um eine vollständige Umrundung der Sonne zu absolvieren. Seit seiner Entdeckung hat der Planet bereits eine ganze Umrundung vollendet und bis zum Jahr 1900 mehr als ein Drittel einer weiteren. Für eine genaue Untersuchung der Eigenschaften seiner Umlaufbahn war es wünschenswert, möglichst viele Messungen über den größtmöglichen Zeitraum hinweg zu haben. Dies wurde in hohem Maße durch die Identifizierung der frühen Beobachtungen des Uranus ermöglicht. Ein ungefähres Wissen über die Umlaufbahn reichte bereits aus, um die Positionen des Planeten mit ausreichender Genauigkeit zu bestimmen, damit er in Katalogen identifiziert werden konnte. Doch wenn mithilfe dieser Daten die tatsächlichen Beobachtungen gefunden wurden, gaben sie uns die genaue Position des Uranus an. Dadurch ist unser Wissen über den Planeten heute nicht mehr auf etwas mehr als eine Umrundung beschränkt, sondern umfasst Informationen über einen Zeitraum, der deutlich über zwei Umrundungen hinausgeht.

Aus den Beobachtungen des Planeten lässt sich die Ellipse bestimmen, in der er sich bewegt. Wir können diese Ellipse anhand der seit der Entdeckung gemachten Beobachtungen berechnen. Ebenso können wir sie anhand der frühen Beobachtungen vor der Entdeckung berechnen. Würden Kepplers Gesetze streng gelten, dann müsste die Ellipse in der gegenwärtigen Umrundung in keiner Weise von der Ellipse in einer vorangegangenen oder irgendeiner anderen Umrundung abweichen. Diesen Punkt können wir auf interessante Weise überprüfen, indem wir die aus den alten Beobachtungen abgeleitete Ellipse mit der aus den modernen Beobachtungen abgeleiteten Ellipse vergleichen. Diese Ellipsen ähneln sich sehr; sie sind fast identisch – doch es ist von größter Bedeutung zu beachten, dass sie nicht genau gleich sind, selbst wenn man alle Faktoren berücksichtigt.

Eine bekannte Quelle der Störungen gemäß den im nächsten Kapitel erklärten Prinzipien. Das Gesetz von Kepler scheint somit im Fall des Uranus nicht absolut wahr zu sein. Hier handelt es sich tatsächlich um eine Angelegenheit, die unsere ernsthafteste und sorgfältigste Aufmerksamkeit erfordert. Haben wir nicht wiederholt die Universalität der Gesetze von Kepler bei der Erforschung der Planetenbewegungen betont? Wie können wir dieses Gesetz dann mit den Unregelmäßigkeiten in den Bewegungen des Uranus in Einklang bringen, von denen zweifelsfrei bekannt ist, dass sie existieren?

Schauen wir uns die Sache genauer an. Wir wissen, dass die Gesetze von Kepler eine Folge der Gravitationsgesetze sind. Wir wissen, dass der Planet aufgrund der Anziehungskraft der Sonne auf einer elliptischen Bahn um die Sonne kreist, und wir wissen außerdem, dass diese Ellipse ohne die geringste Veränderung erhalten bleibt, wenn Sonne und Planet ihren gegenseitigen Anziehungskräften überlassen werden und keine anderen Kräfte eingreifen. Wir können auch den Einfluss jedes der bekannten Planeten auf die Form und Position der Umlaufbahn berechnen. Doch wenn alle solchen störenden Einflüsse berücksichtigt werden, stellt sich heraus, dass die beobachteten und berechneten Umlaufbahnen nicht übereinstimmen. Die Schlussfolgerung ist unumstößlich: Der Uranus bewegt sich nicht ausschließlich aufgrund der Anziehungskraft der Sonne sowie der Planeten unseres Systems, die sich innerhalb des Uranus befinden; es muss daher noch eine weitere Kraft auf den Uranus wirken, neben denen bereits bekannten. Dem weiteren Aufschluss zu diesem Thema wird das nächste Kapitel gewidmet sein.

KAPITEL XV.
NEPTUN.
Entdeckung des Neptun – Ein mathematisches Erfolg – Die Anziehungskraft der Sonne – Alle Körper ziehen aneinander – Jupiter und Saturn – Die planetaren Störungen – Drei Körper – Die Natur hat das Problem vereinfacht – Annähernde Lösung – Die Ursachen für den Erfolg – Das Problem im Zusammenhang mit der Erde – Die Entdeckungen von Lagrange – Die Exzentrizität – Die Notwendigkeit, dass alle Planeten in derselben Richtung kreisen – Lagranges Entdeckungen haben nicht den dramatischen Reiz neuerer Errungenschaften – Die Unregelmäßigkeiten des Uranus – Der unbekannte Planet muss außerhalb der Bahn des Uranus kreisen – Die Daten für das Problem – Sowohl Le Verrier als auch Adams untersuchen die Frage – Adams weist den Ort des Planeten an – Wie die Suche durchgeführt werden sollte – Auch Le Verrier löst das Problem – Die teleskopische Entdeckung des Planeten – Konkurrierende Ansprüche – Frühe Beobachtungen des Neptun – Die Schwierigkeiten bei der teleskopischen Untersuchung des Neptun – Numerische Details der Umlaufbahn – Gibt es einen äußeren Planeten? – Der Kontrast zwischen Merkur und Neptun.

In diesem Kapitel beschreiben wir eine Entdeckung, die so außergewöhnlich ist, dass man in allen wissenschaftlichen Aufzeichnungen vergeblich nach einem Vergleich suchen muss. Es geht uns hier nicht um technische Aspekte der praktischen Astronomie. Der Neptun wurde erstmals durch tiefgründige mathematische Forschungen aufgedeckt – und nicht durch genaue teleskopische Untersuchungen. Wir müssen diese bemerkenswerte Epoche in der Geschichte der Wissenschaft mit der nötigen Detailgenauigkeit schildern, die ihrer Bedeutung entspricht; daher wird es am Anfang unserer Darstellung notwendig sein, in ein schwieriges, aber faszinierendes Gebiet der Astronomie einzutauchen, auf das wir bisher nur wenig eingegangen sind.

Die höchste lenkende Kraft im Sonnensystem ist die Anziehungskraft der Sonne. Jeder Planet des Systems erfährt diese Anziehungskraft und wird dadurch gezwungen, in einer elliptischen Bahn um die Sonne zu kreisen. Die Wirksamkeit eines Körpers als Anziehungskraft ist direkt proportional zu seiner Masse. Da die Masse der Sonne mehr als tausendmal größer ist als die von Jupiter – welcher wiederum die Masse aller anderen Planeten zusammen übertrifft – ist die Anziehungskraft der Sonne notwendigerweise die entscheidende Kraft.

Die Kraft der Bewegungen in unserem System. Das Gravitationsgesetz besagt jedoch nicht einfach nur, dass die Sonne jeden Planeten anzieht. Die Schwerkraft ist eine weitaus allgemeinere Größe – sie besagt nämlich, dass jedes Objekt im Universum jedes andere Objekt anzieht. Gemäß diesem Gesetz muss jeder Planet nicht nur von der Sonne, sondern auch von unzähligen anderen Objekten angezogen werden, und seine Bewegung muss das gemeinsame Ergebnis all dieser Anziehungskräfte sein. Was den Einfluss der Sterne auf unser Sonnensystem betrifft, so kann dieser sofort als unbedeutend abgetan werden. Die Sterne sind zweifellos riesige Körper – in vielen Fällen möglicherweise sogar größer als die Sonne – doch das Gravitationsgesetz besagt, dass die Intensität der Anziehung mit dem Quadrat der Entfernung abnimmt. Die meisten Sterne liegen eine Million Mal weiter vom Sonnenzentrum entfernt als die Sonne selbst; daher ist ihre Anziehung so gering, dass sie bei der Betrachtung dieses Problems völlig unbedeutend ist. Die einzigen Anziehungskräfte, die wir berücksichtigen müssen, sind jene, die durch die Wirkung eines Objekts auf ein anderes im System entstehen. Nehmen wir zum Beispiel die beiden größten Planeten unseres Systems, Jupiter und Saturn. Jeder dieser Planeten rotiert hauptsächlich aufgrund der Anziehungskraft der Sonne – doch jeder Planet zieht auch alle anderen Planeten an. Infolgedessen wird jeder Planet leicht von der Position abgelenkt, die er sonst einnehmen würde. In der Sprache der Astronomie würden wir sagen, dass der Weg des Jupiter durch die Anziehungskraft des Saturns gestört wird – und umgekehrt, dass der Weg des Saturns durch die Anziehungskraft des Jupiter gestört wird.

Über viele Jahre hinweg stellten diese Unregelmäßigkeiten in den Planetenbewegungen Probleme dar, mit denen die Astronomen nicht zurechtkamen. Allmählich wurden jedoch eine Schwierigkeit nach der anderen überwunden. Zwar gibt es sicherlich noch einige kleine Unregelmäßigkeiten, die bisher nicht vollständig erklärt werden konnten, doch alle größeren und wichtigeren Phänomene dieser Art sind gut verstanden. Es handelt sich dabei um eines der schwierigsten Themen, mit denen ein Astronom in seinem gesamten Wissenschaftsbereich konfrontiert wird. Er muss hier berechnen, welche Wirkung ein Planet auf einen anderen Planeten ausüben kann. Solche Berechnungen sind äußerst schwierig und können nur durch meisterhafte Fähigkeiten in den höchsten Gebieten der Mathematik bewältigt werden. Lassen Sie uns nun genau beschreiben, worum es eigentlich geht.

Wenn zwei Körper aufgrund ihrer gegenseitigen Anziehungskraft bewegen, dann umkreisen beide eine Kurve, deren Form genau bestimmt werden kann. Jeder dieser Bahnen ist tatsächlich eine Ellipse, und sie müssen einen gemeinsamen Schwerpunkt im Schwerpunkt der beiden Körper haben, wenn man diese als ein einziges System betrachtet. Im Fall von Sonne und Planet, wobei die Masse der Sonne bei weitem größer ist als die des Planeten, liegt der Schwerpunkt der beiden sehr nahe am Zentrum der Sonne; in diesem Fall ist die Bahn des größeren Körpers im Vergleich zur Bahn des Planeten sehr klein. All diese Faktoren ermöglichen eine äußerst genaue Berechnung – und zwar auf einer eher elementaren Ebene. Fügen wir nun einem solchen System einen dritten Körper hinzu, der jeden der anderen anzieht und gleichzeitig von ihnen angezogen wird, so wird der dritte Körper durch diese Anziehungskräfte verschoben; dadurch ändert sich auch sein Einfluss auf die anderen Körper. Diese wiederum wirken auf ihn ein – und durch diese Kräfte entsteht in dem System endlose Komplexität. Das ist das berühmte „Problem der drei Körper“, das seit der Zeit Newtons die Aufmerksamkeit fast aller großen Mathematiker auf sich gezogen hat. Aus mathematischer Sicht, ohne dass die Komplexität durch irgendwelche begleitenden Umstände verringert würde, handelt es sich dabei um ein Problem, dessen Lösung unmöglich erscheint. Mathematiker sind bis heute nicht in der Lage, mit den gegenseitigen Anziehungskräften von drei Körpern umzugehen, die sich frei im Raum bewegen. Wenn die Anzahl der Körper größer als drei ist – wie es im Sonnensystem tatsächlich der Fall ist – wird das Problem noch hoffnungsloser.

Die Natur jedoch ist uns in dieser Hinsicht gnädig gewesen. Zwar hat sie ein Problem gestellt, das nicht genau gelöst werden kann; doch sie hat in dieses Problem, wie im Sonnensystem der Fall, bestimmte Besonderheiten eingeführt, die die Schwierigkeit erheblich verringern. Wir sind immer noch nicht in der Lage, eine von einem Mathematiker als strenge Lösung bezeichnete Lösung zu finden; wir können das Problem nicht mit der Vollständigkeit einer arithmetischen Summe lösen. Doch wir können etwas tun, das fast – wenn auch nicht ganz – genauso nützlich ist: Wir können das Problem annähernd lösen; wir können herausfinden, welcher Effekt ein Planet auf den anderen hat, und durch zusätzliche Anstrengungen können wir die Unsicherheiten auf ein möglichst niedriges Niveau reduzieren. So erhalten wir eine praktische Lösung des Problems, die für alle Zwecke der Wissenschaft ausreicht.

Es ist kaum möglich, den Ort eines Planeten mit absoluter mathematischer Genauigkeit zu bestimmen. Wenn wir das, was wir wollen, mit einer solch genauen Annäherung an die wahre Position ermitteln können, dass kein Teleskop den Unterschied erkennen könnte, dann wäre jedes praktische Ziel erreicht. Der Grund dafür, dass wir in diesem Fall in der Lage sind, die Schwierigkeiten zu überwinden, die wir sonst nicht bewältigen könnten, liegt im außergewöhnlichen Charakter des Problems der drei Körper wie es im Sonnensystem zum Ausdruck kommt. Erstens hat die Sonne eine so überlegene Masse, dass viele Faktoren übersehen werden können, die von Bedeutung wären, wenn sie in ihrer Masse von einem der Planeten konkurrenzfähig wäre. Eine weitere Quelle unseres Erfolgs liegt in den geringen Neigungen der Planetenbahnen zueinander; außerdem erleichtert die Tatsache, dass die Bahnen nahezu kreisförmig sind, die Arbeit erheblich. Die Mathematiker, die vielleicht in anderen Teilen des Universums leben, haben nicht denselben Vorteil. Unter den siderischen Systemen finden sich zahlreiche Fälle, in denen das Problem der drei Körper – oder sogar mehrerer Körper – ohne die erleichternden Umstände, die unser System bietet, bewältigt werden müsste. In Gruppen wie dem wunderbaren Stern Θ Orionis gibt es drei oder vier Körper von vergleichbarer Größe, die Bewegungen von größter Komplexität hervorrufen müssen. Selbst wenn irdische Mathematiker jemals den Mut hätten, solche Probleme anzugehen, ist es unwahrscheinlich, dass sie dies in absehbarer Zeit schaffen können; solche Forschungen müssen auf genauen Beobachtungen als Grundlage beruhen – und die Beobachtungen dieser fernen Systeme sind derzeit völlig unzureichend für diesen Zweck.

Die ungestörte Umlaufbahn eines Planeten um die Sonne gemäß Keplerschem Gesetz würde für diesen Planeten dauerhafte klimatische Bedingungen gewährleisten. Die Erde würde beispielsweise, wenn sie ausschließlich von Keplerschen Gesetzen geleitet würde, jeden Tag des Jahres genau in dieselbe Position zurückkehren wie am gleichen Tag des Vorjahres. Von Generation zu Generation würde die Menge an Wärme, die die Erde erhält, konstant bleiben, wenn die Sonne unverändert bliebe – somit könnte das gegenwärtige Klima unbegrenzt erhalten bleiben. Da jedoch die Existenz planetarer Störungen bekannt ist, ergeben sich Fragen von größter Bedeutung bezüglich der möglichen Auswirkungen solcher Störungen. Wir sehen nun, dass der Weg der Erde nicht absolut festgelegt ist.

Dieser Weg wird durch Venus und Mars gestört; er wird durch jeden Planeten in unserem System gestört – es muss so sein. Es stimmt zwar, dass im Laufe eines Jahres oder sogar eines Jahrhunderts die Veränderungen, die entstehen, nicht sehr groß sind; die Ellipse, die den Weg unserer Erde in diesem Jahr darstellt, unterscheidet sich kaum von der Ellipse, die vor hundert Jahren die Bewegung der Erde darstellte. Doch stellt sich die wichtige Frage, ob diese geringfügigen Unterschiede nicht ständig zunehmen könnten und letztendlich solche Ausmaße annehmen könnten, dass sie unser Klima verändern oder sogar das Leben völlig unmöglich machen würden. Tatsächlich scheint es, wenn man das Problem ohne sorgfältige Berechnungen betrachtet, durchaus möglich zu sein, dass dieses Schicksal unseres Systems ereilt. Diese Erde bewegt sich auf einer Bahn innerhalb der Bahn des mächtigen Jupiters. Sie wird daher ständig von Jupiter angezogen; wenn sie den riesigen Planeten überholt und zwischen ihn und die Sonne tritt, dann befinden sich die beiden Körper relativ nahe beieinander, und die Erde wird von Jupiter nach außen gezogen. Man könnte annehmen, dass die Tendenz solcher Störungen darin besteht, die Erde allmählich von der Sonne wegzuziehen und somit dazu zu führen, dass unsere Erde eine immer breitere Bahn beschreibt. Es ist jedoch nicht möglich, eine dynamische Frage allein durch oberflächliches Denken dieser Art zu entscheiden. Die Frage muss vor das Gericht der mathematischen Analyse gebracht werden, wo jeder Aspekt des Problems angemessen berücksichtigt wird. Eine solche Untersuchung ist keineswegs einfach. Sie beanspruchte die hervorragenden Fähigkeiten von Lagrange und Laplace, deren Entdeckungen auf dem Gebiet der planetaren Störungen zu den bemerkenswertesten Errungenschaften in der Astronomie gehören.

Wir können hier nicht versuchen, die Argumentation zu beschreiben, die diese großen Mathematiker anwandten. Sie kann nur durch die Formeln der Mathematiker ausgedrückt werden – und wäre ohne jahrelange mathematische Ausbildung kaum verständlich. Glücklicherweise lassen sich die Ergebnisse, zu denen Lagrange und Laplace kamen und die durch die Arbeiten anderer Mathematiker ausführlich bestätigt wurden, jedoch in einfachen Worten beschreiben.

Nehmen wir den Fall der Sonne sowie zweier Planeten an, die um sie kreisen. Diese beiden Planeten stören einander gegenseitig, doch das Ausmaß dieser Störungen ist im Vergleich zu dem Einfluss der Sonne auf jeden von ihnen gering. Lagrange zeigte, dass zwar die Ellipse, in der sich jeder Planet bewegt, durch die Anziehungskraft des anderen Planeten in gewisser Weise allmählich verändert wird, es jedoch eine Eigenschaft dieser Kurve gibt, die durch Störungen nicht dauerhaft verändert werden kann: die längste Achse der Ellipse – und damit auch der durchschnittliche Abstand des Planeten von der Sonne, der der Hälfte dieser Achse entspricht – muss unverändert bleiben. Dies ist tatsächlich eine ebenso wichtige wie unerwartete Entdeckung. Sie beseitigt sofort alle Befürchtungen hinsichtlich der Auswirkungen von Störungen auf die Stabilität des Systems. Sie zeigt, dass unsere Erde trotz der Anziehungskräfte von Mars und Venus, Jupiter und Saturn für immer bei demselben durchschnittlichen Abstand von der Sonne weiterkreisen wird – wodurch die Abfolge der Jahreszeiten sowie die Länge des Jahres, zumindest was dieses Element betrifft, für immer unverändert bleiben werden.

Doch Lagrange ging in seiner Untersuchung noch weiter. Er stellte fest, dass der durchschnittliche Abstand zwar unverändert bleibt, es jedoch noch zu klären galt, ob die Exzentrizität der von der Erde beschriebenen Ellipse durch Störungen beeinflusst werden könnte. Dies ist eine Frage von kaum geringerer Bedeutung als die zuvor erwähnte. Selbst wenn die Erde denselben durchschnittlichen Abstand von der Sonne beibehält, könnten der größte und der kleinste Abstand erheblich voneinander abweichen: Die Erde könnte an einem Punkt ihrer Umlaufbahn sehr nahe an der Sonne vorbeikommen und anschließend am gegenüberliegenden Punkt in große Entfernung zurückweichen. Was das Wohlergehen unserer Erde und ihrer Bewohner angeht, ist dies genauso wichtig wie die Frage nach dem durchschnittlichen Abstand; zu viel Wärme in einer Hälfte des Jahres würde nur eine unzureichende Kompensation für zu wenig Wärme in der anderen Hälfte darstellen. Auch diese Frage stellte Lagrange seiner Analyse. Auch hier überwand er die mathematischen Schwierigkeiten und konnte erneut Sicherheit bezüglich der Beständigkeit unseres Systems geben. Zwar konnte er diesmal nicht behaupten, dass die Exzentrizität jeder Umlaufbahn konstant bleiben werde – das ist nicht der Fall –, doch was er behauptet und was er ausführlich nachgewiesen hat, ist, dass…

Die Exzentrizität jeder Umlaufbahn wird stets klein bleiben. Wir erfahren, dass die Form der Erdbahn allmählich anwächst und wieder abnimmt; die größte Länge der Ellipse bleibt unverändert, doch manchmal nähert sie sich mehr einem Kreis an und manchmal wird sie elliptischer. Diese Veränderungen bleiben innerhalb enger Grenzen – sodass sie zwar wahrscheinlich mit messbaren klimatischen Veränderungen übereinstimmen können, die Stabilität des Systems dennoch nicht gefährdet ist, wie es der Fall wäre, wenn die Exzentrizität unbegrenzt zunehmen könnte. Lagrange wandte erneut die Mittel seiner Analysis an, um die Auswirkungen von Störungen auf die Neigung der Bahn zu untersuchen, in der sich die Planeten bewegen. Das Ergebnis in diesem Fall war ähnlich wie dasjenige bezüglich der Exzentrizitäten. Wenn wir davon ausgehen, dass die gegenseitigen Neigungen der Planeten klein sind, dann versichert uns die Mathematik, dass sie stets klein bleiben müssen. Damit gelangen wir zu dem Schluss, dass planetare Störungen die Stabilität des Sonnensystems nicht beeinträchtigen können.

Vielleicht werden wir die Bedeutung dieser bemerkenswerten Forschungen besser verstehen, wenn wir bedenken, wie leicht die Dinge anders hätten verlaufen können. Nehmen wir an, es gäbe ein System, das in jeder Hinsicht unserem ähnelt – außer in einer. Dieses System soll einen Sonnen haben, wie unseres auch; ein System aus Planeten und Satelliten, ähnlich unserem. Die Massen aller Körper in diesem hypothetischen System sollen den Massen in unserem System entsprechen, und die Entfernungen sowie die Periodenzeiten sollen in beiden Fällen gleich sein. Auch die Bahnebenen sollen ähnlich angeordnet sein – und dennoch könnte dieses hypothetische System Anfänge eines Zerfalls enthalten, von denen unser System frei ist. Es gibt einen Punkt im imaginären Schema, den wir noch nicht näher beschrieben haben: In unserem System bewegen sich alle Planeten in derselben Richtung um die Sonne. Nehmen wir an, in dem hypothetischen System würde diese Regel durch eine Umkehrung der Bewegungsrichtung eines Planeten gebrochen. Schon diese geringe Veränderung würde das System dem Risiko der Zerstörung durch planetare Störungen aussetzen. Hier erkennen wir also die Notwendigkeit jener bemerkenswerten Gleichmäßigkeit in den Richtungen, in denen die Planeten um die Sonne kreisen. Wären diese Richtungen nicht gleichmäßig gewesen, müsste unser System in jedem Fall…

Die Wahrscheinlichkeit ist groß, dass sie bereits vor langer Zeit untergegangen sind – und wir sollten nicht hier sein, um Störungen oder irgendein anderes Thema zu diskutieren.

So groß auch der Erfolg des berühmten französischen Mathematikers war, der diese wunderbaren Entdeckungen machte, so musste erst dieses Jahrhundert den Höhepunkt der Anwendung der mathematischen Analyse auf das Gravitationsgesetz miterleben. Die Arbeiten von Lagrange verfügen nicht über das dramatische Interesse der Entdeckung durch Le Verrier und Adams, die durch die Entdeckung des Planeten Neptun, der weit außerhalb von Uranus umkreist, das Sonnensystem noch weiter erweiterte.

Wir haben bereits auf die Schwierigkeiten hingewiesen, die entstanden, als versucht wurde, die frühen Beobachtungen von Uranus mit denen nach seiner Entdeckung in Einklang zu bringen. Wir haben gezeigt, dass sich der Weg, auf dem dieser Planet umkreist, verändert hat – und dass Uranus daher der Wirkung einer anderen Kraft neben der Anziehungskraft der Sonne ausgesetzt sein muss.

Es stellt sich die Frage nach der Natur dieser störenden Kräfte. Angesichts dessen, was wir bereits über den gegenseitigen Störungseffekt zwischen zwei Planeten wissen, scheint es naheliegend, zu prüfen, ob die Unregelmäßigkeiten bei Uranus durch die Anziehungskraft der anderen Planeten erklärt werden können. Uranus umkreist direkt außerhalb von Saturn. Die Masse von Saturn ist viel größer als die von Uranus. Könnte es nicht sein, dass Saturn Uranus zur Seite zieht und dadurch diese Veränderungen verursacht? Das ist eine Frage, die vom Mathematiker beantwortet werden muss. Er kann berechnen, was Saturn bewirken kann – und er stellt zweifellos fest, dass Saturn in der Lage ist, eine gewisse Verschiebung von Uranus hervorzurufen. Auf ähnliche Weise wirkt Jupiter mit seiner enormen Masse auf Uranus ein und verursacht Störungen, die der Mathematiker berechnen kann. Nachdem die Berechnungen für alle bekannten Planeten durchgeführt worden waren, wurden sie auch auf Uranus angewandt – und man könnte erwarten, dass sie die beobachteten Unregelmäßigkeiten in seinem Umlauf vollständig erklären würden. Dies war jedoch nicht der Fall. Nachdem alle bekannten Quellen von Störungen sorgfältig berücksichtigt worden waren, zeigte sich weiterhin, dass Uranus von einer weiteren, unbekannten Kraft beeinflusst wird – und somit wurde die Schlussfolgerung gezogen, dass Uranus von irgendeiner unbekannten Kraft betroffen sein muss.

Körper. Was könnte dieser unbekannte Körper sein – und wo muss er sich befinden?
Analogien dienten hier als Leitfaden für diejenigen, die über diese Frage spekulierten. Wir kennen keine Ursache für Störungen in der Bewegung eines Planeten außer der Anziehungskraft eines anderen Planeten. Könnte es sein, dass Uranus zu jener Zeit tatsächlich von irgendeinem anderen, völlig unbekannten Planeten angezogen wurde? Dieser Vorschlag wurde von vielen Astronomen gemacht, und es war möglich, einige Bedingungen festzulegen, die der unbekannte Körper erfüllen musste. Zunächst musste seine Umlaufbahn außerhalb der Umlaufbahn von Uranus liegen. Das war notwendig, denn der unbekannte Planet musste groß und massereich sein, um die beobachteten Unregelmäßigkeiten hervorzurufen. Wäre er daher näher an Uranus als dieser, wäre er ein auffälliges Objekt gewesen und hätte schon längst entdeckt werden müssen. Es gab auch weitere Überlegungen, die zeigten, dass, falls die Störungen bei Uranus durch die Anziehungskraft eines Planeten verursacht wurden, dieser Körper außerhalb der von Herschel entdeckten Umlaufbahn kreisen musste.
Die allgemeinen Analogien des Planetensystems konnten ebenfalls zur Unterstützung der Hypothese herangezogen werden, dass der Weg des unbekannten Planeten, obwohl notwendigerweise elliptisch, nicht stark von einem Kreis abwich und dass die Ebene seiner Bewegung ebenfalls fast mit der Ebene der Erdbahn übereinstimmen musste.

Die gemessenen Abweichungen von Uranus an den verschiedenen Punkten seiner Umlaufbahn waren die einzigen verfügbaren Daten für die Entdeckung des neuen Planeten. Wir mussten sowohl die Umlaufbahn des unbekannten Körpers als auch die Masse des Planeten selbst so bestimmen, dass die verschiedenen Störungen erklärt werden konnten. Nehmen wir beispielsweise eine bestimmte Entfernung für den hypothetischen Körper an und versuchen, für diese Entfernung sowohl eine Umlaufbahn als auch eine Masse für den Planeten zu bestimmen, die die Störungen erklären können. Unsere erste Annahme ist vielleicht zu groß – wir versuchen es mit einer geringeren Entfernung. Nun können wir die Beobachtungen genauer darstellen. Ein dritter Versuch liefert noch genauere Ergebnisse, bis schließlich die Entfernung des unbekannten Planeten bestimmt ist. Auf ähnliche Weise kann auch seine Masse bestimmt werden: Wir nehmen einen bestimmten Wert an und berechnen die Störungen. Wenn die Ergebnisse größer sind als die durch Beobachtungen ermittelten, dann ist die angenommene Masse zu groß. Wir ändern die Annahme und berechnen erneut mit einem kleineren Wert – und so weiter, bis schließlich…

Wir bestimmen eine Masse für den Planeten, die mit den Ergebnissen der tatsächlichen Messungen übereinstimmt. Die anderen Elemente der unbekannten Umlaufbahn – ihre Exzentrizität sowie die Lage ihrer Achse – müssen auf ähnliche Weise ermittelt werden. Schließlich stellte sich heraus, dass die Störungen des Uranus vollständig erklärt werden konnten, wenn der unbekannte Planet eine bestimmte Masse hatte und sich in einer Umlaufbahn mit einer bestimmten Position bewegte. Gleichzeitig wurde deutlich, dass weder eine völlig andere Umlaufbahn noch eine stark veränderte Masse die beobachteten Fakten erklären konnten.

Diese bemerkenswerten Berechnungen wurden völlig unabhängig voneinander von zwei Astronomen durchgeführt – einem in England und einem in Frankreich. Jeder von ihnen nahm sich dieses großen Problems an und gelangte jeweils zur Lösung. Die Wissenschaftler Englands und Frankreichs stritten darüber, wem die Entdeckung zugeschrieben werden sollte; doch in den vierzig Jahren seit diesen bedeutenden Forschungen hat sich diese Frage allmählich geklärt. Das unparteiische Urteil der Wissenschaftswelt außerhalb Englands und Frankreichs lautet, dass die Verdienste um diesen großartigen Triumph der Wissenschaft gleichmäßig zwischen dem verstorbenen, herausragenden Professor J.C. Adams von Cambridge und dem verstorbenen U.J.J. Le Verrier, dem Direktor des Pariser Observatoriums, aufgeteilt werden müssen.

Kurz nachdem Herr Adams seinen Abschluss in Cambridge erworben hatte, im Jahr 1843, als er die Auszeichnung „Senior Wrangler“ erhielt, wandte er seine Aufmerksamkeit den Störungen des Uranus zu. Allein anhand dieser Störungen begann er nach dem unbekannten Planeten zu suchen. Die Untersuchungen waren langwierig und anspruchsvoll – sie erforderten enorme Mengen an numerischen Berechnungen sowie hervorragende mathematische Fähigkeiten. Doch allmählich überwand Herr Adams die Schwierigkeiten. Im Laufe der Zeit wurde ihm klar, dass die Störungen des Uranus durch das Vorhandensein eines äußeren Planeten vollständig erklärt werden konnten. Schließlich konnte er nicht nur die Umlaufbahn dieses äußeren Körpers bestimmen, sondern auch den Bereich am Himmel angeben, in dem der unbekannte Planet zu suchen war. Mit seinen fortgeschrittenen Forschungsergebnissen wandte sich Herr Adams im Oktober 1845 an den Astronomer-Royal, Sir George Airy, in Greenwich, und übergab ihm die Berechnungen, die dies zeigten.

Mit erstaunlicher Genauigkeit wurde der Standort des noch nicht entdeckten Planeten bestimmt. Es scheint also, dass Herr Adams sieben Monate bevor jemand sonst dieses Problem lösen konnte, die damit verbundenen Schwierigkeiten überwunden hatte und den Planeten tatsächlich an einer Stelle lokalisierte, die nur etwas mehr als einen Grad von dem Ort entfernt war, den er heute einnimmt. Alles, was noch zur Vollendung der Entdeckung sowie zum Gewinn der alleinigen Ehre für Professor Adams und die englische Wissenschaft erforderlich war, war eine gründliche teleskopische Suche am Himmel im angegebenen Gebiet.

Man könnte fragen: Warum wurde eine solche Suche nicht sofort eingeleitet? Zweifellos wäre das geschehen, wären die Observatorien vor vierzig Jahren bereits mit jenen detaillierten Sternkarten ausgestattet gewesen, die sie heute besitzen. Ohne eine solche Karte – und es hatte bis dahin noch keine Karte des Himmelsbereichs veröffentlicht worden, in dem sich der unbekannte Planet befinden sollte – war die Suche nach dem Planeten eine äußerst mühsame Aufgabe. Es wurde vorgeschlagen, den neuen Planeten anhand seines sichtbaren Scheins zu erkennen; doch man muss bedenken, dass selbst Uranus, der uns viel näher ist, einen so kleinen Schein hatte, dass er fast zwanzigmal beobachtet wurde, ohne dass man ihm besondere Aufmerksamkeit schenkte – obwohl er dem scharfen Blick von Herschel nicht entging. Es blieb also nur eine Methode übrig, um Neptun zu finden: Man musste eine Karte des Himmels im angegebenen Gebiet erstellen und diese Karte Nacht für Nacht mit den Sternen am Himmel vergleichen. Bevor er mit einer so aufwendigen Arbeit begann, hielt der Astronomer-Royal es für richtig, Herrn Adams’ Forschungsergebnisse einer entscheidenden Vorprüfung zu unterziehen. Herr Adams hatte gezeigt, wie seine Theorie eine genaue Erklärung für die Störungen in Uranus’ Längengrade lieferte. Der Astronomer-Royal fragte Herrn Adams, ob er auch eine ebenso klare Erklärung für die bemerkenswerten Schwankungen in Uranus’ Entfernung liefern könne. Es besteht kein Zweifel daran, dass seine Theorie auch für diese Schwankungen eine zufriedenstellende Erklärung geliefert hätte; leider schien Herr Adams die Sache jedoch nicht wichtig genug zu halten, um dem Astronomer-Royal umgehend eine Antwort zu geben. Deshalb vergingen nicht weniger als neun Monate zwischen dem Zeitpunkt, an dem Herr Adams seine Ergebnisse erstmals dem Astronomer-Royal mitteilte, und dem Zeitpunkt, an dem…

Die systematische Suche nach dem Planeten wurde in Angriff genommen. Bis zu diesem Zeitpunkt waren keine Berichte über Adams’ Forschungen veröffentlicht worden. Von seinen Bemühungen wussten nur wenige außer dem Astronomer-Royal sowie Professor Challis von Cambridge – dem später die Aufgabe zur Durchführung der Suche übertragen wurde.

In der Zwischenzeit wurde die Aufmerksamkeit des großen französischen Mathematikers und Astronomen Le Verrier durch Arago besonders auf das Problem der Störungen des Uranus gelenkt. Mit gründlicher Analyse untersuchte Le Verrier alle möglichen bekannten Quellen solcher Störungen. Die Einflüsse der älteren Planeten wurden erneut mit größter Präzision berechnet – doch nur, um die bereits gezogene Schlussfolgerung zu bestätigen, dass sie nicht ausreichten, um die Störungen zu erklären. Daraufhin begann Le Verrier mithilfe mathematischer Untersuchungen nach dem unbekannten Planeten zu suchen – ohne etwas von Adams’ Bemühungen zu wissen. Im November 1845 sowie erneut am 1. Juni 1846 wurden Teile der Ergebnisse des französischen Astronomen veröffentlicht. Der Astronomer-Royal stellte daraufhin fest, dass seine Berechnungen praktisch mit denen von Adams übereinstimmten – die von den beiden Astronomen für den unbekannten Planeten bestimmten Positionen lagen nur wenige Grad voneinander entfernt! Das war tatsächlich ein bemerkenswertes Ergebnis. Es handelte sich dabei um einen Planeten, der zwar dem menschlichen Auge verborgen blieb, doch durch mathematische Analysen mit solcher Sicherheit erfasst werden konnte, dass zwei Astronomen, die jeweils nichts von den Bemühungen des anderen wussten, übereinstimmend dessen Position am Himmel bestimmten. Damit wurde das Vorhandensein des neuen Planeten fast zur Gewissheit – und es wurde den praktisch tätigen Astronomen überlassen, umgehend mit der Suche zu beginnen. Im Juni 1846 teilte der Astronomer-Royal den Besuchern des Greenwich-Observatoriums mit, wie genau die Berechnungen von Le Verrier und Adams übereinstimmten, und drängte darauf, unverzüglich eine gründliche Untersuchung des angegebenen Gebiets durchzuführen. Professor Challis, der das große Äquatorteleskop in Cambridge unter seiner Leitung hatte, wurde dazu bewegt, die Arbeit aufzunehmen – und am 29. Juli 1846 begann er mit seinen Untersuchungen.

Der von Professor Challis gewählte Suchplan war äußerst aufwendig. Zunächst nahm er die theoretische Position des Planeten an, wie sie von Herrn Adams angegeben wurde, und nachdem er für die Unsicherheiten einer derart komplexen Berechnung einen sehr großen Spielraum einbezogen hatte, markierte er einen bestimmten Bereich am Himmel, in der Nähe der Ekliptik, in dem man annahm, dass der unbekannte Planet zu finden sein müsse. Anschließend beschloss er, alle Sterne in diesem Bereich zu beobachten und ihre relativen Positionen zu messen. Nach Abschluss dieser Arbeiten sollte alles ein zweites Mal wiederholt werden. Sein Plan sah sogar eine dritte, vollständige Serie von Beobachtungen der Sterne in diesem ausgewählten Bereich vor. Es bestand kein Zweifel daran, dass dieser Prozess den Planeten aufspüren würde, sofern er hell genug war, um innerhalb der von Professor Challis festgelegten Helligkeitsgrenzen zu liegen. Der Planet würde durch seine Bewegung relativ zu den Sternen erkennbar werden, wenn die drei Messreihen miteinander verglichen wurden. Der Plan war so gründlich durchdacht, dass er sicherlich zur erwarteten Entdeckung geführt hätte – tatsächlich stellte sich später heraus, dass Professor Challis den Planeten tatsächlich mehrmals beobachtet hatte, und ein anschließender Vergleich seiner Positionen musste unweigerlich zur Entdeckung des neuen Planeten geführt haben.

Le Verrier entwickelte seinerseits seine nicht weniger umfangreichen Untersuchungen in derselben Richtung weiter. Er war überzeugt von der Existenz des Planeten und ging sogar so weit, nicht nur seine Position, sondern auch sein tatsächliches Aussehen vorherzusagen. Er glaubte, der Planet sei groß genug – wenn auch natürlich weiterhin nur ein mit einem Teleskop sichtbares Objekt –, um sich durch das Vorhandensein eines Diskus von den Sternen unterscheiden zu lassen. Diese präzisen Vorhersagen verstärkten den Glauben daran, dass wir am Rande einer weiteren großen Entdeckung im Sonnensystem standen. So sehr, dass Sir John Herschel am 10. September 1846 vor der British Association folgende Worte aussprach: „Das vergangene Jahr hat uns den neuen Planeten Astræa gebracht – es hat noch mehr getan: Es hat uns die Aussicht auf einen weiteren Planeten gegeben. Wir sehen ihn, so wie Kolumbus Amerika von den Küsten Spaniens aus sah. Seine Bewegungen waren in unseren umfassenden Analysen spürbar – mit einer Gewissheit, die kaum geringer ist als eine direkte visuelle Beobachtung.“

Die Zeit der Entdeckung rückte nun schnell näher. Am 18. September 1846 schrieb Le Verrier an Dr. Galle vom Berliner Observatorium und beschrieb den von seinen Berechnungen angegebenen Ort des Planeten sowie bat ihn, diesen mit dem Teleskop zu entdecken. Der so gestellte Antrag war ähnlich dem, der im Auftrag von Adams an Professor Challis gerichtet worden war. Sowohl in Berlin als auch in Cambridge sollte die teleskopische Suche in derselben Himmelsregion durchgeführt werden. Die Astronomen in Berlin hatten jedoch das Glück, über eine unschätzbare Hilfsmittel für die Forschung zu verfügen, die zu jener Zeit nicht in den Händen von Professor Challis war. Wir haben bereits erwähnt, wie die Suche nach einem Planeten mit dem Teleskop durch die Verwendung einer sorgfältig erstellten Sternkarte erleichtert werden kann. Tatsächlich genügt es, die Karte einfach mit dem Himmel zu vergleichen. Zufälligerweise hatte die Berliner Akademie der Wissenschaften einige Jahre zuvor bereits eine Reihe von Sternkarten erstellt. Auf diesen Karten war der Standort jedes Sterns – bis hin zur zehnten Größe – genau eingraviert. Diese Arbeit war äußerst nützlich, doch ihre Schöpfer konnten kaum damit rechnen, dass aus ihren jahrelangen mühsamen Bemühungen eine brillante Entdeckung hervorgehen würde. Es wurde für praktisch gehalten, eine solch umfangreiche Vermessungsarbeit in Teilabschnitten zu veröffentlichen; entsprechend erschien die Karte nach und nach, je mehr Teile fertiggestellt wurden. Gerade bevor die Nachrichten über Le Verriers Bemühungen Berlin erreichten, war die Karte jenes Himmelsbereichs bereits eingraviert und gedruckt worden.

Am 23. September erreichte Le Verriers Brief Dr. Galle in Berlin. In jener Nacht war der Himmel klar, und man kann sich vorstellen, mit welcher Unruhe Dr. Galle sein Teleskop in den Himmel richtete. Das Instrument wurde gemäß Le Verriers Anweisungen ausgerichtet. Im Sichtfeld waren zahlreiche Sterne zu sehen – wie in jedem Teil des Himmels. Einer davon war tatsächlich der Planet. Die neue Karte wurde ausgebreitet, und Stern für Stern wurde der Himmel mit ihr verglichen. Im Laufe der Identifizierung der Sterne stellte sich heraus, dass ein Objekt nach dem anderen genau so im Himmel lag, wie es auf der Karte dargestellt war – und wurde natürlich abgelehnt. Schließlich wurde ein Stern der achten Größe – ein leuchtender Stern – untersucht. Die Karte wurde geprüft, doch dort war kein Stern zu sehen. Dieses Objekt konnte also nicht dort sein.

Der Ort, an dem die Karte erstellt wurde. Das Objekt war daher ein Wanderer – ein Planet. Doch in solchen Fällen war Vorsicht geboten. Es mussten viele Möglichkeiten ausgeschlossen werden. Es war beispielsweise durchaus denkbar, dass es sich tatsächlich um einen Stern handelte, der aus irgendeinem Grund dem aufmerksamen Auge des Astronomen, der die Karte angefertigt hatte, entgangen war. Es war sogar möglich, dass es sich um einen der großen Sternhaufen handelte, deren Helligkeit wechselt – und dass dieser Stern zu schwach war, um bei Erstellung der Karte sichtbar zu sein. Oder es könnte sich um einen der kleineren Planeten handeln, die sich zwischen Mars und Jupiter bewegen. Selbst wenn keine dieser Erklärungen zutraf, war es dennoch notwendig zu zeigen, dass das Objekt sich mit jener bestimmten Geschwindigkeit und in jener bestimmten Richtung bewegte, wie es die Theorie von Le Verrier vorsagte. Schon ein einziger Tag reichte aus, um alle Zweifel zu beseitigen. In der folgenden Nacht wurde das Objekt erneut beobachtet. Es hatte sich bewegt, und als seine Bewegung gemessen wurde, stellte sich heraus, dass sie genau mit dem übereinstimmte, was Le Verrier vorhergesagt hatte. Tatsächlich – als gäbe es noch keinen Mangel an Bestätigungen – erwies sich der Durchmesser des Planeten, wie er mit Mikrometern in Berlin gemessen wurde, als praktisch identisch mit dem, was Le Verrier vorhergesagt hatte.

Schnell verbreitete sich die Nachricht von diesem großartigen Erfolg in der Welt. Sofort erreichte der Name Le Verriers eine Höhe, die kaum von dem eines anderen Astronomen jeglicher Epoche oder Nation übertroffen wurde. Die Umstände der Entdeckung waren äußerst dramatisch. Wir stellen uns den großen Astronomen vor, der monatelang in tiefer Konzentration versunken war; seine Augen waren nicht auf die Sterne gerichtet, sondern auf seine Berechnungen. In seiner Hand lag kein Teleskop; das menschliche Verstand war das einzige Instrument, das er benutzte. Mit geduldiger Arbeit, geleitet von meisterhafter mathematischer Kunstfertigkeit, arbeitete er mit seinen Zahlenreihen. Er versuchte Lösung nach Lösung. Bei jeder Versuchslösung lernte er etwas, was er vermeiden musste; durch jede Lösung erhielt er etwas Licht, das ihn in seiner zukünftigen Arbeit leitete. Schließlich begann er in diesen Ergebnissen Harmonie zu erkennen, wo zuvor nur Unordnung herrschte. Allmählich lichteten sich die Wolken, und er sah mit einer Gewissheit, die fast der eigentlichen Sicht gleichkam, den Planeten, der in den fernen Tiefen des Weltraums funkelte. Er stand von seinem Schreibtisch auf und bat einen praktischen Astronomen um Hilfe – und da war der Planet bereits zu sehen.

den angegebenen Punkt. Die Wissenschaftsgeschichte kennt kein solches Schauspiel. Es war der triumphalste Beweis für das Gesetz der Allgemeinen Gravitation. Die newtonsche Theorie hatte bereits lange zuvor eine unangreifbare Stellung erlangt; doch um ihre Richtigkeit noch deutlicher hervorzuheben, wurde diese Entdeckung Neptuns gemacht.

Für einen Moment schien es, als würden die Franzosen die alleinige Ehre dieses großartigen Triumphs genießen; tatsächlich wäre es auch nicht unangemessen gewesen, wenn das Land, das Lagrange und Laplace hervorgebracht hatte und durch ihre unsterblichen Arbeiten die große newtonsche Theorie weiterentwickelt hatte, diese Auszeichnung erhalten hätte. Bis zur teleskopischen Entdeckung des Planeten durch Dr. Galle in Berlin hatte es keine öffentliche Anerkennung für Challis’ Bemühungen bei der Suche nach dem Planeten gegeben – noch nicht einmal für Adams’ theoretische Forschungen, auf denen diese Beobachtungen beruhten. Doch mitten in den Triumphgesängen, mit denen die begeisterte französische Nation die Entdeckung durch Le Verrier feierte, erschien ein Brief von Sir John Herschel im Athenæum vom 3. Oktober 1846, in dem er Adams’ Forschungen bekannt machte und ihm einen Anteil an der Ehre der Entdeckung zusprach. Spätere Untersuchungen zeigten, dass dieser Anspruch berechtigt war, und heute wird er von allen unabhängigen Autoritäten anerkannt. Man kann sich jedoch leicht vorstellen, dass die französischen Wissenschaftler, eifersüchtig auf den Ruhm ihres Landsmannes, zunächst nicht bereit waren, einen solchen Anspruch anzuerkennen. Ihnen wurde gesagt, sie sollten die beispiellose Ehre zwischen ihrem eigenen berühmten Landsmann und einem jungen Ausländer aufteilen, von dem nur wenige je gehört hatten, der noch nicht einmal ein einziges Werk veröffentlicht hatte und dessen Ansprüche erst nach Abschluss der Arbeit durch Le Verrier erhoben wurden. Der im Namen von Adams gestellte Antrag wurde daher in Frankreich abgelehnt; dies führte zu einer erbitterten Kontroverse. Punkt für Punkt gelang es den englischen Astronomen, den Anspruch ihres Landsmannes zu beweisen. Zwar hatte Adams seine Forschungen der Welt nicht zugänglich gemacht, doch er hatte sie dem Astronomer-Royal, dem offiziellen Leiter der Wissenschaft in diesem Land, mitgeteilt. Sie waren auch Professor Challis gut bekannt.

Professor für Astronomie in Cambridge. Auch Adams’ Arbeiten wurden veröffentlicht – und es stellte sich heraus, dass sie genauso gründlich und erfolgreich waren wie die von Le Verrier. Zudem wurde festgestellt, dass die von Professor Challis angewandte Suchmethode nicht nur letztendlich erfolgreich gewesen wäre, sondern in gewissem Sinne bereits erfolgreich war. Als die Entdeckung des Planeten mit dem Teleskop gelungen war, wandte sich Challis natürlich daran, zu überprüfen, ob er den neuen Himmelskörper ebenfalls beobachtet hatte. Am 1. Oktober erfuhr er vom Erfolg von Dr. Galle – zu diesem Zeitpunkt hatte Challis bereits Beobachtungen an mindestens 3.150 Sternen durchgeführt. Unter diesen fand er schnell heraus, dass ein am 12. August beobachtetes Objekt am 30. Juli nicht mehr an derselben Stelle war. Das war tatsächlich der Planet; seine Entdeckung wäre somit gesichert gewesen, hätte Challis Zeit gehabt, seine Messungen miteinander zu vergleichen. Tatsächlich: Hätte er seine Beobachtungen sofort besprochen, besteht kaum Zweifel daran, dass der ganze Ruhm der Entdeckung Adams zugeschrieben worden wäre. Er wäre dann der Erste gewesen – sowohl bei den theoretischen Berechnungen als auch bei der optischen Überprüfung der Existenz des Planeten. Es lässt sich außerdem anmerken, dass Challis um Haaresbreite die Entdeckung Neptuns auf eine andere Weise gemacht hätte. Le Verrier hatte in seinem Artikel auf die Möglichkeit hingewiesen, den gesuchten Himmelskörper anhand seines Disks zu erkennen. Challis unternahm diesen Versuch – und noch bevor ihm die Nachricht von der eigentlichen Entdeckung in Berlin erreichte, hatte er bereits das von Le Verrier angegebene Gebiet untersucht. Etwa 300 Sterne kamen ins Sichtfeld; unter ihnen wählte er einen aufgrund seines Disks aus – später stellte sich heraus, dass es sich dabei tatsächlich um den Planeten handelte.

Hätten Le Verriers und Adams’ Forschungen niemals stattgefunden, wäre es sicherlich irgendwann zu einer Entdeckung des fernen Neptun gekommen – doch das hätte auf eine Weise geschehen können, die jeder wahre Wissenschaftsliebhaber heute bedauern würde. Wir hören ständig davon, dass neue Kleinplaneten entdeckt werden – doch niemand schreibt solchen Errungenschaften auch nur einen Bruchteil der Bedeutung zu, die der Entdeckung Neptuns zukommt. Die Gefahr bestand darin, dass Neptun einfach durch bloße Beobachtungsarbeiten entdeckt worden wäre – genauso wie Uranus oder wie die zahlreichen Kleinplaneten heute.

In diesem Fall wäre die theoretische Astronomie – die großartige Wissenschaft, von Newton gegründet – um ihre brillanteste Veranschaulichung gebracht worden.

Neptun hatte tatsächlich mindestens einmal Glück im Unglück und wurde nicht auf einfache Weise entdeckt. Das zeigte sich, als genügend Beobachtungen gesammelt worden waren, um den Weg des Planeten berechnen zu können. Dadurch war es möglich, die Bewegungen des Planeten unter den Sternen nachzuvollziehen und somit in den Katalogen früherer Astronomen nachzusehen, ob dort Aufzeichnungen über Neptun vorhanden waren – Aufzeichnungen, die ihn fälschlicherweise als Stern eingetragen hatten. Es wurden mehrere solcher Fälle entdeckt. Ich werde jedoch nur auf einen einzigen verweisen, der von besonderem Interesse ist. Es stellte sich heraus, dass der Standort des Planeten am 10. Mai 1795 mit dem eines sogenannten Sterns übereinstimmen musste, der an diesem Tag in Lalandes „Histoire Céleste“ aufgezeichnet worden war. Durch eine genaue Untersuchung des Himmels wurde außerdem festgestellt, dass es an dem von Lalande angegebenen Ort keinen Stern gab. Damit war die Tatsache, dass es sich hier tatsächlich um eine Beobachtung von Neptun handelte, völlig unbestreitbar. Als man sich die Originalmanuskripte von Lalande ansah, kam eine äußerst interessante Sache ans Licht: Dort stellte sich heraus, dass er denselben „Stern“ – so betrachtete er ihn zumindest – sowohl am 8. als auch am 10. Mai beobachtet hatte; an jedem Tag hatte er seine Position bestimmt, und beide Beobachtungen waren ordnungsgemäß aufgezeichnet. Doch als er seinen Katalog erstellen wollte und feststellte, dass die Standorte an den beiden Tagen unterschiedlich waren, verworfen er das frühere Ergebnis und druckte nur das spätere ab.

Hätte Lalande wirklich Vertrauen in seine eigenen Beobachtungen gehabt, dann wäre eine unsterbliche Entdeckung in seiner Hand gewesen. Hätte er mutig gesagt: „Ich hatte am 10. Mai recht und am 8. Mai auch recht; ich habe bei keiner der Gelegenheiten einen Fehler gemacht, und das Objekt, das ich am 8. sah, muss sich zwischen dem 8. und dem 10. bewegt haben“, dann hätte er sicherlich Neptun entdeckt. Doch wenn er das getan hätte, wie bedauerlich wäre dann der Verlust für die Wissenschaft gewesen! Die Entdeckung Neptuns wäre dann lediglich eine zufällige Belohnung für einen fleißigen Forscher gewesen – anstatt eines der glorreichsten Errungenschaften im höchsten Bereich der menschlichen Vernunft.

Abgesehen von diesem kurzen Überblick über die Entdeckung Neptuns haben wir nur wenig zu berichten bezüglich dieses fernen Planeten. Wenn wir auf Uranus keine der Eigenschaften erkennen können, die Mars oder Venus, Jupiter oder Saturn zu so attraktiven Objekten für das Teleskop machen, was können wir dann von Neptun erwarten – einem Planeten, der noch einmal so weit entfernt ist wie Uranus? Mit einem guten Teleskop und der richtigen Vergrößerungskraft können wir tatsächlich erkennen, dass Neptun einen Diskus hat, doch auf diesem Diskus lassen sich keine Strukturen identifizieren. Wir sind daher nicht in der Lage, den Zeitraum festzustellen, in dem Neptun um seine Achse rotiert – obwohl wir aus der allgemeinen Analogie des Systems davon ausgehen müssen, dass er tatsächlich rotiert. Erfolgreicher waren die Versuche, den Durchmesser Neptuns zu messen; er beträgt etwa 35.000 Meilen, also mehr als viermal den Durchmesser der Erde. Es scheint außerdem, dass Neptun, genauso wie Jupiter und Saturn, von einer riesigen, wolkenreichen Atmosphäre umhüllt sein muss – schließlich beträgt die durchschnittliche Dichte dieses Planeten nur etwa ein Fünftel der Erddichte. Dieser große Planet umkreist die Sonne in einem durchschnittlichen Abstand von mindestens 2.800 Millionen Meilen – das ist etwa dreißigmal so viel wie der durchschnittliche Abstand von der Erde zur Sonne. Obwohl die Umrundung der Sonne mit einer Geschwindigkeit von mehr als drei Meilen pro Sekunde stattfindet, ist der Weg doch so lang, dass Neptun fast 165 Jahre benötigt, um eine vollständige Umrundung zu absolvieren. Seit seiner Entdeckung vor etwa fünfzig Jahren hat Neptun bereits etwa ein Drittel seines Umlaufweges zurückgelegt; selbst seit dem Zeitpunkt, als er erstmals 1795 von Lalande beobachtet wurde, hatte er nur Zeit, drei Fünftel seines gewaltigen Umlaufweges zurückzulegen.

Neptun verfügt, genauso wie unsere Erde, über einen einzigen Satelliten. Dieses winzige Objekt wurde kurz nach der Entdeckung des Planeten selbst von Herrn Lassell mit seinem zwei Fuß großen Refraktorteleskop entdeckt. Die Bewegung des Neptun-Satelliten ist nahezu kreisförmig. Seine Umlaufbahn ist um etwa 35° gegenüber der Ekliptik geneigt – und es ist besonders bemerkenswert, dass die Bewegungsrichtung des Satelliten, genauso wie bei den Satelliten von Uranus, im Allgemeinen gegen die Richtung der Planetenbewegungen gerichtet ist. Der Satellit vollbringt seine Umrundung um Neptun in einem Zeitraum von etwas weniger als sechs Tagen. Durch die Beobachtung der Bewegungen dieses Satelliten können wir die Masse des Planeten bestimmen – es scheint also, dass die Masse Neptuns etwa ein Neunzehntausendstel der Masse der Sonne beträgt.

Bislang wurden keine Planeten jenseits von Neptun entdeckt, und es gibt derzeit auch keinen triftigen Grund zu der Annahme, dass es sie als sichtbare Objekte gibt. Im Kapitel über die Kleinplaneten habe ich die Art und Weise erörtert, wie diese Objekte entdeckt werden. Durch genaue und sorgfältige Vergleiche des Himmels mit detaillierten Sternkarten werden diese Körper aufgedeckt. Solche Untersuchungen wären auch bei der Suche nach einem ultrasolaren Planeten gleichermaßen wirksam; tatsächlich könnten wir keine bessere Methode zur Suche nach einem solchen Körper entwickeln, falls er existieren sollte, als die Methode, die derzeit in vielen Observatorien konstant angewandt wird. Die Bemühungen derer, die nach kleinen Planeten suchen, wurden reichlich belohnt – es wurden bereits Hunderte solcher Entdeckungen gemacht. Dennoch ist es bemerkenswert, dass alle diese Planeten auf einen bestimmten Bereich des Sonnensystems beschränkt sind. Manchmal wurde vermutet, dass die Zeit Störungen in Neptuns Umlaufbahn aufdecken könnte, und dass diese Störungen zur Entdeckung eines noch weiter entfernten Planeten führen könnten – auch wenn dieser Planet so weit entfernt und so schwach ist, dass er allen teleskopischen Untersuchungen entgeht. Derzeit fällt eine solche Untersuchung jedoch kaum in den Bereich der praktischen Astronomie. Seine Bewegungen wurden zweifellos genau untersucht, doch es müsste ein größerer Teil seiner Umlaufbahn betrachtet werden, bevor man aus den Störungen in seinem Weg auf das Vorhandensein eines unbekannten, noch weiter entfernten Planeten schließen könnte.

Wir haben also gesehen, dass das Planetensystem auf der einen Seite durch Merkur und auf der anderen Seite durch Neptun begrenzt wird. Die Entdeckung von Merkur war eine Leistung aus prähistorischer Zeit. Der frühe Astronom, der dieses Kunststück ohne instrumentelle Hilfen und ohne Unterstützung durch genaues theoretisches Wissen vollbrachte, verdient unseren aufrichtigen Respekt für seine ungebildete Schärfe und Durchschau. Andererseits verdient die Entdeckung der äußeren Grenze des Planetensystems besondere Aufmerksamkeit, da sie ausschließlich auf tiefgreifendem theoretischem Wissen beruhte.

Obwohl wir hier unsere Darstellung der Planeten und ihrer Monde beenden, müssen wir noch zwei Kapitel hinzufügen, bevor wir alles gesagt haben, was zum Sonnensystem zu sagen ist. Eine weitere, bemerkenswerte Klasse von Körpern, die weder Planeten noch Monde sind, gehören der Sonne an und umkreisen sie.

auf ihn gemäß den Gesetzen der allgemeinen Schwerkraft. Diese Körper sind die Kometen sowie ihre etwas bescheideneren Begleiter, die Sternschnuppen. Bei der Erforschung dieser Objekte finden wir viele interessante Aspekte, die wir in den folgenden Kapiteln erörtern werden.

KAPITEL XVI.
KOMETEN.

Kometen im Gegensatz zu Planeten – in ihrer Natur sowie in ihren Bewegungen – Coggias Komet; periodische Rückkehrer; das Gravitationsgesetz; parabolische und elliptische Umlaufbahnen; Theorien vor den Beobachtungen; die meisten Kometenbahnen sind im Wesentlichen parabolisch; Halleys Bemühungen; der Komet von 1682; Halleys bemerkenswerte Vorhersage; die durch Störungen verursachte Verzögerung; die wiederholten Rückkehrer des Halley’schen Kometen; Enckes Komet; der Einfluss von Störungen; die Umlaufbahn des Enckes-Kometen; die Anziehungskraft von Merkur und Jupiter; wie die Identität eines Kometen festgestellt wird; wie man Merkur wiegt; die Entfernung von der Erde zur Sonne anhand des Enckes-Kometen bestimmt; das störende Medium; bemerkenswerte Kometen; das Spektrum eines Kometen; der Vorbeiflug eines Kometen zwischen Erde und Sternen; kann ein Komet gewogen werden?; Hinweise auf die geringe Masse eines Kometen aus der Störungstheorie; der Schweif eines Kometen; seine Veränderungen; Ansichten über seine Natur; Kohlenstoff in Kometen; Ursprung der periodischen Kometen.

In den vorherigen Kapiteln, in denen es um die Sonne und den Mond, die Planeten und ihre Monde ging, stellten wir in allen Fällen fest, dass die Himmelskörper, mit denen es hier umging, nahezu kugelförmig waren und viele zweifellos aus fester Substanz bestanden. All diese Objekte weisen eine Dichte auf, die, selbst wenn sie in einigen Fällen viel geringer ist als die der Erde, dennoch Hunderte Male größer ist als die Dichte rein gasförmiger Materialien. Nun nähern wir uns jedoch der Betrachtung einer Klasse von Objekten völlig anderer Art. Wir haben es nicht mehr mit kugelförmigen Objekten mit erheblicher Masse zu tun. Kometen haben eine völlig unregelmäßige Form; sie bestehen größtenteils, zumindest, aus Materialien in einem äußerst dünnen Zustand, und ihre Massen sind so gering, dass keine uns bekannten Methoden es ermöglichen, sie zu messen. Kometen unterscheiden sich nicht nur in ihrer Zusammensetzung von Planeten oder anderen, festeren Körpern unseres Systems, sondern auch ihre Bewegungen unterscheiden sich stark von der geordneten Rückkehr der Planeten zu ihren festgelegten Zeiten. Kometen erscheinen manchmal fast überraschend plötzlich; sie vergrößern sich schnell bis zu einem Grad, der in abergläubischen Zeiten größte Angst hervorrief; anschließend verschwinden sie, in vielen Fällen, um nie wieder zurückzukehren. Die moderne Wissenschaft hat zweifellos einen großen Teil des Rätsels gelöst, das einst das gesamte Thema der Kometen umgab. Ihre Bewegungen werden heute weitgehend erklärt, und es wurden einige Erkenntnisse zu ihrer Natur hinzugefügt – obwohl wir noch…

Wir müssen zugeben, dass das, was wir wissen, nur einen sehr kleinen Anteil am Gesamten ausmacht, was noch unbekannt ist.

Lassen Sie mich zunächst allgemein die Natur eines Kometen beschreiben – soweit seine Struktur mithilfe eines leistungsstarken Refraktorteleskops erkennbar wird. Auf Tafel XII sind zwei interessante Skizzen zu sehen, die am Harvard College Observatory vom großen Kometen von 1874 angefertigt wurden; dieser Komet ist nach seinem Entdecker Coggia benannt.

Hier sehen wir den Kopf des Kometen, der seinen hellsten Punkt in Form des sogenannten Kerns aufweist. In diesem Kern scheint das Material des Kometen viel dichter zu sein als an anderen Stellen. Um den Kern herum finden sich bestimmte Schichten aus leuchtendem Material – die Korona oder der Kopf des Kometen – mit einem Durchmesser von 20.000 bis 1.000.000 Meilen; von dort aus scheint der Schweif des Kometen zu verlaufen. Dieses Bild kann als Darstellung eines typischen Objekts dieser Klasse angesehen werden – doch die Strukturen verschiedener Kometen sind nahezu unzählbar. In einigen Fällen fehlt der Kern; in anderen Fällen fehlt der Schweif. Der Schweif ist zweifellos ein auffälliges Merkmal jener großen Kometen, die weltweite Aufmerksamkeit erregen – doch bei den kleineren, teleskopisch beobachtbaren Kometen, von denen jedes Jahr nur wenige zu beobachten sind, fehlt dieses Merkmal in der Regel. Nicht nur weisen Kometen große Unterschiede in ihrem Aussehen auf, sondern auch das Erscheinungsbild eines einzelnen Kometen kann sich stark verändern. Manchmal nimmt der Komet enorm an Größe zu; manchmal verringert er sich wieder; manchmal hat er einen großen Schweif – manchmal gar keinen. Messungen zur Größe eines Kometen sind fast sinnlos; sie können bereits innerhalb der wenigen Stunden, in denen ein Komet in einer Nacht beobachtet werden kann, ungenau werden. Tatsächlich ist es unmöglich, einen Kometen allein anhand seiner äußeren Erscheinung zu identifizieren. Dennoch ist die Frage nach der Identität eines Kometen oft von großer Bedeutung. Wir müssen daher Mittel finden, um diese Identität festzustellen – unabhängig davon, wie der Komet aussieht.

Es ist heute allgemein bekannt, dass mehrere dieser Himmelskörper periodisch zurückkehren. Nachdem sie für eine bestimmte Anzahl von Jahren unsichtbar waren, taucht ein Komet wieder auf und zieht sich anschließend erneut in den Weltraum zurück, um eine weitere Umrundung zu vollziehen.

Es stellt sich dann die Frage, wie wir den Körper erkennen sollen, wenn er tatsächlich zurückkehrt. Die persönlichen Eigenschaften wie seine Größe oder Helligkeit sowie das Vorhandensein oder Fehlen eines Schwanzes – egal ob groß oder klein – sind flüchtige Merkmale, die für einen solchen Zweck keinen Wert haben. Glücklicherweise hat jedoch das von Kepler aufgestellte Gesetz der elliptischen Bewegung einen Weg aufgezeigt, um die Identität eines Kometen mit absoluter Präzision zu bestimmen.

Nachdem Newton das Gesetz der Schwerkraft entdeckt und nachgewiesen hatte, dass die elliptischen Bahnen der Planeten um die Sonne notwendige Folgen dieses Gesetzes sind, war er natürlich versucht, denselben Ansatz anzuwenden, um die Bewegungen von Kometen zu erklären. Auch hier hatte er großartigen Erfolg und belegte seine Theorie, indem er die Bewegungen des bemerkenswerten Körpers vollständig erklärte – dieser war von Dezember 1680 bis März 1681 sichtbar.

Abb. 69 – Der parabolische Weg eines Kometen.

Es gibt eine bestimmte, schöne Kurve, die bei Geometern als Parabel bekannt ist. Ihre Form ist in der nebenstehenden Abbildung dargestellt; es handelt sich um eine gekrümmte Linie, die sich nach innen und um einen bestimmten Punkt biegt – diesen Punkt nennt man Brennpunkt. Dies wäre nicht der Anlass für irgendwelche Erwähnungen der geometrischen Eigenschaften dieser Kurve; diese sollten in mathematischen Werken gesucht werden. Hier muss lediglich auf den Zusammenhang zwischen der Parabel und der Ellipse hingewiesen werden. In einem früheren Kapitel haben wir die Konstruktion dieser letzten Kurve erläutert und gezeigt, dass sie zwei Brennpunkte besitzt. Nehmen wir an, es werden eine Reihe von Ellipsen gezeichnet, wobei jede Ellipse einen größeren Abstand zwischen ihren Brennpunkten hat als die vorherige. Stellen wir uns vor, dieses Verfahren wird fortgesetzt, bis schließlich der Abstand zwischen den Brennpunkten im Vergleich zum Abstand von jedem Brennpunkt zur Kurve enorm groß wird – dann werden die beiden Enden dieser langen Ellipse praktisch die gleiche Form wie eine Parabel haben. Wir können somit die in Abb. 69 dargestellte Kurve als ein Ende einer Ellipse betrachten, deren anderes Ende sich in unendlich großer Entfernung befindet. Im Jahr 1681 bewies Doerfel, ein Geistlicher aus Sachsen, dass der damals neu beobachtete große Komet sich auf einer Parabel bewegte, deren Brennpunkt in der Sonne lag. Newton zeigte, dass das Gravitationsgesetz es einem Körper ermöglicht, sich auf einer Ellipse genau dieser extremen Art zu bewegen – genauso wie auf einer Ellipse mit normaleren Proportionen. Ein Objekt, das auf einer parabolischen Bahn um die in der Mitte liegende Sonne kreist, nähert sich allmählich der Sonne an, umkreist sie anschließend und beginnt dann wieder, sich von ihr zu entfernen. Es besteht ein notwendiger Unterschied zwischen parabolischer und elliptischer Bewegung: Im letzteren Fall wendet sich der Körper nachdem er sich auf eine bestimmte Entfernung entfernt hat wieder um und zieht erneut zur Sonne hin – tatsächlich muss er periodische Bahnen um seine Umlaufbahn beschreiben, wie es bei den Planeten der Fall ist. Im Fall einer echten Parabel kann sich der Körper jedoch niemals zurückkehren; dazu müsste er den fernen Brennpunkt erreichen – doch da dieser unendlich weit entfernt ist, könnte er nur nach Ablauf unendlicher Zeit erreicht werden.

Die charakteristischen Merkmale der Bewegung auf einer Parabel lassen sich somit wie folgt beschreiben: Der Körper nähert sich allmählich vom Ausgangspunkt aus dem Brennpunkt an.

Auf der einen Seite eine unendlich große Entfernung – und nachdem man den Brennpunkt umrundet hat, entfernt sich die Bahn allmählich wieder auf eine unendlich große Entfernung auf der anderen Seite, ohne jemals zurückzukehren. Als Newton erkannte, dass eine solche parabolische Bewegung aus dem Gravitationsgesetz resultieren konnte, kam ihm sofort in den Sinn (unabhängig von Doerfels Entdeckung, von der er nichts wusste), dass damit die Bewegungen von Kometen erklärt werden könnten. Er wusste, dass Kometen vom Sonnen angezogen werden mussten; er sah, dass der übliche Verlauf eines Kometen darin bestand, plötzlich aufzutauchen, um die Sonne zu umrunden und anschließend wieder zu verschwinden, ohne jemals zurückzukehren. War das wirklich ein Fall von parabolischer Bewegung? Glücklicherweise standen ihm die Mittel zur Überprüfung dieses wichtigen Vorschlags zur Verfügung. Er konnte die bekannten Bewegungen des Kometen von 1680 sowie Beobachtungen mehrerer anderer Körper derselben Art nutzen, die durch die Arbeit von Astronomen gesammelt worden waren. Mit seiner üblichen Klugheit entwickelte Newton eine Methode, mit der anhand der bekannten Fakten der Weg bestimmt werden konnte, den der Komet beschreibt. Er stellte fest, dass es sich um eine Parabel handelte und dass die Geschwindigkeit des Kometen durch das Gesetz geregelt wurde, wonach die Gerade von der Sonne zum Kometen in gleichem Zeitraum gleiche Flächen durchquert. Damit war eine weitere Bestätigung des Gesetzes der universellen Gravitation gegeben. In diesem Fall kann man tatsächlich sagen, dass die Theorie den Berechnungen voraus war. Kepler hatte durch Beobachtungen festgestellt, dass die Bahnen der Planeten Ellipsen sind, und Newton zeigte, wie dieses Phänomen eine Folge des Gravitationsgesetzes ist. Bei Kometen hingegen waren ihre äußerst unregelmäßigen Umlaufbahnen bis zur Theorie Newtons nie in eine geometrische Form überführt worden; erst diese Theorie zeigte ihm, dass es sich um Parabeln handelt, und anschließend nutzte er Beobachtungen, um die Vorhersagen seiner Theorie zu überprüfen.

TABELLE XII.

Coggias Komet.
(Gesehen am 10. Juni und 9. Juli 1874.)

Die überwiegende Mehrheit der Kometen bewegt sich auf Umlaufbahnen, die sich kaum von Parabeln unterscheiden lassen, und jedes Objekt mit einer solchen Umlaufbahn kann nur bei einem einzigen Erscheinen beobachtet werden. Die Gravitationslehre zwar, sie erlaubt es, dass eine Parabel eine mögliche Umlaufbahn für einen Kometen sein kann, behauptet aber nicht, dass der Weg notwendigerweise dieser Art sein muss. Wir haben darauf hingewiesen, dass diese Kurve lediglich eine sehr extreme Form einer Ellipse ist – und es wäre weiterhin völlig im Einklang mit dem Gravitationsgesetz, wenn ein Komet einen Weg jeder elliptischen Form beschreiten würde, vorausgesetzt, die Sonne befände sich im Brennpunkt und der Komet würde der Regel folgen, in gleichen Zeiten gleiche Flächen zurückzulegen. Wenn ein Objekt sich auf einer elliptischen Bahn bewegt, dann wird es wieder zur Sonne zurückkehren, und somit werden wir periodische Besuche desselben Objekts erleben.

Hier ergab sich für den Astronomen ein interessantes Forschungsfeld. Es dauerte auch nicht lange, bis ein periodischer Komet entdeckt wurde, der auf eindrucksvolle Weise die Richtigkeit der gerade ausgedrückten Vorhersage verdeutlichte. Der Name des berühmten Astronomen Halley ist wohl am besten durch seine Verbindung mit dem großen Kometen bekannt, dessen Periodizität durch seine Berechnungen entdeckt wurde. Als Halley aus der neuentonschen Theorie erfuhr, dass ein Komet sich auf einer elliptischen Bahn bewegen könnte, unternahm er eine äußerst mühsame Untersuchung; er sammelte aus verschiedenen Aufzeichnungen über beobachtete Kometen alle zuverlässigen Daten, die erhältlich waren, und konnte so mit recht guter Genauigkeit die Art der von etwa vierundzwanzig großen Kometen beschrittenen Bahnen bestimmen. Einer davon war der große Komet von 1682, den Halley selbst beobachtete und dessen Bahn er gemäß den Prinzipien Newtons berechnete. Anschließend untersuchte Halley, ob dieser Komet von 1682 bereits zu einer früheren Zeit unser Sonnensystem besucht haben könnte. Um diese Frage zu beantworten, wandte er sich der von ihm sorgfältig zusammengestellten Liste der aufgezeichneten Kometen zu und stellte fest, dass sein Komet sowohl in seinem Aussehen als auch in seiner Umlaufbahn einem Kometen ähnelte, der 1607 beobachtet worden war, sowie einem weiteren, der 1531 beobachtet worden war. Konnten diese drei Objekte identisch sein? Es genügte lediglich anzunehmen, dass ein Komet statt

dass es sich nicht um eine Umlaufbahn in Parabelform handelte, sondern tatsächlich um eine äußerst verlängerte Ellipse, und dass es jede Umrundung in einem Zeitraum von etwa siebzigfünf oder siebzigsechs Jahren vollendete. Er stellte diese Hypothese allen Tests aus, die er sich vorstellen konnte; er stellte fest, dass die auf den drei verschiedenen Gelegenheiten bestimmten Umlaufbahnen so ähnlich waren, dass es gegen alle Wahrscheinlichkeit wäre, wenn diese Übereinstimmung zufällig wäre. Daher beschloss er, seine Theorie dem höchsten Test zu unterziehen, der in der Astronomie bekannt war. Er wagte es, eine Vorhersage zu machen, die die Nachwelt die Möglichkeit haben würde zu überprüfen. Wenn die Umlaufzeit des Kometen siebzigfünf oder siebzigsechs Jahre betrug, wie die früheren Beobachtungen zu zeigen schienen, dann schätzte Halley, dass er, sofern er ungestört blieb, im Jahr 1757 oder 1758 zurückkehren sollte. Es gab jedoch bestimmte Störquellen, auf die er hinwies, die durchaus stark genug wären, um die Rückkehrzeit erheblich zu beeinflussen. Der Komet passiert auf seiner Bahn in der Nähe des Jupiters und erleidet dort große Störungen durch diesen mächtigen Planeten. Halley kam zu dem Schluss, dass die erwartete Rückkehr entsprechend bis Ende 1758 oder Anfang 1759 verzögert werden könnte.

Diese Vorhersage war ein bemerkenswertes Ereignis in der Geschichte der Astronomie, da es der erste Versuch war, das Erscheinen eines dieser geheimnisvollen Körper vorauszusagen, deren Besuche scheinbar keiner festen Regel folgten und die üblicherweise als Zeichen von großer Bedeutung angesehen wurden. Halley erkannte die Bedeutung seiner Ankündigung. Er wusste, dass seine irdische Lebenszeit längst vorbei sein würde, bevor der Komet seine Umrundung vollendet hatte; und in fast bewegenden Worten schreibt der große Astronom: „Deshalb wird die unparteiische Nachwelt, falls der Komet gemäß unserer Vorhersage um das Jahr 1758 zurückkehrt, nicht ablehnen zuzugeben, dass dies erstmals von einem Engländer entdeckt wurde.“

Als die Zeit, in der dieses große Ereignis erwartet wurde, näher rückte, weckte es das größte Interesse bei den Astronomen. Der bedeutende Mathematiker Clairaut übernahm es, mit Hilfe verbesseter Methoden neu zu berechnen, welche Wirkung die Anziehungskraft der Planeten auf den Kometen haben würde. Seine Analyse der Störungen zeigte ausreichend, dass der Komet durch Saturn um 100 Tage und durch Jupiter um 518 Tage aufgehalten werden würde.

Dadurch erhielt die Vorhersage bezüglich des Kometen Halley etwas mehr Genauigkeit. Schließlich kam man zu dem Schluss, dass dieser Komet etwa Mitte April 1759 das Perihel – also den Punkt auf seiner Bahn, der dem Sonnenzentrum am nächsten liegt – erreichen würde. Der weise Astronom (der, wie wir uns erinnern müssen, lange vor der Entdeckung von Uranus und Neptun lebte) fügte hinzu, dass dieses Himmelskörper bei seiner großen Entfernung möglicherweise von Einflüssen betroffen sein könnte, von denen wir nichts wissen, oder sogar von Störungen durch irgendeine Planeten, die zu weit entfernt sind, um jemals wahrgenommen werden zu können. Deshalb schränkte er seine Vorhersage ein und sagte, dass aufgrund dieser unbekannten Möglichkeiten seine Berechnungen um einen Monat nach oben oder unten fehlerhaft sein könnten. Clairaut machte diese bemerkenswerte Mitteilung an die Akademie der Wissenschaften am 14. November 1758. Die Aufmerksamkeit der Astronomen richtete sich sofort darauf, herauszufinden, ob der Besucher, der zuletzt vor siebenundsechzig Jahren erschienen war, bald zurückkehren würde. Nacht für Nacht wurden die Himmel abgesucht. Am Weihnachtstag 1758 wurde der Komet erstmals entdeckt; er passierte in der Nähe der Sonne gegen Mitternacht am 12. März – nur einen Monat früher als von Clairaut angegeben, aber immer noch innerhalb der von ihm festgelegten Fehlertoleranz.

Die Bestätigung dieser Vorhersage war eine weitere Bestätigung der Gravitationslehre. Seitdem kehrte der Komet Halley 1835 erneut zurück – unter Umständen, die den gerade beschriebenen ähnelten. Weitere historische Forschungen konnten außerdem zeigen, dass der Komet Halley mit zahlreichen bemerkenswerten Kometenauftritten in vergangenen Zeiten identisch ist. Es wurde sogar nachgewiesen, dass ein prächtiges Objekt, das elf Jahre vor Beginn unserer Zeitrechnung erschien, lediglich der Komet Halley bei einem seiner früheren Rückkehr war. Zu den berühmtesten Auftritten dieses Himmelskörpers gehörte der im Jahr 1066 – damals erregte sein Erscheinen allgemeine Aufmerksamkeit. Ein Bild des Kometen bei dieser Gelegenheit bildet ein interessantes Element auf dem Bayeux-Gobelin. Der nächste Rückkehrtermin des Kometen Halley wird auf das Jahr 1910 geschätzt.

Heutzutage sind mehrere Kometen bekannt, die auf elliptischen Bahnen kreisen und daher als periodisch bezeichnet werden können. Diese Objekte sind meist nur mit Teleskopen sichtbar und stehen somit im starken Kontrast zum prächtigen Kometen Halley. Die meisten anderen periodischen Kometen haben viel kürzere Umlaufzeiten als dieser.

Halley. Von diesen Objekten ist bei weitem das berühmteste jenes, das als Enckes Komet bekannt ist – und das unsere sorgfältige Aufmerksamkeit verdient.

Das Objekt, auf das wir uns beziehen, hat eine bemerkenswerte Entwicklung hinter sich, während derer es viele Beispiele für das Gravitationsgesetz geliefert hat. Es geht uns hier nicht um die banale Routine einer gewöhnlichen Planetenbahn. Ein Planet unterliegt hauptsächlich dem starken Anziehungskraftfeld der Sonne; zugleich wird er auch in geringem Maße von den Anziehungskräften der anderen Planeten beeinflusst. Mathematiker sind seit langem daran gewöhnt, die Bewegungen dieser Himmelskörper durch genaue Berechnungen vorherzusagen. Sie wissen, wie der Standort eines Planeten ungefähr durch die Anziehungskraft der Sonne bestimmt wird, und sie können die verschiedenen Veränderungen erkennen, die dieser Standort aufgrund der Störungen durch die anderen Planeten erfährt. Die Fähigkeit der Planeten, Störungen zu verursachen, nimmt erheblich zu, wenn das gestörte Objekt einen exzentrischen Weg wie ein Komet beschreibt. Oft kommt es vor, dass der Weg eines solchen Objekts sehr nahe an der Bahn eines Planeten verläuft – sodass der Komet tatsächlich an diesem Planeten vorbeiziehen kann, selbst wenn die beiden Körper nicht tatsächlich kollidieren. In solchen Fällen wird die störende Wirkung enorm verstärkt; deshalb wenden wir uns an Kometen, wenn wir die Theorie der planetaren Störungen anhand eines eindrucksvollen Beispiels veranschaulichen möchten.

Nachdem wir beschlossen haben, einen Kometen auszuwählen, stellt sich die nächste Frage: Welcher Komet? Hier gibt es kaum Raum für Zögern. Jene prächtigen Kometen, die so launisch erscheinen, können sofort ausgeschlossen werden – sie sind offensichtlich zum ersten Mal da und ziehen wieder ab, ohne irgendeine Aussicht darauf, dass die Menschheit sie jemals wieder sehen wird. Ein Komet dieser Art bewegt sich auf einer parabelförmigen Bahn, umkreist einmal die Sonne und zieht sich anschließend wieder in den Raum zurück, aus dem er gekommen ist. Wir können die Auswirkungen von Störungen auf einen Kometen erst vollständig untersuchen, nachdem wir ihn bei seinen wiederholten Rückkehrungen zur Sonne beobachtet haben. Unsere Auswahl ist daher auf die relativ kleine Gruppe der sogenannten periodischen Kometen beschränkt; aus dieser Gesamtheit wählen wir den am besten geeigneten für unser Vorhaben. Es handelt sich dabei um den allgemein als Enckes Komet bekannten Kometen – denn obwohl Encke nicht der Entdecker war, basieren seine Berechnungen auf ihm.

Dass der Komet seinen Ruhm dieser Tatsache verdankt. Dieses Himmelskörper wird durch die Forschungen, die kürzlich an ihm durchgeführt wurden, für unsere Zwecke geeigneter. Im Jahr 1818 entdeckte der sorgfältige Astronom Pons einen Kometen in Marseille. Wir sollten uns nicht vorstellen, dass dieser Himmelskörper ein prächtiges Schauspiel bot – es handelte sich um ein kleines Objekt, das man mit einem dieser schwachen Nebel vergleichen kann, die in großer Anzahl am Himmel zu finden sind. Der Komet lässt sich jedoch leicht von einem Nebel unterscheiden, da er sich relativ zu den Sternen bewegt, während der Nebel jahrhundertelang unbeweglich bleibt. Die Position dieses Kometen wurde sowohl von seinem Entdecker als auch von anderen Astronomen bestimmt. Encke stellte anhand der Beobachtungen fest, dass der Komet alle drei Jahre und einige Monate wieder zur Sonne zurückkehrte. Das war eine überraschende Erkenntnis – zu jener Zeit war noch kein anderer Komet mit kurzer Umlaufzeit entdeckt worden, wodurch diese neue Ergänzung des Sonnensystems großes Interesse weckte. Sofort wurde die Frage gestellt, ob dieser so häufig zurückkehrende Komet vielleicht bereits bei früheren Rückkehrungen beobachtet worden sein könnte. Die historischen Aufzeichnungen über das Erscheinen von Kometen zählen in die Hunderte – wie sollen wir aus dieser Fülle jene Objekte herausfiltern, die mit dem von Pons entdeckten Kometen identisch waren?

Abb. 70 – Die Umlaufbahn des Encke-Kometen.

Wir können sofort jede Hoffnung auf eine Identifizierung anhand von Zeichnungen des Objekts aufgeben. Glücklicherweise gibt es jedoch eine Eigenschaft eines Kometen, an der wir uns orientieren können – eine Eigenschaft, die durch keine Veränderungen in seiner tatsächlichen Struktur beeinflusst oder verdeckt werden kann. Der Weg, den der Körper durch den Weltraum zurücklegt, hängt nicht von den strukturellen Veränderungen des Körpers ab. Die Form dieses Weges sowie seine Position hängen ausschließlich von jenen anderen Körpern im Sonnensystem ab, die in der Theorie des Encke-Kometen eine Rolle spielen. In Abb. 70 sind die Umlaufbahnen von drei Planeten dargestellt. Sie wurden in solchen Proportionen ausgewählt, dass die innereste Bahn die Umlaufbahn des Merkur darstellt, die nächste die Umlaufbahn der Erde und die äußerste die Umlaufbahn des Jupiters. Neben diesen drei Planeten erkennen wir in der Abbildung einen viel elliptischeren Weg, der die Umlaufbahn des Encke-Kometen darstellt – dieser Weg ist auf die Ebene der Erdbewegung projiziert.

Die Sonne befindet sich im Fokus der Ellipse. Durch die Anziehungskraft der Sonne ist der Komet gezwungen, auf dieser Bahn zu kreisen; es dauert etwas mehr als drei Jahre, bis er eine vollständige Umrundung vollzieht. Am Perihel nähert er sich der Sonne in einer Entfernung, die innerhalb der Bahn des Merkur liegt, während er in seiner größten Entfernung der Bahn des Jupiters nahekommt. Diese elliptische Bahn wird hauptsächlich durch die Anziehungskraft der Sonne bestimmt. Egal, ob der Komet ein Unze, eine Tonne, tausend Tonnen oder eine Million Tonnen wog – egal, ob sein Durchmesser einige Meilen oder viele Tausend Meilen betrug – seine Bahn würde dennoch dieselbe bleiben. Anhand der Form dieser Ellipse, ihrer tatsächlichen Größe sowie ihrer Position können wir den Kometen identifizieren. Er wurde bereits in den Jahren 1786, 1795 und 1805 beobachtet, doch damals wurde nicht bemerkt, dass sich seine Bahn von einer Parabel abwandte.

Enckes Komet ist in der Regel so schwach, dass selbst das leistungsstärkste Teleskop der Welt keinen Hinweis auf ihn zeigen kann. Nach einem seiner periodischen Besuche zieht sich der Körper zurück, bis er in den äußersten Teil seiner Bahn gelangt ist; anschließend wendet er sich wieder und nähert sich erneut der Sonne. Es scheint, als würde er durch die Strahlen der Sonne gestärkt und unter ihrem günstigen Einfluss an Größe zunehmen. Während er sich in diesem Teil seiner Bahn bewegt, verringert er die Entfernung zur Erde. Tag für Tag wird er heller, bis er schließlich – teilweise durch eine innere Helligkeitszunahme und teilweise durch die Verringerung der Entfernung zur Erde – in den Bereich unserer Teleskope gelangt. Im Allgemeinen können wir vorhersagen, wann dies geschehen wird, und wissen, in welche Richtung des Himmels das Teleskop ausgerichtet werden muss, um den Kometen bei seinem nächsten Vorbeikommen am Perihel zu erkennen. Der Komet kann dem Zugriff des Mathematikers nicht entkommen. Er kann sagen, wann und wo der Komet zu finden ist – doch niemand kann vorhersagen, wie er aussehen wird.

Würden alle anderen Körper des Sonnensystems entfernt, müsste Enckes Komet seine Bahn für immer in derselben Ellipse und mit absoluter Regelmäßigkeit beschreiten. Für unser gegenwärtiges Ziel ist jedoch nicht die Regelmäßigkeit seiner Bahn von Interesse, sondern die Unregelmäßigkeiten, die durch das Vorhandensein der anderen Körper des Sonnensystems in diese Bahn eingeführt werden. Folgen wir zum Beispiel dem Verlauf des Kometen während seines Vorbeikommens am Perihel –

Die Bahn des Kometen liegt in der Nähe der Bahn des Planeten Merkur. In der Regel befindet sich Merkur zu dem Zeitpunkt, an dem der Komet vorbeifliegt, in einem entfernten Teil seiner Bahn – wodurch der Einfluss des Planeten relativ gering ist. Es kann jedoch manchmal vorkommen, dass der Planet und der Komet sich sehr nahekommen. Eines der interessantesten Beispiele für eine solche Annäherung an Merkur ereignete sich am 22. November 1848. An diesem Tag lagen der Komet und der Planet nur etwa ein Dreißigstel der Entfernung der Erde von der Sonne voneinander entfernt – das sind etwa 3.000.000 Meilen. Bei mehreren anderen Gelegenheiten war die Entfernung zwischen Enckes Komet und Merkur weniger als 10.000.000 Meilen – ein Wert, der im Vergleich zu den Abmessungen unseres Sonnensystems unbedeutend ist. Solch enge Annäherungen haben ernsthafte Folgen für die Bewegung des Kometen. Merkur ist zwar ein kleiner Himmelskörper, besitzt aber dennoch eine ausreichende Masse. Er zieht den Kometen stets an – doch die Wirkung dieser Anziehung wird erheblich verstärkt, wenn der Komet bei seinen Wanderungen dem Planeten nahekommt. Die Folge dieser Anziehung ist, dass der Komet von seiner Bahn abgelenkt wird und seine Geschwindigkeit verändert. Wenn der Komet sich entfernt, nimmt der störende Einfluss von Merkur schnell ab und wird bald unmerklich. Doch die Zeit kann die Auswirkungen der Störung durch Merkur auf die Umlaufbahn des Kometen nicht beseitigen. Die gestörte Umlaufbahn unterscheidet sich von der ungestörten Ellipse, die der Komet gehabt hätte, wenn allein der Einfluss der Sonne seine Form bestimmt hätte. Wir können die Bewegungen des Kometen unter Berücksichtigung des Einflusses der Sonne berechnen. Auch die durch Merkur verursachten Störungen können wir berechnen, sofern wir die Masse des Planeten kennen.

Obwohl Merkur einer der kleinsten Planeten ist, stellt er wohl für Astronomen den schwierigsten dar. Er befindet sich so nahe an der Sonne, dass er im Vergleich zu den anderen großen Planeten nur selten sichtbar ist. Seine Umlaufbahn ist sehr exzentrisch, und er erleidet durch die Anziehung anderer Himmelskörper Störungen, deren Ursachen noch nicht vollständig verstanden sind. Auch beim Versuch, Merkur in ein Gewichtsverhältnis zu setzen, gibt es besondere Schwierigkeiten. Wir können die gesamte Erde wiegen, die Sonne, den Mond sowie sogar Jupiter und andere Planeten – doch Merkur stellt besondere Herausforderungen dar. Le Verrier

Allerdings gelang es ihm, eine Methode zur Bestimmung der Masse von Merkur zu entwickeln. Er zeigte nach, dass unsere Erde von diesem Planeten angezogen wird, und er erklärte, wie die Stärke dieser Anziehung durch Beobachtungen der Sonne ermittelt werden kann. Anhand dieser Beobachtungen konnte er schließlich eine ungefähre Bestimmung der Masse von Merkur vornehmen. Le Verriers Ergebnisse deuteten darauf hin, dass die Masse des Planeten etwa das Vierzehntel der Masse der Erde betrug. Mit anderen Worten: Wenn man unsere Erde auf eine Waage legen und vierzehn Kugeln, jede mit der Masse von Merkur, auf die andere Seite legen würde, würden sich die Waagschalen gleichmäßig neigen. Dieses Ergebnis musste mit großer Vorsicht aufgenommen werden – es beruhte auf einer feinen Interpretation etwas unsicherer Messungen. Es konnte nur als vorläufiger Wert angesehen werden, der verworfen werden sollte, sobald ein besseres Ergebnis erzielt werden konnte.

Der Annäherung des Encke-Kometen an Merkur sowie die umfangreichen Untersuchungen von Von Asten und Backlund, in denen die Beobachtungen dieses Himmelskörpers analysiert wurden, haben viel Licht auf dieses Thema geworfen. Aufgrund einer Besonderheit in der Bewegung dieses Kometen – die wir gleich erwähnen werden – sind die Schwierigkeiten bei diesen Untersuchungen jedoch enorm. Backlunds neuestes Ergebnis besagt, dass die Sonne 9.700.000 Mal so massereich ist wie Merkur, und er hält dies für äußerst zuverlässig. Es besteht eine erhebliche Differenz zwischen diesem Ergebnis (demzufolge die Erde etwa dreißig Mal so massereich ist wie Merkur) und dem von Le Verrier. Andererseits hat Haerdtl anhand der Bewegung des periodischen Winnecke-Kometen einen Wert für die Masse von Merkur ermittelt, der nicht sehr stark von Le Verriers Wert abweicht. Merkur ist jedoch der einzige Planet, bezüglich dessen Masse es ernsthafte Unsicherheiten gibt – doch das sollte uns nicht daran hindern, die Genauigkeit dieses „feinen Wiegeapparats“ in Frage zu stellen. Schauen wir uns die Umlaufbahn des Jupiters an – dem der Encke-Komet bei seinem Abzug von der Sonne so nahe kommt. Manchmal befinden sich Jupiter und der Komet in großer Nähe zueinander, wodurch der mächtige Planet die Bahn des Kometen erheblich stört. Der Weg des Kometen weist eindeutige Spuren sowohl der Störungen durch Jupiter als auch durch Merkur auf. Es mag wie eine hoffnungslose Aufgabe erscheinen, die Einflüsse der beiden Planeten voneinander zu unterscheiden – schließlich werden beide von anderen Faktoren überschattet.

Die absolute Kontrolle über die Sonne – doch Mittel der mathematischen Analyse reichen aus, um dieses Problem zu bewältigen. Sie zeigen an, wie viel auf Merkur und wie viel auf Jupiter zurückzuführen ist; dadurch können die Bewegungen des Enckeschen Kometen genutzt werden, um sowohl die Masse Jupiters als auch die von Merkur zu ermitteln. Hier haben wir somit ein Mittel, die Genauigkeit unserer Waagen zu überprüfen. Die Masse Jupiters kann auf die bereits in einem vorherigen Kapitel erwähnte Weise anhand seiner Monde gemessen werden. Da die Satelliten um den Planeten kreisen, bieten sie eine Methode, dessen Masse anhand der Geschwindigkeit ihrer Bewegung zu bestimmen. Sie zeigen uns, dass, wenn die Sonne auf einer Waagschale des Himmelswaagensystems platziert würde, auf der anderen Seite 1.047 Körper von der Größe Jupiters benötigt würden, um sie ins Gleichgewicht zu bringen. An dieser Bestimmung haftet kaum ein Hauch von Unsicherheit – daher ist es von großem Interesse, die Theorie des Enckeschen Kometen zu überprüfen, indem man sieht, ob sie zu einem übereinstimmenden Ergebnis führt. Diese Vergleichsanalyse wurde von Von Asten durchgeführt. Der Enckesche Komet zeigt an, dass die Sonne 1.050 Mal so schwer wie Jupiter ist; somit sind die Ergebnisse praktisch identisch, und die Genauigkeit der Angaben des Kometen wird bestätigt. Doch die Berechnung der Störungen des Enckeschen Kometen ist äußerst kompliziert, weshalb Astens Ergebnis nicht besonders wertvoll ist. Anhand der Bewegung des periodischen Kometen Winnecke hat Haerdtl herausgefunden, dass die Sonne 1.047,17 Mal so schwer wie Jupiter ist – was vollkommen mit den besten Ergebnissen übereinstimmt, die aus der Anziehungskraft Jupiters auf seine Monde sowie auf die anderen Planeten abgeleitet wurden.

Bisher haben wir die Bewegungen des Enckeschen Kometen in Fällen besprochen, in denen sie Aufschluss über Fragen geben, die uns sonst mehr oder weniger bekannt sind. Nun nähern wir uns einem berühmten Problem, bei dem der Enckesche Komet unsere einzige Quelle ist. Alle 1.210 Tage umrundet dieser Komet seine Umlaufbahn vollständig und kehrt wieder in die Nähe der Sonne zurück. Die Bewegungen des Kometen sind jedoch etwas unregelmäßig. Wir haben bereits erklärt, wie Störungen durch Merkur und Jupiter entstehen. Weitere Störungen entstehen durch die Anziehungskraft der Erde sowie der anderen verbleibenden Planeten; doch all diese Faktoren können berücksichtigt werden. Wenn dann das Gravitationsgesetz universell gilt, können wir erwarten, dass der Komet den mathematischen Berechnungen folgt. Der Enckesche Komet hat diese Erwartung bisher nicht bestätigt.

Erwartung: Bei jeder Umdrehung wird die Periode stetig kürzer! Jedes Mal kehrt der Komet zwei Stunden und eine halbe Stunde früher als beim vorherigen Mal ins Perihel zurück. Zwei Stunden und eine halbe Stunde ist zweifellos eine kurze Zeitspanne im Vergleich zu einer ganzen Umdrehung – doch in dem Bereich seines Bahnpfades, der für uns sichtbar ist, bewegt sich der Komet so schnell, dass seine Bewegung in diesen zwei Stunden und einer halben Stunde beträchtlich ist. Diese Unregelmäßigkeit darf nicht übersehen werden, da sie durch die Beobachtungen während etwa zwanzig Umdrehungen bestätigt wurde. Manchmal wurde angenommen, dass die Abweichungen auf irgendwelche planetaren Störungen zurückzuführen sein könnten, die übersehen oder nicht vollständig berücksichtigt wurden. Die meisterhafte Analyse von Von Asten und Backlund hat diese Erklärung jedoch widerlegt. Sie haben die Beobachtungen bis ins Jahr 1891 detailliert untersucht – allerdings nur, um die Realität dieser Verkürzung der Periodendauer des Encke-Kometen zu bestätigen.

Schon vor langer Zeit schlug Encke eine Erklärung für diese Unregelmäßigkeiten vor. Versuchen wir kurz, diese bemerkenswerte Hypothese zu beschreiben. Wenn wir sagen, dass ein Körper aufgrund der Schwerkraft auf einer elliptischen Bahn um die Sonne kreist, geht man immer davon aus, dass der Körper freien Lauf durch den Raum hat – es wird angenommen, dass es weder Reibung noch Luft oder andere Störfaktoren gibt. Doch nehmen wir an, diese Annahme sei falsch; nehmen wir an, es gäbe tatsächlich ein Medium, das den Raum durchdringt und dem Kometen Widerstand entgegensetzt – genauso wie die Luft den Flug einer Gewehrkugel behindert – welchen Effekt sollte ein solches Medium dann haben? Das ist die Idee, die Encke vorschlug. Selbst wenn der größte Teil des Raumes völlig leer wäre, sodass der Weg des dünnen, fast „geistigen“ Kometen keinerlei Widerstand spüren könnte, so wurde doch angenommen, dass in der Nähe der Sonne ein äußerst dünnes Medium existieren könnte, das einen so leichten Körper beeinflussen kann. Es lässt sich zeigen, dass ein solches widerständiges Medium die Größe der Bahn des Kometen verringern und somit auch die Periodendauer verkürzen würde. Diese Hypothese wurde jedoch inzwischen aufgegeben. Es schien stets seltsam, dass kein anderer Komet auch nur das geringste Anzeichen dafür zeigte, durch das angenommene widerständige Medium verlangsamt zu werden. Doch die Arbeiten von Backlund haben nun zweifelsfrei nachgewiesen, dass die Beschleunigung der Bewegung des Kometen…

Enckes Komet ist kein konstanter Komet – er lässt sich auch nicht dadurch erklären, dass man annimmt, es gäbe ein widerständiges Medium um die Sonne herum, egal, wie man sich dieses Medium hinsichtlich seiner Dichte in unterschiedlichen Entfernungen von der Sonne vorstellt. Backlund stellte fest, dass die Beschleunigung von 1819 bis 1858 recht konstant war; zwischen 1858 und 1862 begann sie abzunehmen und verringerte sich weiter bis zu einer Zeit zwischen 1868 und 1871 – seitdem bleibt sie wieder recht konstant. Er ist der Ansicht, dass die Beschleunigung nur dadurch entstehen kann, dass der Komet periodisch auf einen Schwarm von Meteoren trifft. Wenn wir den Kometen während seines Fluges durch den größten Teil seiner Umlaufbahn beobachten könnten, könnten wir den Ort angeben, an dem diese Begegnung stattfindet.

Wir haben den Halleyschen und Enckeschen Kometen als Beispiele für die Klasse der periodischen Kometen ausgewählt – tatsächlich sind sie die bemerkenswertesten Vertreter dieser Klasse. Ein weiterer sehr bemerkenswerter periodischer Komet ist der Biela’sche Komet, über den wir im nächsten Kapitel ausführlicher sprechen werden. Von der weitaus zahlreicheren Klasse der nicht-periodischen Kometen lassen sich zahlreiche Beispiele nennen. Wir werden einige davon erwähnen, die im laufenden Jahrhundert aufgetreten sind. Zunächst der prächtige Komet von 1843, der plötzlich im Februar desselben Jahres erschien und so hell leuchtete, dass er bereits bei Tageslicht sichtbar war. Dieser Komet folgte einem Weg, der nicht eindeutig als Parabel identifiziert werden konnte – obwohl es keinen Zweifel gibt, dass es sich um eine sehr verlängerte Ellipse handeln könnte. Oft ist es unmöglich, solche Fragen zu klären, da die Zeit zur Bestimmung des Ortes des Kometen sehr begrenzt ist. Wir können das Objekt nur während eines sehr kleinen Teils seiner Umlaufbahn sehen – und selbst dann handelt es sich nicht um einen gut definierten Punkt, den man mit der Präzision messen könnte, wie sie bei der Beobachtung von Sternen oder Planeten erreicht wird. Der Komet von 1843 ist jedoch besonders bemerkenswert wegen der Geschwindigkeit, mit der er sich bewegte, sowie wegen der engen Annäherung an die Sonne. Die Hitze, der er während seines Umlaufs um die Sonne ausgesetzt war, muss enorm größer gewesen sein als die Hitze, die in unseren mächtigsten Öfen erzeugt werden kann. Wären die Materialien Agat oder Cornelian gewesen – oder die unverflüssigbarsten Substanzen –

Wären sie auf der Erde bekannt gewesen, wären sie durch die Intensität der Sonnenstrahlen verschmolzen und zu Dampf werden.

Der große Komet von 1858 war eines der bemerkenswertesten Himmelsphänomene der Neuzeit. Er wurde erstmals am 2. Juni desselben Jahres von Donati beobachtet – nach dem dieser Komet später benannt wurde. Zunächst war er nur ein schwacher, nebelhafter Punkt; etwa drei Monate lang zog er über den Himmel, ohne Anzeichen jener Pracht zu zeigen, die er bald erreichen sollte. Ende August war der Komet kaum noch mit bloßem Auge sichtbar und hatte nur einen sehr kleinen Schweif. Doch als er im September allmählich der Sonne näher kam, erstrahlte er bald in voller Pracht. Ein prächtiger Schweif entstand schnell, und Mitte Oktober, als die maximale Helligkeit erreicht wurde, erstreckte sich sein Schwanz über einen Bogen von vierzig Grad. Die Schönheit und das Interesse an diesem Kometen wurden durch seine günstige Position am Himmel in einer Jahreszeit, in der die Nächte ausreichend dunkel waren, noch verstärkt.

Am 22. Mai 1881 entdeckte Herr Tebbutt aus Windsor in New South Wales einen Kometen, der sich schnell zu einem der interessantesten Himmelsobjekte entwickelte, die diese Generation je gesehen hat. Um den 22. Juni herum wurde er in diesen Breitengraden am Mittagshimmel sichtbar. Allmählich stieg er immer höher, bis er den Pol umrundete. Der Kern des Kometen war so hell wie ein Stern ersten Grads, und sein Schweif war etwa 20° lang. Am 2. September wurde er für das bloße Auge unsichtbar, blieb aber bis Februar des folgenden Jahres durch Teleskope sichtbar. Es handelte sich dabei um den ersten Kometen, der erfolgreich fotografiert werden konnte. Man kann feststellen, dass Kometen nur sehr geringe aktinische Energie besitzen. Es wird geschätzt, dass das Mondlicht in Bezug auf die Anforderungen der Fotografie eine 300.000-mal größere Intensität aufweist als das Licht eines Kometen.

Ein weiteres Objekt dieser Art, das große und verdiente Aufmerksamkeit erhielt, wurde Anfang September 1882 in der Südhalbkugel entdeckt. Seine Helligkeit nahm so stark zu, dass er bereits am 17. desselben Monats bei Tageslicht von Herrn Common gesehen werden konnte.

Die Astronomen am Kap der Guten Hoffnung hatten das Glück, beobachten zu können, wie der Komet tatsächlich auf den Rand der Sonne zukam, wo er nicht mehr sichtbar wurde. Wir wissen, dass der Komet zwischen Erde und Sonne vorbeigekommen sein muss, und es ist sehr interessant zu erfahren, dass er laut den Beobachtern am Kap völlig unsichtbar war, als er tatsächlich auf die Sonnenscheibe projiziert wurde. Am nächsten Tag war er wieder mit bloßem Auge bei Tageslicht, nicht weit von der Sonne entfernt, sichtbar, und es konnten wertvolle spektroskopische Beobachtungen in Dunecht und Palermo durchgeführt werden. Zu dieser Zeit durchquerte der Komet den Teil seiner Umlaufbahn, der der Sonne am nächsten lag; etwa eine Woche später wurde er bereits am Morgen vor Sonnenaufgang in der Nähe des östlichen Horizonts sichtbar und zeigte einen langen Schwanz. (Siehe Tafel XVII.) Der Kern verlängerte sich allmählich, bis er in vier getrennte Teile zerbrach, die in einer geraden Linie lagen, während der „Kopf“ des Kometen von einer Art schwachem, nebelartigem „Rohr“ umhüllt wurde, das in Richtung der Sonne zeigte. Auch mehrere kleine, abgetrennte nebelartige Massen wurden sichtbar, die zusammen mit dem Kometen unterwegs waren – allerdings nicht mit derselben Geschwindigkeit. Im Februar wurde der Komet mit bloßem Auge unsichtbar; zuletzt wurde er am 1. Juni 1883 in Südamerika mit einem Teleskop beobachtet.

Es besteht eine bemerkenswerte Ähnlichkeit zwischen der Umlaufbahn dieses Kometen und den Umlaufbahnen des Kometen von 1668, des großen Kometen von 1843 sowie eines großen Kometen, der 1880 in der Südhalbkugel beobachtet wurde. Tatsächlich bewegten sich diese vier Kometen fast auf derselben Bahn und umkreisten die Sonne in einer Entfernung von einigen hunderttausend Meilen von der Oberfläche der Photosphäre. Es ist auch möglich, dass der Komet, der laut Aristoteles im Jahr 372 v. Chr. erschien, dieselbe Umlaufbahn verfolgte. Dennoch können wir nicht annehmen, dass es sich bei all diesen Kometen um Erscheinungen desselben Kometen handelte – schließlich geben die Beobachtungen des Kometen von 1882 eine Umlaufzeit von etwa 772 Jahren an. Es ist nicht ausgeschlossen, dass der Komet von 1843 und der von 1880 derselbe sind; doch in beiden Jahren erstreckten sich die Beobachtungen über zu kurze Zeiträume, um festzustellen, ob die Umlaufbahn eine Parabel oder eine Ellipse war. Da der Komet von 1882 auf jeden Fall ein eigenständiger Körper war, scheint es wahrscheinlicher zu sein, dass es sich hier um eine Familie von Kometen handelt, die aus derselben Raumregion auf die Sonne zukommen und fast dieselbe Umlaufbahn verfolgen.

Derselbe Kurs. Wir kennen noch einige weitere Fälle solcher Ähnlichkeiten zwischen den Umlaufbahnen verschiedener Kometen.

Von anderen interessanten Kometen, die in den letzten Jahren beobachtet wurden, können wir einen erwähnen, der am 6. November 1892 von Herrn Holmes in London entdeckt wurde. Er befand sich damals nicht weit von der hellen Nebelregion im Sternbild Andromeda entfernt und war, genau wie diese, mit bloßem Auge gerade noch sichtbar. Der Komet wurde allmählich schwächer und diffuser, doch am 16. Januar des folgenden Jahres erschien er plötzlich wieder mit einer zentralen Verdichtung – wie ein Stern der achten Größe – umgeben von einem kleinen Koma. Allmählich dehnte er sich wieder aus und wurde schwächer, bis er zuletzt am 6. April beobachtet wurde.[32] Seine Umlaufbahn erwies sich als Ellipse, die annähernd kreisförmig war – genauer als die Umlaufbahn jedes anderen bekannten Kometen – wobei die Umlaufzeit fast sieben Jahre betrug. Ein weiterer Komet aus dem Jahr 1892 ist bemerkenswert, weil er vom Professor Barnard vom Lick-Observatorium auf einem Foto eines Gebiets im Sternbild Adler entdeckt wurde; er konnte den Kometen sofort anhand seiner Bewegung von einer Nebelregion unterscheiden.

Seit 1864 wurde das Licht jedes erschienenen Kometen mit einem Spektroskop analysiert. Die geringe Oberflächenhelligkeit dieser Körper macht es notwendig, den Schlitz des Spektroskops recht breit zu öffnen, und die verwendete Dispersion kann nicht sehr groß sein – was wiederum genaue Messungen erschwert. Das Spektrum eines Kometen wird hauptsächlich durch drei helle Bänder gekennzeichnet, die allmählich in Richtung Violett abnehmen und auf der Seite in Richtung Rot klar abgegrenzt sind. Dieses Erscheinungsbild wird durch eine große Anzahl feiner, eng beieinanderliegender Linien verursacht, deren Intensität sowie Abstand zueinander in Richtung Violett abnimmt. Diese drei Bänder zeigen das Vorhandensein von Kohlenwasserstoffen in Kometen.

Die wichtige Rolle, die Kohlenstoff bei der Zusammensetzung von Kometen spielt, fällt besonders ins Auge, wenn man an die Bedeutung desselben Elements auf der Erde denkt. Wir sehen es als Hauptbestandteil allen pflanzlichen Lebens, und es ist stets auch im tierischen Leben vorhanden. Es ist eine interessante Tatsache, dass dieses Element, das auf der Erde von so großer Bedeutung ist, nun auch in diesen wandernden Himmelskörpern nachgewiesen werden konnte. Kohlenwasserstoffe

Bandstrukturen sind jedoch nicht immer die einzigen sichtbaren Merkmale in den Spektren von Kometen. Bei einem im Frühjahr 1882 beobachteten Kometen entdeckte Professor Copeland, dass plötzlich eine neue, helle gelbe Linie aufgetaucht war – diese Linie lag in ihrer Position genau an der Stelle der D-Linie des Natriums. Später wurde diese Linie sowohl von ihm als auch von anderen Beobachtern als doppelt sichtbar festgestellt. Tatsächlich war das Natrium in diesem Kometen so stark vertreten, dass sowohl der Kopf als auch der Schweif bei geöffneter, sehr breiter Schlitzöffnung des Spektroscopps perfekt im Natriumlicht sichtbar waren – genauso wie Sonnenprotuberanzen im Wasserstofflicht sichtbar sein können. Die Natriumlinie erreichte ihre größte Helligkeit zu dem Zeitpunkt, als der Komet der Sonne am nächsten war; die Kohlenwasserstoffbandstrukturen hingegen waren entweder unsichtbar oder sehr schwach. Dasselbe Verhältnis zwischen der Intensität der Natriumlinie und der Entfernung zur Sonne wurde auch beim großen Kometen im September 1882 festgestellt.

Das Spektrum des großen Kometen von 1882 wurde am 18. September bei Tageslicht von Copeland und Lohse beobachtet. Neben der Natriumlinie sahen sie zahlreiche weitere helle Linien, die offenbar auf Eisendampf zurückzuführen waren; außerdem war auch die einzige bei der Temperatur eines Bunsenbrenners sichtbare Manganlinie erkennbar. Diese äußerst bemerkenswerte Beobachtung wurde weniger als einen Tag nach dem Vorbeiflug am Perihelium gemacht und veranschaulicht die erstaunliche Aktivität im Inneren eines Kometen, wenn dieser der Sonne sehr nahe ist.

TABELLE XVII.

Der Komet von 1882 –
so wie er am 4. November um 4 Uhr morgens aus Streatham gesehen wurde.
Nach einer Zeichnung von T.E. Key.

Neben den hellen Linien zeigt ein Komet im Allgemeinen auch ein schwaches, kontinuierliches Spektrum, in dem gelegentlich dunkle Fraunhofer-Linien zu erkennen sind. Das zeigt natürlich, dass das kontinuierliche Spektrum größtenteils auf reflektiertes Sonnenlicht zurückzuführen ist – doch es besteht kein Zweifel daran, dass ein Teil davon auf Licht beruht, das tatsächlich im Kometen entsteht. Dies war sicherlich der Fall beim ersten Kometen des Jahres 1884: Ein plötzlicher Lichtausbruch bei diesem Himmelskörper ging mit einer erheblichen Steigerung der Helligkeit des kontinuierlichen Spektrums einher. Eine Veränderung in der relativen Helligkeit der drei Kohlenwasserstoffbänder deutete auf einen erheblichen Temperaturanstieg hin; während dieser Zeit strahlte der Komet weißes Licht aus.

Da Kometen der Erde viel näher sind als Sterne, kann es vorkommen, dass sie sich in eine Position direkt zwischen Erde und Stern begeben. Ein ähnliches Phänomen tritt auch beim Mond auf – ein Stern wird auf diese Weise häufig verdeckt, und solche Beobachtungen sind Astronomen gut bekannt. Doch wenn ein Komet vor einem Stern vorbeizieht, sind die Umstände ganz anders. Der Stern ist tatsächlich fast genauso gut sichtbar durch den Kometen, als wäre dieser völlig nicht vorhanden. Das wurde oft bemerkt. Eine der berühmtesten Beobachtungen dieser Art wurde vom verstorbenen Sir John Herschel am Biela’schen Kometen vorgenommen – einem Kometen der periodischen Klasse, auf den im nächsten Kapitel eingegangen werden wird. Der berühmte Astronom beobachtete einmal, wie dieses Objekt über einen Sternhaufen zog. Dieser bestand aus äußerst kleinen Sternen, die nur mit einem leistungsstarken Teleskop wie dem, das Sir John verwendete, sichtbar waren. Schon der schwächste Nebel oder die geringste Wolke hätte ausgereicht, alle Sterne zu verbergen. Deshalb verfolgte der Astronom mit großem Interesse den Vormarsch des Biela’schen Kometen. Allmählich näherte sich der Komet dem Sternenhaufen – wären seine Strukturen irgendwie fest, wären die zahlreichen funkelnden Punkte vollständig verdeckt worden. Doch was war tatsächlich der Fall? Bis hin zum kleinsten Stern in jenem Haufen…

Das Lichtpunkt, den das große Teleskop zeigen konnte, ermöglichte es, jedes Objekt in der Gruppe deutlich zu erkennen – sie funkelten durch die Masse von Bielas Kometen hindurch. Das war eine wichtige Beobachtung. Wir müssen bedenken, dass der „Vorhang“, der zwischen dem Sternhaufen und dem Teleskop lag, kein dünner Schleier war; es handelte sich vielmehr um einen Gebilde aus kometarischem Material mit einer Dicke von vielen Tausend Meilen. Vergleichen wir also die nahezu unvorstellbare Dünnheit eines Kometen mit den Wolken, an die wir gewöhnt sind: Eine Wolke mit einer Dicke von einigen hundert Fuß verdeckt nicht nur die Sterne, sondern sogar die Sonne selbst. Selbst der leichteste Nebel, der je am Sommerhimmel schwebte, würde mehr dazu beitragen, die Sterne vor unserem Blick zu verbergen, als hunderttausend Meilen solchen kometarischen Materials, wie es hier vorhanden war.

Der große Donati-Komet zog an vielen Sternen vorbei, die durch seinen Schweif deutlich sichtbar waren. Unter diesen Sternen befand sich ein besonders heller Stern – der bekannte Arktur. Glücklicherweise zog der Komet gerade an Arktur vorbei. Obwohl fast der dichteste Teil des Kometen zwischen Erde und Stern lag, funkelte Arktur weiterhin mit unverminderter Helligkeit durch diese „erstaunliche“ Barriere hindurch. Jüngste Beobachtungen haben jedoch gezeigt, dass Sterne in einigen Fällen ihre Helligkeit ändern, wenn der dichtere Teil des Kometen an ihnen vorbeizieht. Es ist tatsächlich schwierig vorstellbar, dass ein Stern sichtbar bleiben könnte, wenn der Kern eines wirklich großen Kometen an ihm vorbeizöge – doch es scheint, als hätte sich bisher noch keine Gelegenheit ergeben, diese Annahme zu überprüfen.

Da ein Komet transparentes gasförmiges Material enthält, könnten wir erwarten, dass der Standort eines Sterns gestört wird, wenn der Komet auf ihn zukommt. Die Brechungskraft der Luft ist sehr groß. Wenn wir zum Sonnenuntergang schauen, scheint die Sonne unter den Horizont zu sinken – doch in Wirklichkeit ist die Sonne bereits unter den Horizont gesunken, bevor irgendein Teil ihres Disks zu sinken beginnt. Die Brechungskraft der Luft biegt die Lichtstrahlen ab und lässt die Sonne sichtbar werden, obwohl sie direkt von den dazwischenliegenden Hindernissen verdeckt wird. Die Brechungskraft des Materials von Kometen hat…

Es wurde sorgfältig getestet. Es wurde beobachtet, wie ein Komet auf zwei Sterne zukam; einen davon war durch den Kometen zu sehen, während den anderen direkt beobachten konnte man. Hätte das Objekt eine nennenswerte Menge an Gas in seiner Zusammensetzung, würden sich die relativen Positionen der beiden Sterne ändern. Diese Frage wurde mehrfach durch tatsächliche Messungen überprüft. Manchmal stellte sich heraus, dass keine nennenswerte Positionsveränderung festgestellt werden konnte, und dass der Komet in solchen Fällen keine wahrnehmbare Dichte hatte. Sorgfältige Messungen des großen Kometen im Jahr 1881 zeigten jedoch, dass es in der Nähe des Kerns eine gewisse Brechungskraft gab – wenn auch im Vergleich zur Brechung in unserer Atmosphäre völlig unbedeutend.

TABELLE C.
KOMETE A 1892, 1. SWIFT.
Aufgenommen von E.E. Barnard am 7. April 1892.

Aus diesen Überlegungen geht vermutlich sofort hervor, dass die Masse eines Kometen im Vergleich zu seinem Volumen tatsächlich eine sehr geringe Größe sein muss. Wenn wir versuchen, den Kometen tatsächlich zu wiegen, erweisen sich unsere Bemühungen als erfolglos. Wir konnten die mächtigen Planeten Jupiter und Saturn wiegen; wir konnten sogar die riesige Sonne selbst wiegen. Das Gravitationsgesetz hat uns ein hervorragendes Wiegegerät zur Verfügung gestellt, das in all diesen Fällen erfolgreich angewandt werden konnte – doch die gleichen Methoden, wenn sie auf Kometen angewandt werden, erweisen sich schnell als trügerisch. Keine bekannte Wiegemaschine des Astronomen ist feinfühlig genug, um das Gewicht eines Kometen zu bestimmen. Alles, was wir unter allen Umständen erreichen können, ist, einen Himmelskörper im Vergleich zu einem anderen zu wiegen. Kometen erscheinen fast unermesslich leicht, wenn man sie anhand solcher „robuster“ Massen wie die der Erde oder anderer großer Planeten bewertet. Natürlich ist klar, dass wir damit meinen, wenn wir sagen, das Gewicht eines Kometen sei unbedeutend, dann im Verhältnis zu den anderen Körpern unseres Systems. Wahrscheinlich zweifelt heute niemand mehr daran, dass ein großer Komet tatsächlich Tonnen wiegt – doch ob diese Tonnen in Zehnern, Hunderten, Tausenden oder Millionen gezählt werden müssen, scheint insgesamt völlig unbedeutend im Vergleich zum Gewicht eines Körpers wie der Erde zu sein.

Die geringe Masse der Kometen wird uns auch auf sehr eindrucksvolle Weise deutlich, wenn wir uns an das erinnern, was im letzten Kapitel über das wichtige Thema der planetaren Störungen gesagt wurde. Dort haben wir die Beständigkeit unseres Systems behandelt und gezeigt, dass diese Beständigkeit von bestimmten Gesetzen abhängt, die die Planetenbewegungen unbedingt einhalten müssen. Die Planeten bewegen sich nahezu in Kreisen, ihre Umlaufbahnen liegen fast alle in derselben Ebene, und sie bewegen sich alle in derselben Richtung. Die Beständigkeit des Systems wäre gefährdet, wenn eine dieser Bedingungen nicht erfüllt würde. In dieser Diskussion haben wir keine Erwähnung der Kometen gemacht. Doch sie sind ebenfalls Mitglieder unseres Systems – und sie übertreffen die Anzahl der Planeten bei weitem. Die Kometen missachten diese Regeln, denen die Planeten so streng folgen. Ihre Umlaufbahnen sind niemals kreisförmig; sie sind vielmehr meist parabolisch und unterscheiden sich somit möglichst stark von einer kreisförmigen Bahn. Auch die Ebenen der Umlaufbahnen der Kometen weisen keine besondere Struktur auf; sie sind in allen möglichen Winkeln geneigt.

Die Winkel sowie die Richtungen, in denen sich die Kometen bewegen, scheinen rein willkürlich zu sein. Alle diese Regeln der planetaren Bewegung werden von Kometen verletzt – doch unser System besteht weiterhin; es hat bereits unzählige Zeitalter überdauert und scheint dazu bestimmt zu sein, auch in den kommenden Zeitaltern zu bestehen. Die Kometen werden von den Planeten angezogen – und umgekehrt müssen die Kometen auch die Planeten anziehen und deren Umlaufbahnen bis zu einem gewissen Grad stören. Doch in welchem Maße? Wenn die Kometen auf Umlaufbahnen bewegten würden, die den gleichen allgemeinen Gesetzen unterliegen wie die planetare Bewegung, dann würde unser Argument nicht mehr gelten. Die Planeten könnten durch die Anziehungskraft der Kometen erhebliche Störungen erfahren – doch im Laufe der Zeit würden sich diese Störungen gegenseitig aufheben, und die Beständigkeit des Systems bliebe unberührt. Doch die Situation ist ganz anders, wenn es um die tatsächlichen Umlaufbahnen der Kometen geht. Wenn die Kometen die Planeten erheblich stören könnten, würden sich diese Störungen nicht gegenseitig aufheben – und im Laufe der Zeit würde das System durch eine kontinuierliche Anhäufung von Unregelmäßigkeiten zerstört werden. Die Fakten zeigen jedoch, dass das System trotz der Kometen existiert hat und weiterhin existiert – daher sind wir gezwungen zu dem Schluss, dass ihre Massen im Vergleich zu denen der großen Planeten unbedeutend sein müssen.

Diese Überlegungen zeigen die Gesetze der universellen Schwerkraft sowie deren Beziehung zur Beständigkeit unseres Systems in sehr eindrucksvoller Weise. Wenn man die Kometen mit einbezieht, kann man sagen, dass das Sonnensystem viele Tausende von Körpern umfasst, die auf Umlaufbahnen aller Größen, Formen und Positionen befinden – sie haben nur gemeinsam, dass die Sonne einen für alle gemeinsamen Brennpunkt bildet. Die Mehrheit dieser Körper ist im Vergleich zu den Planeten unbedeutend, und ihre Umlaufbahnen sind so angeordnet, dass sie zwar durch die Störungen der anderen Körper stark beeinträchtigt werden können, aber in keinem Fall erhebliche Störungen verursachen können. Es gibt jedoch einige große Planeten, die erhebliche Störungen verursachen können; wenn ihre Umlaufbahnen nicht richtig angepasst wären, würde früher oder später Chaos entstehen. Durch die gegenseitige Anpassung ihrer Umlaufbahnen auf eine nahezu kreisförmige Form, auf eine nahezu übereinstimmende Ebene sowie auf eine einheitliche Richtung wurde unter den großen Planeten ein dauerhafter Frieden erreicht. Sie können sich nun nicht mehr dauerhaft gegenseitig stören.

Die geringe Masse der Kometen macht sie unfähig, dies zu tun. Die Stabilität der großen Planeten ist somit gewährleistet; doch es sei darauf hingewiesen, dass es keine Garantie für die Stabilität der Kometen gibt. Ihre exzentrischen und unregelmäßigen Bahnen können den größten Störungen unterliegen; tatsächlich enthält die Geschichte der Astronomie viele Beispiele für die Widrigkeiten, denen ein kometenhafter Lauf ausgesetzt ist.

Große Kometen erscheinen am Himmel unter den verschiedensten Umständen. Es gibt keinen Teil des Himmels, keine Konstellation oder Region, die nicht von gelegentlichen Besuchen dieser geheimnisvollen Körper betroffen sein könnte. Es gibt keine Jahreszeit, keine Stunde des Tages oder der Nacht, zu der Kometen nicht über dem Horizont sichtbar sein könnten. Ebenso weisen die Kometen alle möglichen Größen und Formen auf – von einem kaum sichtbaren Punkt für ein mit einem starken Teleskop ausgestattetes Auge bis hin zu einem riesigen, strahlenden Objekt mit einem Schweif, der sich über einen Abstand erstreckt, der etwa von Horizont bis Zenit beträgt. Auch die Richtung des Kometenschweifs scheint zunächst jede mögliche Position zuzulassen: Er kann senkrecht nach oben in den Himmel ragen, als wolle der Komet unter den Horizont tauchen; er kann vom Kopf des Kometen herabfließen, als wäre der Körper von unten herausgeschossen worden; er kann nach rechts oder links geneigt sein. Inmitten all dieser Vielfalt und scheinbaren Willkür – können wir irgendeine Eigenschaft erkennen, die allen verschiedenen Phänomenen gemeinsam ist? Wir werden feststellen, dass es ein sehr bemerkenswertes Gesetz gibt, dem die Kometenschweife folgen – ein Gesetz, das so wahr und zufriedenstellend ist, dass man, wenn man den Standort eines Kometen am Himmel kennt, sofort angeben kann, in welche Richtung sein Schweif zeigen wird.

Ein schöner Komet erscheint im Sommer am nördlichen Himmel. Es ist fast Mitternacht; wir blicken auf den schwach leuchtenden Schweif, der senkrecht nach oben zeigt und in Richtung Zenit verläuft; vielleicht ist er etwas gekrümmt oder sogar stark gekrümmt, aber im Großen und Ganzen verläuft er dennoch vom Horizont zum Zenit. Wir beziehen uns hier nicht auf einen bestimmten Kometen. Jeder Komet, groß oder klein, der im Norden erscheint, muss um Mitternacht seinen Schweif in einer nahezu vertikalen Richtung nach oben richten. Dieser Umstand, der bereits bei zahlreichen Gelegenheiten bestätigt wurde, ist eine eindrucksvolle Veranschaulichung des Gesetzes bezüglich der Richtung der Kometenschweife. Denken Sie einen Moment über die Fakten nach.

Es ist Sommer; der Zwielichtbereich im Norden zeigt die Position der Sonne an, und der Schweif des Kometen weist direkt von diesem Zwielichtbereich sowie von der Sonne weg. Nehmen wir einen anderen Fall: Es ist Abend – die Sonne ist untergegangen, die Sterne haben zu leuchten begonnen, und ein langschwänziger Komet ist sichtbar. Egal, ob dieser Komet hoch oder niedrig, im Norden oder Süden, im Osten oder Westen steht, sein Schweif weist stets von jenem Punkt im Westen weg, an dem das Licht der Sonne noch vorhanden ist. Auch wenn man einen Kometen in den frühen Morgenstunden beobachtet, so findet man, wenn man den Blick vom Ort, an dem die ersten Anzeichen der Dämmerung erscheinen, zum Kopf des Kometen richtet, den Schweif des Kometen in genau dieser Richtung – also in Richtung, die von der Sonne wegführt. Dieses Gesetz gilt in noch allgemeinerer Weise: Zu jeder Jahreszeit, zu jeder Stunde der Nacht weist der Schweif eines Kometen von der Sonne weg.

Vor mehr als dreihundert Jahren erregte diese Eigenschaft der Bewegung von Kometen die Aufmerksamkeit derer, die sich mit der Bewegung der Himmelskörper beschäftigten. Es handelt sich dabei um eine Tatsache, die durch einfache Beobachtung erkennbar ist; sie verleiht den zahlreichen Phänomenen bezüglich Kometen einen gewissen Grad an Konsistenz und muss daher die Grundlage für unsere Untersuchungen zur Struktur der Kometenschweife bilden.

In der nebenstehenden Abbildung, Figur 71, zeigen wir einen Teil der parabolischen Umlaufbahn eines Kometen sowie die Position seines Schweifes an verschiedenen Punkten auf dieser Bahn. Es wäre vielleicht übertrieben zu behaupten, dass der Schweif des Kometen während der gesamten langen Reise immer von der Sonne wegweisen muss. Zunächst muss man bedenken, dass wir den Kometen nur während jenes kleinen Teils seiner Reise sehen können, in dem er sich der Sonne nähert oder von ihr entfernt. Außerdem sollte man bedenken, dass während des Umlaufs um die Sonne die Helligkeit des Kometen so stark von der Helligkeit der Sonne übertroffen wird, dass der Komet oft unsichtbar wird – genauso wie die Sterne bei Tageslicht unsichtbar sind. Tatsächlich werden in einigen Fällen Strahlen aus kometarischem Material tatsächlich in Richtung der Sonne geschleudert.

Abb. 71 – Der Schweif eines Kometen, ausgerichtet vom Sonnenzentrum weg.
Bei einer flüchtigen Betrachtung des Themas könnte man meinen, dass der Komet aufgrund seiner enormen Geschwindigkeit einfach einen Schweif hinter sich herzieht – genauso wie die Funken eines Raketenstarts entlang der von ihr eingeschlagenen Bahn verstreut werden. Das wäre jedoch eine völlig falsche Analogie; der Komet bewegt sich schließlich nicht durch eine Atmosphäre, sondern durch den freien Raum, in dem es kein Medium gibt, das den Schweif in die Richtung der Bewegung drücken könnte. Eine weitere bemerkenswerte Eigenschaft ist das allmähliche Wachstum des Schweifes, je näher der Komet der Sonne kommt. Während sich der Körper noch in großer Entfernung befindet, hat er in der Regel keinen erkennbaren Schweif; doch je näher er kommt, desto mehr entwickelt sich der Schweif – in einigen Fällen erreicht er sogar enorme Ausmaße. Man darf nicht annehmen, dass dieses Wachstum lediglich eine optische Folge der abnehmenden Entfernung ist. Es lässt sich zeigen, dass das Wachstum des Schweifes viel schneller stattfindet, als es auf diese Weise zu erklären wäre. Damit sind wir gezwungen, die Entstehung des Schweifes mit dem Annähern an die Sonne in Verbindung zu bringen – und haben somit es mit einem Rätsel zu tun, für das es in unseren anderen Himmelskörpern keine Analogie gibt.

Dass der Komet insgesamt von der Sonne angezogen wird, steht außer Frage. Die Tatsache, dass der Komet in einer Ellipse oder Parabelbewegung voranschreitet, beweist, dass die beiden Körper gegenseitig aufeinander wirken, gemäß den Gesetzen der Gravitation.

Gesetz der allgemeinen Schwerkraft. Doch obwohl dies für den Kometen insgesamt gilt, ist es ebenso sicher, dass der Schweif des Kometen vom Sonnenlicht abgestoßen wird. Es ist unmöglich, mit Sicherheit zu sagen, wie das zustande kommt, doch die Fakten deuten auf eine Erklärung dieser Art hin.

Wir haben gesehen, dass das Spektroskop mit Sicherheit das Vorhandensein von Kohlenwasserstoffen und anderen Gasen in Kometen nachgewiesen hat. Doch wir dürfen daraus nicht schließen, dass Kometen lediglich Massen aus Gas sind, die sich durch den Raum bewegen. Obwohl die Gesamtmenge an Materie in einem Kometen, wie wir gesehen haben, äußerst gering ist, ist es durchaus möglich, dass ein Komet aus einer Anzahl weit verstreuter Teilchen mit erheblicher Dichte besteht; tatsächlich werden wir im nächsten Kapitel, bei der Beschreibung des bemerkenswerten Verhältnisses zwischen Kometen und Meteoren, sehen, dass wir Grund haben zu glauben, dass dies der Fall ist. Wir können einen Kometen daher als eine Schar winziger fester Teilchen betrachten, von denen jedes von Gas umgeben ist.

Wenn wir einen großen Kometen beobachten, der der Sonne entgegenkommt, wird zunächst festgestellt, dass der Kern heller und deutlicher sichtbar wird; in einem späteren Stadium scheint leuchtende Materie von ihm in Richtung Sonne ausgestoßen zu werden – oft in Form eines Fächer oder eines Strahls, der manchmal wie ein Pendel hin und her schwankt. Im Kern des Halleyschen Kometen beobachtete Bessel beispielsweise im Oktober 1835, dass der Strahl innerhalb von acht Stunden einen Winkel von 36° durchschwang. An anderen Gelegenheiten bilden sich konzentrische Lichtbögen um den Kern, einer nach dem anderen, wobei sie je weiter sie vom Kern entfernt sind, immer schwächer werden. Offensichtlich wird das Material des Fächers oder der Bögen vom Kern des Kometen abgestoßen; doch es wird auch von der Sonne abgestoßen, und diese letztere Abstoßkraft zwingt die leuchtende Materie dazu, der Anziehungskraft der Schwerkraft zu widerstehen und sich in Richtung weg von der Sonne um den Kern herumzubewegen. Auf diese Weise entsteht der Schweif. (Siehe Tafel XII.) Die mathematische Theorie zur Entstehung der Kometenschweife wurde unter der Annahme entwickelt, dass die Materie, aus der der Schweif besteht, sowohl vom Kern als auch von der Sonne abgestoßen wird. Diese Untersuchung wurde erstmals vom großen Astronomen Bessel in seiner Abhandlung über das Erscheinen des Halleyschen Kometen im Jahr 1835 durchgeführt und seitdem erheblich weiterentwickelt von Roche sowie dem russischen Astronomen Bredichin.

Obwohl wir wohl kaum in der Lage sind, diese Theorie als absolut wahr anzuerkennen, können wir behaupten, dass sie die wichtigsten Phänomene bei der Entstehung der Kometenschweife gut erklärt.

Professor Bredichin führte seine Forschungen auf eine philosophische Weise durch – eine Vorgehensweise, die zu vielen weiteren großen Entdeckungen in der Wissenschaft geführt hat. Er sammelte sorgfältig Messungen sowie Zeichnungen der Schweife verschiedener Kometen. Aus diesem vorläufigen Teil seiner Untersuchungen ergab sich ein Ergebnis, dessen Wert auch dann erhalten bleibt, falls sich später herausstellt, dass weitere Teile seiner Arbeit einer Prüfung bedürfen. Bei der Betrachtung der verschiedenen Schweife stellte er fest, dass die kurvigen Formen der Konturen in einen oder anderen von drei bestimmten Typen fallen. Im ersten Typ finden sich die geradesten Schweife, die fast direkt vom Sonnenzentrum wegzeigen. Im zweiten Typ befinden sich Schweife, die nach dem Abgang vom Sonnenzentrum in die entgegengesetzte Richtung gebogen sind – also in die Richtung, in die sich der Komet bewegt. Im dritten Typ sind die Schweife noch stärker in Richtung des Kometenpfades gebogen. Es lässt sich zeigen, dass die Kometenschweife fast immer einem dieser drei Typen zugeordnet werden können; und in Fällen, in denen ein Komet zwei Schweife aufweist – wie es manchmal vorkommt – gehören diese beiden Schweife ebenfalls zu zwei der drei Typen.

Das beigefügte Diagramm (Abb. 72) zeigt einen imaginären Kometen mit Schweifen der drei verschiedenen Typen. Die Richtung, in der sich der Komet bewegt, wird durch die Pfeilspitze auf der Linie angezeigt, die durch den Kern verläuft. Bredichin kommt zu dem Schluss, dass der geradeste der drei Schweife, als Typ I bezeichnet, am ehesten auf das Element Wasserstoff zurückzuführen ist; die Schweife des zweiten Typs entstehen durch das Vorhandensein bestimmter Kohlenwasserstoffe im Kometenkörper; während die kleinen Schweife des dritten Typs auf Eisen oder auf ein anderes Element mit hohem Atomgewicht zurückzuführen sein könnten. Selbstverständlich ist klar, dass dieses Diagramm keinen tatsächlichen Kometen darstellt.

Abb. 72.—Bredichins Theorie der Kometenschweife.

Abb. 73.—Schweife des Kometen von 1858.

Eine interessante Veranschaulichung dieser Theorie findet sich im Fall des bereits erwähnten berühmten Kometen von 1858, dessen Zeichnung in Abbildung 73 dargestellt ist. Hier finden wir neben dem großen Schwanz, der das charakteristische Merkmal dieses Kometenkörpers ist, zwei weitere schwache Lichtstreifen. Dies sind die Ränder des hohlen Kegels, der einen Schwanz vom Typ I bildet. Wenn man in die zentralen Bereiche blickt, wird leicht erkennbar, dass das Licht nicht intensiv genug ist, um sichtbar zu sein; an den Rändern hingegen besteht eine ausreichende Dicke des kometenhaften Materials, wodurch das in dieser Abbildung dargestellte Erscheinungsbild entsteht. Es scheint, als hätte Donatis Komet einen Schwanz aufgrund von Wasserstoff sowie einen weiteren Schwanz aufgrund einiger Kohlenwasserstoffverbindungen. Die beteiligten Kohlenwasserstoffverbindungen scheinen recht vielfältig zu sein; daher weisen die Schwänze vom zweiten Typ eher unklare Konturen auf als die Wasserstoffschwänze. Es wurden Fälle dokumentiert, in denen gleichzeitig mehrere Schwänze am selben Kometen beobachtet werden konnten. Der berühmteste davon war jener, der im Jahr 1744 erschien. Professor Bredichin hat der Theorie dieses wunderbaren Objekts besondere Aufmerksamkeit gewidmet und mit hoher Wahrscheinlichkeit gezeigt, wie sich die vielfältigen Schwänze erklären lassen. Die angehängte Abbildung (Abb. 74) stammt von einem Skizzenbild dieses Objekts, das am Morgen des 7. März von Mademoiselle Kirch am Berliner Observatorium angefertigt wurde. Die Abbildung zeigt elf Streifen; die ersten zehn (gezählt von links) stellen die hellen Ränder von fünf der Schwänze dar, während der sechste und kürzeste Schwanz ganz rechts liegt. Skizzen dieses seltenen Phänomens wurden auch von Chéseaux in Lausanne sowie von De L’Isle in St. Petersburg angefertigt. Vor dem Vorbeiflug am Perihel hatte der Komet nur einen Schwanz – allerdings einen sehr prächtigen.

Abb. 74 – Der Komet von 1744.

Es ist möglich, einige der damit verbundenen Fragen durch Berechnungen zu überprüfen. Dabei lässt sich zeigen, dass die abstoßende Kraft, die für die Entstehung eines geraden Schwanzes vom Typ I notwendig ist, nur etwa zwölfmal so groß sein muss wie die Anziehungskraft der Schwerkraft. Schwänze vom zweiten Typ könnten durch eine abstoßende Kraft entstehen, die etwa der Stärke der Schwerkraft entspricht, während für Schwänze vom dritten Typ nur eine abstoßende Kraft erforderlich wäre, deren Stärke etwa ein Viertel der Schwerkraft beträgt.[33] Die wichtigste bekannte abstoßende Kraft in der Natur stammt aus dem Elektrizitätsfeld – daher wurde natürlich vermutet, dass die Phänomene der Kometenschwänze auf den elektrischen Zustand der Sonne und des Kometen zurückzuführen sind. Es wäre vorzeitig, zu behaupten, dass der elektrische Charakter der Kometenschwänze bereits endgültig nachgewiesen wurde; man kann lediglich sagen, dass er, da er die beobachteten Fakten zu erklären scheint, nicht durch eine reine hypothetische abstoßende Kraft ersetzt werden sollte. Man muss bedenken, dass aus völlig anderen Gründen bekannt ist, dass die Sonne der Ort elektrischer Phänomene ist.

Da der Komet allmählich von der Sonne entfernt wird, wird die abstoßende Kraft schwächer – entsprechend stellen wir fest, dass der Kometenschwanz

Nimmt die Entfernung zu. Ist der Komet periodisch, kann dieselbe Abfolge von Veränderungen bei seinem nächsten Rückkehrpunkt zum Perihelium auftreten. Es bildet sich ein neuer Schweif, der ebenfalls allmählich verschwindet, sobald der Komet wieder in die Tiefen des Weltraums zurückkehrt. Wenn wir die Analogie mit irdischen Dämpfen nutzen, um unser Denken zu leiten, scheint es, als würde sich der Schweif des Kometen beim Zurückweichen in Myriaden kleiner Teilchen kondensieren. Auf diese kleinen Teilchen würde dann das Gravitationsgesetz wieder uneingeschränkt wirken – ohne durch die stärkere Wirkung der Abstoßung behindert zu werden. Die Masse des Kometen ist jedoch so extrem gering, dass er diese Teilchen allein durch Anziehungskraft nicht zurückholen könnte. Folglich muss der Komet bei jedem Vorbeiflug am Perihelium jeweils eine entsprechende Menge an Material für die Bildung eines Schweifes aufwenden. Nehmen wir an, der Komet verfügte zu Beginn über einen bestimmten Vorrat jener Materialien, die zur Bildung von Schweifen geeignet sind. Jeder Vorbeiflug am Perihelium führt zur Bildung eines Schweifs sowie zum Verbrauch einer entsprechenden Menge dieses Vorrats. Offensichtlich kann dieser Prozess nicht endlos weitergehen. Bei der überwiegenden Mehrheit der Kometen sind die Besuche am Perihelium so äußerst selten, dass die Folgen dieses „Verschwendens“ nicht besonders offensichtlich sind; doch bei jenen periodischen Kometen mit kurzen Umlaufzeiten, die häufig zurückkehren, sind die Folgen genau das, was man erwarten könnte: Der Vorrat an Material für die Schweifbildung wurde allmählich aufgebraucht – und schließlich haben wir das Schauspiel eines Kometen ohne jeglichen Schweif. Wir können uns sogar vorstellen, dass ein Komet auf diese Weise vollständig zerstreut werden kann – und im nächsten Kapitel werden wir sehen, wie es scheint, dieses Schicksal hat Bielas periodischen Kometen ereilt.

Doch während der Komet durch das Sonnensystem zieht, kann es vorkommen, dass er sehr nahe an einem der größeren Planeten vorbeikommt – dabei kann seine Bewegung durch die Anziehungskraft des Planeten erheblich gestört werden. Wenn dadurch die Geschwindigkeit des Kometen erhöht wird, ändert sich seine Bahn von einer Parabel in eine andere Kurve, die als Hyperbel bezeichnet wird – der Komet umkreist dann die Sonne und verschwindet, um nie wieder zurückzukehren. Wenn der Planet jedoch so positioniert ist, dass er die Geschwindigkeit des Kometen verlangsamt, ändert sich die parabolische Bahn in eine Ellipse – und der Komet wird zu einem periodischen Kometen. Wir können…

Es besteht kaum Zweifel daran, dass einige periodische Kometen auf diese Weise „eingefangen“ wurden und somit zu dauerhaften Mitgliedern unseres Sonnensystems wurden – wenn man bedenkt, dass die Kometen mit kurzen Umlaufzeiten (von drei bis acht Jahren) zu irgendeinem Zeitpunkt ihrer Bahn sehr nahe an der Umlaufbahn des Jupiters vorbeikommen. Jeder von ihnen muss daher zu irgendeinem Zeitpunkt in seiner Vergangenheit in der Nähe dieses Riesenplaneten gewesen sein. Ebenso nähern sich die anderen periodischen Kometen mit längeren Umlaufzeiten den Umlaufbahnen von Saturn, Uranus oder Neptun; der letztere Planet ist vermutlich für die Periodizität des Halley’schen Kometen verantwortlich. Tatsächlich haben wir bereits mehrfach eine heftige Störung einer Kometenbahn beobachtet. Der interessanteste Fall ist der des Lexell’schen Kometen. Im Jahr 1770 entdeckte der französische Astronom Messier (der sich mit großem Erfolg der Entdeckung von Kometen widmete) einen Kometen, für den Lexell die Bahn berechnete – es handelte sich dabei um eine Ellipse mit einer Umlaufzeit von fünf Jahren und einigen Monaten. Doch dieser Komet war zuvor noch nie gesehen worden, und er kehrte auch nie wieder zurück. Erst viel später stellten Burckhardt und Le Verrier durch äußerst aufwendige Untersuchungen fest, dass der Komet vor 1767 in einer völlig anderen Bahn geflogen war. Zu Beginn des Jahres 1767 kam er jedoch so nahe an Jupiter heran, dass die starke Anziehungskraft dieses Planeten ihn in eine neue Bahn mit einer Umlaufzeit von fünfeinhalb Jahren zwang. Er passierte das Perihel am 13. August 1770 sowie erneut im Jahr 1776 – doch in diesem letzten Jahr lag er nicht in einer günstigen Position, um von der Erde aus gesehen zu werden. Im Sommer 1779 befand sich der Komet erneut in der Nähe von Jupiter und wurde aus seiner elliptischen Bahn geworfen; seitdem haben wir ihn nicht mehr gesehen – oder genauer gesagt: Wir haben Lexell’schen Kometen bis heute nicht mit einem der seitdem beobachteten Kometen eindeutig identifizieren können. Auch im Fall mehrerer anderer periodischer Kometen können wir auf ähnliche Weise das Datum bestimmen, an dem sie ihre Reisen auf ihren gegenwärtigen elliptischen Bahnen begannen.

Dies ist ein kurzer Überblick über die wichtigsten bekannten Fakten bezüglich dieser interessanten, aber rätselhaften Himmelskörper. Wir müssen uns mit dem begnügen, was wir wissen, anstatt Vermutungen über Dinge anzustellen, die außerhalb unseres Wissensbereichs liegen. Wir sehen, dass sie den großen Gesetzen der Schwerkraft unterliegen und somit…

Eine eindrucksvolle Darstellung ihrer Wahrheit. Wir haben gesehen, wie die moderne Wissenschaft den Aberglauben beseitigt hat, mit dem in früheren Zeiten das Erscheinen eines Kometen betrachtet wurde. Wir betrachten ein solches Objekt nicht mehr als Zeichen einer bevorstehenden Katastrophe; vielmehr können wir es als einen interessanten und schönen Besucher ansehen, der kommt, um uns zu erfreuen und zu belehren – niemals jedoch, um zu bedrohen oder zu zerstören.

KAPITEL XVII.
Sternschnuppen.
Kleine Körper unseres Systems – Ihre Anzahl – Wie man sie beobachtet – Die Sternschnuppe – Die Theorie der Wärme – Eine große Sternschnuppe – Die Novembermeteore – Ihre alte Geschichte – Der Weg, den die Meteorschwärme nehmen – Diagramm des Meteorschwarms – Wie sich der Schwarm entlang seines Weges ausdehnt – Die Aufnahme von Meteoren durch die Erde – Die Entdeckung des Zusammenhangs zwischen Meteoren und Kometen – Bemerkenswerte Untersuchungen zu den Novembermeteoren – Zwei Schauer in aufeinanderfolgenden Jahren – Es wurden bisher keine Teilchen aus den großen Sternschnuppenschauern identifiziert – Meteoresteine – Chladnis’ Forschungen – Frühe Fälle von Steinschlägen – Der Meteorit bei Ensisheim – Sammlungen von Meteoriten – Der Rowton-Siderit – Relative Häufigkeit von eisernen und steinigen Meteoriten – Der fragmentierte Charakter von Meteoriten – Tschermaks Hypothese – Auswirkungen der Schwerkraft auf einen aus einem Vulkan geschleuderten Gegenstand – Können sie vom Mond stammen? – Die Ansprüche der Kleinplaneten auf die Herkunft der Meteoriten – Mögliche irdische Herkunft – Das Ovifak-Eisen.

In den vorangegangenen Kapiteln haben wir uns mit den riesigen Körpern beschäftigt, die die Hauptobjekte dessen bilden, was wir als Sonnensystem kennen. Wir haben mächtige Planeten mit einem Durchmesser von Tausenden von Meilen untersucht sowie die Bewegungen von Kometen verfolgt, deren Abmessungen oft in Millionen von Meilen ausgedrückt werden müssen. Tatsächlich haben wir bereits in einem früheren Kapitel uns Objekten auf einer noch niedrigeren Größenordnung zugewandt und jene zahlreiche Klasse kleiner Körper untersucht, die wir als Kleinplaneten bezeichnen. Nun ist es jedoch unsere Pflicht, noch einen weiteren – und diesmal sehr langen – Schritt nach unten auf der Größenordnung zu machen. Selbst die Kleinplaneten müssen als kolossale Objekte angesehen werden, wenn man sie mit jenen kleinen Körpern vergleicht, deren Existenz uns auf interessante und manchmal sogar beeindruckende Weise offenbart wird.

Diese kleinen Körper kompensieren in gewissem Maße ihre winzige Größe durch ihre große Anzahl. Tatsächlich ließe sich nicht einmal annähernd angeben, in wie vielen Myriaden sie im Weltraum vorhanden sind. Wahrscheinlich weisen sie sehr unterschiedliche Abmessungen auf; einige von ihnen wiegen viele Pfund oder…

Vielleicht wie Tonnen im Gewicht – während andere offenbar nicht größer als Kieselsteine oder sogar Sandkörner sind. Doch so unbedeutend diese Körper auch erscheinen mögen, scheut die Sonne es nicht, sie unter ihre Kontrolle zu bringen. Jede Teilchen, egal ob so klein wie ein Staubkorn in einem Sonnenstrahl oder so groß wie der Planet Jupiter, muss zwangsläufig ihren Weg um die Sonne entlangziehen – gemäß den Gesetzen von Kepler.

Wer kennt nicht dieses wunderschöne Phänomen, das wir als Sternschnuppe bezeichnen – oder das in seinen prächtigeren Formen manchmal als Meteor oder Feuerball bezeichnet wird? Auf Objekte dieser Art richten wir nun unsere Aufmerksamkeit.

Ein kleiner Körper bewegt sich um die Sonne. Genau wie ein großer Planet in einer Ellipse kreist, wird auch ein kleiner Körper in einer Ellipse um die Sonne geführt, wobei die Sonne im Brennpunkt liegt. Im Moment gibt es unvorstellbare Mengen solcher Meteore, die auf diese Weise unterwegs sind. Sie sind zu klein und zu weit entfernt für unsere Teleskope – wir sehen sie nur unter außergewöhnlichen Umständen.

Wenn der Meteor sichtbar wird, bewegt er sich mit solch enormer Geschwindigkeit, dass er oft in einer Sekunde mehr als zwanzig Meilen zurücklegt. Eine solche Geschwindigkeit ist in der Nähe der Erdoberfläche fast unmöglich – der Luftwiderstand würde sie verhindern. Hoch oben im Vakuum des Weltraums gibt es jedoch keinen Luftwiderstand, der seinen Flug behindert. Möglicherweise hat der Meteor bereits Tausende, vielleicht sogar Millionen von Jahren lang um die Sonne gekreist, ohne irgendwelche Störungen zu erfahren – doch dann kommt der entscheidende Moment, und der Meteor vergeht in einem Strahl aus Pracht.

Während seiner Wanderung nähert sich der Körper der Erde und beginnt in einigen hundert Meilen Entfernung von deren Oberfläche mit der Berührung der oberen Schichten der Atmosphäre, die die Erde umgibt. Für einen Körper, der mit der erschreckenden Geschwindigkeit eines Meteors unterwegs ist, ist ein Sturz in die Atmosphäre in der Regel tödlich. Auch wenn die oberen Luftschichten äußerst dünn sind, bremsen sie die Geschwindigkeit plötzlich stark ab – genauso wie eine Schusskugel, wenn sie ins Wasser geschossen wird. Während der Meteor durch die Atmosphäre rascht, führt die Reibung dazu, dass seine Geschwindigkeit weiter abnimmt.

Die Luft erwärmt seine Oberfläche; allmählich wird sie glühend rot, dann weißglühend, und schließlich wird das Objekt bei strahlendem Licht in Dampf verwandelt, während wir auf der Erde, hundert oder zweihundert Meilen darunter, ausrufen: „Oh, seht, da ist ein Sternschnuppen!“

Wir haben hier ein Experiment, das die mechanische Theorie der Wärme veranschaulicht. Es mag unglaubwürdig erscheinen, dass allein Reibung ausreichen sollte, um genügend Wärme zu erzeugen, um eine so prächtige Erscheinung hervorzubringen – doch wir müssen zwei Fakten berücksichtigen: Erstens beträgt die Geschwindigkeit des Meteoriten vielleicht hundertmal so viel wie die einer Gewehrkugel; zweitens ist die Effizienz der Reibung bei der Wärmeerzeugung proportional zum Quadrat der Geschwindigkeit. Der Meteorit kann daher durch die Reibung mit der Luft etwa zehntausendmal so viel Wärme erzeugen wie eine Gewehrkugel. Wir überschätzen nicht, wenn wir annehmen, dass diese letztere Kugel durch Reibung um zehn Grad erhitzt wird; doch wenn das anerkannt wird, müssen wir zugeben, dass beim Flug des Meteoriten eine solch enorme Menge an Wärme entsteht, dass bereits ein Bruchteil davon ausreichen würde, das Objekt in Dampf zu verwandeln.

Betrachten wir zunächst die Umstände, unter denen uns diese äußeren Körper sichtbar werden. Zur Veranschaulichung können wir eine bemerkenswerte Feuerkugel heranziehen, die am 6. November 1869 auftrat. Dieses Objekt wurde von vielen verschiedenen Orten in England gesehen; indem wir diese Beobachtungen miteinander vergleichen, erhalten wir genaue Informationen über die Höhe des Objekts sowie die Geschwindigkeit, mit der es sich bewegte.

Es scheint, dass dieser Meteorit an einem Punkt neunzig Meilen über Frome in Somersetshire sichtbar wurde und dann siebenundzwanzig Meilen über dem Meer, in der Nähe von St. Ives in Cornwall, verschwand. Der Weg des Objekts sowie die wichtigsten Orte, von denen aus es beobachtet wurde, sind auf der Karte (Abb. 75) dargestellt. Die gesamte Länge seines sichtbaren Fluges betrug etwa 170 Meilen, was in einer Zeit von fünf Sekunden geschah – was einer Durchschnittsgeschwindigkeit von dreiunddreißig Meilen pro Sekunde entspricht. Eine bemerkenswerte Eigenschaft dieser Feuerkugel war der lange, anhaltende Streifen aus leuchtendem Nebel, der etwa fünfzig Meilen lang und vier Meilen breit war und weiterhin sichtbar blieb.

genau fünfzig Minuten. In diesem Beispiel sehen wir eine Darstellung der wichtigsten Merkmale des Phänomens eines Sternschnuppens in einer sehr großen Skala. Es sei jedoch darauf hingewiesen, dass die anhaltende leuchtende Spur weder ein universelles noch überhaupt ein besonders häufiges Merkmal von Sternschnuppen ist.

Die kleinen Objekte, die gelegentlich über das Sichtfeld des Teleskops huschen, zeigen uns, dass es auch unzählige teleskopische Sternschnuppen gibt – zu klein und zu schwach, um mit bloßem Auge sichtbar zu sein. Diese Objekte zerfallen alle auf die Weise, wie wir es beschrieben haben; tatsächlich geschieht dies nur im Moment und während des Vorgangs.

Durch ihre Zerstörung werden wir uns ihrer Existenz bewusst. So klein diese Raketen wohl auch sein mögen, so enorm ist ihre Geschwindigkeit, dass die Erde unbewohnbar werden würde, wenn sie ungehindert auf ihre Oberfläche herabfallen könnten. Wir müssen daher unter den anderen guten Eigenschaften unserer Atmosphäre nicht vergessen, dass sie eine schützende Barriere darstellt, die uns vor einem Sturm aus Raketen schützt – deren Geschwindigkeit keiner Artillerie gleichkommt. Tatsächlich ist gerade die Heftigkeit dieser Raketen der Grund für ihre völlige Zerstörung. Ihr Drang, uns zu treffen, ist so groß, dass Reibung sie in harmlose Dämpfe auflöst.

Neben einem großen Meteor wie dem, den wir gerade beschrieben haben, ist das bemerkenswerteste Phänomen im Zusammenhang mit Sternschnuppen ein sogenannter Schauer. Diese Erscheinungen haben im letzten Jahrhundert große Aufmerksamkeit erregt und haben die darauf verwendete Mühe reichlich belohnt, indem sie einige der interessantesten astronomischen Entdeckungen der Neuzeit hervorgebracht haben.

Sternschnuppenschauer treten nicht sehr häufig auf. Zweifellos wird die schärfere Wahrnehmung derer, die besonders auf Meteore achten, einen Schauer erkennen, während andere nur wenige vereinzelte Sternschnuppen sehen; im Allgemeinen kann man jedoch sagen, dass die heutige Generation kaum mehr als zwei oder drei solcher Erscheinungen miterlebt hat. Ich selbst habe zwei große Schauer gesehen, von denen einer im November 1866 als prächtiges Schauspiel in meiner Erinnerung haften geblieben ist.

Um die Geschichte der November-Meteore zu beginnen, muss man fast tausend Jahre zurückblicken. Am 12. Oktober des Jahres 902 starb ein maurischer König, und im Zusammenhang mit diesem Ereignis berichtet ein alter Chronist, wie „in jener Nacht unzählige Sterne zu sehen waren, die wie Pfeile nach links und rechts flogen, und jenes Jahr wurde das Jahr der Sterne genannt“.

Heute glaubt niemand mehr, dass der Himmel mit dieser Erscheinung den Tod des Königs gedenken wollte. Die Aufzeichnung ist jedoch von erheblichem Wert.

Die Bedeutung dieses Datums liegt darin, dass es das Jahr 902 als das Jahr angibt, in dem es zu einer großen Anzahl von Sternschnuppenregen kam. Mit großem Interesse stellten Astronomen fest, dass es sich dabei um den ersten dokumentierten Fall eines solchen periodischen Sternschnuppenregens handelte – dessen letzte regelmäßigen Erscheinungen im Jahr 1799, 1833 und 1866 beobachtet werden konnten. Weitere sorgfältige literarische Recherchen brachten hier und da Aufzeichnungen über erstaunliche Erscheinungen am Himmel zutage, die mit den wiederkehrenden Auftreten der Novembersternschnuppen übereinstimmen. Von dem ersten Auftreten im Jahr 902 bis heute gab es insgesamt neunundzwanzig Erscheinungen dieses Sternschnuppenregens; es ist nicht unwahrscheinlich, dass all diese Beobachtungen an verschiedenen Orten auf der Erde gemacht wurden. Manchmal wurden sie vielleicht von Wilden beobachtet, die weder die Neigung noch die Mittel hatten, eine Erscheinung, die für sie eine Quelle des Entsetzens war, niederzuschreiben. Manchmal wurden diese Sternschnuppenregen jedoch auch von zivilisierten Gemeinschaften beobachtet. Ihre Natur wurde zwar nicht verstanden, doch wurden Aufzeichnungen gemacht; in einigen Fällen haben diese Aufzeichnungen zumindest der Zersetzung durch die Zeit standgehalten und sind nun gesammelt worden, um dieses seltsame Phänomen zu veranschaulichen. Wir besitzen insgesamt historische Berichte über zwölf dieser Sternschnuppenregen, die hauptsächlich durch die Bemühungen von Professor H.A. Newton gesammelt wurden – dessen Arbeit viel zum Fortschritt unseres Wissens über Sternschnuppen beigetragen hat.

Stellen wir uns eine Schar kleiner Objekte vor, die durch den Weltraum ziehen. Denken Sie an einen Schwarm Heringe im Ozean, der sich über viele Quadratmeilen erstreckt und unzählige Individuen enthält – oder an die riesigen Schwärme wilder Tauben in den Vereinigten Staaten, von denen Audubon berichtet hat. Der Schwarm der Sternschnuppen ist wohl noch zahlreicher als die Heringe oder Tauben. Die Sternschnuppen befinden sich jedoch nicht sehr nahe beieinander; im Durchschnitt liegen sie wahrscheinlich einige Meilen voneinander entfernt. Der tatsächliche Umfang dieses Schwarms ist daher enorm; seine Abmessungen lassen sich in Hunderttausenden von Meilen ausdrücken.

Die Sternschnuppen können ihren eigenen Weg nicht wählen, wie es bei dem Schwarm der Heringe der Fall ist – sie sind gezwungen, den von der Sonne vorgegebenen Weg zu folgen. Jede Sternschnuppe bewegt sich auf ihrer eigenen Ellipse, völlig unabhängig von ihren Nachbarn, und legt dabei eine Strecke von mehreren Milliarden Meilen zurück.

Länge – alle dreiunddreißig Jahre. Wir können die Meteoriten während des größten Teils ihrer Flugbahn nicht beobachten. In diesem Moment gibt es unzählige dieser Himmelskörper. Abbildung 76: Die Umlaufbahn einer Gruppe von Meteoriten. Sie bewegen sich auf ihren Bahnen. Wir sehen sie erst, wenn die Erde sie einfängt. Alle dreiunddreißig Jahre fängt die Erde diese Meteoriten genauso erfolgreich ein wie ein Fischer die Heringe – und auf ähnliche Weise: Während der Fischer sein Netz ausbreitet, in dem die Fische ihr Schicksal finden, verfügt die Erde über eine Atmosphäre, in der die Meteoriten zugrunde gehen. Es wird uns gesagt, dass keine Gefahr besteht, dass die Heringe ausgehen könnten – schließlich sind diejenigen, die die Fischer fangen, im Vergleich zur Fülle, in der sie im Ozean vorhanden sind, unbedeutend. Dasselbe kann man auch über die Meteoriten sagen: Es gibt so viele davon, dass zwar die Erde alle dreißig Jahre Millionen davon verschlingt, dennoch genug übrig bleiben für zukünftige Meteorenschauer. Das Diagramm (Abbildung 76) zeigt, wie die Erde ihre „Beute“ fängt. Dort sehen wir die Umlaufbahn unseres Planeten um die Sonne sowie den elliptischen Weg der Meteoriten – wobei anzumerken ist, dass dies nicht besonders praktisch ist…

Zeichnen Sie die Figur genau im Maßstab, sodass der Weg der Meteore relativ viel größer ist als hier dargestellt. Jedes Jahr vollendet die Erde ihre Umlaufbahn und durchquert zwischen dem 13. und 16. November den Weg, auf dem sich die Meteore bewegen. In der Regel befindet sich die große Ansammlung von Meteoren zu diesem Zeitpunkt nicht dort, wo die Erde vorbeikommt. Es gibt jedoch einige Meteore entlang des Weges, und die Erde fängt in der Regel einige davon ein. Sie stürzen als Sternschnuppen in unsere Atmosphäre und bilden das, was wir gemeinhin als Novembersternschnuppen bezeichnen.

Gelegentlich kommt es vor, dass die Erde beim Durchqueren dieses Weges auf die größte Anzahl der Meteore trifft. Dann taucht unsere Erde in diese Ansammlung ein – natürlich umhüllt von der umgebenden Luftschicht. In dieses „Netz“ stürzen sich unzählige Meteore, ohne jemals wieder zum Vorschein zu kommen. Innerhalb weniger Stunden hat die Erde, die mit einer Geschwindigkeit von achtzehn Meilen pro Sekunde unterwegs ist, den Weg hinter sich gelassen und tritt auf der anderen Seite hervor – mit den „Beutestücken“ dieses Zusammentreffens. Einige wenige Meteore, denen nur knapp die Gefangennahme erspart blieb, werden künftig durch ihre leicht abweichenden Umlaufbahnen Zeugnis von diesem Kampf ablegen; doch die übrigen Meteore setzen ihre Reise ununterbrochen fort. Vielleicht wurden Millionen von Meteoren erfasst, aber vermutlich sind Hunderte Millionen übrig geblieben.

So war auch das Phänomen, das in der Nacht zwischen dem 13. und 14. November 1866 die Welt in Erstaunen versetzte. Wir tauchten mitten in diese Ansammlung von Meteoren ein. Die Nacht war klar; der Mond war nicht zu sehen. Die Meteore zeichneten sich nicht nur durch ihre enorme Anzahl aus, sondern auch durch ihre außergewöhnliche Pracht. Ich werde jene Nacht niemals vergessen. An jenem unvergesslichen Abend hatte ich meine übliche Aufgabe: Ich beobachtete mit dem großen Spiegelteleskop von Lord Rosse Nebel. Natürlich wusste ich, dass ein Meteorstrom vorhergesagt worden war, doch nichts von dem, was ich gehört hatte, hatte mich auf das prächtige Schauspiel vorbereitet, das sich bald zeigen sollte. Es war etwa zehn Uhr abends, als ein Ausruf eines Assistenten neben mir mich dazu brachte, vom Teleskop aufzusehen – gerade rechtzeitig, um zu sehen, wie ein schöner Meteor über den Himmel schoss. Bald folgte ein weiterer, dann noch mehr – zu zweit und zu dritt –, was darauf hindeutete, dass die Vorhersage eines großen Meteorstroms zutreffen würde.

Bestätigt. Zu diesem Zeitpunkt schloss sich mir der Earl of Rosse (damals Lord Oxmantown) am Teleskop an, und nach kurzer Zeit beschlossen wir, unsere Beobachtungen der Nebel einzustellen und auf die Spitze der Wand des großen Teleskops zu steigen (Abb. 7, S. 18), von wo aus man einen klaren Überblick über die gesamte Himmelshemisphäre hatte. Dort beobachteten wir in den folgenden zwei bis drei Stunden ein Schauspiel, das niemals aus meinem Gedächtnis verschwinden wird. Die Sternschnuppen nahmen allmählich an Zahl zu, bis man manchmal mehrere gleichzeitig sah. Manchmal zogen sie über unseren Köpfen vorbei, manchmal nach rechts, manchmal nach links – doch alle kamen aus dem Osten. Im Laufe der Nacht stieg der Sternbild Löwe über den Horizont, und dann zeigte sich das bemerkenswerte Muster dieser Sternschnuppenwolke: Alle Bahnen der Meteore strahlten vom Löwen aus. (Siehe Abb. 74, S. 368.) Manchmal schien es, als käme eine Sternschnuppe fast direkt auf uns zu; dann wurde ihre Bahn so abgekürzt, dass sie kaum noch eine sichtbare Länge hatte und wie ein gewöhnlicher Fixstern wirkte, der plötzlich heller wurde und anschließend schnell wieder verschwand. Gelegentlich blieben leuchtende Bahnen viele Minuten lang sichtbar, nachdem die Sternschnuppe bereits vorbeigeflogen war – doch die überwiegende Mehrheit der Bahnen in dieser Sternschnuppenwolke war flüchtig. Es wäre unmöglich zu sagen, wie viele Tausend von Sternschnuppen gesehen wurden; jede einzelne war hell genug gewesen, um an einem gewöhnlichen Abend Bewunderung hervorzurufen.

Die zugehörige Abbildung (Abb. 77) zeigt auf beeindruckende Weise, wie sich die Sternschnuppen dieser Wolke von einem Punkt aus erstreckten. Man sollte nicht annehmen, dass all diese Objekte zum gleichen Zeitpunkt sichtbar waren. Der Beobachter einer Sternschnuppenwolke erhält eine Karte jenes Teils des Himmels, in dem die Sternschnuppen erscheinen. Er konzentriert sich dann auf eine bestimmte Sternschnuppe und beobachtet sorgfältig ihre Bahn im Verhältnis zu den in ihrer Nähe befindlichen Fixsternen. Anschließend zieht er auf seiner Karte eine Linie in die Richtung, in die sich die Sternschnuppe bewegt hat. Wenn er diese Beobachtung für mehrere weitere Sternschnuppen aus derselben Wolke wiederholt, zeigt seine Karte in der Regel, dass ihre verschiedenen Bahnen fast alle von einem Punkt oder einer Region auf der Karte ausgehen. Zwar gibt es einige Ausnahmen, doch die Mehrheit folgt diesem Muster. Auf den ersten Blick scheint es tatsächlich so, als würden alle Sternschnuppen

tatsächlich von diesem Punkt aus abgegangen sind; doch ein wenig Nachdenken zeigt, dass es sich hier um einen Fall handelt, in dem die tatsächliche Bewegung von der scheinbaren abweicht. Wenn tatsächlich ein Punkt existieren würde, von dem aus diese Meteore abzweigen, dann würde man diesen Punkt von verschiedenen Teilen der Erde aus in unterschiedlichen Positionen relativ zu den Fixsternen sehen; doch das ist nicht der Fall. Der Strahlpunkt, wie dieser Punkt genannt wird, ist von jedem Standort aus, von dem aus der Meteorstrom sichtbar ist, im selben Teil des Himmels zu sehen.

Abb. 77 – Der Strahlpunkt der Sternschnuppen.
Wir werden daher dazu veranlasst, die einfache Erklärung anzunehmen, die durch die Theorie der Perspektive gegeben wird. Diejenigen, die mit den Prinzipien dieser Wissenschaft vertraut sind, wissen, dass, wenn mehrere parallele Linien in einem Objekt in einer Zeichnung dargestellt werden müssen, sie alle durch denselben Punkt führen müssen.

Punkt im Bildflächen. Wenn wir die Sternschnuppen betrachten, sehen wir die Projektionen ihrer Bahnen auf die Himmelsoberfläche. Aus der Tatsache, dass diese Bahnen durch denselben Punkt verlaufen, schließen wir, dass die Sternschnuppen derselben Schauer sich entlang paralleler Linien bewegen.

Wir können nun die tatsächliche Richtung bestimmen, in der sich die Sternschnuppen bewegen, denn eine von dem Auge des Beobachters zum Strahlungspunkt gezogene Linie muss parallel zu dieser Richtung sein. Natürlich soll damit nicht ausgedrückt werden, dass die Sternschnuppen eines Schauers im gesamten Raum entlang paralleler Linien bewegen; wir meinen lediglich, dass während der kurzen Zeit, in der wir sie sehen, die Bewegung jeder einzelnen Sternschnuppe annähernd geradlinig ist und dass all diese Geraden parallel zueinander sind.

Im Jahr 1883 erreichte der große Meteorenschwarm der Leoniden (so wird dieser Schauer genannt) seine größte Entfernung vom Sonnenzentrum und begann anschließend, wieder zurückzukehren. Jedes Jahr durchquerte die Erde die Umlaufbahn der Meteore – doch auf den Schwarm stieß man nicht, und es wurde kein bemerkenswerter Sternschnuppenregen wahrgenommen. Im folgenden Jahr näherten sich die Meteore immer weiter dem kritischen Punkt, und im Jahr 1899 gelangte der Schwarm in die Bahn der Erde. In jenem Jahr wurde mit einem prächtigen Meteorenschauer gerechnet – doch das Endergebnis blieb weit hinter den Erwartungen zurück. Der Meteorenschwarm ist von solch enormer Länge, dass es mehr als ein Jahr dauert, bis dieser riesige „Zug“ den kritischen Teil seiner Umlaufbahn durchquert hat, der sich quer zur Bahn der Erde erstreckt. Damit wird deutlich, dass die Meteore der Erde nicht entkommen können. Es ist möglich, dass, wenn der Schwarm diesen Bereich erreicht, die Erde gerade diesen Teil ihrer Bahn hinter sich gelassen hat – und ein Jahr vergehen wird, bevor die Erde wieder dorthin zurückkehrt. Diejenigen Meteore, die das Glück haben, sich an der Spitze des Schwarmes zu befinden, entkommen somit dem „Netz“ – doch einige derjenigen, die weiter hinten sind, sind nicht so glücklich, und die Erde verschlingt erneut eine unglaubliche Anzahl von Meteoren. Es ist schon vorgekommen, dass Aufnahmen des Schwarmes in zwei aufeinanderfolgenden Jahren gemacht wurden. Wenn die Erde zufällig im ersten Jahr den vorderen Teil des Schwarmes durchquert, dann ist der Schwarm so lang, dass die Erde ihre Umlaufbahn von 600.000.000 Meilen vollständig umrunden und erneut durch den kritischen Punkt rasen wird, bevor die gesamte Anzahl der Meteore vorbeigekommen ist.

Es wurden bereits Fälle verzeichnet, in denen im Laufe von zwei aufeinanderfolgenden Novembern beeindruckende Schauer von Leoniden zu beobachten waren.

Da die Erde alle dreißigdrei Jahre eine solche Anzahl an Leoniden verschlingt, muss ihre Gesamtzahl zwangsläufig abnehmen. Der Glanz dieser Schauer wird in zukünftigen Zeiten zweifellos von dieser Umstände beeinflusst werden – sie können nicht immer so hell sein wie bisher. Interessant ist auch zu bemerken, dass sich die Form des Schauers allmählich verändert. Jeder Meteor des Schauers bewegt sich in seiner eigenen Ellipse um die Sonne und ist völlig unabhängig von den anderen Objekten. Jeder hat somit eine eigene Umlaufzeit, die von der Länge der Ellipse abhängt, in der er sich bewegt. Zwei Meteore werden zur gleichen Zeit um die Sonne kreisen, wenn die Längen ihrer Ellipsen genau gleich sind – ansonsten nicht. Die Längen dieser Ellipsen betragen mehrere hundert Millionen Meilen, und es ist unmöglich, dass sie alle absolut gleich sind. In diesem Umstand liegt wohl der Ursprung für die allmähliche Veränderung im Charakter des Schauers. Nehmen wir an, zwei Meteore A und B bewegen sich so, dass A in dreißigdrei Jahren einen vollen Umlauf vollendet, während B dafür dreißigvier Jahre benötigt. Wenn beide gleichzeitig starten, dann liegt B nach Abschluss des ersten Umlaufs eines Jahres zurück; beim nächsten Mal liegt er zwei Jahre zurück usw. Die Situation ist genau vergleichbar mit einer Gruppe von Jungen, die an einem langen Wettlauf teilnehmen, bei dem sie mehrere Runden um den Laufweg laufen müssen, bevor die Strecke zurückgelegt ist. Zunächst starten sie alle zusammen, und vielleicht bleiben sie in den ersten ein oder zwei Runden relativ nahe beieinander; allmählich überholen jedoch die Schnelleren die Langsameren, sodass die Gruppe sich verlängert. Im Laufe des Wettlaufs verteilt sich die Gruppe über den gesamten Laufweg – vielleicht überholt sogar der erste Junge den letzten. So scheint das Schicksal der Novembermeteore in zukünftigen Zeiten auszusehen: Die Gruppe wird mit der Zeit über den gesamten Laufweg verteilt sein, und es wird nicht mehr jedes dreißigdrei Jahre zu einer beeindruckenden Beobachtung kommen.

Im Zusammenhang mit dem Schauer der Novembermeteore im Jahr 1866 machte Professor Adams eine sehr interessante und wunderbare Entdeckung in der mathematischen Astronomie. Wir haben gesehen, dass die Leoniden sich in einer bestimmten Bahn bewegen müssen.

elliptische Bahn – und dass sie alle dreißigdreieinhalb Jahre zurückkehren – doch das Teleskop kann ihnen während ihrer Wanderungen nicht folgen. Alles, was wir durch Beobachtung wissen, ist das Datum ihres Auftretens, der Punkt am Himmel, von dem aus sie ausgehen, sowie die große Rückkehr alle dreißigdreieinhalb Jahre. Wenn man all diese Fakten zusammenführt, ist es möglich, die Ellipse zu bestimmen, in der die Meteore sich bewegen – allerdings nicht genau: Die Fakten reichen nicht so weit; sie sagen uns nur, dass die Ellipse eine von fünf möglichen Umlaufbahnen sein muss. Diese fünf möglichen Umlaufbahnen sind: Erstens die riesige Ellipse, in der die Meteoriten sich tatsächlich bewegen, wofür sie insgesamt dreißigdreieinhalb Jahre benötigen, um eine Umlaufbahn zu vollenden; zweitens eine nahezu kreisförmige Umlaufbahn, die nur geringfügig größer ist als die Erdbahn, die die Meteoriten in etwas mehr als einem Jahr zurücklegen würden; eine weitere ähnliche Umlaufbahn, bei der die Zeit etwas unter einem Jahr liegt; sowie zwei weitere kleine elliptische Umlaufbahnen, die innerhalb der Erdbahn liegen. Professor Newton aus New Haven, USA, zeigte klar nach, dass die beobachteten Fakten erklärt werden könnten, wenn die Meteoriten auf einer dieser Bahnen bewegten würden, aber dass sie durch keine andere Hypothese erklärbar wären. Es blieb noch zu klären, welche dieser Umlaufbahnen die richtige war. Professor Newton selbst schlug eine mögliche Methode zur Lösung des Problems vor. Der von ihm vorgeschlagene Test war etwas schwierig, da er bestimmte komplexe Berechnungen in der Theorie der Störungen erforderte. Glücklicherweise übernahm jedoch Professor Adams die Untersuchung, und durch seine erfolgreichen Bemühungen konnte der Weg der Leontiden vollständig bestimmt werden.

Als die alten Aufzeichnungen über das Erscheinen großer Leontiden-Regenbögen untersucht wurden, stellte sich heraus, dass das Datum ihres Auftretens allmählich und kontinuierlich changes – ein Wert, den Professor Newton auf einen Tag alle siebzig Jahre festlegte. Es folgt daraus als notwendige Konsequenz, dass der Punkt, an dem die Bahn der Meteoriten die Erdbahn kreuzt, nicht fest ist, sondern dass sie bei jeder folgenden Rückkehr etwa einen halben Grad weiter in der Richtung kreuzen, in die die Erde sich bewegt. Damit ändert sich auch die Umlaufbahn, in der sich die Meteoriten bewegen; der Weg, den sie in einer Umlaufbahn zurücklegen, unterscheidet sich leicht vom Weg in der nächsten Umlaufbahn. Da sich diese Veränderungen jedoch in derselben Richtung vollziehen, können sie allmählich erreichen…

Die beträchtlichen Dimensionen sowie die Menge an Veränderungen, die im Laufe von Jahrhunderten auf dem Weg der Meteore auftreten, können anhand der beiden Ellipsen in Abbildung 78 geschätzt werden.
Abbildung 78 – Die Geschichte der Leoniden.
Die durchgezogene Linie stellt die Umlaufbahn im Jahr 126 n. Chr. dar; die gestrichelte Linie zeigt sie in der Gegenwart.
Diese eindeutige Veränderung der Umlaufbahn wird von Astronomen auf das zurückgeführt, was wir bereits als Störung bezeichnet haben. Es ist sicher, dass die elliptische Bewegung dieser Körper auf die Sonne zurückzuführen ist – und dass die Ellipse völlig unverändert bliebe, wenn nur die Sonne auf sie einwirken würde. In dieser allmählichen Veränderung der Ellipse erkennen wir somit den Einfluss der Anziehungskräfte der Planeten. Es wurde gezeigt, dass, wenn die Meteore auf einer großen Umlaufbahn bewegen, diese Verschiebung des Weges auf die Anziehungskraft der Planeten Jupiter, Saturn, Uranus und Erde zurückzuführen sein muss; während, wenn die Meteore einer der kleineren Umlaufbahnen folgen, die Planeten, die nahe genug und massereich genug sind, dafür verantwortlich sind.

Die Planeten, die in diesem Zusammenhang eine Rolle spielen, sind die Erde, Venus und Jupiter. Hier sehen wir also, wie die Frage durch Berechnungen beantwortet werden kann. Es ist schwierig, aber möglich, herauszuberechnen, welche Anziehungskraft die Planeten bei jeder der fünf möglichen Umlaufbahnen entfalten würden. Das ist genau das, was Adams getan hat. Er stellte fest, dass, wenn die Meteore auf einer großen Umlaufbahn bewegten würden, die Anziehungskraft Jupiters zwei Drittel der beobachteten Veränderungen erklären könnte, während das verbleibende Drittel auf den Einfluss des Saturns zurückzuführen wäre – ergänzt durch einen kleinen Beitrag durch Uranus. Auf diese Weise zeigten die Berechnungen, dass eine große Umlaufbahn möglich ist. Professor Adams berechnete außerdem die Ausdehnung der Bahn, die entstehen würde, falls die Meteore auf einer der vier kleineren Ellipsen kreisten. Diese Untersuchung war von großer Schwierigkeit, doch die Ergebnisse lohnten die Mühe in hohem Maße. Es wurde gezeigt, dass mit den kleineren Ellipsen nicht einmal die Hälfte der beobachteten Ausdehnung erreicht werden könnte. Daher müssen diese vier Umlaufbahnen verworfen werden. Damit war bewiesen, dass die Meteore tatsächlich auf einer großen Bahn kreisen.

Die Bewegungen während jeder Umlaufbahn werden durch Keplers Gesetze geregelt. Wenn sich ein Meteor am weitesten vom Sonnenzentrum befindet, ist seine Geschwindigkeit am niedrigsten – sie beträgt dann etwas mehr als eine Meile pro Sekunde. Je näher er dem Sonnenzentrum kommt, desto schneller wird seine Geschwindigkeit, bis sie, wenn der Meteor die Erdbahn kreuzt, mindestens 26 Meilen pro Sekunde beträgt. Die Erde bewegt sich fast in entgegengesetzter Richtung mit einer Geschwindigkeit von 18 Meilen pro Sekunde. Wenn der Meteor daher zufällig in die Erdatmosphäre eindringt, tut er dies mit einer enormen Geschwindigkeit von fast 44 Meilen pro Sekunde. Falls ein Zusammenstoß vermieden wird, setzt der Meteor seine Reise mit allmählich abnehmender Geschwindigkeit fort – bis nach Abschluss einer Umlaufbahn, die 33 Jahre und ein Viertel dauert.

Die unzähligen Meteore, aus denen die Leoniden bestehen, sind in einem riesigen Strom angeordnet, dessen Breite im Vergleich zur Länge sehr gering ist. Wenn wir die Umlaufbahn durch eine Ellipse darstellen, deren Länge sieben Fuß beträgt, dann wird der Meteorstrom durch einen Faden aus feinstem Nähseidengarn dargestellt.

Er ist etwa anderthalb bis zwei Fuß lang und kriecht entlang der Umlaufbahn. Die Größe dieses Stroms lässt sich dadurch schätzen, dass seine Breite mindestens 100.000 Meilen betragen muss. Seine Länge lässt sich aus der Tatsache ableiten, dass er zwar eine Geschwindigkeit von etwa 26 Meilen pro Sekunde hat, doch es etwa zwei Jahre dauert, bis er den Punkt erreicht, an dem seine Umlaufbahn die Erdbahn kreuzt. In der unvergesslichen Nacht zwischen dem 13. und 14. November 1866 tauchte die Erde in diesen Strom in seiner Nähe ein und kam erst fünf Stunden später auf der anderen Seite wieder heraus. Zu dieser Zeit befanden sich die Kontinente Europa, Asien und Afrika auf der vorderen Hemisphäre der Erde – daher wurde der große Meteorenschauer im Alten Welt gesehen. Als die Erde nach zwölf Monaten wieder an derselben Stelle war, war der Strom noch nicht vollständig vorbeigezogen, und die Erde tauchte erneut ein. Diesmal lag der amerikanische Kontinent vorne – daher wurde der Meteorenschauer von 1867 dort beobachtet. Auch im folgenden Jahr war der große Strom noch nicht vollständig vorbei, und seitdem wurden bei jedem jährlichen Vorbeiflug der Erde durch diese „Meteorstraße“ noch einige vereinzelte Meteore festgestellt.

Das Diagramm dient außerdem dazu, eine bemerkenswerte Hypothese darzustellen, die auf der hohen Autorität von Le Verrier beruht und dazu dienen soll, zu erklären, wie der Strom in das Sonnensystem gelangte. Die Umlaufbahn, in der die Meteore kreisen, schneidet sich nicht mit den Bahnen von Jupiter, Saturn oder Mars, doch sie schneidet sich mit der Umlaufbahn des Uranus. Es kann vorkommen, dass Uranus gerade in diesem Punkt seiner Bahn ist, wenn der Strom dort ankommt. Le Verrier hat nachgewiesen, dass ein solches Ereignis im Jahr 126 n. Chr. stattgefunden hat, seitdem aber nicht mehr. Damit scheinen wir einen Hinweis auf eine sehr interessante Geschichte zu haben, durch die gezeigt wird, wie die Meteore in jenem Jahr in unser System gelangten. Die Erwartungen an eine Wiederholung des großen Meteorenschauers im Jahr 1899, die weit verbreitet waren und gut begründet waren, erfüllten sich nicht. Es wurden kaum mehr als einige Meteore des gewöhnlichen Typs beobachtet.

Unter der Annahme, dass die Umlaufbahn der August-Meteore eine Parabel sei, berechnete Schiaparelli die Abmessungen sowie die Position dieser Umlaufbahn im Raum.

Und als er das herausgefunden hatte, stellte er fest, dass die Umlaufbahn in jeder Hinsicht der Umlaufbahn eines Kometen entsprach, der im Sommer 1862 aufgetaucht war. Das konnte kein Zufall sein. Die Ebene, in der sich der Komet bewegte, übereinstimmte genau mit der Ebene, in der sich die Meteore bewegten; genauso verhielt es sich mit den Richtungen der Achsen ihrer Umlaufbahnen. Die Bewegungsrichtung war ebenfalls dieselbe, und auch die kürzeste Entfernung von der Sonne zur Umlaufbahn war in beiden Fällen identisch. Dies bewies eindeutig, dass es eine tiefe physikalische Verbindung zwischen Kometen und Meteorschwärmen geben muss. Eine weitere Bestätigung dafür wurde kurz darauf geliefert, als Le Verrier die Umlaufbahn der November-Meteore berechnete – sie erwies sich nämlich als genau dieselbe wie die Umlaufbahn eines Kometen, der im Januar 1866 seinen Perihel punkt passiert hatte und für den eine Umlaufzeit von dreiunddreißig Jahren und zwei Monaten ermittelt werden konnte.

Unter den Leoniden sehen wir gelegentlich Feuerbälle, die heller sind als die Venus – ja sogar halb so groß wie der Mond –, die mit blitzartigen Emissionen aufflammen und Streifen hinterlassen, die von einer Minute bis zu einer Stunde oder länger anhalten. Die überwiegende Mehrheit ist jedoch nur so hell wie Sterne zweiter, dritter oder vierter Größe. Da die Lichtmenge, die ein Meteor abgibt, von seiner Masse und Geschwindigkeit abhängt, können wir uns ein Bild davon machen, wie schwer ein solcher Meteor tatsächlich ist. Es scheint, dass die meisten von ihnen nicht einmal ein Viertel Unze wiegen; tatsächlich ist es wahrscheinlich, dass viele nicht einmal einen einzigen Korn wiegen. Wir haben jedoch gesehen, dass ein Komet höchstwahrscheinlich nichts anderes ist als eine sehr lockere Ansammlung kleiner Partikel, umgeben von Gas mit sehr geringer Dichte. Wir haben außerdem gesehen, dass das Material eines Kometen im Laufe der Zeit mehr oder weniger im Weltraum zerstreut wird. Wir müssen noch eine erstaunliche Geschichte über die Zerstörung eines Kometen sowie darüber erzählen, was wohl aus seinen Partikeln geworden ist.

In der Nacht zum 27. November 1872 ereignete sich ein intensiver Meteorschauer. Dabei strebten die Sternschnuppen von einem Strahlungspunkt im Sternbild Andromeda aus. Als Schauspiel war dieser Schauer zweifellos schlechter als die prächtige Darbietung von 1866 – doch es ist schwierig zu sagen, welcher der beiden Schauer wissenschaftlich bedeutender war.

Es ist sicherlich eine bemerkenswerte Zufälligkeit, dass die Erde gerade in dem Moment auf den Andromedenschauer (so wird dieser Meteorstrom genannt) stößt, in dem sie den Bahnpfad des Biela-Kometen kreuzt. Wir haben die Richtung beobachtet, aus der die Meteore des Andromedenschauers in die Atmosphäre eindringen; wir können auch die Richtung bestimmen, in der sich der Biela-Komet bewegt, wenn er den Bahnpfad der Erde passiert – und wir stellen fest, dass die Bewegungsrichtung des Kometen und die der Meteore identisch sind. Das ist an sich schon ein starker und fast überwältigender Hinweis darauf, dass Komet und Sternschnuppen miteinander verbunden sind; doch das ist noch nicht alles. Wir haben Beobachtungen dieses Meteorstroms aus dem 18. Jahrhundert, und wir stellen fest, dass das Erscheinungsdatum von dem 6. oder 7. Dezember auf Ende November verschoben wurde – in voller Übereinstimmung mit der rückläufigen Bewegung des Schnittpunkts zwischen der Umlaufbahn der Erde und der Umlaufbahn des Biela-Kometen. Dieser Komet wurde 1772 sowie erneut in den Jahren 1805–06 beobachtet, bevor seine periodische Rückkehr alle sieben Jahre entdeckt wurde. Er wurde 1826 von Biela entdeckt und erneut 1832 beobachtet. Im Jahr 1846 war die astronomische Welt überrascht, als festgestellt werden musste, dass anstelle eines Kometen nun zwei vorhanden waren – die beiden Fragmente wurden auch bei der Rückkehr im Jahr 1852 wieder gesichtet. Im Jahr 1859 konnte der Biela-Komet aufgrund seiner ungünstigen Position gegenüber der Erde nicht gesehen werden. Auch in den Jahren 1865–66, als seine Rückkehr ebenfalls fällig war, zeigte sich kein Anzeichen des Biela-Kometen – und seitdem wurde er nie wieder gesehen. Es scheint daher, dass im Herbst 1872 die Zeit für die Rückkehr des Biela-Kometen gekommen war – und somit trat der große Andromedenschauer ungefähr zu der Zeit auf, zu der der Biela-Komet tatsächlich hätte erscheinen sollen. Die Schlussfolgerung ist unumstößlich: Die Sternschnuppen sind, falls sie nicht tatsächlich Teil des Kometen selbst sind, zumindest eng damit verbunden. Dieser Meteorstrom ist außerdem wegen des Telegramms in Erinnerung, das Professor Klinkerfues an Herrn Pogson in Madras schickte. Das Telegramm lautete wie folgt: „Biela berührte die Erde am 27. – Suchen Sie in der Nähe von Theta Centauri.“ Pogson suchte tatsächlich und fand einen Kometen – doch leider konnten aufgrund schlechten Wetters nur Beobachtungen für zwei Nächte gemacht werden. Da wir drei Beobachtungen benötigen, um die Umlaufbahn eines Planeten oder Kometen zu bestimmen, ist es nicht möglich, die Umlaufbahn von Pogsons Kometen zu berechnen – doch es scheint fast sicher, dass diese nicht mit einer der beiden Komponenten des Biela-Kometen identisch sein kann.

Komet. Es ist jedoch wahrscheinlich, dass es sich tatsächlich um einen Kometen handelte, der denselben Weg wie Biela sowie die Meteore nahm.

Eine weitere Erscheinung der Biela-Meteore fand im Jahr 1885 statt – gerade genug Zeit, damit der Schwarm seit 1872 zwei vollständige Umläufe absolvieren konnte. Die Erscheinung am 27. November 1885 war prächtig; Professor Newton schätzte, dass zum Zeitpunkt des Höhepunkts etwa 75.000 Meteore pro Stunde auftauchten. Im Jahr 1892 sollte der Komet wieder ins Perihel kommen, doch in jenem Jahr wurden am 27. November keine Meteore beobachtet, während am 23. November viele aus derselben Strahlungsquelle zu sehen waren. Die Veränderung des Schnittpunkts zwischen der Umlaufbahn der Meteore und der Umlaufbahn der Erde, die durch diesen Unterschied von vier Tagen entstand, wurde von Bredichin auf die störende Wirkung Jupiters auf die Bewegung des Schwarms zurückgeführt.

Es ist bemerkenswert, dass die großen Meteorenschauer anscheinend noch nie einen Gegenstand hervorgebracht haben, der die Erdoberfläche erreicht hat. Von den unzähligen Leoniden, Perseiden oder Andromediden wurde bis heute kein einziger Teil gefangen genommen und identifiziert.[35] Die Körper, die vom Himmel auf die Erde fallen und die wir Meteoriten nennen, scheinen, soweit wir wissen, nicht aus den großen Meteorenschauern zu stammen. Sie können tatsächlich eine völlig andere Herkunft haben als die periodischen Meteore.

Es ist etwas merkwürdig, dass der Glaube an eine himmlische Herkunft der Meteoriten erst in neuerer Zeit entstanden ist. In der Antike gab es zweifellos Gerüchte über wunderbare Steine, die vom Himmel auf die Erde gefallen waren, doch diese Berichte scheinen kaum Glaubwürdigkeit besessen zu haben. Vor einem Jahrhundert galten sie als völlig fantastisch, obwohl es zahlreiche Belege dafür gab. Augenzeugen behaupteten, die Steine gefallen gesehen zu haben. Die Körper selbst unterschieden sich von anderen Objekten in der Umgebung, und es gab sogar Fälle, in denen Menschen durch diese „himmlischen Besucher“ getötet wurden.

Zweifellos wurden die Beobachtungen meist von unwissenden und illiteraten Personen gemacht. Die wahren Teile der Aufzeichnungen waren dabei stark mit Fantasieinhalten vermischt.

Zusätzlich weigerten sich vorsichtige Menschen, den Aussagen Glauben zu schenken, dass solche Objekte tatsächlich vom Himmel fielen. Auch heute ist es oft äußerst schwierig, genaue Zeugenaussagen zu solchen Vorfällen zu erhalten. So wurde zum Beispiel der Fall eines Meteoriten von einem Hindu im Dschungel beobachtet. Der Stein war dort, sein meteoritisches Ursprung war unbestreitbar, und der Zeuge wurde bezüglich der Einzelheiten des Vorfalls befragt; doch er war durch den Lärm sowie die Gefahr, der er nur knapp entkommen war, so erschrocken, dass er kaum oder gar nichts berichten konnte. Er war jedoch sicher, dass der Meteorit ihn zwei Stunden lang durch den Dschungel verfolgt hatte, bevor er zur Erde fiel!

Im Jahr 1794 veröffentlichte Chladni einen Bericht über die bemerkenswerte Eisench masse, die der Reisende Pallas in Sibirien entdeckt hatte. Damals wurde erstmals erkannt, dass dieses Objekt sowie andere ähnliche Objekte einen himmlischen Ursprung haben mussten. Doch selbst Chladnis Ansehen sowie die von ihm vorgebrachten Argumente konnten keine allgemeine Zustimmung erzielen. Kurz darauf wurde in London ein Stein mit einem Gewicht von fünfundfünfzig Pfund ausgestellt, von dem mehrere Zeugen behaupteten, sie hätten ihn 1795 in Wold Cottage in Yorkshire fallen sehen. Dieser Stein wurde anschließend in unsere nationale Sammlung aufgenommen und befindet sich heute im Naturkundemuseum in South Kensington. Danach begannen Beweise aus anderen Quellen hereinzuströmen; Teile von Steinen aus Italien und Benares erwiesen sich als von derselben Zusammensetzung wie der Stein aus Yorkshire. Der Unglaube jener, die den himmlischen Ursprung dieser Objekte bezweifelt hatten, begann nachzulassen. Eine sorgfältige Abhandlung über den Meteoriten aus Benares von Howard wurde 1802 in den „Philosophical Transactions“ veröffentlicht. Als wäre das noch nicht genug, ereignete sich im folgenden Jahr in L’Aigle in der Normandie ein großer Steinschauer. Die Französische Akademie beauftragte den Physiker Biot, den Ort zu besuchen und die Umstände dieses bemerkenswerten Schauers genauestens zu untersuchen. Seine Untersuchungen beseitigten jeden Zweifel, und die meteoritischen Steine wurden entsprechend aus dem Bereich der Geologie in den der Astronomie überführt. Es sei angemerkt, dass die Anerkennung des himmlischen Ursprungs von Meteoriten zufällig gleichzeitig mit der Entdeckung des ersten der Kleinplaneten stattfand. In jedem Fall wurde unser Wissen über das Sonnensystem durch diese Entdeckungen erweitert.

von zahlreichen winzigen Gegenständen, die trotz ihrer unbedeutenden Abmessungen voller Informationen sind.

Wenn man die Möglichkeit von Steinschlägen anerkennt, können wir uns den alten Aufzeichnungen zuwenden und ihnen den Dank zollen, der ihnen seit so vielen Jahrhunderten vorenthalten wurde. Vielleicht ist der früheste dieser Steinschläge, von dem man behaupten kann, dass er eine hohe historische Genauigkeit aufweist, jener, den Livius beschreibt – er fiel um das Jahr 654 v. Chr. auf den Albanberg in der Nähe Roms. Unter den moderneren Beispielen sei eines erwähnt, das auf sehr überzeugende Weise bestätigt werden konnte: Es ereignete sich im Jahr 1492 in Ensisheim in der Elsassregion. Kaiser Maximilian ließ eine detaillierte Beschreibung der Umstände verfassen und zusammen mit dem Stein in der Kirche deponieren. Der Stein hing drei Jahrhunderte lang in der Kirche, bis er während der Französischen Revolution nach Colmar gebracht wurde, wo Teile von ihm abgebrochen wurden; einer dieser Teile befindet sich heute in unserer Nationalsammlung. Glücklicherweise wurde dieses interessante Objekt an seinen ursprünglichen Platz in der Kirche in Ensisheim zurückgebracht, wo es bis heute eine Attraktion für Besucher bleibt. Die Beschreibung lautet wie folgt: „Im Jahr des Herrn 1492, am Mittwoch vor dem Tag des Heiligen Martin, am 7. November, geschah ein seltsames Wunder: Zwischen elf Uhr und Mittag war ein lautes Donnern sowie ein anhaltender, unklarer Lärm zu hören, der aus großer Entfernung zu vernehmen war. Ein Stein fiel aus der Luft auf das Ackerland in der Gegend von Ensisheim – er wog 260 Pfund. Der unklare Lärm war an anderen Orten noch lauter als hier. Dann sah ein Junge, wie der Stein auf gepflügtes Land in einem Feld in Richtung Rhein und Ill fiel, in der Nähe des Gebiets Gisgang, das mit Weizen bestellt war. Der Stein verursachte keinen Schaden, außer dass er dort ein Loch hinterließ. Danach wurde der Stein von diesem Ort weggebracht; viele Teile davon wurden abgebrochen, was der Landvogt verbot. Deshalb ließen sie den Stein in der Kirche unterbringen, mit der Absicht, ihn als Wunder auszustellen. Viele Menschen kamen hierher, um diesen Stein zu sehen; es fanden viele bemerkenswerte Gespräche über ihn statt. Die Gelehrten sagten, sie wüssten nicht, was es sei – schließlich lag es außerhalb des normalen Laufs der Natur, dass ein so großer Stein aus der Luft herabfiel – aber es handelte sich tatsächlich um einen…“

Ein Wunder Gottes – denn zuvor hatte man noch nie etwas Ähnliches gehört, gesehen oder aufgeschrieben. Als sie diesen Stein fanden, war er bis zur Hälfte der Körpergröße eines Menschen in die Erde eingedrungen. Jeder interpretierte das als Gottes Wille, dass dieser Stein gefunden werden sollte. Das Geräusch, das dabei entstand, war in Luzern, Villingen und an vielen anderen Orten zu hören – so laut, dass die Leute dachten, die Häuser würden umstürzen. Da König Maximilian zu dieser Zeit dort war, am Montag nach dem Tag der Heiligen Katharina desselben Jahres, befahl Seine Königliche Exzellenz, dass der herabgefallene Stein ins Schloss gebracht werden sollte. Nachdem er lange mit den Adligen über ihn gesprochen hatte, sagte er, die Menschen aus Ensisheim sollten ihn nehmen und ihn in der Kirche aufhängen lassen, ohne dass jemand etwas davon mitnehmen dürfe. Seine Exzellenz nahm jedoch zwei Stücke davon – eines behielt er selbst, das andere schickte er an Herzog Sigismund von Österreich. Über den Stein, der im Chor aufgehängt blieb, wo er auch heute noch ist, wurde viel gesprochen – viele Menschen kamen, um ihn zu sehen.

Wenn man die himmlische Herkunft der Meteoriten annimmt, dann verdienen sie sicherlich unsere größte Aufmerksamkeit. Sie bieten uns die einzige direkte Möglichkeit, etwas über die Materialien von Körpern außerhalb unseres Planeten zu erfahren. Wir können einen Meteoriten in die Hand nehmen, ihn analysieren und die Elemente herausfinden, aus denen er besteht. Wir werden nicht versuchen, eine sehr detaillierte Beschreibung der Struktur der Meteoriten zu geben – das ist eher eine Angelegenheit für Chemiker und Mineralogen als für Astronomen. Einige der offensichtlicheren Eigenschaften genügen uns bereits. Sie dienen als Einführung in die Diskussion über die wahrscheinliche Herkunft dieser Körper.

Im Naturhistorischen Museum in South Kensington können wir eine hervorragende Sammlung von Meteoriten betrachten. Sie wurden aus allen Teilen der Welt zusammengetragen und unterscheiden sich in Größe – von Körpern, die nicht viel größer sind als eine Stecknadelspitze, bis hin zu riesigen Massen, die mehrere hundert Pfund wiegen. Es gibt auch Modelle berühmter Meteoriten, deren Originale in verschiedenen anderen Museen zu finden sind.

Viele Meteoriten weisen in ihrem äußeren Erscheinungsbild nichts Besonderes auf. Wenn man ihnen am Meeressstrand begegnete, würde man sie einfach ignorieren – genauso wie jeden anderen Stein. Doch welche Geschichten könnte ein Meteorit uns erzählen, wenn wir es nur schaffen würden, ihn in die Hände zu bekommen! Er fiel herab; man sah, wie er vom Himmel fiel – doch welchen Weg hatte er vor diesem Fall eingeschlagen? Wo war er vor 100 Jahren, vor 1.000 Jahren? Durch welche Bereiche des Weltraums hat er sich bewegt? Warum ist er noch nie zuvor gefallen? Warum ist er nun gerade jetzt gefallen? Das sind einige der Fragen, die uns kommen, wenn wir über diese außergewöhnlichen Objekte nachdenken. Einige dieser Gegenstände bestehen aus sehr charakteristischen Materialien – nehmen wir zum Beispiel einen der neueren Funde, den sogenannten Rowton-Siderit. Dieser Gegenstand unterscheidet sich stark von den gewöhnlicheren steinigen Meteoriten. Es handelt sich dabei um ein Objekt, das selbst ein zufälliger Passant kaum unbemerkt lassen würde. Sein großer Gewicht würde ebenfalls Aufmerksamkeit erregen; wenn man ihn kratzt oder mit einer Feile reibt, erscheint er als eine Masse fast reinen Eisens. Wir kennen die Umstände, unter denen dieses Stück Eisen zur Erde fiel. Am 20. April 1876, gegen 15:40 Uhr, wurde in einem Gebiet von mehreren Meilen Umfang zwischen den Dörfern in Shropshire, acht bis zehn Meilen nördlich des Wrekin, ein seltsames Dröhnen gehört, dem eine erschreckende Explosion folgte. Etwa eine Stunde nach diesem Ereignis bemerkte ein Bauer, dass der Boden in einem seiner Grünflächen aufgewühlt worden war. Er untersuchte das Loch, das der Meteorit hinterlassen hatte, und fand ihn, noch warm, etwa achtzehn Zoll unter der Oberfläche. Einige Männer, die nicht allzu weit entfernt arbeiteten, hatten den Lärm während seines Falls gehört. Dieses außergewöhnliche Objekt wiegt 7-3⁄4 Pfund. Es handelt sich um eine unregelmäßige, eckige Eisenmasse – doch alle Kanten scheinen durch die Hitze während seines Fluges durch die Luft abgerundet worden zu sein. Es ist mit einer dicken schwarzen Schicht aus Eisenoxid überzogen – außer an der Stelle, an der es zunächst den Boden berührte. Der Herzog von Cleveland, auf dessen Grundstück er fiel, schenkte ihn später unserer bereits erwähnten nationalen Institution. Dort zieht er, als Rowton-Siderit, die Aufmerksamkeit aller auf sich, die an diesen wunderbaren Objekten interessiert sind.

Diese Sideritart ist aufgrund ihres deutlich metallischen Charakters besonders interessant. Aufpralle von Objekten dieser Art kommen nicht so häufig vor wie die von Gesteinsmeteoriten; tatsächlich sind nur wenige Fälle bekannt, in denen Meteoreisen tatsächlich beim Herabfallen beobachtet wurden, während die beobachteten Aufpralle von Gesteinsmeteoriten in Dutzenden oder Hunderten gezählt werden können. Man kann daraus schließen, dass Eisenmeteorite viel seltener vorkommen als Gesteinsmeteorite. Dies ist jedoch nicht der Eindruck, den ein Besucher des Museums wahrscheinlich gewinnen würde. In dieser umfangreichen Sammlung sind die Meteoreisen bei weitem die auffälligsten Objekte. Die Erklärung dafür ist nicht schwierig: Diese riesigen Eisendmassen sind zweifellos meteoritisch – niemand bezweifelt das. Dennoch wurde die überwiegende Mehrheit davon noch nie beim Herabfallen beobachtet; sie wurden einfach gefunden, unter Umständen, die eindeutig auf ihre meteoritische Herkunft hindeuten. Angenommen, ein Reisender auf einer der Ebenen Sibiriens oder Mittelamerikas findet eine Masse aus metallischem Eisen auf der Erdoberfläche – welche Erklärung lässt sich für ein solches Phänomen geben? Niemand hat dieses Eisen dorthin gebracht, und in Hunderten von Meilen Umkreis gibt es kein Eisen. Der Mensch hat dieses Objekt auch nicht hergestellt; außerdem weist das Eisen eine Legierung mit Nickel auf, wie sie immer in bekannten Meteoriten zu finden ist und allgemein als sicherer Hinweis auf eine meteoritische Herkunft angesehen wird. Beachten wir außerdem, dass Eisen in unserer Atmosphäre durch Korrosion zerstört wird – daher kann diese riesige Eisend masse nicht seit unbestimmter Zeit dort gelegen haben; sie muss zu einem bestimmten Zeitpunkt dorthin gelangt sein. Es gibt nur eine mögliche Quelle für ein solches Objekt: Es muss vom Himmel gefallen sein. Auf denselben Ebenen sind auch Hunderte und Tausende von Gesteinsmeteoriten gefallen, doch diese zerfallen im Laufe der Zeit, und sie würden auf jeden Fall nicht so sehr die Aufmerksamkeit des Reisenden auf sich ziehen wie die Eisenmeteorite. Folglich scheinen zwar Gesteinsmeteorite viel häufiger zu fallen, doch sofern sie nicht tatsächlich zum Zeitpunkt des Aufpralls beobachtet werden, werden sie viel eher übersehen als die Meteoreisen. Deshalb sind die auffälligsten Objekte in der britischen Sammlung die Meteoreisen.

Wir haben bereits erwähnt, dass beim Herabfallen des Rowton-Siderits ein Geräusch zu vernehmen war. Es ist außerdem belegt, dass bei dem Fall des Meteoriten in Ensisheim eine laute Explosion stattfand. Das ist ein charakteristisches Merkmal dieses Phänomens. Fast alle beobachteten Meteoriteneinfälle scheinen von einer Detonation eingeleitet worden zu sein. Wir behaupten jedoch nicht, dass dies ein absolut unveränderliches Merkmal ist; es kommt auch vor, dass Meteore ohne das Abwerfen irgendwelcher festen Fragmente explodieren, die anschließend gesammelt werden könnten. Die Heftigkeit dieses Phänomens wird eindrucksvoll am Butsura-Meteoriten verdeutlicht. Dieser Meteorit fiel 1861 in Indien herab. Es wurde eine laute Explosion gehört, mehrere Steinfragmente wurden aus Entfernungen von drei bis vier Meilen entfernt gesammelt; bei der Zusammenführung dieser Fragmente stellte sich heraus, dass sie zueinander passten, sodass die ursprüngliche Form des Meteoriten rekonstruiert werden konnte. Einige Stücke fehlen (sie sind zweifellos unbeobachtet an Orte gefallen, von denen aus sie nicht wieder gefunden werden konnten), doch wir haben ausreichend viele Fragmente, um uns ein gutes Bild von der unregelmäßigen Form des Objekts vor der Explosion zu machen, die es in Fragmente zerstörte. Dies ist ein gewöhnlicher steiniger Meteorit – im Gegensatz zum Rowton-Siderit, den wir gerade betrachtet haben. Es gibt auch andere Arten von Meteoriten. Das sogenannte Breitenbach-Eisen ist ein gutes Beispiel für eine Klasse solcher Körper, die zwischen den meteorischen Eisenerzen und Steinen liegen. Es besteht aus einer grobkörnigen, zellulären Eisenmasse, wobei die Hohlräume mit Mineralstoffen gefüllt sind. Im Museum werden Präparate solcher intermediärer Formen gezeigt, in denen diese Struktur sichtbar ist.

Schauen wir uns zunächst das offensichtlichste Merkmal dieser Meteoriten an. Wir beziehen uns hier nicht auf ihre chemische Zusammensetzung, sondern auf ihr äußeres Erscheinungsbild. Was ist das auffälligste Merkmal in der Form dieser Objekte? Sicherlich ist es die Tatsache, dass es sich um Fragmente handelt. Es handelt sich offensichtlich um Teile, die von einem größeren Objekt abgebrochen wurden. Das geht bereits aus dem bloßen Anblick ihrer Form hervor; noch deutlicher wird es, wenn man ihre mechanische Struktur untersucht. Oft stellt sich heraus, dass Meteorite selbst aus…

Kleinere Fragmente. Eine solche Struktur kann anhand eines Querschnitts eines Aerolithen veranschaulicht werden, der in der Sierra de Chaco gefunden wurde und etwa 30 Pfund wiegt (Abb. 79).

Der hier dargestellte Querschnitt zeigt die zusammengesetzte Struktur dieses Objekts, das zur Klasse der steinigen Meteoriten gehört. Seine Form deutet darauf hin, dass es sich tatsächlich um ein Fragment mit spitzen Kanten und Ecken handelte. Zweifellos muss es bei seinem Eintritt in die Atmosphäre viel größer gewesen sein. Die jetzt sichtbaren spitzen Kanten an der Außenseite könnten auf eine anschließende Explosion zurückzuführen sein; doch das erklärt nicht die Struktur des Inneren. Dort sehen wir unregelmäßige Stücke unterschiedlicher Form und Zusammensetzung, die zu einer einzigen Masse zusammengeklumpt sind. Wenn wir auf der Erde ähnliche Objekte suchen, müssen wir uns einige vulkanische Gesteine ansehen – dort finden wir zahlreiche unregelmäßige, spitze Fragmente, die durch eine Matrix miteinander verbunden sind. Die von diesem Meteoriten gelieferten Belege sind entscheidend bezüglich einer Eigenschaft bezüglich des Ursprungs dieser Objekte: Sie mussten als Fragmente von einem Körper erheblicher, wenn nicht sogar riesiger Dimensionen stammen. In diesem Meteoriten befinden sich zahlreiche kleine Eisenchristalle, gemischt mit Mineralstoffen. Das Eisen in vielen Meteoriten weist tatsächlich Eigenschaften auf, die denen entsprechen, die durch das Zersprengen von Eisen mit Dynamit entstehen. So wurde festgestellt, dass ein großer meteoritischer Eisenklumpen aus Brasilien bereits vor seinem Fall auf die Erde in Fragmente zersplittert war. Diese Fragmente wurden wiederum durch unregelmäßige Adern aus Mineralstoffen miteinander verbunden.

Für einen Aerolith ganz anderer Art können wir auf den kohlenstoffhaltigen Meteoriten von Orgueil verweisen, der am 14. Mai 1864 in Frankreich fiel. Bei seinem Fall wurde ein prächtiger Meteor gesehen, dessen Größe der des vollen Mondes entsprach. Der tatsächliche Durchmesser dieser Feuerkugel muss einige hundert Yards betragen haben. Fast hundert Fragmente dieses Objekts wurden über ein Gebiet von fünfzehn Meilen Länge verstreut aufgefunden. Dieses Objekt ist von besonderem Interesse, da es zu einer seltenen Gruppe von Aerolithen gehört, in denen kein metallisches Eisen vorhanden ist. Es enthält viele der gleichen Minerale, die auch in anderen Meteoriten vorkommen, doch in diesen Fragmenten sind sie mit Kohlenstoff sowie mit weißlichen oder gelblichen, kristallisierbaren Substanzen verbunden.

Ein Material, das in Äther löslich ist und einigen Kohlenwasserstoffen ähnelt. Eine solche Substanz würde man, wenn man sie nicht auf den Weg zur Erde fallen gesehen hätte, vermutlich als Produkt tierischen oder pflanzlichen Lebens betrachten!

Wir haben darauf hingewiesen, wie ein Körper, der mit großer Geschwindigkeit bewegt wird und auf die Luft trifft, glühend rot oder weißglühend werden kann – oder sogar in Dampf verwandelt wird. Wie kommt es dann, dass Meteoriten dieser feurigen Prüfung entgehen und zwar mit großer Geschwindigkeit, aber dennoch mit einer viel geringeren Geschwindigkeit, als nötig wäre, um sie in Dampf zu verwandeln? Hätte der Rowton-Siderit beispielsweise unsere Atmosphäre mit einer Geschwindigkeit von zwanzig Meilen pro Sekunde getroffen, wäre es zweifellos so, dass er durch die Hitze zerstört worden wäre – obwohl die Teilchen letztendlich wieder zusammenkommen und langsam als mikroskopisch kleine Eisenkörner zur Erde sinken würden. Wie ist es dem Meteoriten gelungen, diesem Schicksal zu entgehen? Man muss bedenken, dass auch unsere Erde sich mit einer Geschwindigkeit von etwa achtzehn Meilen pro Sekunde bewegt – und dass die relative Geschwindigkeit, mit der der Meteorit in die Luft stürzt, darüber entscheidet, in welchem Maße Reibung wirkt. Wenn der Meteorit mit der Erde in direkten Zusammenstoß gerät, ist die Stoßgeschwindigkeit äußerst groß; doch es kann vorkommen, dass trotz der enormen tatsächlichen Geschwindigkeiten beider Körper die relative Geschwindigkeit relativ gering ist. Dies ist auf jeden Fall eine denkbare Erklärung dafür, warum ein Meteorit auf die Erdoberfläche gelangt.

In den früheren Teilen des Kapitels haben wir gezeigt, dass die bekannten Sternschnuppenregen eng mit Kometen verbunden sind. Tatsächlich bewegen sich alle Sternschnuppenregen auf dem Weg, den ein Komet beschreitet, und die Teilchen der Sternschnuppen stammen mit großer Wahrscheinlichkeit selbst vom Kometen. Sternschnuppenregen haben daher eine enge Verbindung zu Kometen – doch es ist fraglich, ob Meteoriten irgendeine Verbindung zu Kometen haben. Es wurde bereits erwähnt, dass Meteoriten niemals bei großen Sternschnuppenregen gefallen sind. Es ist kein einziges Meteoritenpartikel bekannt, das von den unzähligen Sternschnuppen der Leontiden oder Perseiden herabgefallen ist; soweit wir wissen, haben weder die Lyriden noch die Quadrantiden, Geminiden oder die vielen anderen Regen, mit denen jeder Astronom vertraut ist, jemals Meteoriten hervorgebracht. Es gibt keinen Grund, Meteoriten mit diesen Regen in Verbindung zu bringen – daher ist es fraglich, ob wir Meteoriten überhaupt mit Kometen in Verbindung bringen sollten.

Was die Herkunft der Meteoriten angeht, ist es schwierig, mit großer Sicherheit etwas zu sagen. Jede Theorie bezüglich der Herkunft der Meteoriten weist Schwierigkeiten auf – es scheint daher der einzige Weg für uns zu sein, die Ansicht über ihre Herkunft zu wählen, die am wenigsten unwahrscheinlich erscheint. Mir scheint, dass diese Bedingung durch die Theorie erfüllt wird, die vom österreichischen Mineralogen Tschermak vertreten wird. Er hat die Meteoriten in der reichen Sammlung in Wien untersucht und zu dem Schluss gekommen, dass „die Meteoriten ihren Ursprung in Vulkane auf irgendeinem Himmelskörper haben“. Versuchen wir, diese Überlegungen weiterzuverfolgen und das Problem zu diskutieren – es lässt sich wie folgt formulieren: Angenommen, zumindest einige der Meteoriten wurden aus Vulkanen ausgestoßen – auf welchem oderwelchen Körpern im Universum müssen sich dann diese Vulkane befinden? Das ist tatsächlich eine Frage für Astronomen und Mathematiker. Sobald die Mineralogen uns versichern, dass es sich um vulkanische Körper handelt, wird die Frage zu einer Frage der Berechnung sowie des Probabilitätsausgleichs.

Der erste Schritt bei der Untersuchung besteht darin, die dynamischen Bedingungen des Problems klar zu erkennen. Stellen wir uns vor, ein Vulkan befindet sich auf einem Planeten. Der Vulkan soll im Ausbruchszustand sein – in einem seiner heftigen Anfälle schleudert er einen Gegenstand in die Höhe: Dieser Gegenstand steigt auf, kommt zum Stillstand und fällt anschließend wieder herab. So verhält es sich derzeit bei den Ausbrüchen auf der Erde.

Vulkane: Es ist bekannt, dass Cotopaxi gewaltige Steine in große Höhen schleudert – doch diese Steine kehren sicherlich zur Erde zurück. Die Schwerkraft der Erde überwindet allmählich die durch die Explosion erzeugte Geschwindigkeit, wodurch die Steine wieder nach unten fallen. Nehmen wir jedoch an, die Eruption wäre noch heftiger und die Steine würden von dem Planeten in noch größere Höhen über seine Oberfläche geschleudert. Angenommen, ein Stein würde bis zu einer Höhe geschossen, die dem Radius des Planeten entspricht, dann würde die Anziehungskraft der Schwerkraft auf ein Viertel dessen reduziert, was sie an der Oberfläche beträgt. Dadurch hat der Planet größere Schwierigkeiten, den Stein wieder zurückzuziehen. Nicht nur nimmt mit zunehmender Höhe die Entfernung zu, über die der Stein zurückgezogen werden muss, sondern auch die Wirksamkeit der Schwerkraft nimmt ab – somit steigt die Schwierigkeit, den Stein zurückzuholen, auf zweifache Weise. Wir haben bereits mehrfach auf dieses Thema hingewiesen und gezeigt, dass es für jeden Planeten eine bestimmte kritische Geschwindigkeit gibt, die von seiner Masse und seinem Radius abhängt. Wenn ein Projektil mit einer Geschwindigkeit, die dieser kritischen Geschwindigkeit gleich oder größer ist, nach oben geschossen wird, dann wird es niemals zurückkehren. Wir erinnern uns alle an Jules Vernes Reise zum Mond, in der er die „Columbiad“ beschrieb – eine imaginäre Kanone, die in der Lage war, Projektile mit einer Geschwindigkeit von sechs bis sieben Meilen pro Sekunde abzuschießen. Das ist die kritische Geschwindigkeit für die Erde. Wenn wir uns vorstellen könnten, dass die Luft entfernt wird, dann würde eine Kanone mit einer solchen Leistungskraft ein Objekt nach oben schießen, das niemals wieder herunterfallen würde.

Die große Schwierigkeit bei Tschermaks Ansicht bezüglich der vulkanischen Herkunft der Meteoriten liegt in der enormen Anfangsgeschwindigkeit, die erforderlich ist. Die „Columbiad“ ist ein Mythos – wir kennen derzeit kein natürliches oder künstliches Mittel auf der Erde, das in der Lage wäre, eine derart enorme Geschwindigkeit zu erzeugen. Die Donnerschläge von Krakatau waren tausende Meilen entfernt zu hören – doch selbst in ihren stärksten Ausbrüchen schoss die Insel keine Projektile mit einer Geschwindigkeit von sechs Meilen pro Sekunde ab. Daher müssen wir fragen, ob irgendwelche anderen Himmelskörper als Ursprungsort der Meteoriten in Frage kommen könnten. Auf keinem anderen Himmelskörper außer dem Mond können wir Vulkane erkennen – alle anderen Körper sind zu weit entfernt, um eine so genaue Untersuchung durchzuführen. Ist es wahrscheinlich, dass Vulkane auf dem Mond jemals Projektile ausschleudern können, die auf die Erde fallen?

Dieser Glaube wurde einst von angesehenen Autoritäten unterstützt. Die Masse des Mondes beträgt etwa ein Achtzigstel der Masse der Erde. Es wäre falsch zu behaupten, dass die kritische Abwurfsgeschwindigkeit direkt proportional zur Masse des Planeten ist. Das richtige Gesetz besagt, dass sie direkt proportional zum Quadratwurzel der Masse und umgekehrt proportional zur Quadratwurzel des Radius ist. Damit wird gezeigt, dass die Geschwindigkeit, die benötigt wird, um eine Rakete vom Mond weg abzuschießen, nur etwa ein Sechstel der Geschwindigkeit ist, die für den Abschuss einer Rakete von der Erde erforderlich wäre. Wenn der Mond eine Oberfläche mit Vulkанen hätte, deren Kraft einer Meile entspricht, dann ist es durchaus vorstellbar, dass diese Vulkane die Quelle von Meteoriten sein könnten. Wir haben gesehen, wie die gesamte Mondoberfläche Spuren intensiver vulkanischer Aktivität aufweist. Eine solch abgeschossene Rakete könnte zweifellos auf die Erde fallen – und es ist nicht ausgeschlossen, dass einige Meteoriten tatsächlich aus dieser Quelle stammen. Es gibt jedoch eine große Schwierigkeit bezüglich der Vulkane auf dem Mond: Angenommen, ein Objekt würde so abgeschossen, würde es unter dem Einfluss der Erde, gemäß Keplerschen Gesetzen, um die Erde als Brennpunkt kreisen. Wenn wir die Störungen durch alle anderen Körper sowie die Störungen durch den Mond selbst außer Acht lassen, sehen wir, dass ein Meteorit, der die Erde verfehlt, niemals darauf fallen kann. Es wäre notwendig, dass der kürzeste Abstand vom Zentrum der Erde bis zur Umlaufbahn des Projektils kleiner als der Radius der Erde ist – damit ein lunarer Meteorit auf die Erde fallen kann, muss dies bereits beim ersten Umlauf geschehen. Die Reise eines Meteoriten vom Mond zur Erde dauert nur wenige Tage; da also weiterhin Meteoriten fallen, muss davon ausgegangen werden, dass sie ständig vom Mond ausgeschleudert werden. Die Vulkane auf dem Mond sind jedoch heute nicht mehr aktiv; Beobachter haben seine Oberfläche lange Zeit untersucht und finden heutzutage keine zuverlässigen Spuren vulkanischer Aktivität. Es ist völlig ausgeschlossen, dass der Mond, egal was er einst tun konnte, heute noch Meteoriten aussenden könnte. Es ist durchaus möglich, dass ein Meteorit, der in ferner Vergangenheit, als die Vulkane des Mondes noch aktiv waren, von dort ausgeschleudert wurde und unter dem Einfluss der Störungen durch andere Körper des Systems seine Umlaufbahn so stark veränderte, dass er schließlich in die Atmosphäre gelangt und auf die Erde fällt – aber unter keinen Umständen könnte der Mond uns einen Meteoriten schicken.

Es ist daher vernünftig, bei der Suche nach Vulkанen, die die Bedingungen des Problems erfüllen, anderswo hinzuschauen. Wenden wir nun unsere Aufmerksamkeit den Planeten zu und untersuchen wir die Umstände, unter denen Vulkane auf ihnen einen Meteoriten ausstoßen könnten, der schließlich auf die Erde fallen sollte. Wir können die Planeten nicht gut genug sehen, um festzustellen, ob sie Vulkane haben oder jemals hatten; doch das fast universelle Vorhandensein von Wärme in den großen Himmelskörpern lässt kaum Zweifel daran, dass auf den Planeten eine Form vulkanischer Aktivität zu finden sein könnte. Die Riesenplaneten wie Jupiter oder Saturn können wir sofort ausschließen: Ihr Aussehen weicht stark von einer vulkanischen Oberfläche ab; zudem würde ihre enorme Masse dazu führen, dass man annehmen muss, die Meteoriten würden mit enormer Geschwindigkeit ausgestoßen werden, wenn es ihnen gelingen sollte, der Schwerkraft des Planeten zu entkommen. Nach der bereits genannten Regel müsste ein Vulkan auf Jupiter fünf bis sechs Mal so leistungsfähig sein wie ein Vulkan auf der Erde. Um dieses Problem zu umgehen, wenden wir uns natürlich den kleineren Planeten des Systems zu – nehmen wir beispielsweise einen dieser unzähligen kleinen Planeten und fragen wir uns, inwieweit dieser Körper in der Lage sein könnte, einen Gegenstand auszustoßen, der auf die Erde fällt. Einige dieser Körper haben nur einen Durchmesser von wenigen Meilen. Im Sonnensystem gibt es Körper, die so klein sind, dass bereits eine sehr moderate Geschwindigkeit ausreicht, um einen Gegenstand vollständig von ihnen wegzuwerfen. Tatsächlich haben wir diesen Punkt bereits bei der Diskussion der kleinen Planeten erläutert. Es wurde vorgeschlagen, dass ein Vulkan auf einem der kleinen Planeten ausreichend leistungsstark sein könnte, um die Meteoriten auf eine lange Reise durch den Weltraum zu schicken, bis schließlich Zufälle dazu führen, dass sie mit der Erde kollidieren. Es gibt kaum Schwierigkeiten dabei zuzugeben, dass solche Vulkane existieren könnten und ausreichend leistungsstark sind, um Gegenstände von der Oberfläche des Planeten zu schleudern; doch wir müssen bedenken, dass die Gegenstände auf die Erde fallen sollen, und es sind dynamische Faktoren im Spiel, die unsere Aufmerksamkeit verdienen. Um unsere Überlegungen zu konzentrieren, betrachten wir einen der kleinen Planeten – zu diesem Zweck nehmen wir Ceres. Wenn ein Meteorit auf die Erde fallen soll, muss er durch den schmalen Ring mit einem Durchmesser von etwa 8.000 Meilen hindurch, der den Weg der Erde markiert; es reicht nicht aus, wenn der Gegenstand einfach daran vorbeifliegt.

Entweder durch die Ekliptik innerhalb oder außerhalb des Rings – der Meteorit muss tatsächlich durch diesen schmalen Streifen fliegen. Wenn die Erde zufällig zum gleichen Zeitpunkt dort ist, wird der Meteorit fallen. Die erste Voraussetzung ist daher, dass der Flugweg des Meteoriten diesen schmalen Ring durchquert. Dies soll durch Projektion von einem Punkt in der Umlaufbahn von Ceres erreicht werden. Doch rein dynamisch lässt sich zeigen, dass zwar die vulkanische Energie, die ausreicht, um den Projektil von Ceres zu befördern, vielleicht nicht besonders groß ist, doch damit das Projektil den Weg der Erde kreuzen kann, erfordern die dynamischen Bedingungen mindestens einen Vulkan auf Ceres mit einer Stärke von drei Meilen. Durch den Vorschlag eines kleinen Planeten haben wir also nur wenig gewonnen, denn wir haben festgestellt, dass eine mäßige vulkanische Aktivität nicht ausreicht. Doch es gibt noch eine weitere Schwierigkeit im Fall von Ceres: Der Ring auf der Ekliptik ist im Vergleich zu den anderen Dimensionen des Problems sehr schmal. Ceres liegt außerdem sehr weit entfernt – es wäre daher äußerst präzise Arbeit erforderlich, um ein Projektil so zu projizieren, dass es genau diesen Ring durchquert und weder innerhalb noch außerhalb, weder oben noch unten fällt. Auf jeden Treffer kommen somit viele Fehlschläge. Wir haben versucht, die Berechnung mit Hilfe der Wahrscheinlichkeitstheorie durchzuführen – dabei stellten wir fest, dass die Chancen für ein solches Ereignis etwa 50.000 zu 1 liegen. Von jedem 50.000 Projektilen, die von einem Punkt in der Umlaufbahn von Ceres abgeschossen werden, kann man nur von einem erwarten, dass es sogar die erste der notwendigen Voraussetzungen erfüllt – falls es überhaupt auf unsere Erde fallen soll. Es ist also offensichtlich, dass es zwei Einwände gegen Ceres (und das Gleiche gilt für andere kleine Planeten) als mögliche Quelle der Meteoriten gibt. Erstens wäre trotz der geringen Masse des Planeten immer noch ein sehr mächtiger Vulkan erforderlich; zweitens müssen wir annehmen, dass für jeden Meteoriten, der jemals die Erde erreicht hat, mindestens 50.000 andere ausgeworfen wurden. Es ist also klar, dass, wenn die Meteoriten tatsächlich von irgendeinem Planeten des Sonnensystems, groß oder klein, verursacht wurden, der Vulkan aus irgendeinem Grund sehr mächtig gewesen sein muss. Damit werden wir dazu gebracht, herauszufinden, welcher Planet aus anderen Gründen die größten Chancen hat.

Wir räumen natürlich ein, dass die Vulkane auf der Erde derzeit völlig frei von der notwendigen Energie sind; aber waren die irdischen Vulkane schon immer so schwach wie in diesen jüngeren Zeiten? Es gibt Gründe zu der Annahme, dass in den sehr frühen Tagen der geologischen Zeit die vulkanische Energie auf der Erde viel größer war als heute. Wir erkennen voll und ganz die Schwierigkeiten der Ansicht an, dass Meteoriten tatsächlich von der Erde stammen; doch sie müssen eine Herkunft haben, und es ist vernünftig, die Quelle anzugeben, die am wahrscheinlichsten erscheint. Nehmen wir für einen Moment an, dass es in den urzeitlichen Zeiten der vulkanischen Aktivität starke Eruptionen gab, die Geschosse mit ausreichender Geschwindigkeit hinauswarfen: Diese Geschosse würden aufsteigen, der Schwerkraft der Erde entkommen, von der Schwerkraft der Sonne erfasst werden und dazu gezwungen werden, für immer um die Sonne zu kreisen. Zweifellos wäre der Widerstand der Luft eine große Herausforderung, doch dieser Widerstand würde erheblich geringer sein, wenn sich der Krater in großer Höhe über dem Meeresspiegel befände; außerdem würde, falls eine große Menge an ausgestoßenen Gasen oder Dämpfen das festere Material begleitete, der Widerstand der Luft noch weiter abnehmen. Einige dieser Objekte könnten vielleicht auf hyperbolischen Bahnen kreisen und nie wieder zurückkehren; andere hingegen würden in elliptische Bahnen gedrängt werden. Um die Sonne herum würden diese Objekte über Äonen hinweg kreisen, doch bei jeder Umrundung – und das ist der wichtige Punkt – würden sie den Punkt durchqueren, von dem aus sie ursprünglich gestartet wurden. Mit anderen Worten: Jedes von der Erde aus geschleuderte Objekt würde bei jeder Umrundung den Weg der Erde kreuzen. In diesem Faktor sehen wir eine enorme Wahrscheinlichkeit zugunsten der Erde im Vergleich zu Ceres. Nur ein Meteorit, der von Ceres ausgeschleudert wurde, von 50.000 würde vermutlich den Weg der Erde kreuzen, während jeder von der Erde ausgeschleuderte Meteorit dies unweigerlich tun würde.

Wenn diese Ansicht zutrifft, dann müssen zahlreiche Meteoriten im Weltraum auf elliptischen Bahnen um die Sonne kreisen. Diese Bahnen haben eines gemeinsam: Sie alle kreuzen den Weg der Erde. Es kann vorkommen, dass die Erde gerade in diesem Moment an diesem Punkt ist, wenn der Meteorit vorbeikommt.

In diesem Fall sind die langen Reisen des kleinen Körpers zu Ende – er stürzt zurück auf die Erde, von der er vor vielen Äonen weggegangen ist.

Es ist wichtig, den Kontrast zwischen der lunaren Theorie bezüglich Meteoriten (die wir für unwahrscheinlich halten) und der irdischen Theorie (die als wahrscheinlicher erscheint) hervorzuheben. Nach der lunaren Theorie wäre es, wie wir gesehen haben, notwendig, dass einige der Mondvulkane noch aktiv wären. Nach der irdischen Theorie genügt es, anzunehmen, dass die Vulkane auf der Erde einst über ausreichende Sprengkraft verfügten. Niemand geht davon aus, dass die Vulkane auf der Erde heute noch die Fragmente ausspucken, aus denen zukünftige Meteoriten entstehen werden; doch es scheint möglich zu sein, dass die Erde in diesen ruhigen Zeiten allmählich wieder die Fragmente sammelt, die sie in einer frühen Phase ihrer Geschichte ausgestoßen hat. Wenn man daher zusammen mit Tschermak annimmt, dass viele Meteoriten ihren Ursprung in Vulkanen auf irgendeinem bedeutenden Himmelskörper haben, dann kommt man zu dem Schluss, dass dieser Körper mit großer Wahrscheinlichkeit die Erde ist.

Es ist interessant, auf einige Umstände hinzuweisen, die die Ansicht stützen, dass viele Meteoriten ursprünglich von der Erde stammen. Der charakteristischste Bestandteil dieser Körper ist das Legierungsmetall aus Eisen und Nickel, das fast überall vorkommt. Manchmal besteht das gesamte Objekt, wie beim Rowton-Siderit, fast ausschließlich aus diesem Material; manchmal befindet sich diese Legierung in Körnern, die im Inneren des Körpers verteilt sind. Als Nordenskjöld in Grönland eine Masse reinen Eisens entdeckte, die Nickel enthielt, wurde dies sofort als „Himmelsbesucher“ angesehen. Es wurde der Ovifak-Meteorit genannt, und große Stücke dieses Eisens wurden in unsere Museen gebracht. In der Nationalsammlung gibt es beispielsweise eine sehr interessante Ausstellungsexponat dieses Ovifak-Materials. Bei genauerer Betrachtung zeigt sich, dass dieser sogenannte Meteorit in einer Schicht aus Basalt liegt, der aus dem Inneren der Erde hervorgekommen ist. Diejenigen, die an einen meteoritischen Ursprung des Ovifak-Eisens glauben, müssen zugeben, dass kurz nach dem Ausbruch des Basalts – während dieser noch weich war – dieser riesige Eiseneinstein zufällig in diese weiche Schicht fiel. Allerdings gewinnt zunehmend die Ansicht an Bedeutung, dass diese große Eisens masse keineswegs ein „Himmelsbesucher“ war, sondern einfach aus dem Inneren der Erde stammte.

Vom Erdinneren selbst – zusammen mit dem Basalt. Die wunderschönen Exemplare im British Museum zeigen, wie das Eisen in den Basalt übergeht, wodurch es äußerst wahrscheinlich ist, dass die Quelle des Eisens tatsächlich im Erdinneren zu suchen ist und nicht außerhalb davon. Sollten weitere Forschungen dies bestätigen – wie es derzeit wahrscheinlich erscheint – dann wäre ein sehr wichtiger Schritt zur Beweisführung des irdischen Ursprungs von Meteoriten unternommen worden. Wenn das Ovifak-Eisen tatsächlich mit dem Basalt in Verbindung steht, haben wir einen Beweis dafür, dass die Eisen-Nickel-Legierung tatsächlich eine irdische Substanz ist, die tief im Inneren der Erde vorkommt und mit vulkanischen Phänomenen verbunden ist. Wenn das der Fall ist, wird es nicht mehr schwierig sein, das Eisen in unzweifelhaften Meteoriten zu erklären. Als die riesigen Vulkane aktiv waren, spuckten sie Massen dieser Eisenlegierung aus; diese zirkulierten jahrhundertelang um die Sonne und kamen schließlich wieder zurück. Um diese Ansicht zu bestätigen, entdeckte Professor Andrews Partikel reinen Eisens im Basalt der Giant’s Causeway. Zudem wurde durch die Forschungen zum Magnetismus des verstorbenen Provost Lloyd nachgewiesen, dass dort große Mengen an Eisen in Verbindung mit den basaltischen Gesteinen vorliegen.

Neben den festeren Meteoriten besteht kein Zweifel daran, dass auch die Trümmer der gewöhnlichen Sternschnuppen als sanfte Regenfälle aus Himmelsstaub auf die Erde fallen müssen. Der Schnee in den arktischen Regionen weist oft Spuren von Staub auf, der Partikel des Eisens enthält. Ähnliche Partikel wurden auf den Türmen von Kathedralen sowie an vielen anderen Orten gefunden, an denen sie nur aus der Luft niedergefallen sein können. Es besteht kaum ein Zweifel daran, dass einige der Partikel in Sonnenstrahlen sowie viele der Partikel, die gute Hausmeister als Staub ablehnen, tatsächlich einen kosmischen Ursprung haben. Bei der berühmten Challenger-Expedition brachten die Schiffe aus den Tiefen des Atlantiks keine „Goldwürfel, großen Anker oder Haufen von Perlen“ hervor; doch unter dem Schlamm, den sie heraufholten, fanden sich zahlreiche magnetische Partikel, von denen man allen Grund hat anzunehmen, dass sie vom Himmel gefallen sind und anschließend in die Tiefen des Ozeans gesunken sind. Sand aus den Wüsten Afrikas weist unter dem Mikroskop Spuren winziger Eisenpartikel auf, die Anzeichen dafür tragen, dass sie hohen Temperaturen ausgesetzt waren.

Die Erde zieht ständig diesen kosmischen Staub an, gibt aber nun niemals ein Teilchen ihrer Masse ab. Die Folge ist unvermeidlich: Die Masse der Erde muss zunehmen. Auch wenn diese Veränderung gering sein mag, wird für diejenigen, die Darwins Abhandlung über „Wurmlinge“ gelesen haben oder mit der modernen Evolutionstheorie vertraut sind, offensichtlich sein, dass durch geringfügige Ursachen, die in eine Richtung wirken, erstaunliche Ergebnisse erzielt werden können. Es ist durchaus möglich, dass ein erheblicher Anteil der festen Substanz unseres Planeten aus meteorischem Material stammt, das in ständigen Regenfällen auf seine Oberfläche fällt.

KAPITEL XVIII.
Die sternübersäten Himmel.

Die Sternbilder – der Große Bär und die Leitsterne – der Polstern – Cassiopeia – Andromeda, Pegasus und Perseus – die Plejaden: Auriga, Capella, Aldebaran – Taurus, Orion, Sirius; Castor und Pollux – der Löwe – Boötes, Corona und Hercules – Jungfrau und Spica – Vega und Lyra – der Schwan.

Der Astronomie-Interessierte sollte sich mit den wichtigsten Sternbildern am Himmel vertraut machen. Dies ist ein wertvoller Erwerb, der durchaus Teil der Ausbildung jedes Kindes im Königreich sein könnte. Wir beginnen unsere Besprechung des Sternensystems mit einer kurzen Beschreibung der wichtigsten Sternbilder, die in der nördlichen Hemisphäre sichtbar sind, und begleiten unsere Beschreibungen mit solchen Übersichtskarten der Sterne, die dem Anfänger helfen, die wichtigsten Merkmale des Sternenhimmels zu erkennen.

In einem früheren Kapitel wiesen wir den Leser auf das bemerkenswerte Sternbild hin, das bei Astronomen als Ursa Major, also der Große Bär, bekannt ist. Es bildet die auffälligste Gruppe am nördlichen Himmel und geht in den nördlichen Breitengraden niemals unter. Um 23 Uhr im April befindet sich der Große Bär direkt über dem Kopf (für einen Beobachter im Vereinigten Königreich); zur gleichen Stunde im September steht er tief im Norden; zur gleichen Stunde im Juli befindet er sich im Westen; zu Weihnachten liegt er im Osten. Schon seit der Urzeit zieht diese Sternengruppe Aufmerksamkeit auf sich. Die Sterne des Großen Bären waren in einem umfangreichen Sternkatalog aufgeführt, der vor zweitausend Jahren erstellt wurde und uns überliefert ist. Anhand der in diesem Katalog angegebenen Positionen der Sterne lässt sich der Große Bär so rekonstruieren, wie er in jenen frühen Zeiten aussah. Dies wurde bereits getan, und es scheint, dass sich die sieben wichtigsten Sterne im Laufe dieser Zeit nicht wesentlich verändert haben, sodass die Anordnung des Großen Bären heute praktisch noch genauso ist wie damals. Der Anfänger muss sich zunächst mit dieser Gruppe von sieben Sternen vertraut machen, dann wird sein weiterer Fortschritt in diesem Bereich der Astronomie erheblich erleichtert. Der Große Bär ist tatsächlich ein prächtiges Sternbild – sein einziger Rivale ist Orion, der zwar helleere Sterne enthält, aber keinen so großen Bereich am Himmel einnimmt.

Abb. 80.—Der Große Bär und der Polstern.

Abb. 81 – Der Große Bär und Cassiopeia.

Zunächst beobachten wir, wie der Große Bär es ermöglicht, den Polstern, der wichtigste Himmelskörper am Norden, leicht zu finden. Der Polstern wird sehr praktisch durch die Richtung der beiden Sterne β und α des Großen Bären angezeigt; diese werden daher üblicherweise als „Zeigersterne“ bezeichnet. Diese Verwendung des Großen Bären ist auf dem Diagramm in Abb. 80 dargestellt, wobei die Linie βα, wenn sie weitergezogen und leicht gekrümmt wird, zum Polstern führt. Es besteht keine Möglichkeit, diesen Stern falsch zu identifizieren, da er der einzige helle Stern in der Umgebung ist. Sobald er einmal entdeckt wurde, lässt er sich bei zukünftigen Beobachtungen leicht wiedererkennen, und der Beobachter wird bemerken, wie konstant seine Position am Himmel bleibt. Die anderen Sterne gehen entweder auf oder unter – oder, wie der Große Bär, sinken tief nach Norden, ohne wirklich unterzugehen – doch der Polstern weist keine nennenswerten Veränderungen auf. Im Sommer oder Winter, bei Nacht oder bei Tag, findet man den Polstern stets an derselben Stelle – zumindest soweit gewöhnliche Beobachtungen ausreichen. Zweifellos wird das Konzept der Unbeweglichkeit des Polsterns aufgegeben, wenn man die präzisen Instrumente des Observatoriums verwendet; dann stellt man fest, dass er eine langsame Bewegung macht und alle vierundzwanzig Stunden einen kleinen Kreis um den wahren Himmelpol beschreibt.

der nicht mit dem Polstern übereinstimmt, obwohl er ihm sehr nahe liegt. Die Entfernung beträgt derzeit etwas mehr als einen Grad und verringert sich allmählich – bis im Jahr 2095 die Entfernung unter einen halben Grad fallen wird.

Der Polstern selbst gehört zu einer weiteren unbedeutenden Sternengruppe, die als Kleiner Bär bekannt ist. Die beiden wichtigsten Mitglieder dieser Gruppe, die nach Helligkeit nur dem Polstern nachstehen, werden manchmal „Wächter“ genannt. Der Große Bär und der Kleine Bär zusammen mit dem Polstern bilden eine Gruppe am Nordhimmel, der durch keine ähnlich gelegene Konstellation am Südhimmel übertroffen wird. Am Südpol gibt es keinen auffälligen Stern, der seine Position ungefähr anzeigt – eine Umstände, die für Astronomen und Seefahrer auf der Südhalbkugel nachteilig ist.

Es ist nun einfach, eine dritte Konstellation zu den bereits bekannten beiden hinzuzufügen. Auf der gegenüberliegenden Seite des Polsterns vom Großen Bären, in etwa derselben Entfernung, befindet sich eine sehr ansprechende Gruppe von fünf hellen Sternen, die ein „W“ bilden. Das sind die auffälligsten Mitglieder der Konstellation Kassiopeia, die insgesamt etwa sechzig mit bloßem Auge sichtbare Sterne enthält. Wenn der Große Bär tief im Norden steht, dann befindet sich Kassiopeia hoch über dem Kopf. Wenn der Große Bär hoch über dem Kopf steht, dann muss man nach Kassiopeia tief im Norden suchen. Die Anordnung der wichtigsten Sterne ist so auffällig, dass man sie einmal erkannt hat, sehr leicht wiederfinden kann – umso mehr, wenn man bedenkt, dass der Polstern genau zwischen Kassiopeia und dem Großen Bären liegt (Abb. 81). Diese wichtigen Konstellationen dienen als Orientierungshilfen für die übrigen. Wir werden daher zeigen, wie der Lernende die verschiedenen anderen Gruppen unterscheiden kann, die von den Britischen Inseln oder ähnlichen nördlichen Breitengraden aus sichtbar sind.

Die nächste Konstellation, die erkannt werden muss, ist die beeindruckende Gruppe, die den Großen Quadrat des Pegasus enthält. Dieser gilt nicht, wie der Große Bär oder Kassiopeia, als „umpolar“. Das Große Quadrat des Pegasus geht täglich unter und geht wieder auf. Es lässt sich während des Frühlings und Sommers nicht gut beobachten, doch im Herbst und Winter sind die vier Sterne, die die Ecken bilden, sichtbar.

Der Quadrat der Pegasus-Constellation kann leicht erkannt werden. Innerhalb dieses begrenzten Gebiets befinden sich einige kleine Sterne – mit bloßem Auge bei normaler Sehkraft lassen sich in diesen Breitengraden wohl etwa dreißig solcher Sterne zählen. Im Süden Europas, mit seinen reinen und hellen Himmeln, scheint die Anzahl der sichtbaren Sterne erheblich höher zu sein. Ein aufmerksamer Beobachter in Athen hat in derselben Gegend 102 Sterne gezählt.

Das Große Quadrat des Pegasus kann durch eine Linie vom Polstern über das Ende der Cassiopeia-Constellation erreicht werden. Wenn diese Linie noch etwas weiter verlängert wird, führt sie den Blick zum Zentrum des Großen Quadrats des Pegasus (Abbildung 82).

Die Linie, die durch β und α im Pegasus verläuft und um 45° nach Süden fortgesetzt wird, weist auf den wichtigen Stern Fomalhaut im „Mund“ des Südfisches hin. Rechts von dieser Linie, fast auf halber Höhe, befindet sich die eher unklare Konstellation des Wassermanns – dort ist ein kleiner gleichseitiger Dreieck mit einem Stern in der Mitte zu erkennen.

Das Quadrat des Pegasus ist keine geeignete Darstellung dafür, wie die Grenzen der Konstellationen definiert werden sollten. Es gibt keine natürlicher zusammengehörige Gruppe als die vier Sterne dieses Quadrats – sie sollten sicherlich zur gleichen Konstellation gehören. Drei der Sterne – bezeichnet mit α, β, γ – gehören tatsächlich zum Pegasus; doch der Stern am vierten Eckpunkt – ebenfalls mit α bezeichnet – befindet sich in einer anderen Konstellation, nämlich Andromeda.

Es handelt sich dabei tatsächlich um das hellste Mitglied dieser Gruppe. Die übrigen hellen Sterne von Andromeda sind mit β und γ bezeichnet; sie lassen sich leicht erkennen, wenn man eine Seite des „Quadrats des Pegasus“ in einer gekrümmten Richtung zeichnet. Wir haben somit eine bemerkenswerte Ansammlung von sieben Sternen – sie sind sowohl leicht zu erkennen als auch leicht im Gedächtnis zu behalten, obwohl sie zu drei verschiedenen Sternbildern gehören. Es handelt sich dabei um α, β und γ des Pegasus; α, β und γ von Andromeda sowie α des Perseus. Diese drei Sterne bilden gewissermaßen einen „Griff“, der von einer Seite des Quadrats ausgeht; sie bilden eine Gruppe, die sowohl optisch auffällig ist als auch bei der weiteren Identifizierung von Himmelsobjekten nützlich ist. β Andromedæ zusammen mit zwei kleineren Sternen bildet den „Gürtel“ der unglücklichen Heldin.

α Persei liegt zwischen zwei anderen Sternen derselben Konstellation – γ und δ. Wenn wir eine Kurve durch diese drei Sterne ziehen und sie anschließend in einer geraden Linie fortsetzen, gelangen wir zu einem der Juwelen des nördlichen Himmels: dem wunderschönen Stern Capella im Sternbild Auriga (Abb. 83). In der Nähe von Capella befinden sich drei kleine Sterne, die ein isoskeles Dreieck bilden – das sind die Hœdi oder Kinder. Capella und Vega sind, abgesehen von Arcturus, die beiden hellsten Sterne am nördlichen Himmel. Obwohl Vega vermutlich der hellerere der beiden ist, wurde auch die gegenteilige Ansicht vertreten. Verschiedene Menschen kommen oft zu unterschiedlichen Einschätzungen bezüglich der relativen Helligkeit von Sternen, deren Helligkeit nahe beieinander liegt. Die Schwierigkeit, eine zufriedenstellende Vergleich zwischen Vega und Capella anzustellen, wird durch die große Entfernung zwischen ihnen im Himmel sowie durch leichte Farbunterschiede noch verstärkt – Vega ist deutlich weißer als Capella. Dieser Kontrast in der Farbe der Sterne ist oft eine Quelle von Unsicherheit bei dem Versuch, ihre relative Helligkeit zu vergleichen. Deshalb ist es notwendig, bei tatsächlichen Messungen mit Instrumenten die beiden Sterne abwechselnd mit einem Objekt mittlerer Farbe zu vergleichen.

Abb. 83 – Perseus und seine benachbarten Sterne.

Auf der gegenüberliegenden Seite des Polars von Capella, aber nicht ganz so weit entfernt, befinden sich vier kleine Sterne in Form eines Quadrilaterals. Sie bilden den Kopf des Drachen, dessen Restkörper sich um den Pol windet.

Wenn wir die von den drei Sternen γ, α und δ in Perseus gebildete Kurve fortsetzen und diese Kurve anschließend geschmeidig in eine entgegengesetzte Richtung biegen, wie in Abb. 83 dargestellt, gelangen wir zunächst zu zwei weiteren wichtigen Sternen in Perseus, die mit ε und ζ bezeichnet sind. Das Gebiet um Perseus gehört zu den reichsten am Himmel. Hier finden wir einen wahrhaft prächtigen Teil der Milchstraße – das Sichtfeld des Teleskops ist außerdem mit unzähligen Sternen gefüllt.

Selbst ein kleiner Teleskop oder eine Lupe, die auf dieses lebendige Sternbild gerichtet wird, kann den Beobachter nicht enttäuschen und ihm ein tiefes Bild von der Ausdehnung des Himmels vermitteln. In einem folgenden Abschnitt werden wir eine kurze Aufzählung einiger bemerkenswerter teleskopischer Objekte in Perseus geben. Wenn man in derselben Darstellung die Linien ε und ζ verfolgt, gelangt man zur bemerkenswerten kleinen Gruppe, die als Plejaden bekannt ist.

Abb. 84 – Die Plejaden.

Die Plejaden bilden eine so allgemein bekannte und leicht zu identifizierende Gruppe, dass es kaum notwendig erscheint, weitere spezifische Anweisungen für ihre Entdeckung zu geben. Es sei jedoch darauf hingewiesen, dass man sie in diesen Breitengraden im Sommer vor Mitternacht nicht sehen kann. Nehmen wir an, die Suche findet gegen 23 Uhr statt: Am 1. Januar befinden sich die Plejaden hoch am Himmel im Südwesten; am 1. März, zur gleichen Stunde, sind sie im Westen untergehend zu sehen. Am 1. Mai sind sie nicht sichtbar; am 1. Juli ebenfalls nicht; am 1. September sind sie tief im Osten zu sehen. Am 1. November befinden sie sich hoch am Himmel im Südosten. Am darauffolgenden 1. Januar befinden sich die Plejaden wieder in derselben Position wie am selben Datum im Vorjahr – und so weiter von Jahr zu Jahr. Vielleicht ist das nicht notwendig…

Es bedarf kaum einer Erklärung, dass diese Veränderungen nicht wirklich auf Bewegungen der Konstellationen zurückzuführen sind; sie sind natürlich auf die scheinbare jährliche Bewegung der Sonne zwischen den Sternen zu verdanken.

Abb. 85 – Orion, Sirius und die benachbarten Sterne.

Die Plejaden sind in der Abbildung (Abb. 84) dargestellt, wo eine Gruppe von zehn Sternen abgebildet ist – das ist die Anzahl der Sterne, die mit bloßem Auge von Personen mit besonders scharfem Sehvermögen gesehen werden können. Die niedrigste Teleskopvergrößerung

Die Anzahl der Sterne wird auf dreißig oder vierzig ansteigen (Galileo sah mit seinem ersten Teleskop mehr als vierzig). Mit Teleskopen mit größerer Vergrößerung steigt die Anzahl noch weiter – tatsächlich wurden mithilfe eines leistungsstarken Teleskops nicht weniger als 625 Sterne gezählt. Die Sterngruppe ist jedoch zu stark verstreut, um ein effektives Teleskopobjekt darzustellen – es sei denn, man verwendet ein Teleskop mit großem Sichtfeld und geringer Vergrößerung. Durch ein Opernglas ergibt sich ein sehr angenehmes Schauspiel.

Abb. 86 – Castor und Pollux.
Wenn wir einen Strahl von der Polarstern bis zu Capella ziehen und ihn wie in Abb. 85 weit genug verlängern, gelangen wir zur großen Sternkonstellation am Winterhimmel – der prächtigen Gruppe des Orion. Die Helligkeit der Sterne in Orion, der auffällige Gürtel sowie die durch das Teleskop sichtbaren Objekte machen diese Gruppe besonders bemerkenswert und stellen sie wohl an die Spitze der Konstellationen. Der wichtigste Stern in Orion wird entweder als α Orionis oder als Betelgeuze bezeichnet – unter diesem Namen wird er hier auch geführt. Er liegt oberhalb der drei Sterne δ, ε, ζ, die den Gürtel bilden. Betelgeuze ist ein Stern erster Größe; genauso wie Rigel, der sich auf der gegenüberliegenden Seite des Gürtels befindet. Orion weist somit die Besonderheit auf, zwei Sterne erster Größe in seiner Gruppe zu besitzen, während die fünf anderen Sterne, die in Abb. 85 dargestellt sind, der zweiten Größe angehören.

In der Umgebung von Orion befinden sich einige wichtige Sterne. Wenn wir die Linie des Gürtels nach rechts weiterverfolgen, gelangen wir zu einem weiteren Stern erster Größe – Aldebaran. Dieser ähnelt in seiner rötlichen Farbe stark Betelgeuze. Aldebaran ist der hellste Stern in der Konstellation des Orion.

Stier. Es ist dieses Sternbild, das die bereits erwähnten Plejaden sowie eine weitere, weiter verstreute Gruppe enthält, die als Hyaden bekannt ist und in der Nähe von Aldebaran zu finden ist.

Abbildung 87 – Der Große Bär und der Löwe.
Die Linie des Gürtels des Orion, die nach unten und links verläuft, führt den Blick zum Juwel des Himmels, dem prächtigen Sirius, der hellste Stern am Himmel ist. Tatsächlich war es notwendig, eine spezielle Helligkeitsskala für Sirius allein zu schaffen; alle anderen Sterne erster Größe, wie Vega und Capella, Betelgeuze und Aldebaran, liegen weit dahinter. Sirius zusammen mit einigen anderen, viel weniger leuchtenden Sternen bildet das Sternbild Canis Major.

Es ist für den Lernenden nützlich, die große, unregelmäßig-länglichen Form dieses Sternbildes zu beachten; seine vier Ecken sind Sterne erster Größe.

Aldebaran, Betelgeuze, Sirius und Rigel (Abb. 85). Der Gürtel des Orion befindet sich symmetrisch im Zentrum der Gruppe, und das gesamte Bild ist so auffällig, dass es, einmal wahrgenommen, wohl nicht vergessen werden kann.

Ungefähr auf halbem Weg vom Quadrat des Pegasus bis zu Aldebaran befindet sich der Hauptstern des Widders – ein heller Stern zweiter Größe. Zusammen mit zwei weiteren Sternen bildet er eine Kurve; am anderen Ende dieser Kurve befindet sich γ derselben Konstellation, der erste je entdeckte Doppelstern.

Auch hier können wir die Hilfe des Großen Bären in Anspruch nehmen, um die Sterne der Konstellation Zwillinge anzugeben (Abb. 86). Wenn die Diagonale, die die Sterne δ und β des „Körpers“ des Bären verbindet, in die entgegengesetzte Richtung zur Schwanzspitze gezogen wird, führt sie zu Castor und Pollux, zwei bemerkenswerte Sterne zweiter Größe. Diese Linie führt, wenn man sie etwas weiter fortsetzt, in der Nähe des ersten-Größen-Sterns Procyon vorbei – diesem einzigen auffälligen Objekt in der Konstellation des Kleinen Hundes.

Abb. 88 – Boötes und die Krone.

Abb. 89 – Jungfrau und die benachbarten Sternbilder.
Die Markierungen α β im Großen Bären dienen ebenfalls dazu, das Sternbild des Löwen anzuzeigen. Wenn wir die Linie, die diese Markierungen verbindet, in der entgegengesetzten Richtung ziehen als jene, die zur Bestimmung des Polars verwendet wird, gelangen wir in den Körper des Löwen. Diese Gruppe lässt sich anhand des Sterns erster Größe namens Regulus erkennen. Er gehört zu einer Reihe von Sternen, die ein Objekt bilden, das einer Sichel ähnelt; drei der Sterne dieser Gruppe haben eine zweite Größe. Die Sichel verdient besondere Aufmerksamkeit, denn sie enthält den Ausgangspunkt, von dem der periodische Sternschnuppenregen, bekannt als Leoniden, ausgeht. Regulus liegt entlang der „Straße“ der Sonne durch die Sterne – an einem Punkt, den er jedes Jahr am 21. August passiert.

Zwischen Zwillingen und Löwe kann der unauffällige Sternhaufen des Krebses gefunden werden; das auffälligste Objekt darin ist der neblige Fleck namens Præsepe oder Bienenstock, den bereits das kleinste Teleskop in seine Bestandteilssterne aufteilen kann.

Abb. 90 – Das Sternbild Lyra.
Der Schwanz des Großen Bären führt, wenn man die Kurve, die er aufweist, fortsetzt, zu einem leuchtenden Stern ersten Magnituden namens Arcturus – dem Hauptstern des Sternbilds Boötes (Abb. 88). Einige weitere Sterne, die im selben Sternbild mit β, γ, δ und ε bezeichnet sind, sind ebenfalls in der Abbildung dargestellt. Unter den in diesen Breitengraden sichtbaren Sternen steht Arcturus hinsichtlich seiner Helligkeit an zweiter Stelle nach Sirius. Zwei Sterne in der Südhalbkugel, die in diesen Breitengraden nicht sichtbar sind – α Centauri und Canopus – sind fast so hell wie Vega und Capella, aber nicht ganz so hell wie Arcturus.

In unmittelbarer Nähe des Sternbilds Boötes befindet sich eine auffällige halbkreisförmige Gruppe, die als Krone oder Corona Borealis bekannt ist. Sie lässt sich leicht anhand ihrer Position, wie in der Abbildung angezeigt, finden – oder man kann sie auch durch Verfolgung der durch β, δ, ε und ζ in dem Sternbild Großer Bär markierten Kurve identifizieren.

Abb. 91 – Vega, der Schwan und der Adler.
Das Sternbild Jungfrau wird hauptsächlich durch den Stern erster Größe namens Spica, oder α Virginis, gekennzeichnet. Diesen Stern kann man anhand des Sternbildes Großer Bär finden; denn wenn die Linie, die die beiden Sterne α und γ in diesem Sternbild verbindet, mit einer leichten Kurve verlängert wird, führt sie zum Stern Spica. Hier können wir noch eine weitere dieser großen Konfigurationen erwähnen, die bei der Erforschung der Sterne von großem Nutzen sind. Es handelt sich dabei um ein perfektes gleichseitiges Dreieck, dessen zwei Ecken von Arcturus und Spica gebildet werden, während die dritte Ecke durch Denebola, den hellen Stern in der Nähe des Schwanzes des Löwen (Abb. 89), markiert wird.

An den Sommernächten, wenn die Krone über dem Kopf steht, trifft eine Linie, die vom Polarstern ausgeht, über ihren schwächer leuchtenden Rand fast bis zum südlichen Horizont verlängert wird, auf den strahlend roten Stern Cor Scorpionis, oder das Herz des Skorpions (Antares). Dieser Stern war der erste, von dem berichtet wurde, dass er tagsüber mit dem Teleskop beobachtet werden konnte.

Der erste Magnitudenstern, Vega, im Sternbild Lyra, lässt sich leicht an der Ecke eines deutlich sichtbaren Dreiecks finden, dessen Basis aus dem Polstern und Arcturus besteht (Abb. 90). Die leuchtend weiße Farbe von Vega zieht sofort die Aufmerksamkeit auf sich, während die kleine Gruppe benachbarter Sterne, die das Sternbild Lyra bilden, zu den am besten definierten Sternbildern zählt.

In der Nähe von Vega befindet sich ein weiteres wichtiges Sternbild, das als Schwan oder Cygnus bekannt ist. Der hellste Stern dieses Sternbilds kann als Scheitelpunkt eines rechtwinkligen Dreiecks identifiziert werden, dessen Basis die Linie von Vega zum Polstern darstellt, wie in Abb. 91 dargestellt. In Cygnus gibt es fünf Hauptsterne, die ein Sternbild von eher bemerkenswerter Form bilden.

Das letzte Sternbild, das wir hier beschreiben werden, ist das des Adlers oder Aquila. Es enthält einen ersten Magnitudenstern namens Altair. Diese Sterngruppe lässt sich leicht durch eine Linie von Vega über β Cygni finden – diese Linie verläuft in der Nähe der Linie aus drei Sternen, die den charakteristischen Teil des Adlers bilden.

Wir haben die Gelegenheit genutzt, in diesen Skizzen der Sternbilder auch die Positionen einiger anderer bemerkenswerter astronomischer Objekte anzugeben. Die Beschreibung dieser Objekte müssen wir auf die folgenden Kapitel verschieben.

KAPITEL XIX.
Die fernen Sonnen.
Sirius im Vergleich zur Sonne – Sterne können gewogen werden, aber nicht im Allgemeinen gemessen werden – Der Begleiter von Sirius – Bestimmung der Masse von Sirius und seinem Begleiter – Dunkle Sterne – Veränderliche und vorübergehende Sterne – Die enorme Anzahl der Sterne.

Die außergewöhnliche Bedeutung von Sirius hat dazu geführt, dass es seit den frühesten Zeiten der Astronomie mit größter Sorgfalt beobachtet wurde. Jede Generation von Astronomen widmete Zeit und Mühe der Bestimmung der genauen Positionen der hellsten Sterne am Himmel. So sammelte sich eine enorme Menge an Beobachtungen bezüglich der Position von Sirius unter den Sternen, und es stellte sich heraus, dass Sirius, wie viele andere Sterne auch, eine sogenannte Eigenbewegung aufwies. Wenn man die heutige Position von Sirius im Verhältnis zu den anderen Sternen mit der Position vergleicht, die es vor hundert Jahren einnahm, zeigt sich eine Differenz von zwei Minuten (127´´) in seiner Lage. Das ist eine geringe Menge – so gering, dass das bloße Auge sie nicht erkennen könnte. Könnten wir den Himmel so sehen, wie er vor einem Jahrhundert aussah, würden wir diesen Stern immer noch an seiner bekannten Stelle links von Orion sehen. Eine sorgfältige Beobachtung mit dem Auge würde kaum erkennen lassen, dass Sirius sich über zwei, sogar drei oder vier Jahrhunderte hinweg bewegt. Doch die Genauigkeit des Meridiankreises macht diese geringen Mengen sichtbar und verleiht ihnen ihre wahre Bedeutung. Für den Astronomen bewegt sich Sirius nicht langsam vorwärts – mit einer Geschwindigkeit, die über Jahrhunderte hinweg nicht erkennbar wäre – sondern folgt seinem majestätischen Weg mit einer Geschwindigkeit, die zu seinen Abmessungen passt.

Obwohl die Geschwindigkeit von Sirius etwa 1.000 Meilen pro Minute beträgt, liegt sie manchmal etwas höher und manchmal etwas niedriger als ihr Durchschnittswert. Für den Astronomen ist dieses Phänomen äußerst aufschlussreich. Wäre Sirius ein isolierter Stern, der nur von relativ unbedeutenden Planeten umkreist wird, könnte es keine Unregelmäßigkeiten in seiner Bewegung geben. Wenn er einmal mit einer bestimmten Geschwindigkeit in Bewegung gesetzt worden wäre…

Mit einer Geschwindigkeit von 1.000 Meilen pro Minute musste Sirius diese Geschwindigkeit beibehalten. Weder das Verstreichen von Jahrhunderten noch die enorme Länge der Reise konnten sie ändern. Der Weg von Sirius war in seiner Richtung unveränderlich – und er wurde mit konstanter Geschwindigkeit zurückgelegt.

Die Tatsache, dass Sirius sich nicht gleichmäßig bewegte, war so interessant, dass sie Bessels Aufmerksamkeit erregte, als er 1844 diese Unregelmäßigkeiten entdeckte. Abbildung 92: Die Umlaufbahn von Sirius (Professor Burnham). Da Bessel glaubte, dass es für diese Störungen eine angemessene Ursache geben muss, war es kaum möglich, daran zu zweifeln, welche Ursache das sein könnte. Wenn sich die Bewegung stört, muss eine Kraft wirken – und die einzige Kraft, die wir in solchen Fällen kennen, ist die Schwerkraft. Doch die Schwerkraft kann nur von einem Körper auf einen anderen wirken; daher müssen wir annehmen, dass in der Nähe von Sirius ein mächtiger, massiver Körper vorhanden sein muss. Die Frage wurde erneut von Peters und anderen aufgenommen.

Auwers konnten anhand der Unregelmäßigkeiten von Sirius die Art des Orbits des störenden Körpers ermitteln. Sie konnten zeigen, dass dieser Körper in einem Zeitraum von etwa fünfzig Jahren um Sirius kreisen muss. Obwohl sie seine Entfernung von Sirius nicht bestimmen konnten, gelang es ihnen doch, die Richtung anzugeben, in der sich dieser Körper befinden muss. Abbildung 92 zeigt den Orbit von Sirius, wie er vom Herrn Burnham vom Yerkes-Observatorium angegeben wurde.

Die Entdeckung des Begleiters von Sirius sowie die darauf basierenden Messungen ermöglichen es uns, das Gewicht dieses berühmten Sterns zu bestimmen. Versuchen wir, dieses Thema zu veranschaulichen. Es muss zweifellos anerkannt werden, dass die numerischen Schätzungen, die wir verwenden, mit einiger Vorsicht aufgenommen werden müssen. Der Begleiter von Sirius ist ein schwer zu beobachtendes Objekt – vor dem Jahr 1896 war er nur über einen Bogen von 90° verfolgt worden. Wir sind daher noch nicht in der Lage, mit absoluter Genauigkeit über die Periode auszusagen, in der der Begleiter eine vollständige Umrundung vollzieht. Wir können diese Zeit jedoch auf fünfundfünfzig Jahre schätzen. Wir kennen außerdem die Entfernung von Sirius bis zu seinem Begleiter – diese beträgt etwa einundzwanzigmal die Entfernung von der Erde zur Sonne. Zunächst ist es nützlich, die Umrundung des Begleiters um Sirius mit der Umrundung des Planeten Uranus um die Sonne zu vergleichen. Wenn man die Entfernung der Erde als Einheit nimmt, beträgt der Radius des Umlauforbits von Uranus etwa neunzehn – Uranus benötigt achtundachtzig Jahre, um eine vollständige Umrundung zu vollziehen. Im Sonnensystem gibt es keinen Planeten in einer Entfernung von einundzwanzig solchen Einheiten; doch nach Keplers drittem Gesetz lässt sich zeigen, dass, gäbe es einen solchen Planeten, seine Umlaufzeit etwa neunundneunzig Jahre betragen würde. Nun haben wir die notwendigen Daten, um einen Vergleich zwischen der Masse von Sirius und der Masse der Sonne anzustellen. Ein Körper, der in einer bestimmten Entfernung um Sirius kreist, vollendet seine Umrundung in fünfundfünfzig Jahren. Um in derselben Entfernung um die Sonne zu kreisen, sollte ein Körper seine Umrundung in neunundneunzig Jahren vollenden. Je schneller sich ein Körper bewegt, desto größer muss die Zentrifugalkraft sein – und desto größer muss auch die Anziehungskraft des zentralen Körpers sein. Aus den Prinzipien der Dynamik lässt sich zeigen, dass die Anziehungskraft umgekehrt proportional zum Quadrat der Umlaufzeit ist.

Die Anziehungskraft von Sirius muss zum Anziehungskraft des Sonnenverhältnis haben, das das Quadrat von neunundneunzig zum Quadrat von fünfundfünfzig hat. Da die Entfernungen in jedem Fall als gleich angenommen werden, sind die Anziehungskräfte proportional zu den Massen. Daher schließen wir, dass das Massenverhältnis von Sirius zusammen mit dem seiner Begleitsterne zum Massenverhältnis der Sonne zusammen mit dem ihrer Planeten im Verhältnis von dreieinhalb zu eins steht. Wir wussten bereits, dass Sirius viel heller ist als die Sonne; nun wissen wir auch, dass er außerdem viel massereicher ist.

Bevor wir die Betrachtung von Sirius beenden, gibt es noch einen weiteren Punkt von großer Bedeutung, den es zu berücksichtigen gilt. Es besteht ein bemerkenswerter Kontrast zwischen der Helligkeit von Sirius und seiner Begleitsterne. Sirius ist ein Stern, der alle anderen Sterne erster Größe bei weitem übertrifft, während sein Begleiter äußerst schwach leuchtet. Selbst wenn er vollständig aus der blendenden Nähe von Sirius entfernt würde, wäre der Begleiter nur ein kleiner Stern achter oder neunter Größe – weit unterhalb der Sichtgrenze mit bloßem Auge. Um das in Zahlen auszudrücken: Sirius ist 5.000 Mal heller als sein Begleiter, doch nur etwa doppelt so massereich! Das ist ein sehr großer Kontrast; und dieser Punkt wird noch deutlicher, wenn man den Begleiter von Sirius mit unserer Sonne vergleicht. Der Begleiter ist etwas massereicher als unsere Sonne; doch trotz seines geringfügig geringeren Volumens ist unsere Sonne als Lichtquelle viel leistungsstärker. Hundert Begleiter von Sirius würden nicht so viel Licht abgeben wie unsere Sonne! Das ist ein Ergebnis von großer Bedeutung. Es lehrt uns, dass es neben den großen Körpern im Universum, die durch ihre Helligkeit Aufmerksamkeit erregen, auch andere Körper von enormer Masse gibt, die nur wenig Leuchtkraft besitzen – vermutlich einige davon überhaupt keine. Dies deutet auf ein weitaus umfassenderes Bild der majestätischen Größe des Universums hin. Es lädt uns außerdem dazu ein, zu glauben, dass das Universum, das wir sehen können, nur einen kleinen Anteil am weitaus größeren Teil darstellt, der in den düsteren Schatten der Nacht unsichtbar bleibt. In dem weiten Ausmaß des materiellen Universums finden sich hier und da Sterne oder Massen gasförmiger Materie, die stark genug erhitzt sind, um leuchtend zu sein und somit vom

Die Erde – doch unsere Beobachtung dieser leuchtenden Punkte sagt uns wenig über den verbleibenden Inhalt des Universums aus.

Die berühmteste aller veränderlichen Sterne ist jener, der als Algol bekannt ist; seine Position im Sternbild Perseus ist in Abbildung 83 dargestellt. Dieser Stern liegt für die Beobachtung günstig, da er in unserer Breitengradregion jede Nacht sichtbar ist, und seine interessanten Veränderungen können ohne jegliche Teleskophilfe beobachtet werden. Jeder, der die großen Wahrheiten der Astronomie kennenlernen möchte, sollte in der Lage sein, diesen Stern zu erkennen – und ihn auch während eines seiner Veränderungsphasen verfolgen. Algol ist in der Regel ein Stern zweiter Größe; doch innerhalb eines Zeitraums von zwei bis drei Tagen – genauer gesagt: in einem Intervall von 2 Tagen, 20 Stunden, 48 Minuten und 55 Sekunden – durchläuft seine Helligkeit einen außergewöhnlich markanten Zyklus von Schwankungen. Der Zyklus beginnt mit einem allmählichen Abfall der Sternenhelligkeit, die im Laufe von vier Stunden und einer halben von der zweiten auf die vierte Größe abnimmt. In diesem niedrigsten Helligkeitsniveau bleibt Algol etwa zwanzig Minuten lang, danach beginnt seine Helligkeit wieder zuzunehmen, bis er nach drei Stunden und einer halben wieder die zweite Größe erreicht. Anschließend bleibt er etwa 2 Tage und 12 Stunden lang in diesem Zustand, bevor der gleiche Zyklus erneut beginnt. Es scheint, dass auch die Zeit, die Algol zur Durchlaufführung seiner Veränderungen benötigt, einer langsamen, aber bestimmten Schwankung unterliegt. In einem folgenden Kapitel werden wir sehen, wie nachgewiesen werden konnte, dass die Veränderlichkeit von Algol auf das gelegentliche Vorhandensein eines dunklen Begleitsterns zurückzuführen ist, der einen Teil des Lichts des Sterns abschirmt. Auf diese Weise lassen sich alle Umstände erklären – sogar das Gewicht und die Größe von Algol sowie seines dunklen Begleitsterns können bestimmt werden.

Es gibt jedoch auch andere Klassen von veränderlichen Sternen, deren Lichtschwankungen kaum auf gelegentliche Verdunkelung durch dunkle Körper zurückzuführen sein können. Dies gilt insbesondere für jene Veränderlichen, die im Allgemeinen schwach leuchten, aber von Zeit zu Zeit für kurze Zeit aufflammen, um anschließend wieder in ihren ursprünglichen Zustand zurückzufallen. Die Perioden solcher Veränderungen liegen in der Regel zwischen sechs Monaten und zwei Jahren. Das bekannteste Beispiel für einen Stern dieser Klasse wurde vor mehr als dreihundert Jahren entdeckt. Er befindet sich im Sternbild Walfisch, etwas südlich des Äquators.

Das Objekt war der früheste bekannte Fall eines veränderlichen Sterns – abgesehen von den sogenannten vorübergehenden Sternen, auf die wir später zu sprechen kommen werden. Der veränderliche Stern im Walfischbild erhielt den Namen Mira, was „wunderbar“ bedeutet. Die Periode der Schwankungen von Mira Ceti beträgt etwa elf Monate; während des größten Teils dieser Zeit hat der Stern eine Helligkeit von der neunten Größe und ist daher mit bloßem Auge nicht sichtbar. Wenn die richtige Zeit gekommen ist, beginnt seine Helligkeit recht plötzlich zuzunehmen. Bald wird er zu einem auffälligen Objekt der zweiten oder dritten Größe. In diesem Zustand bleibt er acht bis zehn Tage lang, danach nimmt seine Helligkeit langsamer ab, bis er wieder seine ursprüngliche, geringe Helligkeit erreicht – etwa dreihundert Tage nach Beginn des Anstiegs.

Für den gewöhnlichen Beobachter sind die vorübergehenden Sterne noch beeindruckender als die gewöhnlichen veränderlichen Sterne, denn diese erscheinen nur selten plötzlich am Himmel. Das berühmteste Beispiel für solche Sterne war jener, der Anfang November 1572 auftauchte und bei seinem ersten Auftreten genauso hell war wie Venus in ihrer höchsten Helligkeit. Tatsächlich konnten ihn auch Menschen mit scharfem Blick bereits bei Tageslicht sehen. Soweit die Geschichte berichten kann, gab es keinen anderen vorübergehenden Stern, der je so hell war wie dieser. Er ist insbesondere mit dem Namen Tycho Brahe verbunden – obwohl er nicht der Entdecker war, führte er die besten Beobachtungen dieses Objekts durch und bewies, dass es sich in einer Entfernung befand, die der der gewöhnlichen Fixsterne entsprach. Tycho beschrieb sorgfältig den allmählichen Abnahmeprozess des „wunderbaren Sterns“, bis dieser gegen Ende März 1574 aus seinem Blickfeld verschwand – schließlich war das Teleskop, mit dem man ihn sicherlich weiter hätte beobachten können, zu dieser Zeit noch nicht erfunden worden. Während des Abnahmeprozesses änderte sich die Farbe des Objekts allmählich: Zuerst war es weiß, wurde allmählich gelb und im Frühjahr 1573 rötlich, ähnlich wie Aldebaran. Um Mai 1573 herum heißt es etwas rätselhaft, dass er „wie Blei oder etwas wie Saturn aussah“ – und so blieb er, solange er sichtbar war. Welche Mengen an Informationen würden uns unsere modernen Spektroskope und andere Instrumente liefern, wenn in diesen modernen Zeiten ein so prächtiger Stern auftauchen würde!

Doch obwohl wir in unserer Zeit nicht das Glück hatten, einen vorübergehenden Stern zu beobachten, der so spektakulär war wie jener, den Tycho Brahe und seine Kollegen sahen…

Zu unseren Zeitgenossen gehört es zu unserem Glück, dass wir mehrere solcher geringfügigen Ausbrüche miterleben konnten. Es scheint wahrscheinlich, dass wir mehr Aufzeichnungen über solche vorübergehenden Sterne aus früheren Zeiten hätten, wenn man besser auf sie geachtet hätte. Zumindest ist das der Eindruck, den wir gewinnen, wenn wir sehen, wie mehrere der modernen Sterne dieser Art uns beinahe völlig entgangen sind – trotz der großen Anzahl an Teleskopen, die heute jede klare Nacht zum Himmel gerichtet sind.

Im Jahr 1866 erschien plötzlich ein Stern zweiter Größe im Sternbild der Krone (Corona Borealis). Er wurde erstmals am 12. Mai gesichtet, und wenige Tage später begann er zu verblassen. Argelanders Karten des nördlichen Himmels waren bereits einige Jahre zuvor veröffentlicht worden; als die Position des neuen Sterns genau bestimmt werden konnte, stellte sich heraus, dass er mit einem unbedeutend aussehenden Stern identisch war, der auf einer der Karten mit einer Helligkeit von 9½ Magnituden markiert war. Der Stern befindet sich bis heute an derselben Stelle und hat dieselbe Helligkeit wie vor seinem plötzlichen Ausbruch im Jahr 1866. Dies war der erste neue Stern, der spektroskopisch untersucht wurde. In Kapitel XXIII werden wir eine kurze Beschreibung der Eigenschaften seines Spektrums geben.

Der nächste dieser vorübergehend hellen Sterne, Nova Cygni, wurde erstmals am 24. November 1876 von Julius Schmidt in Athen entdeckt. Zu diesem Zeitpunkt hatte er eine Helligkeit zwischen der dritten und vierten Größe. Schmidt behauptet, dass der Stern vier Tage zuvor, als er dasselbe Sternbild betrachtete, nicht besonders auffällig gewesen sein kann. Durch irgendeine Unachtsamkeit wurde die Entdeckung nicht richtig weitergegeben, und der Stern wurde etwa zehn Tage lang nirgendwo sonst beobachtet – inzwischen war er bereits deutlich schwächer geworden. Der Helligkeitsabfall verlief sehr langsam: Im Oktober 1877 hatte der Stern nur noch eine Helligkeit von zehnter Größe, und er wurde weiterhin schwächer, bis er schließlich die fünfzehnte Größe erreichte. Mit anderen Worten: Er wurde zu einem winzigen, nur mit dem Teleskop sichtbaren Stern – und bleibt bis heute an derselben Stelle. Da dieser Stern nie die erste oder zweite Größe erreichte, wäre er wohl völlig unbemerkt geblieben, wenn Schmidt an jenem Abend zufällig nicht in Richtung des Schwans geschaut hätte.

Wir werden wohl kaum eine neue Sternschnuppe übersehen, da Astronomen die Fotokamera für ihre Zwecke einsetzen. Das zeigte sich bereits im Jahr 1892, als der letzte auffällige vorübergehende Stern im Sternbild Wagenlenker erschien. Am 24. Januar bemerkte Dr. Anderson, ein Astronom in Edinburgh, einen gelblichen Stern fünfter Größe im Sternbild Wagenlenker. Eine Woche später, nachdem er eine Sternkarte mit dem Himmel verglichen und sich vergewissert hatte, dass es sich tatsächlich um einen neuen Stern handelte, machte er seine Entdeckung öffentlich. Im Fall dieses Sterns können wir recht genau den Zeitpunkt bestimmen, an dem er zum ersten Mal aufleuchtete. Im Rahmen der regelmäßigen fotografischen Beobachtungen des Himmels am Harvard College Observatory (Cambridge, Massachusetts) wurde das Himmelsareal, in dem der neue Stern erschien, in dreizehn Nächten vom 21. Oktober bis zum 1. Dezember 1891 sowie in zwölf Nächten vom 10. Dezember bis zum 20. Januar 1892 fotografiert. Auf der ersten Serie von Aufnahmen war keine Spur der Nova zu erkennen, während sie bereits auf der ersten Aufnahme der zweiten Serie als Stern fünfter Größe sichtbar war. Glücklicherweise hatte Professor Max Wolf aus Heidelberg, ein äußerst erfolgreicher Himmelfotograf, denselben Bereich am 8. Dezember fotografiert – auf dieser Aufnahme ist der Stern jedoch nicht zu sehen, sodass er in jener Nacht nicht so hell wie der neunte Größe gewesen sein kann. Die Nova Auriga muss daher plötzlich zwischen dem 8. und 10. Dezember aufgeflammt sein. Laut den Harvard-Aufnahmen trat das erste Maximum an Helligkeit etwa am 20. Dezember ein, wobei die Helligkeitsstufe bei 4½ lag. Der Rückgang der Helligkeit verlief sehr unregelmäßig; der Stern schwankte in den fünf Wochen nach dem 1. Februar zwischen der vierten und sechsten Größe. Nach Beginn März 1892 nahm die Helligkeit jedoch sehr schnell ab, und Ende April war der Stern mit dem großen Lick-Refraktor nur noch als äußerst schwacher Stern (sechzehnte Größe) sichtbar. Als dieses mächtige Instrument im folgenden August erneut auf die Nova gerichtet wurde, hatte diese fast wieder die zehnte Größe erreicht; danach wurde sie allmählich wieder extrem schwach und bleibt es bis heute.

Vorübergehende und veränderliche Sterne bilden nur einen sehr kleinen Teil der enormen Anzahl von Sternen, mit denen der Himmel übersät ist.

Die Sonne ist nichts anderes als ein Stern, und die Sterne sind nichts anderes als Sonnen – das ist eine grundlegende Lehre der Astronomie. Die beeindruckende Größe dieser Wahrheit wird erst dann erkennbar, wenn wir versuchen, die unzähligen Sterne abzuschätzen. Dies ist ein Problem, bei dem unsere Berechnungen notwendigerweise vergeblich sind. Lassen Sie uns daher die Hilfe des Dichters in Anspruch nehmen, um das Unzählige auszudrücken, und schließen wir dieses Kapitel mit den folgenden Zeilen von Herrn Allingham:

„Zählt jedes Sandkorn dort, wo die salzigen Wellen das Land berühren; zählt die Tropfen des Meeres einzeln; zählt die Blätter auf jedem Baum, zählt alle Lebewesen der Erde – all jene, die laufen, fliegen, schwimmen oder kriechen. Die Zahl der Sandkörner, Tropfen, Blätter und Lebewesen addiert sich zu einer gewaltigen Menge. Für jedes einzelne davon möge eine lodernde Sonne in den endlosen Himmeln kreisen, zusammen mit ihren massiven Planeten – um alles Sichtbare, alles Denkbare zu umfassen. Denn alles, was wir sehen und das von Unendlichkeit umgeben ist, ist lediglich eine Insel.“

KAPITEL XX.
Doppelsterne.
Interessante Sternobjekte – optisch doppelte Sterne – Die große Entdeckung der Doppelsterne durch Herschel – Doppelsterne bewegen sich auf elliptischen Bahnen – Warum ist das so wichtig? – Das Gravitationsgesetz – Besondere Doppelsterne – Castor – Mizar – Farbige Doppelsterne – β Cygni.

Am Himmel gibt es kaum interessantere Objekte für das Teleskop als die zahlreichen Doppelsterne. Es handelt sich dabei um Tausende von Sternen; tatsächlich lassen sich in den Katalogen, die diesem besonderen Bereich der Astronomie gewidmet sind, viele Tausend solcher Sterne finden. Viele dieser Objekte sind zweifellos klein und relativ uninteressant, doch einige von ihnen gehören zu den auffälligsten Sternen am Himmel – wie zum Beispiel Sirius, dessen System wir bereits beschrieben haben. In diesem kurzen Überblick werden wir einige der bemerkenswertesten Doppelsterne ausgewählt, um sie besonders zu besprechen und zu veranschaulichen. Insbesondere werden wir jene Doppelsterne betrachten, die mit einem kleinen Teleskop leicht beobachtet werden können. In den Skizzen der Sternbilder aus einem vorherigen Kapitel haben wir bereits gezeigt, wie man die Positionen dieser Objekte am Himmel bestimmen kann.

Bereits im Jahr 1678 zeigte Cassini, dass bestimmte Sterne, die mit bloßem Auge als einzelne Lichtpunkte erschienen, in Wirklichkeit aus zwei oder mehr Sternen bestanden, die so nahe beieinander lagen, dass ein Teleskop zur Trennung erforderlich war. Die Anzahl dieser Objekte nahm durch weitere Entdeckungen allmählich zu, bis im Jahr 1781 (demselben Jahr, in dem Herschel Uranus entdeckte) der Astronom Bode eine Liste mit achtzig Doppelsternen veröffentlichte. Diese interessanten Objekte erregten während Herschels bedeutender Forschungen seine Aufmerksamkeit. Die Liste der bekannten Doppelsterne wuchs schnell an. Herschels Entdeckungen lassen sich in Hunderten zählen; außerdem begann er mit systematischen Messungen der Entfernungen.

Es wurden die Entfernungen zwischen den Sternen sowie die Richtung ermittelt, in die die Linie zeigte, die sie verband. Es waren gerade diese Messungen, die letztendlich zu einer der wichtigsten und aufschlussreichsten Entdeckungen Herschels führten. Als seine Beobachtungen im Laufe der Jahre wiederholt wurden, stellte Herschel fest, dass sich in einigen Fällen die relative Position der Sterne geändert hatte. Dadurch gelangte er zur Erkenntnis, dass bei vielen Doppelsternen die Komponenten in einer Weise miteinander verbunden sind, dass sie umeinander kreisen. Man muss die Bedeutung dieses Ergebnisses betonen. Wir müssen bedenken, dass Sterne Sonnen sind – möglicherweise vergleichbar mit unserer Sonne hinsichtlich ihrer Größe –, sodass es hier das erstaunliche Schauspiel von Paaren von Sonnen gibt, die umeinander kreisen. Es ist nicht besonders überraschend, dass Bewegungen beobachtet werden können, denn mit großer Wahrscheinlichkeit befindet sich jedes Objekt im Universum in Bewegung. Besonders interessant und aufschlussreich ist jedoch die Art dieser Bewegung.

Man hatte angenommen, dass die Nähe der beiden Sterne, aus denen ein Doppelstern besteht, nur zufällig sei. Man glaubte, dass es unter der Vielzahl der Sterne am Himmel nicht selten vorkomme, dass ein Stern so nahe hinter einem anderen steht (aus Sicht von der Erde), dass die beiden Sterne durch ein Teleskop wie ein Doppelstern erscheinen. Zweifellos entstehen viele sogenannte Doppelsterne auf diese Weise. Herschels Entdeckung zeigt jedoch, dass diese Erklärung nicht immer zutrifft, sondern dass es in vielen Fällen tatsächlich zwei Sterne gibt, die eng beieinander sind und um ihr gemeinsames Schwerpunktzentrum kreisen.

Als im Laufe vieler Jahre genügend Messungen zu den Entfernungen und Positionen von Doppelsternen gesammelt worden waren, übernahmen die Mathematiker deren Verarbeitung mit ihren Methoden. Bei der Beobachtung von Doppelsternen gibt es eine Besonderheit: Sie weisen nicht – und können auch nicht – die Genauigkeit auf, die für die Berechnung einer Umlaufbahn erforderlich ist. Wenn die Entfernung zwischen den beiden Sternen eines Doppelsterns vier Sekundenwinkel beträgt, dann ist die Umlaufbahn, die untersucht werden muss, nur so groß wie die scheinbare Größe einer Münze aus einer Entfernung von einer Meile. Selbst mit guten Teleskopen wären sehr genaue Messungen nötig, um die Form einer Münze aus einer Entfernung von einer Meile erkennen zu können. Wenn die Münze etwas geneigt wäre, würde sie nicht rund, sondern oval erscheinen.

Es ist möglich, indem man dieses Oval misst, herauszufinden, wie stark die Münze geneigt war. All das erfordert geschickte Arbeit: Die Fehler mögen im Verhältnis zur Gesamtgröße der betrachteten Größen nicht groß sein, doch im Vergleich zu den genauen Messwerten sind sie durchaus bemerkenswert. Daher finden wir bei Beobachtungen dieser Art die Beobachtungsfehler weitaus ausgeprägter als üblicherweise, wenn ein Mathematiker die Aufgabe übernimmt, die Arbeit des Beobachters zu bewerten.

Die Interpretation von Herschels Entdeckung wurde nicht von ihm selbst vorgenommen; Savary sowie später andere Mathematiker setzten die Methoden der Mathematik auf seine Beobachtungen von Doppelsternen an. Durch ihre gründlichen Untersuchungen wurden die Messfehler aufgedeckt, und die Beobachtungen wurden von ihren größeren Ungenauigkeiten befreit. Die Mathematiker konnten anschließend auf diese korrigierten Daten die ihnen bekannten Methoden anwenden; sie konnten mit ziemlicher Genauigkeit die tatsächliche Form der Umlaufbahn der Doppelsterne sowie die Lage der Ebene bestimmen, in der sich diese Umlaufbahn befindet. Das Ergebnis ist durchaus bemerkenswert: Es wurde nachgewiesen, dass sich jede der Sterne in einer Ellipse bewegt, deren Brennpunkt im Schwerpunkt der beiden Sterne liegt. Dies gilt tatsächlich für viele Doppelsterne – man geht davon aus, dass es für alle gilt. Doch warum ist das so wichtig? Ist Bewegung in einer Ellipse nicht bereits recht häufig? Umkreist die Erde nicht auch die Sonne in einer Ellipse? Und umkreisen nicht auch die Planeten Ellipsen?

Gerade die Tatsache, dass elliptische Bewegungen in den Planeten des Sonnensystems so häufig vorkommen, macht ihre Entdeckung bei Doppelsternen so bedeutsam. Woher rührt die elliptische Bewegung im Sonnensystem? Liegt sie nicht am Anziehungsgesetz, das von Newton entdeckt wurde und besagt, dass jede Masse jede andere Masse mit einer Kraft anzieht, die umgekehrt proportional zum Quadrat der Entfernung ist? Dieses Anziehungsgesetz erwies sich als im gesamten Sonnensystem gültig und erklärte die Bewegungen der Körper unseres Systems mit erstaunlicher Genauigkeit. Doch das Sonnensystem – bestehend aus der Sonne, den Planeten mit ihren Satelliten, Kometen sowie zahlreichen kleineren Körpern – bildete lediglich eine kleine Inselgruppe im Universum. In der Struktur dieses

Eine winzige kosmische Insel – auf ihr gilt das Gravitationsgesetz in voller Kraft. Vor Herschels Entdeckung hätten wir niemals wissen können, ob dieses Gesetz nicht lediglich eine Art lokaler „Gesetzgebung“ war, die speziell für die Bedürfnisse unseres jeweiligen Systems konzipiert wurde. Diese Entdeckung verschaffte uns Wissen, das wir aus keiner anderen Quelle hätten erlangen können. Von den Doppelsternen kam ein Flüstern durch die weite Leere des Weltraums – dieses Flüstern verriet uns, dass das Gravitationsgesetz nicht nur im Sonnensystem gilt, sondern auch bis zu den fernen Rändern jener Leere reicht, in der sich unsere „Insel“ befindet. Es gibt uns Anlass zu glauben, dass das Gravitationsgesetz in der gesamten Länge, Breite und Tiefe des gesamten sichtbaren Universums gilt.

Einer der schönsten Doppelsterne ist der sogenannte Castor – der helleren der beiden Hauptsterne im Sternbild Zwillinge. Die Position von Castor am Himmel ist in Abbildung 86 auf Seite 418 dargestellt. Mit bloßem Auge erscheint Castor wie ein einziger Stern; doch mit einem mittelmäßig guten Teleskop stellt sich heraus, dass es sich dabei um zwei getrennte Sterne handelt. Einer dieser Sterne hat eine Helligkeit von der dritten Größe, der andere ist etwas schwächer. Der Winkelabstand zwischen diesen beiden Sternen am Himmel ist nicht so groß wie der Winkel, den eine ein Zoll lange Linie bei einer Entfernung von einer halben Meile bildet. Castor gehört zu den Doppelsternen, bei denen beobachtet werden konnte, dass ihre Komponenten eine Umlaufbewegung ausführen. Diese Bewegung ist jedoch äußerst langsam – es werden Jahrhunderte vergehen, bevor eine vollständige Umlaufbewegung abgeschlossen ist.

Ein weiterer wunderschöner Doppelstern kann leicht im Sternbild Großer Bär identifiziert werden (siehe Abbildung 80 auf Seite 410). Er wird Mizar genannt und ist der mittlere Stern (ζ) der drei Sterne, die den „Schwanz“ des Sternbilds bilden. In unmittelbarer Nähe zu Mizar befindet sich der kleine Stern Alcor, den man mit bloßem Auge leicht sehen kann. Wenn wir jedoch von Mizar als Doppelstern sprechen, bedeutet das nicht, dass Alcor eine der Komponenten dieses Doppelsterns ist. Unter der Vergrößerungskraft eines Teleskops zeigt sich, dass Alcor sich in großer Entfernung von Mizar befindet, während Mizar selbst in zwei eng beieinanderliegende Sterne aufgeteilt erscheint. Diese Komponenten haben jeweils eine Helligkeit der zweiten bzw. vierten Größe. Da die scheinbare Entfernung zwischen ihnen fast dreimal so groß ist wie bei Castor, sind sie…

Sie lässt sich bereits mit einem kleinen Teleskop leicht beobachten. Tatsächlich handelt es sich dabei um den besten Doppelstern am Himmel für Anfänger, die mit ihren Beobachtungen beginnen möchten. Wir können jedoch nicht behaupten, dass Mizar ein Doppelstern ist – schließlich haben Beobachtungen bislang keine Rotationsbewegung nachgewiesen. Noch weniger können wir sagen, ob Alcor ebenfalls zu derselben Gruppe gehört oder ob es sich dabei lediglich um einen Stern handelt, der zufällig nahe auf der Sichtlinie liegt. Jüngste spektroskopische Beobachtungen haben gezeigt, dass der größere Bestandteil von Mizar selbst ein Doppelstern ist – er besteht aus einem Paar von Sonnen, die so nah beieinander liegen, dass es nicht die geringste Möglichkeit gibt, sie auch mit dem leistungsstärksten Teleskop der Welt getrennt voneinander zu sehen.

Eine besonders reizvolle Klasse von Doppelsternen ist jene, bei der das bemerkenswerte Phänomen auftritt, dass die Farben der Sterne in auffallendem Maße von den Farben gewöhnlicher Sterne abweichen. Bei letzteren findet man in den überwiegenden Fällen keine sehr charakteristische Farbe; einige sind jedoch mehr oder weniger rot gefärbt, einige sind deutlich rötlich und wieder andere intensiv rot. Sterne in bläulicher oder grünlicher Farbe sind viel seltener – und wenn ein solcher Stern auftaucht, dann ist er fast immer Teil eines Paares, das einen Doppelstern bildet. Der andere Stern des Doppelsterns ist manchmal derselben Farbe, doch meist ist er gelb oder rötlich.

Eines der schönsten Objekte dieser Art, das mit Teleskopen mittlerer Leistungsfähigkeit beobachtet werden kann, befindet sich im Schwanschen Sternbild und wird als β Cygni bezeichnet (Abb. 91). Dieses wunderbare Objekt setzt sich aus zwei Sternen zusammen. Der größere Stern, mit einer Helligkeit von etwa der dritten Größe, hat eine goldgelbe oder Topasfarbe; der kleinere Stern, mit einer Helligkeit der sechsten Größe, ist hellblau. Diese Farben sind fast komplementär – doch es besteht kein Zweifel daran, dass es sich dabei um mehr als nur um Kontrast handelt. Dass beide Sterne die von uns beschriebenen Farbtöne aufweisen, lässt sich dadurch zeigen, dass man jeweils einen der Sterne nacheinander hinter eine Bar im Sichtfeld versteckt. Dies wurde auch auf sehr eindrucksvolle Weise durch spektroskopische Untersuchungen bestätigt – denn man sieht, dass der blaue Stern eine besondere Absorption der roten Strahlen aufweist, während das rötlichere Licht des anderen Sterns durch Absorption entsteht.

der blauen Strahlen. Den Kontrast der Farben dieses Objekts kann man oft sehr gut erkennen, wenn man das Okular aus der Fokussierung nimmt. Die so entstehenden Kreise zeigen den Farbkontrast besser als dann, wenn das Teleskop lediglich zwei Sternpunkte zeigt.

Das sind einige dieser doppelten und mehrfachen Sterne. Ihre Anzahl nimmt jedes Jahr zu; tatsächlich hat ein Beobachter – Herr Burnham, früher im Personal des Lick-Observatoriums und jetzt Beobachter am Yerkes-Observatorium – durch seine eigenen Forschungen mehr als 1.000 neue Doppelsterne zur Liste der bisher bekannten hinzugefügt.

Das Interesse an dieser Klasse von Objekten muss unweigerlich zunehmen, wenn wir bedenken, dass die Sterne, so klein sie in unseren Teleskopen auch erscheinen mögen, in Wirklichkeit Sonnen von großer Größe und Pracht sind, die in vielen Fällen unserer eigenen Sonne ebenbürtig sind oder sie sogar übertreffen. Ob diese Sonnen Planeten haben, die sie umkreisen, können wir nicht sagen; das vom Planeten reflektierte Licht wäre völlig unzureichend, um die enorme Entfernung im Weltraum zu überwinden, die uns von den Sternen trennt. Wenn es Planeten gibt, die diese Objekte umkreisen, dann werden diese Planeten statt einer einzigen Sonne von zwei oder vielleicht sogar mehreren Sonnen beleuchtet. Welche wunderbaren Effekte von Licht und Schatten müssen daraus resultieren! Manchmal werden beide Sonnen gemeinsam über dem Horizont stehen, manchmal nur eine Sonne, und manchmal werden beide fehlen. Besonders bemerkenswert wäre die Situation eines Planeten, dessen Sonnen farbig wären. Heute erleuchtet eine rote Sonne den Himmel, morgen könnte es eine blaue Sonne sein – und vielleicht werden am übernächsten Tag sowohl die rote als auch die blaue Sonne gleichzeitig am Himmel zu sehen sein. Welche endlose Vielfalt an Szenarien eröffnet sich durch diesen Gedanken! Es gibt jedoch ernsthafte dynamische Gründe, daran zu zweifeln, ob die Bedingungen, unter denen ein solcher Planet existieren könnte, mit einem Leben vereinbar wären, das auch nur im Geringsten dem Leben ähnelt, das wir kennen. Das Problem der Bewegung eines Planeten unter dem Einfluss von zwei Sonnen gehört zu den schwierigsten, die je Mathematikern gestellt wurden, und es ist tatsächlich im gegenwärtigen Stand der Analyse unmöglich, alle damit verbundenen Fragen genau zu lösen. Es scheint keineswegs unwahrscheinlich, dass Störungen in der Umlaufbahn des Planeten auftreten

Es wäre großartig, wenn es den Schwankungen von Licht und Temperatur ausgesetzt wäre, die bei weitem über denen liegen, die ein Planet wie die Erde erlebt, der unter der vollständigen Kontrolle einer einzigen Sonne steht.

KAPITEL XXI.
Die Entfernungen der Sterne.
Die „Sondierungslinie“ im Weltraum – Bessels Bemühungen – Die Bedeutung der jährlichen Parallaxe –
Die Genauigkeit der parallaktischen Ellipse – Der Fall von 61 Cygni – Verschiedene Vergleichssterne – Die Eigenbewegung des Sterns – Struves Untersuchungen –
Können diese Ergebnisse miteinander in Einklang gebracht werden? – Forschungen in Dunsink – Zuverlässige Schlussfolgerungen – Die Genauigkeit solcher Beobachtungen – Die Eigenbewegung von 61 Cygni – Die Beständigkeit des siderischen Himmels – Der neue Stern im Schwan – Seine Geschichte – Keine nennenswerte Parallaxe – Eine starke Lichtexplosion – Die Bewegung des Sonnensystems durch den Weltraum – Herschels Entdeckung – Die Reise in Richtung Lyra – Wahrscheinlichkeiten.

Wir kennen bereits seit langer Zeit die Abmessungen unseres Sonnensystems – mehr oder weniger genau. Unser Wissen umfasst die Entfernungen der Planeten und Kometen vom Sonnenzentrum sowie ihre Bewegungen. Wir verfügen außerdem über umfangreiche Kenntnisse bezüglich der Durchmesser und Massen vieler Körper, die zum Sonnensystem gehören. Tatsächlich kennen wir bereits seit langem viele Details dieser unter dem Schutz der Sonne zusammengefügten Gruppe von Körpern. Das Problem, das in diesem Kapitel behandelt wird, erfordert eine noch umfassendere Untersuchung als diejenigen, die für die Messungen unseres Sonnensystems notwendig sind. Wir wollen eine „Sondierungslinie“ über den riesigen Abgrund spannen, der die Gruppe der um die Sonne kreisenden Körper von den anderen Sternen trennt, die im Weltraum verstreut sind. Seit Jahrhunderten fesselt das große Problem der Sternentfernungen die Aufmerksamkeit derer, die den Himmel erforschen. Es wäre unmöglich, hier auch nur einen Überblick über die verschiedenen Forschungen zu geben, die zu diesem Thema durchgeführt wurden. Im Rahmen der begrenzten Übersicht, die wir geben können, müssen wir zunächst auf die bemerkenswerten spekulativen Bemühungen eingehen, die sich mit diesem Problem beschäftigt haben, und anschließend auf die Arbeiten, die dieses Problem in den Bereich der präzisen Astronomie gebracht haben.

Kein Versuch, das Problem der absoluten Entfernungen der Sterne zu lösen, war erfolgreich – bis viele Jahre nach Beendigung von Herschels Arbeit. Neue Generationen von Astronomen, ausgestattet mit modernen Geräten, verfolgten dieses Thema über viele Jahre hinweg mit unermüdlicher Hingabe. Doch lange Zeit schien die Anstrengung hoffnungslos zu sein. Die Entfernungen der Sterne waren so groß, dass sie erst dann ermittelt werden konnten, als höchste mechanische Präzision sowie ausgefeilte mathematische Berechnungsmethoden eingesetzt wurden. Schließlich zeigte sich, dass das Problem langsam lösbar wurde. Einige Sterne ließen schließlich ihr Geheimnis bezüglich ihrer Entfernung preisgeben. Wir können somit eine Antwort auf die Frage geben – Wie weit sind die Sterne? – obwohl man zugeben muss, dass unsere Antwort bis heute noch zögerlich und unvollkommen ist. Selbst das geringe Wissen, das bisher gewonnen wurde, besitzt Interesse und Bedeutung. Wie es in ähnlichen Fällen oft der Fall ist, wurde die Entfernung eines Sterns etwa zur gleichen Zeit unabhängig voneinander von zwei oder drei Astronomen ermittelt. Der Name Bessels ragt in diesem bemerkenswerten Kapitel der Astronomie besonders hervor. Bessel bewies im Jahr 1840, dass die Entfernung des Sterns 61 Cygni eine messbare Größe sei. Seine Darstellung besaß eine derart unwiderlegliche Logik, dass kein Widerspruch möglich war. Fast gleichzeitig mit Bessels Arbeiten gab es Struves Messung der Entfernung von Vega sowie Hendersons Bestimmung der Entfernung des südlichen Sterns α Centauri. Diese Entdeckungen weckten großes Interesse in der astronomischen Welt, und die Royal Astronomical Society verlieh Bessel ihre Goldmedaille. Es oblag Sir John Herschel, bei der Verleihung der Medaille eine Rede zu halten – diese Rede ist ein sehr eindrucksvoller Tribut an die Arbeit dieser drei Astronomen. Wir können nicht widerstehen, die wenigen Zeilen anzuführen, in denen Sir John sagte: „Herrn der Royal Astronomical Society – ich gratuliere Ihnen und mir selbst, dass wir das Leben hatten, um die große, bis dahin unüberwindbare Barriere auf unserem Weg in das sternenhafte Universum zu überwinden – jene Barriere, gegen die wir so lange und vergeblich angekämpft haben – fast gleichzeitig an drei verschiedenen Orten. Es ist der größte und glorreichste Triumph, den die praktische Astronomie je erlebt hat. Vielleicht sollte ich nicht so stark sprechen; vielleicht sollte ich Zurückhaltung üben, angesichts der Möglichkeit, dass all das doch nur…“

Illusion – und dass zukünftige Forschungen, wie bereits öfter zuvor, auch diesmal versagen könnten, dieses „edle“ Ergebnis zu bestätigen. Doch ich gebe zu, unter solcher Erregung nicht fähig zu sein, solche Vorsicht an den Tag zu legen. Lassen Sie uns lieber die freudvollen Vorzeichen dieser Zeit annehmen und darauf vertrauen, dass die Barriere, da sie bereits zu wanken beginnt, bald vollständig beseitigt werden wird.

Bevor wir fortfahren, ist es hilfreich, kurz zu erklären, wie man die Entfernung eines Sterns messen kann. Das Problem hat einen völlig anderen Charakter als das der Entfernung zur Sonne, über die wir bereits auf diesen Seiten gesprochen haben. Die Beobachtungen zur Bestimmung der Sternparallaxe basieren auf der allgemein bekannten Tatsache, dass die Erde um die Sonne kreist. Für unsere Zwecke können wir annehmen, dass die Erde auf einer kreisförmigen Bahn kreist. Der Mittelpunkt dieser Bahn liegt im Zentrum der Sonne, und der Radius beträgt 92.900.000 Meilen. Aufgrund unserer Position auf der Erde beobachten wir die Sterne aus einem ständig wechselnden Blickwinkel. Im Sommer ist die Erde 185.800.000 Meilen von ihrer Position im Winter entfernt. Folglich müssen sich die scheinbaren Positionen der Sterne, wie sie auf dem Hintergrund des Himmels abgebildet werden, entsprechend ändern. Damit meinen wir nicht, dass sich die tatsächlichen Positionen der Sterne wirklich verschieben. Die Veränderungen sind nur scheinbar; und da wir unserer eigenen Bewegung, die diese Verschiebungen verursacht, nicht bewusst sind, schreiben wir diese Veränderungen den Sternen zu.

Auf dem Diagramm in Abbildung 93 ist eine Ellipse dargestellt, auf deren Umfang bestimmte Monate – nämlich Januar, April, Juli, Oktober – markiert sind. Diese Ellipse kann als Miniaturbild der Erdumlaufbahn um die Sonne angesehen werden. Im Januar befindet sich die Erde am so markierten Punkt; im April hat sie ein Viertel der gesamten Strecke zurückgelegt – und so weiter, bis sie nach einem Jahr wieder an ihrer ursprünglichen Position ankommt. Wenn wir von der Position der Erde im Januar aus schauen, sehen wir den Stern A gegen den am Himmel markierten Punkt 1 projiziert. Drei Monate später befindet sich der Beobachter mit seinem Teleskop im April – er sieht nun den Stern an der Stelle, die mit 2 markiert ist. So erscheint es, als würde der Stern während der jährlichen Umlaufbahn der Erde auf dem Hintergrund des Himmels in einer Ellipse umherwandern. In der Fachsprache der Astronomen nennt man das die Parallaktische Ellipse – und indem man die Längsachse dieser Ellipse misst…

Die Ellipse dient dazu, die Entfernung des Sterns von der Sonne zu bestimmen. Die Hälfte dieser Hauptachse – oder, was auf dasselbe hinausläuft, der Winkel, den der Radius der Erdbahn vom Stern aus einnimmt – wird als „jährliche Parallaxe“ des Sterns bezeichnet.

Die Abbildung zeigt einen weiteren Stern, b, der im Allgemeinen weiter von der Erde und vom Sonnensystem entfernt ist als der zuvor betrachtete Stern. Auch dieser Stern beschreibt einen elliptischen Weg. Wir können jedoch nicht übersehen, dass die Parallaktikellipse von b viel kleiner ist als die von a. Der Unterschied in der Größe der Ellipsen entsteht durch die unterschiedlichen Entfernungen der Sterne von der Erde. Je näher ein Stern der Erde ist, desto größer ist seine Ellipse; somit wird der nächstgelegene Stern am Himmel die größte Ellipse beschreiben, während der fernste Stern die kleinste Ellipse beschreiben wird. Wir sehen also, dass die Entfernung des Sterns umgekehrt proportional zur Größe der Ellipse ist. Wenn wir den Winkelwert der Hauptachse der Ellipse messen, kann man durch eine äußerst einfache mathematische Berechnung die Entfernung des Sterns als Vielfaches des Radii der Erdbahn ausdrücken. Unter Annahme, dass dieser Radius 92.900.000 Meilen beträgt, lässt sich die Entfernung des Sterns durch einfache Arithmetik ermitteln. Die Schwierigkeit bei diesem Vorgang liegt darin, dass diese Ellipsen so klein sind, dass unsere Mikrometer sie oft nicht erkennen können.

Wie sollen wir die extreme Kleinheit der Parallaktikellipsen im Fall selbst der nächstgelegenen Sterne angemessen beschreiben? In der technischen Sprache der Astronomen können wir sagen, dass der längste Durchmesser der Ellipse niemals einen Winkel von mehr als anderthalb Sekunden einnimmt. Auf eine etwas verständlichere Weise ausgedrückt: Tausendmal der größte Achsenabschnitt der größten Parallaktikellipse wäre immer noch nicht so groß wie der Durchmesser des Vollmondes. Zur weiteren Veranschaulichung versuchen wir uns vorzustellen, eine Münze sei in einer Entfernung von zwei Meilen platziert. Wenn man sie seitlich betrachtet, erscheint sie linear; neigt man sie leicht, wird sie elliptisch – doch selbst bei dieser Entfernung wäre diese Ellipse größer als die größte Parallaktikellipse irgendeines Sterns am Himmel. Nehmen wir an, um einen Beobachter herum würde eine Kugel mit einem Radius von zwei Meilen beschrieben. Wenn auf dieser Kugel, vor jedem der Sterne, eine Münze platziert würde, würden alle Parallaktikellipsen vollständig verdeckt werden.

Der Stern im Schwan, bekannt als 61 Cygni, ist weder durch seine Größe noch durch seine Helligkeit bemerkenswert. Er ist mit bloßem Auge kaum sichtbar, und es gibt einige Tausend Sterne, die offensichtlich größer und heller sind. Er ist jedoch ein sehr interessantes Beispiel für jene bemerkenswerte Klasse von Objekten, die als Doppelsterne bekannt sind. Solche Sterne bestehen aus zwei nahe beieinander liegenden, fast gleich großen Sternen, die offensichtlich durch eine gegenseitige Anziehungskraft miteinander verbunden sind. Die Aufmerksamkeit der Astronomen richtet sich außerdem besonders auf diesen Stern aufgrund seiner großen Eigenbewegung. Aufgrund dieser Eigenbewegung werden die beiden Komponenten mit einer Geschwindigkeit von fünf Sekunden pro Jahr gemeinsam über den Himmel transportiert. Eine Eigenbewegung dieser Größenordnung ist äußerst selten – doch wir behaupten nicht, dass sie einzigartig ist, denn es gibt einige wenige Sterne, deren Eigenbewegung noch schneller ist. Doch das bemerkenswerte Doppelstern-Charakteristikum von 61 Cygni in Kombination mit der großen Eigenbewegung macht ihn zumindest im nördlichen Hemisphäre zu einem einzigartigen Objekt.

Als Bessel vorschlug, die umfangreichen Forschungen durchzuführen, mit denen sein Name für immer verbunden bleiben wird, beschloss er, ein, zwei oder drei Jahre lang kontinuierlich einen einzigen Stern zu beobachten, um dessen Parallaktikellipse genau zu messen. Wie sollte er nun das Objekt auswählen?

auf dem doch so viel Arbeit investiert werden musste? Es war von größter Bedeutung, einen Stern auszuwählen, der weit genug entfernt war, um seine Bemühungen durch die Darstellung einer messbaren Parallaxe zu belohnen. Doch er hatte nur Vermutungen und Analogien als Leitfaden. Ihm kam der Gedanke, dass die außergewöhnlichen Eigenschaften von 61 Cygni die notwendige Voraussetzung boten, und er beschloss, dieses Verfahren auf diesen Stern anzuwenden. Er widmete den größten Teil von drei Jahren dieser Arbeit und gelangte schließlich dazu, seine Entfernung von der Erde zu bestimmen.

Seit dem Vortrag von Sir John Herschel wird 61 Cygni von Astronomen mit unermüdlicher und nahezu kontinuierlicher Aufmerksamkeit betrachtet. Tatsächlich könnte man sagen, dass jede nachfolgende Generation eine neue Untersuchung der Entfernung dieses Sterns durchführt, um Bessels ursprüngliche Entdeckung zu bestätigen oder zu kritisieren. Das hier dargestellte Diagramm (Abb. 94) soll die jüngere Geschichte von 61 Cygni veranschaulichen.

Als Bessel mit seinen Arbeiten begann, befanden sich die beiden Sterne, die das Doppelsternsystem bildeten, am Punkt auf dem Diagramm, der mit dem Jahr 1838 markiert ist. Die nächste Phase trat fünfzehn Jahre später ein, als Otto Struve seine Forschungen durchführte – zu dieser Zeit hatten sich die beiden Sterne bereits in die Position bewegt, die mit 1853 gekennzeichnet ist. Schließlich, als dasselbe Objekt kürzlich am Dunsink-Observatorium beobachtet wurde, hatten sich die beiden Sterne erneut weiterbewegt, in die Position, die mit 1878 angegeben ist. Somit hatte sich dieses Doppelsternsystem in vierzig Jahren über einen Bogen am Himmel von mehr als drei Minuten Länge bewegt. Der tatsächliche Weg ist jedoch komplizierter als eine einfache geradlinige Bewegung. Die beiden Sterne, die das Doppelsternsystem bilden, haben aufgrund ihrer gegenseitigen Anziehung eine bestimmte relative Geschwindigkeit. Es ist jedoch nicht notwendig, dies zu berücksichtigen, da die dadurch im Laufe eines Jahres entstehende Verschiebung viel zu gering ist, um irgendeinen nachteiligen Einfluss auf die Parallaxenellipse zu haben.

Der Fall von 61 Cygni ist jedoch außergewöhnlich. Es handelt sich dabei um einen unserer nächsten Nachbarn am Himmel. Wir können seine Entfernung niemals genau bis auf ein oder zwei Milliarden Meilen bestimmen; dennoch haben wir das Gefühl, dass…

Die Unsicherheit in Höhe von zwanzig Milliarden stellt einen zu großen Prozentsatz des Gesamtbetrags dar. Wir werden gleich zeigen, dass wir der Ansicht sind, Struve hatte recht – doch das bedeutet nicht unbedingt, dass Bessel falsch lag. Abbildung 94: 61 Cygni und die Vergleichssterne. Das scheinbare Paradoxon lässt sich leicht erklären. Es wäre nicht so einfach zu erklären, wenn Struve denselben Vergleichsstern wie Bessel verwendet hätte; doch Struves Vergleichsstern unterschied sich von beiden Sternen Bessels – und das ist vermutlich der Grund für die Diskrepanz. Man sollte sich daran erinnern, dass es bei diesem Verfahren darum geht, den kleinen Ellipsenbogen, den der ferne Stern bildet, mit dem größeren Ellipsenbogen des näheren Sterns zu vergleichen. Wären die beiden Sterne auf derselben Entfernung, wäre dieses Verfahren völlig unanwendbar. In einem solchen Fall könnte, egal wie nahe die Sterne der Erde wären, keine Parallaxe festgestellt werden. Damit das Verfahren vollständig erfolgreich sein kann, muss der Vergleichsstern mindestens achtmal weiter entfernt sein als der Hauptstern. Wenn man das berücksichtigt, ist es durchaus möglich, Bessels Messungen mit denen Struves in Einklang zu bringen. Wir müssen nur annehmen, dass Bessels Vergleichssterne etwa dreimal so weit entfernt sind wie 61 Cygni, während Struves Vergleichsstern mindestens acht- bis zehnmal so weit entfernt ist. Man kann außerdem hinzufügen, dass die von Bessel verwendeten Vergleichssterne heller sind als Struves – daher besteht tatsächlich die Annahme, dass dieser letztere der entfernteste der drei Sterne ist.

Wir haben es hier mit einer charakteristischen Eigenschaft dieser Methode zur Bestimmung der Parallaxe zu tun. Selbst wenn alle Beobachtungen sowie die daraus resultierenden Berechnungen mathematisch korrekt wären, könnten wir das endgültige Ergebnis nicht streng genommen als die Parallaxe eines einzelnen Sterns bezeichnen. Es handelt sich vielmehr um den Unterschied zwischen der Parallaxe dieses Sterns und der des Vergleichssterns. Wir können daher nur behaupten, dass die gesuchte Parallaxe nicht kleiner sein kann als die ermittelte Größe. Aus dieser Sicht verschwindet der Unterschied zwischen Struve und Bessel. Bessel behauptete, dass die Entfernung zu 61 Cygni nicht größer als sechzig Milliarden Meilen sein könne. Struve widersprach diesem nicht – im Gegenteil, er bestätigte es sogar, als er zeigte, dass die Entfernung nicht größer als vierzig Milliarden Meilen sein könne.

Seit Struve seine Beobachtungen durchführte, ist fast ein halbes Jahrhundert vergangen. Diese Beobachtungen wurden zwar in Frage gestellt, doch im Allgemeinen werden sie durch weitere Untersuchungen bestätigt. In einer kritischen Übersicht zum Thema zeigte Auwers, dass Struves Ergebnisse einem erheblichen Vertrauen würdig sind. Dennoch wurde die Erforschung von 61 Cygni trotz dieser autoritativen Aussagen immer wieder aufgenommen. Dr. Brünnow, als Königlicher Astronom Irlands, begann eine Reihe von Beobachtungen zur Parallaxe von 61 Cygni, die von seinem Nachfolger, dem vorliegenden Autor, fortgesetzt und abgeschlossen wurden. Brünnow wählte einen vierten Vergleichsstern – wie auf dem Diagramm dargestellt –, der sich von allen Sternen unterschied, die von den früheren Beobachtern verwendet worden waren. Die von Brünnow angewandte Beobachtungsmethode unterschied sich stark von der von Struve, obwohl in beiden Fällen ein Filarmikrometer verwendet wurde. Brünnow versuchte, die parallaktische Ellipse zu bestimmen, indem er den Unterschied in der Deklination zwischen 61 Cygni und dem Vergleichsstern maß.[38] Im Laufe eines Jahres zeigt sich, dass dieser Unterschied in der Deklination periodisch variiert, und anhand dieser Variation kann die parallaktische Ellipse berechnet werden. In der ersten Serie von Beobachtungen maß ich den Unterschied in der Deklination zwischen dem vorhergehenden Stern von 61 Cygni und dem Vergleichsstern; in der zweiten Serie nahm ich den anderen Stern von 61 Cygni sowie denselben Vergleichsstern. So hatten wir zwei völlig unabhängige Bestimmungen der Parallaxe, die aus zwei Jahren Arbeit resultierten. Die erste dieser Bestimmungen ergibt…

Die Entfernung beträgt vierzig Milliarden Meilen – und der zweite Wert liegt fast genau derselben Größenordnung. Es besteht kein Zweifel daran, dass diese Arbeiten Struves Bestrebungen zur Korrektur von Bessels Ergebnissen unterstützen. Daher können wir den aktuellen Stand unseres Wissens zu dieser Frage wohl so zusammenfassen: Die Entfernung zu 61 Cygni liegt viel näher bei den vierzig Milliarden Meilen, die Struve ermittelte, als bei den sechzig Milliarden Meilen, die Bessel feststellte.[39]

Es ist wünschenswert, dem Leser die Möglichkeit zu geben, sich selbst ein Urteil über die Qualität der verfügbaren Belege in solchen Untersuchungen zu bilden. Das in Abbildung 95 dargestellte Diagramm wurde zu diesem Zweck erstellt. Es soll die zweite Reihe von Beobachtungen bezüglich der Deklinationsdifferenz zeigen, die ich in Dunsink durchgeführt habe. Jeder Punkt steht für eine Beobachtung über eine Nacht. Die Höhe des Punktes gibt die gemessene Deklinationsdifferenz zwischen 61 (B) Cygni und dem Vergleichsstern an. Die Entfernung entlang der horizontalen Linie – oder die Abszisse, wie ein Mathematiker es nennen würde – gibt das Datum an. Diese Beobachtungen sind mehr oder weniger regelmäßig in der Nähe einer bestimmten Kurve angeordnet. Diese Kurve zeigt an, wo die Beobachtungen unter absolut perfekten Bedingungen hätten liegen sollen. Die Abstände zwischen den Punkten und der Kurve können als die Fehler angesehen werden, die bei den Beobachtungen gemacht wurden.

Man könnte meinen, dass diese Fehler in vielen Fällen äußerst unerwünschte Ausmaße angenommen haben. Wir sollten daher sofort betonen, dass dieses Diagramm gerade dazu dient, diese Fehler aufzuzeigen; wir müssen sowohl die Schwächen als auch die Stärken der Ergebnisse darlegen. Die Fehler der Beobachtungen sind jedoch nicht im Grunde genommen so groß, wie es auf den ersten Blick erscheinen mag. Um dies zu erkennen, genügt es, die Skala, auf der dieses Diagramm gezeichnet wurde, im Vergleich mit bekannten Maßstäben zu interpretieren. Der Abstand vom obersten Punkt der Kurve bis zur horizontalen Linie entspricht einem Winkel von nur vier Zehnteln einer Sekunde. Das ist etwa der scheinbare Durchmesser einer Münze aus einer Entfernung von zehn Meilen! Nun können wir die tatsächliche Größe der gemacht wordenen Fehler einschätzen. Man wird feststellen, dass keiner der Punkte weiter von der Kurve entfernt ist als die Hälfte der Höhe der Kurve. Es scheint also…

Der größte Fehler in der gesamten Reihe der Beobachtungen beträgt lediglich zwei oder drei Zehntelsekunden. Das entspricht dem Fall, dass wir das Teleskop auf den oberen Rand einer Münze in einer Entfernung von fünfzehn oder zwanzig Meilen gerichtet haben – anstelle auf den unteren Rand. Das ist kein großer Fehler. Eine Schützenmannschaft, deren Fehlerrate bei der Zielerfassung hundertmal größer wäre, könnte dennoch mühelos alle Preise in Bisley gewinnen.

Wir sind etwas ausführlicher auf die Geschichte von 61 Cygni eingegangen, weil es sich um den Stern handelt, dessen Entfernung am intensivsten untersucht wurde. Wir behaupten nicht, dass 61 Cygni der nächste aller Sterne ist; es wäre tatsächlich sehr unvorsichtig, zu behaupten, ein bestimmter Stern sei der nächste von allen unzähligen Millionen Sternen am Himmel. Wir kennen sicherlich einen Stern, der näher zu sein scheint als 61 Cygni; er befindet sich in einem der südlichen Sternbilder und sein Name ist α Centauri. Dieser Stern ist in der Geschichte dieses Themas von besonderem Interesse. Seine Parallaxe wurde erstmals am Kap der Guten Hoffnung von Henderson bestimmt; spätere Untersuchungen bestätigten seine Beobachtungen, und die detaillierten Forschungen von Dr. Gill zeigten, dass die Parallaxe dieses Sterns etwa drei Viertel einer Sekunde beträgt – also nur zwei Drittel der Entfernung zu 61 Cygni.

61 Cygni erregte zunächst unsere Aufmerksamkeit durch die Tatsache, dass es eine große Eigenbewegung von fünf Sekunden pro Jahr aufwies. Wir haben außerdem festgestellt, dass die jährliche Parallaxe etwa eine halbe Sekunde beträgt. Die Kombination dieser beiden Angaben führt zu einem Ergebnis von erheblichem Interesse. Sie lehrt uns, dass 61 Cygni jedes Jahr eine Strecke zurücklegen muss, die mindestens zehnmal den Radius der Erdbahn beträgt. Um das in gewöhnliche Zahlen umzurechnen, erfahren wir, dass dieses Stern jedes Jahr 920 Millionen Meilen zurücklegen muss. Jeden Tag muss er dabei zwei bis drei Millionen Meilen zurücklegen – und das ist nur möglich, wenn er eine enorme Geschwindigkeit von 30 Meilen pro Sekunde beibehält. Es scheint keinen Ausweg aus dieser Schlussfolgerung zu geben. Die von uns beschriebenen Fakten, die heute gut belegt sind, stehen im Widerspruch zur Annahme, dass die Geschwindigkeit von 61 Cygni geringer als 30 Meilen pro Sekunde ist; die Geschwindigkeit kann höher sein, aber nicht niedriger.

Seit 150 Jahren wissen wir, dass 61 Cygni in derselben Richtung und mit derselben Geschwindigkeit bewegt wird. Vor dem Aufkommen des Teleskops hatten wir keine Beobachtungen, die uns hätten helfen können; daher können wir uns nicht absolut sicher sein, wie es mit diesem Stern in der Vergangenheit aussah. Dennoch ist es vernünftig anzunehmen, dass 61 Cygni seit urdenklichen Zeiten mit einer Geschwindigkeit unterwegs ist, die der heutigen ähnelt. Würden störende Einflüsse völlig fehlen, gäbe es keinen Zweifel an dieser Sache. Es müssen jedoch irgendwelche störenden Einflüsse vorhanden sein; die einzige Frage ist, ob diese ausreichen, um unsere Annahmen ernsthaft zu verändern. Starke störende Einflüsse könnten die Geschwindigkeit des Sterns stark verändern, ihn von seiner geradlinigen Bahn abbringen oder sogar dazu zwingen, eine geschlossene Umlaufbahn einzuschlagen. Wir glauben jedoch nicht, dass man solch starke störende Einflüsse in Betracht ziehen muss, und es besteht kein vernünftiger Zweifel daran, dass 61 Cygni derzeit auf einem nahezu geraden Weg und mit einer nahezu konstanten Geschwindigkeit unterwegs ist.

Da die Entfernung von 61 Cygni zur Sonne 40 Milliarden Meilen beträgt und seine Geschwindigkeit 30 Meilen pro Sekunde ist, ist es einfach herauszufinden, wie lange der Stern…

Es würde eine Zeit in Anspruch nehmen, um eine Strecke zurückzulegen, die der Entfernung von diesem Stern zum Sonnen gleich ist. Die dafür benötigte Zeit beträgt etwa 40.000 Jahre. In den letzten 400.000 Jahren wird 61 Cygni eine Strecke zurückgelegt haben, die zehnmal so groß ist wie seine gegenwärtige Entfernung von der Sonne – unabhängig von der Bewegungsrichtung. Dieser Stern muss daher vor 400.000 Jahren etwa zehnmal weiter von der Erde entfernt gewesen sein als heute. Obwohl diese Epoche unglaublich weit in der Vergangenheit liegt und jenen historischen Aufzeichnungen überlegen ist, ist sie vielleicht doch vergleichbar mit der Dauer des menschlichen Geschlechts; im Vergleich zur enormen Zeitspanne der Geologie erscheinen solche Perioden jedoch unbedeutend. Geologen haben schon vor langer Zeit die Annahme von nur wenigen tausend Jahren verworfen; heute gehen sie von Millionen – ja sogar vielen Millionen Jahren – aus, die für das Entstehen geologischer Phänomene erforderlich sind. Wenn die Erde tatsächlich seit Millionen von Jahren existiert, wie die Geologen behaupten, dann ist es für Astronomen vernünftig, über die Phänomene nachzudenken, die im Laufe ähnlicher Zeiträume am Himmel stattgefunden haben. Mit Hilfe unseres Wissens über die Entfernungen der Sterne sowie unter Annahme einer Geschwindigkeit von dreißig Meilen pro Sekunde können wir versuchen, in die ferne Vergangenheit zu blicken und zu erkennen, wie groß die Veränderungen sind, die unser Universum durchgemacht zu haben scheint.

In einer Million Jahren wird 61 Cygni offenbar eine Strecke zurückgelegt haben, die fünfundzwanzigmal so groß ist wie seine gegenwärtige Entfernung von der Sonne. Unabhängig davon, in welche Richtung 61 Cygni sich bewegt – ob auf die Erde zu oder von der Erde weg, nach rechts oder nach links – muss er vor einer Million Jahren etwa fünfundzwanzigmal weiter entfernt gewesen sein als heute. Doch bereits in seiner gegenwärtigen Entfernung ist 61 Cygni ein kleiner Stern; wäre er zehnmal weiter entfernt, könnte er nur mit einem guten Teleskop gesehen werden; wäre er fünfundzwanzigmal weiter entfernt, wäre er selbst mit unseren größten Teleskopen kaum als sichtbarer Punkt wahrnehmbar.

Die zu 61 Cygni gezogenen Schlussfolgerungen können in unterschiedlichem Maße auch auf andere Sterne angewandt werden. Damit kommen wir zu dem Schluss, dass viele der Sterne, die am Himmel zu finden sind, offenbar in langsamer Bewegung sind. Doch diese scheinbar langsame Bewegung kann in Wirklichkeit sehr schnell sein. Wenn man am Meer steht und auf einen Dampfer am fernen Horizont blickt, bemerkt man kaum, dass sich der Dampfer bewegt. Es stimmt zwar, dass man nach einigen Minuten erneut hinschaut und dann eine Bewegung erkennen kann.

Eine Veränderung an seinem Platz – doch die Bewegung des Dampfschiffs scheint langsam zu sein. Wären wir jedoch in der Nähe des Dampfschiffs, würden wir feststellen, dass es mit einer Geschwindigkeit von vielen Meilen pro Stunde voranschreitet. Es ist die Entfernung, die diese Illusion hervorruft. Gleiches gilt für die Sterne: Sie scheinen sich langsam zu bewegen, weil sie sehr weit entfernt sind. Wären wir ihnen jedoch nahe, könnten wir sehen, dass ihre Bewegungen in den meisten Fällen tausendmal schneller sind als die des schnellsten Dampfschiffs, das je über die Ozeane gefahren ist.

Es scheint also, dass die Beständigkeit des Himmels und die Unveränderlichkeit der Sternbilder in ihren relativen Positionen nur vorübergehend sind. Wenn wir uns mit solch gewaltigen Zeiträumen beschäftigen, wie sie die Geologie aufzeigt, verschwindet die Beständigkeit der Sternbilder! Im Laufe dieser unglaublichen Zeitalter lösen sich Sterne und Sternbilder allmählich aus unserem Blickfeld auf und werden durch andere ersetzt, die nicht längerfristig bestehen bleiben.

Es kommt nicht selten vor, dass eine Parallaxenmessung fehlschlägt. Die Arbeiten sind abgeschlossen, die Beobachtungen wurden ausgewertet und diskutiert – doch es lässt sich keine Parallaxenwerte ermitteln. Die Entfernung des Sterns ist so enorm, dass unsere Basislinie, obwohl sie fast zweihundert Millionen Meilen lang ist, zu kurz ist, um einen nennenswerten Vergleich zur Entfernung des Sterns zuzulassen. Auch aus solchen Misserfolgen kann man jedoch oft Informationen gewinnen.

Lassen Sie mich dies anhand einer Erfahrung aus meiner Zeit in Dunsink veranschaulichen. Wir haben bereits erwähnt, dass am 24. November 1876 ein bekannter Astronom – Dr. Schmidt aus Athen – einen neuen, hellen Stern der dritten Größe im Sternbild Schwan entdeckte. Am 20. November war die Nova Cygni noch nicht sichtbar. Ob sie erst am 21., 22. oder 23. auftauchte, kann niemand sagen; am 24. wurde sie jedoch entdeckt. Schon damals schien ihre Helligkeit nachzulassen; vermutlich war sie daher irgendwann zwischen dem 20. und 24. November am hellsten. Der Ausbruch muss also relativ plötzlich erfolgt sein. Wir kennen keine Erklärung für dieses Phänomen, die einfacher wäre als eine gigantische Kollision. Der Rückgang der Helligkeit verlief viel langsamer als ihr Anstieg – erst nach mehr als zwei Wochen kehrte der Stern wieder zu geringer Bedeutung zurück; für den Aufstieg der Helligkeit waren zwei bis drei Tage (oder weniger) nötig, für den Rückgang zwei bis drei Wochen.

für den Herbst. Doch selbst zwei oder drei Wochen waren eine zu kurze Zeit, um ein so mächtiges Feuer zu löschen. Es ist relativ einfach, eine Erklärung für den plötzlichen Ausbruch zu geben; es ist jedoch nicht ebenso einfach zu verstehen, wie er innerhalb weniger Wochen unter Kontrolle gebracht werden konnte. Ein recht großer Eisengegossener in einer unserer Gießereien benötigt fast genauso lange, um abzukühlen, wie nötig wäre, um die „himmlischen Flammen“ in Nova Cygni zu löschen!

Aus diesem Grund schien es nicht unvernünftig anzunehmen, dass Nova Cygni vielleicht gar kein besonders großflächiges Feuer war. Wenn dem so wäre, müsste der Stern relativ nahe zur Erde gewesen sein, denn er bot ein so strahlendes Schauspiel und zog so viel Aufmerksamkeit auf sich. Daher erschien er als geeigneter Gegenstand für Parallaxenmessungen – und tatsächlich wurden vor einigen Jahren in Dunsink eine Reihe von Beobachtungen durchgeführt. Zu dieser Zeit war ich mit anderen Arbeiten zu sehr beschäftigt, um viel Zeit in eine Forschung zu investieren, die letztendlich nur illusorisch sein könnte. Ich führte einfach eine ausreichende Anzahl an mikrometrischen Messungen durch, um herauszufinden, ob eine große Parallaxe vorhanden war. Es wurde bereits darauf hingewiesen, dass jeder Stern aufgrund der jährlichen Bewegung der Erde eine winzige parallaktische Ellipse beschreibt, und durch die Messung dieser Ellipse kann die Parallaxe – und somit auch die Entfernung – des Sterns bestimmt werden. Unter normalen Umständen, wenn die Parallaxe eines Sterns untersucht wird, ist es notwendig, die Position des Sterns in seiner Ellipse zu verschiedenen Zeiten über einen Zeitraum von mindestens einem ganzen Jahr hinweg zu messen. Die Methode, die wir anwandten, war weitaus weniger aufwendig. Sie war ausreichend genau, um festzustellen, ob Nova Cygni eine große Parallaxe hatte – auch wenn sie vielleicht nicht feinfühlig genug war, um eine kleine Parallaxe aufzudecken. An einem bestimmten Datum, das leicht berechnet werden kann, befindet sich der Stern am einen Ende der parallaktischen Ellipse, sechs Monate später am anderen Ende. Indem wir geeignete Zeiten im Jahr für unsere Beobachtungen wählten, konnten wir den Stern in diesen beiden Positionen messen, wenn er durch die Parallaxe am stärksten beeinflusst wird. Durch solche Beobachtungen versuchte ich, die Parallaxe von Nova Cygni zu ermitteln. Ihre Entfernung zu einem benachbarten Stern wurde mit dem Mikrometer in den beiden Jahreszeiten sorgfältig gemessen, in denen diese Entfernungen, falls eine Parallaxe vorhanden wäre, ihre Unterschiede zeigen würden.

Die größte Abweichung wurde festgestellt; doch konnte kein sicherer Unterschied zwischen diesen Entfernungen erkannt werden. Die Beobachtungen konnten daher die Existenz einer Parallaktikellipse nicht nachweisen – mit anderen Worten: Die Entfernung zu Nova Cygni war zu groß, um durch solche Beobachtungen gemessen werden zu können.

Es ist sicher, dass, wäre Nova Cygni einer der nächstgelegenen Sterne gewesen, diese Beobachtungen nicht erfolglos geblieben wären. Wir dürfen daher annehmen, dass Nova Cygni mindestens 20.000.000.000.000 Meilen vom Sonnensystem entfernt sein muss; die Annahme, dass der helle Ausbruch nur geringe Ausmaße hatte, muss wohl aufgegeben werden. Die intrinsische Helligkeit von Nova Cygni, wenn sie am hellsten war, kann kaum wesentlich geringer gewesen sein als die des Sonnen selbst. Wenn die Sonne sich auf die Entfernung zu Nova Cygni von uns entfernen würde, würde sie offenbar zu einem Objekt werden, das nicht heller ist als ein veränderlicher Stern. Wie die Helligkeit eines solch erstaunlichen Objekts so schnell abnahm, bleibt daher ein Rätsel, das nicht leicht zu erklären ist. Haben wir nicht gesagt, dass der Helligkeitsausbruch dieses Sterns zwischen dem 20. und 24. November 1876 stattfand? Es wäre korrekter zu sagen, dass die Nachrichten über diesen Ausbruch zu der genannten Zeit unser System erreichten. Der eigentliche Ausbruch muss mindestens drei Jahre zuvor stattgefunden haben. Tatsächlich war der Stern zu der Zeit, als er im astronomischen Weltall solches Aufsehen verursachte, bereits wieder in Bedeutungslosigkeit versunken.

Im Zusammenhang mit dem Thema dieses Kapitels müssen wir ein großes Problem betrachten, das von Sir William Herschel aufgeworfen wurde. Er stellte fest, dass die Sterne eine Eigenbewegung aufweisen; er erkannte außerdem, dass die Sonne ebenfalls ein Stern ist, einer aus der unzähligen Menge der Himmelskörper, und kam daher auf die erstaunliche Frage, ob die Sonne, wie die anderen Sterne, auch in Bewegung sei. Betrachten wir all das, was diese große Frage mit sich bringt. Die Sonne hat um sich herum eine Schar von Planeten sowie deren Begleitmonden, Kometen und zahlreiche kleinere Körper. Die Frage ist: Rotiert dieses prächtige System um die in der Mitte ruhende Sonne – oder bewegt sich das gesamte System, Sonne, Planeten und alles andere, durch den Raum?

Herschel war der Erste, der dieses wichtige Problem löste; er entdeckte, dass unsere Sonne sowie die Planeten, die sie umkreisen, sich im Weltraum bewegen. Er entdeckte das nicht nur, sondern bestimmte auch die Richtung, in die sich das System bewegt, sowie die ungefähre Geschwindigkeit, mit der diese Bewegung stattfindet. Es wurde gezeigt, dass die Sonne und ihr System sich nun auf einen Punkt am Himmel in der Nähe des Sternbilds Lyra zubewegen. Die Geschwindigkeit dieser Bewegung entspricht der Größe des Systems; schneller als die schnellste je abgefeuerte Schusskugel bewegt sich die Sonne zusammen mit der Erde und allen anderen Planeten vorwärts. Wir auf der Erde nehmen an dieser Bewegung teil. Alle halbe Stunde sind wir etwa zehntausend Meilen näher am Sternbild Lyra, als wir es wären, wenn das Sonnensystem nicht von dieser Bewegung angetrieben würde. Da wir mit dieser erstaunlichen Geschwindigkeit auf Lyra zusteuern, könnte man zunächst annehmen, dass wir bald dort ankommen würden; doch die Entfernungen zu den Sternen in dieser Gegend scheinen genauso groß zu sein wie die zu den Sternen anderswo. Wir können sicher sein, dass die Sonne und ihr System bei dieser Geschwindigkeit noch weitaus länger als eine Million Jahre unterwegs sein müssen, bevor wir die Kluft zwischen unserer gegenwärtigen Position und den Grenzen von Lyra überwunden haben. Es muss jedoch anerkannt werden, dass unsere Schätzung der tatsächlichen Geschwindigkeit, mit der unser Sonnensystem sich bewegt, äußerst ungenau ist – doch das beeinträchtigt keineswegs die Tatsache, dass wir uns in der von Herschel zunächst angegebenen Richtung bewegen (siehe Kapitel XXIII).

Es bleibt noch, die Methode zu erklären, die Herschel anwandte, um diese große Entdeckung zu machen. Es mag seltsam klingen, dass die Erkennung der Bewegung der Sonne nicht durch Beobachtung der Sonne selbst erfolgte; alle Beobachtungen des Sterns mit allen Teleskopen der Welt würden uns nichts über diese Bewegung verraten, aus dem einfachen Grund, dass die Erde, von der aus unsere Beobachtungen vorgenommen werden müssen, selbst an dieser Bewegung teilnimmt. Ein Passagier in der Kabine eines Schiffes merkt in der Regel, dass das Schiff sich bewegt, anhand der Unruhe des Meeres; doch wenn das Meer völlig ruhig ist, dann bewegen sich zwar die Tische und Stühle in der Kabine genauso schnell wie das Schiff, doch wir sehen ihre Bewegung nicht, weil wir ebenfalls mit dem Schiff unterwegs sind. Wenn wir…

Wir konnten weder aus der Kabine herausgehen noch durch die Fenster schauen – wir hätten niemals erfahren können, ob das Schiff sich bewegte oder ruhig stand. Auch konnten wir keine Ahnung haben, in welche Richtung das Schiff fuhr oder mit welcher Geschwindigkeit es sich bewegte.

Die Sonne samt ihren Planeten und Satelliten kann mit dem Schiff verglichen werden. Die Planeten können um die Sonne kreisen, genauso wie die Passagiere sich in der Kabine bewegen können. Doch genauso wie die Passagiere anhand der Gegenstände an Bord niemals erkennen können, wohin das Schiff fährt, können auch wir allein durch den Blick auf die Sonne oder die anderen Planeten bzw. Mitglieder des Sonnensystems niemals feststellen, ob unser gesamtes System sich bewegt.

Die Bedingungen für eine perfekt gleichmäßige Bewegung auf völlig ruhigem Meer werden auf den Gewässern, mit denen wir vertraut sind, nur selten erfüllt. Doch der Lauf der Sonne und ihres Systems wird durch keinerlei Störungen beeinträchtigt – daher erfolgt die Bewegung mit absoluter Gleichmäßigkeit. Wir spüren diese Bewegung nicht; und da alle Planeten zusammen mit uns unterwegs sind, können wir von ihnen keine Informationen über die gemeinsame Bewegung erhalten, die das ganze System antreibt.

Die Passagiere erfahren jedoch sofort von der Bewegung des Schiffes, sobald sie an Deck gehen und auf das umgebende Meer blicken. Nehmen wir an, ihre Reise ist fast zu Ende, das ferne Land ist bereits in Sicht, und mit dem Herannahen des Abends lässt sich der Hafen erkennen, in den das Schiff einfahren soll. Angenommen, der Hafen hat, wie oft der Fall ist, einen schmalen Eingang, und dessen Öffnung wird von Leuchttürmen auf beiden Seiten markiert. Wenn der Hafen noch weit entfernt ist, nahe am Horizont, sind die beiden Lichter dicht beieinander zu sehen. Mit dem Einbruch der Dunkelheit bleiben schließlich nur noch diese beiden Lichter sichtbar. Solange das Schiff noch einige Meilen von seinem Ziel entfernt ist, scheinen die beiden Lichter dicht beieinander zu sein; doch je geringer die Entfernung wird, desto weiter voneinander scheinen die Lichter zu liegen. Allmählich nähert sich das Schiff weiter, während die Lichter weiter auseinanderdriften – bis schließlich, wenn das Schiff in den Hafen einfährt, anstelle der beiden Lichter direkt vorne, wie zu Beginn, eines der Lichter hinter dem Schiff zurückbleibt.

Die rechte Hand – die andere befindet sich entsprechend auf der linken Seite. Wenn wir also die Bewegung des Sonnensystems herausfinden wollen, müssen wir, wie der Passagier, auf Objekte schauen, die nicht mit unserem System verbunden sind, und durch ihre scheinbaren Bewegungen unsere eigene Bewegung ermitteln. Gibt es aber im Himmel Objekte, die nicht mit unserem System verbunden sind? Wären alle Sterne wie die Erde – lediglich Anhänge unserer Sonne – dann könnten wir niemals feststellen, ob wir stillstehen oder uns bewegen: Unser System könnte sich in einem Zustand absoluter Ruhe befinden oder mit einer unvorstellbar großen Geschwindigkeit voranschreiten – ohne dass wir etwas dagegen erkennen könnten. Doch die Sterne gehören nicht zum System unserer Sonne; sie sind vielmehr selbst Sonnen und unterliegen nicht dem Einfluss unserer Sonne, wie es die Erde tun muss. Die Sterne werden daher als äußere Objekte dienen, anhand derer wir prüfen können, ob unser System sich durch den Raum bewegt.

Mit den Sternen als Leitlichtern – was sollten wir erwarten, wenn unser System sich tatsächlich bewegt? Denken Sie daran: Als das Schiff den Hafen näherkam, öffneten sich die Lichter allmählich nach rechts und links. Der Astronom verfügt ebenfalls über Lichter, mit denen er die „Navigation“ dieses riesigen Schiffes, unseres Sonnensystems, beobachten kann – und diese Lichter zeigen den Weg an, den das System nimmt. Wenn unser Sonnensystem sich bewegt, sollten wir erwarten, dass die Sterne allmählich von jenem Punkt am Himmel wegdriften, in Richtung dessen sich unsere Bewegung erstreckt. Genau das ist auch der Fall: Die Sterne in den Sternbildern entfernen sich allmählich von einem zentralen Punkt in der Nähe des Sternbilds Lyra – daraus schließen wir, dass sich die Bewegung des Sonnensystems in Richtung Lyra richtet.

Es gibt eine große Schwierigkeit bei der Diskussion dieser Frage: Haben wir nicht bereits festgestellt, dass die Sterne selbst sich tatsächlich bewegen? Es scheint sicher zu sein, dass jeder Stern – einschließlich der Sonne selbst als Stern – eine eigene Bewegung hat. Die Bewegungen der Sterne, wie wir sie wahrnehmen, sind teilweise scheinbar und teilweise real; sie entstehen teilweise aus der tatsächlichen Bewegung jedes Sterns selbst und teilweise aus der Bewegung der Sonne, an der wir teilhaben – wodurch eine scheinbare Bewegung des Sterns entsteht. Wie lassen sich diese voneinander unterscheiden? Unsere Teleskope und Beobachtungen können das niemals erreichen.

Diese Zerlegung direkt. Um die Analyse durchzuführen, griff Herschel auf bestimmte geometrische Methoden zurück. Seine Materialien waren zu jener Zeit nur spärlich, doch in seinen Händen erwiesen sie sich als ausreichend, und er kündigte mutig seine Entdeckung der Bewegung des Sonnensystems an.

Eine derart erstaunliche Ankündigung erforderte den strengsten Test, den die raffiniertesten astronomischen Mittel bieten konnten. Es gibt eine bestimmte, mächtige und feine Methode, die Astronomen anwenden, um die Natur zu interpretieren. Bischof Butler sagte, dass die Wahrscheinlichkeit der Leitfaden des Lebens sei. Die Eigenbewegung eines Sterns muss in zwei Teile zerlegt werden – einen wirklichen und einen scheinbaren. Wenn mehrere Sterne betrachtet werden, können wir uns eine unendliche Anzahl von Möglichkeiten vorstellen, wie die Bewegungen jedes Sterns auf diese Weise zerlegt werden können. Jede dieser vorstellbaren Aufteilungen hat ein gewisses Element der Wahrscheinlichkeit auf ihrer Seite. Es ist die Aufgabe des Mathematikers, das Ausmaß dieser Wahrscheinlichkeit zu bestimmen. Die Situation ist also folgende: Unter allen verschiedenen Systemen muss eines richtig sein. Wir können nicht mit Sicherheit das richtige System ausmachen, aber wir können das wählen, das den höchsten Grad an Wahrscheinlichkeit auf seiner Seite hat, und somit dem von Butler bereits erwähnten Prinzip folgen. Ein Mathematiker würde seinen Ansatz als Methode der kleinsten Quadrate beschreiben. Seit Herschels Entdeckung vor hundert Jahren haben viele Astronomen, die Beobachtungen von Hunderten von Sternen nutzten, dasselbe Problem untersucht. Mathematiker haben jede Erweiterung ausgeschöpft, die die Theorie der Wahrscheinlichkeiten bietet – doch nur um die Richtigkeit jener großartigen Theorie zu bestätigen, die offenbar zu den Geniestreichen Herschels gehörte.

KAPITEL XXII.
STERNHAUFEN UND NEBEL.
Interessante Himmelsobjekte – Sterne, die nicht gleichmäßig verteilt sind – Sternhaufen – Ihre Arten – Der Sternhaufen im Perseus – Der Kugelsternhaufen im Herkules – Die Milchstraße – Ein Haufen winziger Sterne – Die Magellanschen Wolken – Nebel, die sich von Wolken unterscheiden – Anzahl der bekannten Nebel – Das Sternbild Orion – Die Position des Großen Nebels – Der wunderbare Stern θ Orionis – Zeichnungen des Großen Nebels mit dem Teleskop von Lord Rosse – Fotografien dieses wunderbaren Objekts – Der Große Nebel in Andromeda – Der ringförmige Nebel in Lyra – Ähnlichkeit mit Wirbelringen – Planetarische Nebel – Zeichnungen mehrerer bemerkenswerter Nebel – Natur der Nebel – Spektren der Nebel – Ihre Verteilung; die Milchstraße.

Wir haben bereits den Saturn als eines der prächtigsten astronomischen Schauspiele am Himmel erwähnt. Abgesehen von den offensichtlichen Attraktionen der Sonne und des Mondes gibt es vielleicht noch zwei weitere Objekte, die aus diesen Breitengraden aus sichtbar sind und in Bezug auf Pracht und Interesse ihrer teleskopischen Darstellung mit dem Saturn konkurrieren können. Eines dieser Objekte ist der Sternhaufen im Herkules; das andere ist der große Nebel im Orion. Wir betrachten diese Objekte als typisch für die beiden großen Kategorien von Himmelskörpern, die in diesem Kapitel unter dem Titel „Sternhaufen und Nebel“ erörtert werden.

Die Sterne, deren Zahl in mehreren Millionen liegt und den Himmel übersät, sind nicht gleichmäßig verteilt. Wir können erkennen, dass während einige Gebiete relativ karg sind, andere von Sternen in großer Menge bevölkert sind. Manchmal haben wir eine kleine Gruppe wie die Plejaden; manchmal wiederum ein riesiges Gebiet am Himmel, das mit Sternen übersät ist – wie es bei der Milchstraße der Fall ist. Solche Objekte werden als Sternhaufen bezeichnet. In den Sternhaufen finden wir alle möglichen Arten: Manchmal sind die Sterne aufgrund ihrer Helligkeit bemerkenswert, manchmal wegen ihrer enormen Anzahl, und manchmal aufgrund der außergewöhnlichen Art und Weise, wie sie gruppiert sind. Manchmal ist ein Sternhaufen mit leuchtend farbigen Sternen geschmückt; manchmal liegen die leuchtenden Punkte so dicht beieinander, dass ihre einzelnen Strahlen…

Er kann nicht getrennt werden; manchmal sind die Sterne so klein oder so weit entfernt, dass der Sternhaufen kaum von einer Nebelregion zu unterscheiden ist.

Von den Sternhaufen, die sowohl durch die Vielfalt als auch durch die Helligkeit ihrer einzelnen Sterne bemerkenswert sind, können wir den Sternhaufen im Schwertgriff des Perseus erwähnen. Die Position dieses Objekts ist auf Abbildung 83 auf Seite 415 eingezeichnet. Mit bloßem Auge ist ein verschwommener Fleck sichtbar, der durch das Teleskop in zwei Sternhaufen aufgeteilt wird, die durch eine kurze Entfernung voneinander getrennt sind. In jedem dieser Sternhaufen befinden sich unzählige Sterne, die so dicht beieinander liegen, dass sie das Sichtfeld des Teleskops ausfüllen. Die Pracht dieses Objekts wird deutlich, wenn man bedenkt, dass jeder dieser Sterne selbst eine leuchtende Sonne ist – vielleicht sogar in ihrer Helligkeit mit unserer eigenen Sonne vergleichbar. Es gibt jedoch Regionen am Himmel in der Nähe des Südkreuzes, die natürlich von nördlichen Breitengraden aus nicht sichtbar sind, in denen Teile der Milchstraße noch reichhaltiger erscheinen als der Sternhaufen im Perseus.

Die auffälligste Art von Sternhaufen findet sich im Sternbild Herkules. Hier handelt es sich um eine Gruppe winziger Sterne, die offenbar eine annähernd kugelförmige Struktur aufweisen. Abbildung 96 zeigt dieses Objekt, wie es mit Lord Rosses großem Teleskop wahrgenommen wurde; darauf sind drei strahlende Streifen zu erkennen, in denen die Sterne weniger zahlreich zu sein scheinen als anderswo. Es wird geschätzt, dass dieser Sternhaufen zwischen 1.000 und 2.000 Sterne enthält, die alle in einem äußerst kleinen Teil des Himmels konzentriert sind. Im sehr kleinen Teleskop ähnelt dieses Objekt einer Nebelregion. Die Position des Sternhaufens im Herkules ist in einem bereits dargestellten Diagramm zu sehen (Abbildung 88, Seite 420). Wir haben diese prächtige Ansammlung von Sternen bereits als eines der drei besonders interessanten Objekte am Himmel bezeichnet.

PLATTE D.
Milchstraße in der Nähe von Messier II.
Aufgenommen von E.E. Barnard am 29. Juni 1892.

Die Milchstraße bildet einen Gürtel, der mit mehr oder weniger regelmäßigen Abständen den gesamten Himmel umschließt; durch ein Teleskop erscheint sie als Ansammlung unzähliger winziger Sterne. An manchen Stellen sind die Sterne viel zahlreicher als an anderen. Alle diese Sterne sind unvergleichlich weiter entfernt als die Sonne, die sie umgibt – es ist daher offensichtlich, dass unsere Sonne sowie das System, das zu ihr gehört, tatsächlich innerhalb der Milchstraße liegen. Es scheint verlockend zu sein, diesen Gedanken weiterzuverfolgen.

Es wird vorgeschlagen, dass die ganze Milchstraße letztendlich vielleicht nur ein Sternhaufen sein könnte – von der Größe her vergleichbar mit einigen anderen Sternhaufen, die wir sehen können. Von einem entfernten Punkt im Weltraum aus würde die Milchstraße wie einer der vielen Sternhaufen erscheinen, zu denen auch unsere Sonne als unauffällige Einheit gehört.

In der südlichen Hemisphäre gibt es zwei riesige Massen, die mit bloßem Auge deutlich sichtbar sind und wie abgetrennte Teile der Milchstraße aussehen. Sie können von Beobachtern in unserer Breitengradregion nicht gesehen werden und werden als Magellansche Wolken bezeichnet. Ihre Struktur, wie sie einem Beobachter mit einem leistungsstarken Teleskop sichtbar wird, ist äußerst komplex. Sir John Herschel, der diese bemerkenswerten Objekte besonders untersucht hat, gibt folgende Beschreibung von ihnen: „Die Grundstruktur beider Wolken besteht aus großen Flächen und Bereichen mit Nebelbildung in jedem möglichen Grad der Auflösung – von leicht zu unterscheidenden Strukturen in einem Teleskop mit 18-Zoll-Öffnung bis hin zu vollständig getrennten Sternen, ähnlich wie in der Milchstraße.“

Die Clustergruppen sind ausreichend isoliert und verdichtet, um als unregelmäßige – in einigen Fällen sogar ziemlich reiche – Cluster bezeichnet zu werden. Doch neben diesen gibt es auch zahlreiche Nebel sowie Kugelsternhaufen in jedem möglichen Zustand der Verdichtung. Es lässt sich kaum bezweifeln, dass die beiden Nebel, die grob gesagt rund oder vielmehr oval sind, nicht zufällig durch eine große Anzahl sehr unterschiedlicher Objekte entstanden sind, die in verschiedenen Entfernungen entlang derselben Sichtlinie angeordnet sind, sondern dass sie tatsächlich zwei große Systeme von Objekten darstellen, die sich in ihrer Zusammensetzung stark unterscheiden und hier in der Nähe voneinander versammelt sind – obwohl sie im Allgemeinen nicht in der Milchstraße in der Nähe voneinander existieren; mit der man sonst aufgrund des bloßen Blicks mit den Magellanschen Wolken in Verbindung bringen würde.

Wenn wir ein gutes Teleskop zum Himmel richten, stoßen wir gelegentlich auf eines der bemerkenswerten Himmelsobjekte, die als Nebel bekannt sind. Es handelt sich dabei um schwache, neblige Flecken oder Lichtflecken auf dem schwarzen Hintergrund des Himmels. Sie sind fast alle mit bloßem Auge unsichtbar. Diese Himmelsobjekte dürfen keinesfalls mit Wolken im üblichen Sinne des Wortes verwechselt werden. Letztere existieren nur in der Atmosphäre, während Nebel in den Tiefen des Weltraums liegen. Wolken leuchten durch das Licht der Sonne, das sie an uns reflektieren; Nebel leuchten ohne fremdes Licht – sie sind selbstleuchtend. Wolken ändern sich von Stunde zu Stunde; Nebel ändern sich nicht einmal von Jahr zu Jahr. Wolken sind viel kleiner als die Erde; während der kleinste bekannte Nebel unvergleichlich größer ist als die Sonne. Wolken befinden sich nur wenige Meilen von der Erde entfernt; die Nebel hingegen sind fast unvorstellbar weit entfernt.

Kurz nachdem Herschel und seine Schwester in Slough angekommen waren, begann er systematisch die nördlichen Himmelsregionen zu untersuchen. Für solche Beobachtungen ist es unerlässlich, dass der Himmel wolkenfrei ist – bereits das Licht des Mondes reicht aus, um die schwächeren und interessanteren Objekte zu überdecken. Die Arbeit musste in den langen, klaren Winternächten verrichtet werden, wenn die Sterne hell leuchteten und der blassere Weg der Milchstraße sich über den Himmel erstreckte. Das Teleskop wurde dabei in diese Richtung gerichtet.

Der Himmel – die gewöhnliche tägliche Bewegung, durch die Sonne und Sterne scheinbar auf- und untergehen – führt die Sterne über den Sichtbereich hinweg in einem prächtigen Panorama. Die Sterne treten langsam in den Sichtbereich ein, bewegen sich dort langsam weiter und verlassen ihn wieder, um von anderen ersetzt zu werden. So kann der Beobachter, indem er einfach passiv am Okular bleibt, einen Sichtbereich nach dem anderen vor sich vorbeiziehen sehen und deren Inhalt untersuchen. Es folgt daraus, dass bereits ohne Bewegung des Teleskops ein langer, schmaler Streifen des Himmels betrachtet werden kann; durch leichte Bewegungen des Teleskops nach oben und unten kann die Breite dieses Streifens angemessen erhöht werden. An einem anderen Abend wird das Teleskop in eine andere Position gebracht, und ein weiterer Himmelsstreifen wird untersucht; so kann im Laufe der Zeit der ganze Himmel sorgfältig untersucht werden.

Herschel steht am Okular und beobachtet den prächtigen Zug der Himmelskörper. In der Nähe sitzt seine Schwester Caroline an ihrem Schreibtisch, mit Stift in der Hand, um die Beobachtungen aufzuschreiben, sobald sie aus dem Mund ihres Bruders kommen. Vor ihr befinden sich ein Chronometer, mit dem sie die Zeit notieren kann, sowie ein Gerät, das die Höhe des Teleskops anzeigt, damit sie die genaue Position des Objekts zusammen mit der Beschreibung, die ihr Bruder diktiert, aufzeichnen kann. So war das großartige Konzept, das diese Brüder und Schwestern entwickelt hatten, um es zum Gegenstand ihrer lebenslangen Hingabe zu machen. Die Entdeckungen, die Herschel machen sollte, würden nicht in Zehnern oder Hunderten, sondern in Tausenden gezählt werden. Die Aufzeichnungen dieser Entdeckungen finden sich in den „Philosophical Transactions of the Royal Society“ und gehören zu den wertvollsten Schätzen dieser Sammlung. Es oblag Sir John Herschel, dem einzigen Sohn von Sir William, die Arbeit seines Vaters fortzusetzen, indem er die Untersuchung des nördlichen Himmels wiederholte und sie auf die Südhalbkugel ausdehnte. Zu diesem Zweck unternahm er eine Reise nach Kap der Guten Hoffnung und blieb dort so lange, wie nötig war, um diese große Arbeit zu vollenden.

Abb. 97 – Das Sternbild Orion, mit Anzeige der Position des Großen Nebels.

Durch die gigantischen Bemühungen, die von diesen Beobachtern initiiert und von anderen fortgesetzt wurden, sind uns heute etwa achttausend Nebel bekannt – und mit jeder Verbesserung des Teleskops werden weitere Nebel zu dieser Liste hinzugefügt. Sie unterscheiden sich voneinander genauso wie achttausend zufällig ausgewählte Kieselsteine an einem Meerstrand: in Form, Größe, Farbe und Material – doch ähneln sie dennoch, genau wie die Kieselsteine, einander in gewisser Weise. Eine detaillierte Beschreibung dieser Klasse von Objekten würde bei weitem die Grenzen dieses Kapitels überschreiten; wir werden lediglich einige Nebel auswählen – natürlich jene mit dem bemerkenswertesten Charakter sowie solche, die als Vertreter der verschiedenen Gruppen dienen, in die Nebel eingeteilt werden können.

Tafel XIV.
Die große Nebelwolke im Orion.

Wir haben bereits erwähnt, dass die große Nebelwolke im Sternbild Orion zu den interessantesten Objekten am Himmel gehört. Ebenso bemerkenswert ist sie – egal ob man ihren Umfang oder ihre Helligkeit betrachtet, die Sorgfalt, mit der sie untersucht wurde, oder der Erfolg der Bemühungen, etwas über ihren Charakter in Erfahrung zu bringen. Um dieses Objekt zu finden, wenden wir uns Abbildung 97 zu, in der die wichtigsten Sterne dieses Sternbildes dargestellt sind; dort zeigt der Buchstabe A den mittleren der drei Sterne, die den Griff des „Schwerts“ des Orion bilden. Über diesem „Griff“ befinden sich die drei Sterne, die den berühmten Gürtel bilden, der am winterlichen Himmel besonders auffällt. Der Stern a wirkt bei genauer Betrachtung mit bloßem Auge etwas neblig. Im Jahr 1618 richtete Cysat ein Teleskop auf diesen Stern und sah um ihn herum einen seltsamen, leuchtenden Nebel – es handelte sich dabei um die große Nebelwolke. Seit seiner Zeit wird dieses Objekt weiterhin…

Es wurde von vielen Astronomen sorgfältig untersucht, wodurch zahlreiche Beobachtungen der Großen Nebelwolke gemacht wurden – sogar ganze Bücher wurden darüber geschrieben. Jedes gewöhnliche Teleskop kann das Objekt bis zu einem gewissen Grad zeigen, doch je leistungsstärker das Teleskop ist, desto mehr interessante Details werden sichtbar.

Zunächst einmal ist das Objekt, das wir mit θ Orionis bezeichnet haben – auch als Trapez von Orion bekannt – an sich das auffälligste Mehrfachsternsystem im gesamten Himmel. Es besteht tatsächlich aus sechs Sternen, die im folgenden Diagramm (Abb. 98) dargestellt sind. Diese Sterne liegen so nahe beieinander, dass ihre zusammenfließenden Lichtstrahlen ohne Teleskop nicht unterschieden werden können. Vier von ihnen lassen sich bereits mit ganz einfachen Instrumenten erkennen, doch die beiden kleineren Sterne erfordern Teleskope mit erheblicher Leistung. Und doch handelt es sich bei diesen Sternen um Sonnen, die in ihrer Helligkeit vielleicht mit unserer Sonne vergleichbar sind.

Es ist durchaus bemerkenswert, dass diese unübertroffene Gruppe von sechs Sonnen von der berühmten Nebelwolke umgeben ist. Sowohl die Nebelwolke als auch das Mehrfachsternsystem wären für sich allein von außergewöhnlichem Interesse – hier haben wir jedoch eine Kombination beider. Es scheint unmöglich, nicht zu dem Schluss zu kommen, dass das Mehrfachsternsystem tatsächlich in der Nebelwolke liegt – und nicht nur darin.

Im selben Blickfeld. Es scheint tatsächlich äußerst unwahrscheinlich zu sein, anzunehmen, dass die Darstellung dieser beiden außergewöhnlichen Objekte im selben Sichtfeld rein zufällig ist. Wenn der Mehrfachstern tatsächlich in der Nebelwolke befindet, dann liefert dieses Objekt den Beweis dafür, dass in jedem Fall die Entfernung einer Nebelwolke eine Größe von derselben Größenordnung wie die Entfernung eines Sterns ist. Leider ist das fast das ganze Ausmaß unseres Wissens über die Entfernungen der Nebelwolken zur Erde.

Der Große Orionnebel umgibt den Mehrfachstern und erstreckt sich über weite Entfernungen in den angrenzenden Raum hinaus. Der gepunktete Kreis um den mit „a“ markierten Stern in Abbildung 97 gibt ungefähr den Umfang des Nebels wieder, wie er mit einem mäßig guten Teleskop sichtbar ist. Der Nebel hat eine schwach blaue Farbe, die in einer Zeichnung nicht dargestellt werden kann. Seine Helligkeit ist an manchen Stellen viel größer als an anderen; die zentralen Bereiche sind im Allgemeinen am hellsten, und die Helligkeit nimmt allmählich ab, je näher man dem Rand des Nebels kommt. Tatsächlich kann man kaum sagen, dass der Nebel eine klare Grenze hat, denn mit jeder Steigerung der Teleskopleistung lassen sich immer weitere, schwach sichtbare Strukturen erkennen. Es scheint im Nebel direkt um den Mehrfachstern herum ein leerer Raum zu geben, doch das ist lediglich eine Illusion, die durch den Kontrast zum strahlenden Licht der Sterne entsteht – schließlich zeigt die spektroskopische Untersuchung des Nebels, dass die nebelartige Materie zwischen den Sternen kontinuierlich ist.

Die hier gezeigte Abbildung des Großen Orionnebels (Tafel XIV.) zeigt in verkleinerter Form die detaillierte Zeichnung dieses Objekts, die mit dem großen Refraktorteleskop des Earl of Rosse in Parsonstown angefertigt wurde.[40] Ein teleskopisches Bild des Nebels zeigt zweihundert oder mehr Sterne, die über seine Oberfläche verstreut sind. Es ist nicht notwendig anzunehmen, dass diese Sterne, wie der Mehrfachstern, in der Substanz des Nebels eingebettet sind; sie können entweder vor ihm liegen oder, seltener, hinter ihm, sodass sie auf denselben Himmelsbereich projiziert werden.

TABELLE XV.
FOTO DER NEBELSCHAAR 31 M ANDROMEDÆ
Belichtungszeit: 4 Stunden, vergrößert um das 3-Fache.
Aufgenommen von Herrn Isaac Roberts am 29. Dezember 1882.

Eine beträchtliche Anzahl von Zeichnungen dieses einzigartigen Objekts wurde von anderen Astronomen angefertigt. Unter diesen müssen wir diejenigen erwähnen, die vom Professor Bond in Cambridge, Massachusetts, erstellt wurden – sie weisen eine Detailgenauigkeit auf, die jeder Studierende dieses Objekts unbedingt anerkennen muss. In den letzten Jahren wurden auch erfolgreiche Versuche unternommen, die große Nebelregion zu fotografieren. Der verstorbenen Professor Draper gelang es, einige hervorragende Fotos zu erhalten. In England war Herr Common der Erste, der ausgezeichnete Fotos der Nebelregion aufnahm; außerdem wurden hervorragende Fotos desselben Objekts von Dr. Roberts sowie Herrn W.E. Wilson erstellt, die eine enorme Ausdehnung der Nebelregion in Gebiete zeigen, von deren Existenz zuvor nichts bekannt war.

Der große Nebel in Andromeda, der mit bloßem Auge nur schwach sichtbar ist, ist auf Tafel XV dargestellt. Diese Tafel wurde mit Genehmigung aus einem der erstaunlichen Fotos erstellt, die Dr. Isaac Roberts aufgenommen hat. Zwei dunkle Kanäle innerhalb des Nebels fallen sofort ins Auge, ebenso wie die Anzahl der schwach leuchtenden Sterne, die über seine Oberfläche verstreut sind. Um dieses Objekt zu finden, muss man nach Cassiopeia sowie dem Großen Quadrat des Pegasus suchen – dann lässt sich der Nebel leicht an der auf Seite 413 angegebenen Stelle erkennen. Im Jahr 1885 erschien plötzlich ein neuer Stern der siebten Größe in der Nähe des hellsten Teils des Nebels; nach einigen Monaten verschwand er wieder und wurde unsichtbar.

Der Nebel in Lyra ist der auffälligste Ringnebel am Himmel – doch man sollte nicht annehmen, dass er das einzige Mitglied dieser Klasse ist. Insgesamt gibt es etwa ein Dutzend solcher Objekte. Es scheint schwierig zu sein, sich ein angemessenes Bild von der Natur eines solchen Körpers zu machen. Dennoch ist es unmöglich, die ringförmigen Nebel anzusehen, ohne an jene eleganten Strukturen zu denken, die als Wirbelringe bekannt sind. Wer hat noch nicht bemerkt, wie ein anmutiger Dampfring gelegentlich aus dem Schornstein einer Lokomotive entweicht, in die Luft aufsteigt und erst nach einiger Zeit verschwindet, nachdem der gewöhnliche Dampf bereits verflogen ist? Solche Wirbelringe können künstlich durch eine kubische Box erzeugt werden, deren eine offene Seite mit Leinwand bedeckt ist, während auf der gegenüberliegenden Seite ein kreisförmiges Loch vorhanden ist. Ein Hahn…

Auf der Leinwand entsteht dadurch ein Wirbelring, der vom Loch ausgeht; und wenn die Box mit Rauch gefüllt ist, ist dieser Ring über einen großen Teil seines Weges sichtbar. Es wäre sicherlich übertrieben zu behaupten, dass die ringförmigen Nebel irgendeine reale Analogie zu Wirbelringen aufweisen; aber es gibt zumindest kein anderes uns bekanntes Objekt, mit dem man sie vergleichen könnte.

Im Himmel gibt es zahlreiche winzige, aber leuchtende Objekte, die als planetare Nebel bezeichnet werden. Sie lassen sich nur als Kugeln aus leuchtend bläulichem Gas beschreiben – oft so klein, dass sie durch ein Teleskop für Sterne gehalten werden können. Eines der bemerkenswertesten dieser Objekte befindet sich im Sternbild Drache und liegt auf halbem Weg zwischen dem Polstern und dem Stern γ Draconis. Einige der kürzlich entdeckten planetaren Nebel sind äußerst klein; sie konnten erst durch das Spektroskop von kleinen Sternen unterschieden werden. Es sei auch darauf hingewiesen, dass solche Objekte aufgrund ihrer blauen Farbe im Brechteleskop etwas außerhalb des sternlichen Fokuses liegen. Dies gilt nicht für Reflektorteleskope, da diese alle Strahlen auf einen gemeinsamen Fokus lenken.

Es gibt noch viele weitere Arten von Nebeln: es gibt lange neblige Strahlen, die wunderbaren Spiralen, die mit Lord Rosses großem Reflektorteleskop entdeckt wurden, sowie Doppelnebel. Doch all diese verschiedenen Objekte müssen wir hier nur kurz erwähnen. Es ist äußerst schwierig, solche Nebel bildlich darzustellen. Die meisten von ihnen sind sehr schwach – so schwach, dass sie selbst mit leistungsstarken Instrumenten nur bei genauer Betrachtung sichtbar sind. Bei der Zeichnung dieser Objekte ist es daher unmöglich, die schwächeren Merkmale nicht zu verstärken, wenn ein verständliches Bild entstehen soll. Mit dieser Vorsicht präsentieren wir jedoch Tafel XVI., auf der mehrere der bemerkenswertesten Nebel zu sehen sind, wie sie durch Lord Rosses großes Teleskop wahrgenommen wurden.

Abb. 99 – Die Nebelsternansammlung N.G.C., 1.499.
(Von E.E. Barnard, Lick-Observatorium, 21. September 1895.)

Die tatsächliche Natur der Nebel stellt ein äußerst interessantes Problem dar, das natürlich viele Jahre lang den Geist des ersten gewissenhaften Beobachters von Nebeln, William Herschel, beschäftigte. Zunächst nahm er an, dass alle Nebel nichts anderes seien als dichte Ansammlungen von Sternen – eine durchaus natürliche Schlussfolgerung für jemanden, der die optische Leistungsfähigkeit von Teleskopen so stark verbessert hatte und es gewohnt war zu sehen, wie viele Objekte, die mit einem kleinen Teleskop nebelhaft erschienen, bei Betrachtung mit einem Teleskop mit großer Öffnung in Sterne „aufgelöst“ wurden. Doch im Jahr 1864, als Sir William Huggins erstmals ein mit einem Spektroskop ausgestattetes Teleskop auf einen der planetarischen Nebel richtete, wurde deutlich, dass zumindest einige Nebel tatsächlich Wolken aus feurigem Dunst waren und keine Sternhaufen.

Im nächsten Kapitel werden wir uns mit den Spektren der Fixsterne beschäftigen, doch hier können wir bereits vorab erwähnen, dass diese Spektren kontinuierlich sind und im Allgemeinen den gesamten Spektralbereich von Rot bis Violett zeigen – genauso wie im Sonnenspektrum – allerdings mit vielen wichtigen Unterschieden hinsichtlich des Vorhandenseins dunkler und heller Linien. Ein Sternhaufen muss natürlich ein ähnliches Spektrum liefern, das aus der Überlagerung der Spektren der einzelnen Sterne im Haufen entsteht. Viele Nebel weisen ein solches Spektrum auf – beispielsweise der große Nebel in Andromeda. Doch daraus folgt keineswegs, dass es sich bei diesen Objekten nur um Sternhaufen aus gewöhnlichen Sternen handelt, denn ein kontinuierliches Spektrum kann nicht nur durch Materie im flüssigen oder festen Zustand oder durch Gase unter hohem Druck erzeugt werden, sondern auch durch Gase unter niedrigem Druck, aber hoher Temperatur unter bestimmten Bedingungen. Ein kontinuierliches Spektrum bei einem Nebel bedeutet daher nicht unbedingt, dass es sich um einen Haufen von Körpern handelt, die in Größe und allgemeiner Struktur unserem Sonnen vergleichbar sind. Wenn jedoch ein Nebel ein Spektrum mit hellen Linien aufweist, können wir sicher sein, dass im untersuchten Objekt Gase unter niedrigem Druck vorhanden sind. Und genau das stellte Sir William Huggins bei vielen Nebeln fest. Als er erstmals beschloss, die Spektren von Nebeln zu untersuchen, wählte er für seine Beobachtungen jene Objekte aus, die als planetarische Nebel bekannt sind – kleine, runde oder leicht ovale Scheiben, in der Regel ohne zentrale Verdichtung und ähnlich unscharfen Planeten. Die Farbe ihres Lichts ist oft bläulich gefärbt.

Grün ist bemerkenswert – schließlich handelt es sich dabei um eine Farbe, die bei Einzelsternen äußerst selten vorkommt. Das Spektrum erwies sich als völlig anders als das jedes anderen Sterns und bestand lediglich aus drei oder vier hellen Linien. Die helleste dieser Linien befindet sich im blaugrünen Bereich des Spektrums und wurde anfangs für identisch mit einer Linie im Spektrum des Stickstoffs gehalten. Doch genauere Messungen zeigten, dass weder diese noch die zweite nebulöse Linie mit irgendeiner dunklen Linie im Sonnenspektrum übereinstimmen und auch nicht im Labor experimentell erzeugt werden können. Daher können wir sie keinem bekannten Element zuordnen. Die dritte und vierte Linie erwiesen sich sofort als identisch mit den beiden Wasserstofflinien, die im Sonnenspektrum als F und g bezeichnet werden.

TABELLE E.
NEBELIMMER IN DEN PLEIADEN.
Aus einem Foto von Dr. Isaac Roberts.

Die Spektralanalyse hat hier, wie auch bei vielen anderen Gelegenheiten, Dienste geleistet, die kein Teleskop je hätte erbringen können. Die Spektren der Nebel wurden nach Huggins sowohl visuell als auch fotografisch von Vogel, Copeland, Campbell, Keeler und anderen untersucht – und es gibt sehr viele äußerst schwache Spektren.

Neben den vier Linien, die ein Instrument mittlerer Größe aufweist, wurden weitere Linien festgestellt. Bemerkenswert ist, dass die rote C-Linie des Wasserstoffs, die normalerweise sehr hell ist, in den Spektren der Nebel entweder fehlt oder äußerst schwach ist. Experimente von Frankland und Lockyer haben jedoch gezeigt, dass unter bestimmten Temperaturen und Druckbedingungen das komplexe Spektrum des Wasserstoffs auf eine einzige grüne Linie, die F-Linie, reduziert wird. Es ist daher nicht überraschend, dass die Spektren gasförmiger Nebel relativ einfach sind – schließlich neigen die wahrscheinlich niedrige Dichte der Gase sowie die Schwäche dieser Objekte dazu, die Spektren auf eine geringe Anzahl von Linien zu reduzieren. Einige gasförmige Nebel weisen außerdem schwache kontinuierliche Spektren auf; der Ort der maximalen Helligkeit liegt dabei nicht im Gelben (wie im Sonnenspektrum), sondern eher im Grünen. Wahrscheinlich handelt es sich bei diesen kontinuierlichen Spektren tatsächlich um eine Ansammlung sehr schwacher, leuchtender Linien.

Eine Liste aller bekannten Nebel mit gasförmigem Spektrum würde derzeit etwa achtzig Mitglieder umfassen. Neben den planetarischen Nebeln gehören auch viele große, weiter verbreitete Nebel zu dieser Klasse – genauso wie der ringförmige Nebel in Lyra und der große Nebel in Orion. Es versteht sich von selbst, dass es von besonderem Interesse ist, dieses beeindruckende Objekt unter den Nebeln gasförmiger Natur zu finden. In diesem Nebel entdeckte Copeland die wunderbare D3-Linie des Heliums – zu einer Zeit, als „Helium“ noch nur ein Name, etwas Hypothetisches war; heute wissen wir jedoch, dass es ein Element ist, das im Universum sehr weit verbreitet ist. Seitdem wurde es in mehreren anderen Nebeln gefunden. Die Leichtigkeit, mit der das charakteristische gasförmige Spektrum erkannt werden kann, hat die Idee hervorgerufen, den Himmel mit einem Spektroskop abzusuchen, um neue planetarische Nebel aufzuspüren. Tatsächlich wurden auf diese Weise von Pickering und Copeland zahlreiche Objekte entdeckt – ebenso kürzlich von Pickering durch die Untersuchung von Spektrophotografien verschiedener Himmelsregionen. Die meisten dieser neuen Objekte sehen durch ein Teleskop aus wie gewöhnliche Sterne; ihre wahre Natur hätte ohne das Spektroskop niemals erkannt werden können.

Wenn wir an einem klaren Abend zum sternübersäten Himmel aufblicken, scheinen die Sterne auf den ersten Blick sehr unregelmäßig über dem Himmel verteilt zu sein. Hier und da bilden einige helle Sterne charakteristische Gruppen wie Orion oder der Große Bär, während andere, genauso große Bereiche fast frei von hellen Sternen sind und nur wenige unbedeutende Sterne enthalten. Wenn wir ein Fernglas oder ein anderes kleines Teleskop nehmen und damit den Himmel abscannen, scheint das Ergebnis dasselbe zu sein – mal stoßen wir auf Bereiche, die reich an Sternen sind, mal auf relativ leere Stellen. Doch wenn wir uns der Zone der Milchstraße nähern, sind wir von der raschen Zunahme der Anzahl der Sterne überrascht, die das Sichtfeld des Teleskops füllen; und wenn wir schließlich die Milchstraße selbst erreichen, ist es mit bloßem Auge kaum möglich, die einzelnen Lichtpunkte voneinander zu unterscheiden. Sie sind so dicht beieinander, dass sie für das bloße Auge den Eindruck eines breiten, aber sehr unregelmäßigen Bandes aus schwachem Licht erwecken – ein Band, das selbst ein leistungsstarkes Teleskop an manchen Stellen nur schwer in einzelne Sterne auflösen kann. Wie können wir diese bemerkenswerte Anordnung der Sterne erklären? Warum sehen wir in den Teilen des Himmels, die am weitesten von der Milchstraße entfernt sind, so wenige Sterne, und in oder nahe dieser wunderbaren Bahn so viele? Der erste Versuch, diesen Fragen eine Antwort zu geben, unternahm Thomas Wright, ein Instrumentenbauer aus London, in einem 1750 veröffentlichten Buch. Er nahm an, dass die Sterne unseres siderischen Systems in einer riesigen Schicht verteilt sind, deren Dicke im Vergleich zu Länge und Breite unbedeutend ist. Stellten wir uns nun einen großen Glasstein vor, in dem gleichmäßig eine große Menge Sandkörner oder ähnlicher feiner Partikel eingebettet wäre, und könnten unseren Blick irgendwo in der Nähe des Zentrums dieses Steins richten, dann wäre es leicht zu verstehen, dass wir in der Nähe der Achse des Steins nur sehr wenige Partikel sehen würden, aber viele, wenn wir in Richtung eines beliebigen Punktes auf der Umfangskreislinie blickten. Das war Wrights Vorstellung von der Struktur der Milchstraße – er nahm außerdem an, dass die Sonne nicht allzu weit vom Zentrum dieser sternigen Schicht entfernt liegt.

PLATTE F.

ω CENTAURI.
Aus einer Zeichnung aus den Veröffentlichungen des Harvard College Observatory.

Falls die Milchstraße selbst nicht existieren würde – und wir nur auf diesem Faktum aufbauen könnten –, dann würden die Sterne scheinbar in großer Anzahl in Richtung eines bestimmten Kreises (fast ein Großkreis), der den Himmel durchquert, auftreten. In diesem Fall könnte die Scheibentheorie durchaus Vorteile haben. Doch die teleskopische Untersuchung der Milchstraße sowie die erstaunlichen Fotos ihrer komplexen Struktur, die von Professor Barnard erstellt wurden, haben der alten Theorie den Todesstoß versetzt. Es ist daher durchaus vernünftig anzunehmen, dass die Milchstraße tatsächlich – und nicht nur scheinbar – ein mächtiger Sternstrom ist, der den Himmel umgibt. Wir werden kurz einige Fakten erwähnen, die in diese Richtung deuten. Schon ein kurzer Blick zeigt, dass die Milchstraße kein einziger Lichtgürtel ist: In der Nähe des Sternbildes Adler teilt sie sich in zwei Äste auf, zwischen denen ein ziemlich großer Abstand besteht. Diese Äste treffen erst wieder zusammen, nachdem sie weit in die Südhalbkugel vorgedrungen sind. Um dies zu erklären, musste die Scheibentheorie davon ausgehen, dass die Sternschicht fast bis zum Zentrum hin in zwei Teile geteilt sei. Doch selbst wenn wir das zulassen, wie können wir dann die zahlreichen, mehr oder weniger dunklen Löcher in der Milchstraße erklären? Das größte und bemerkenswerteste dieser Löcher ist der sogenannte „Kohlsack“ in der Südhalbkugel. Offensichtlich müssten wir dann von der Existenz zahlreicher Tunnel ausgehen, die durch die scheibenförmige Schicht führen – und alle in Richtung des Ortes, an dem unser Sonnensystem liegt. Die vielen kleinen Arme, die von der Milchstraße ausgehen, wären entweder Flächen, die von der Seite gesehen werden, oder Konvexitäten gekrümmter Oberflächen, die tangential betrachtet werden. Die Unwahrscheinlichkeit dieser verschiedenen Annahmen ist sehr groß. Doch es gibt Hinweise darauf, dass die relativ hellen Sterne in derselben Zone zusammengeballt sind wie die äußerst schwachen Sterne, deren einzelne Mitglieder dort ebenfalls sehr dicht beieinander liegen. Der verstorbene Herr Proctor zeichnete alle Sterne, die im großen Atlas der nördlichen Hemisphäre von Argelander aufgeführt sind – insgesamt 324.198 Sterne – auf eine einzige Karte. Obwohl diese Sterne alle eine Helligkeit über der zehnten Größeordnung haben und somit heller sind als jene unzähligen Sterne, deren einzelne Mitglieder dort kaum noch zu erkennen sind…

In der galaktischen Zone – und unter der Annahme einer gleichmäßigen Verteilung – sollten diese Sterne relativ nahe bei uns sein. Die Karte zeigt durch die Anordnung dieser Sterne deutlich den gesamten Verlauf der Milchstraße. Damit wird die Vorstellung, dass die Milchstraße nichts anderes ist als eine diskusförmige Schicht, die auf der Himmelskugel abgebildet wird, ausreichend widerlegt. Es ist danach kaum notwendig, sich Barnards Fotografien anzusehen, um zu erkennen, wie regelmäßig helle und sehr schwache Bereiche abwechseln – ohne jegliche Regelmäßigkeit –, um davon überzeugt zu werden, dass die Milchstraße eher ein Strom von zusammengeballten Sternen ist, ein Strom oder Ring von unglaublich riesigen Ausmaßen, innerhalb dessen sich unser Sonnensystem zufällig befindet. Doch man muss zugeben, dass es noch zu früh ist, versuchen zu wollen, die tatsächliche Form dieses Stroms zu ermitteln oder die relativen Entfernungen zwischen seinen verschiedenen Teilen zu bestimmen.

TAFEL XVI.
NEBEL
MIT LORD ROSSES GROßEM TELESKOP BEOBACHTET.

KAPITEL XXIII.
Die physikalische Natur der Sterne.
Sternspektroskope – Klassifizierung der Sternspektren – Typ I., mit sehr wenigen Absorptionslinien – Typ II., wie die Sonne – Typ III., mit stark ausgeprägten dunklen Bändern – Verteilung dieser Klassen am Himmel – Bewegung in der Sichtlinie – Durch das Spektroskop entdeckte Umlaufbewegungen: Eine neue Klasse von Doppelsternen – Spektren von vorübergehenden Sternen – Die Natur dieser Körper.

In den vorherigen Kapiteln hatten wir häufig Gelegenheit, auf die Erkenntnisse des Spektroskops hinzuweisen, das ein wichtiges Kapitel in der Geschichte der modernen Wissenschaft darstellt. Mit seiner Hilfe wurde ein großer Schritt bei unserem Versuch unternommen, die physikalische Zusammensetzung der Sonne zu verstehen. In diesem Kapitel wollen wir beschreiben, was uns das Spektroskop über die physikalische Zusammensetzung der Fixsterne verrät.

Hier eröffnet sich eine völlig neue Phase der Astronomie. Jede Verbesserung der Teleskope ermöglichte es, immer schwächere Objekte zu erkennen, doch alle Teleskope der Welt konnten nicht beantworten, ob in den Sternen Eisen und andere Elemente vorhanden sind. Der gewöhnliche Stern ist eine mächtig leuchtende Kugel, heißer als ein Bessemer-Ofen oder ein Siemens-Ofen; wenn Eisen im Stern vorhanden ist, muss es nicht nur weißglühend und flüssig sein, sondern tatsächlich in Dampf umgewandelt werden. Doch der Eisendampf ist mit dem Teleskop nicht sichtbar. Wie würde man ihn erkennen? Wie könnte man feststellen, ob er sich mit dem Dampf vieler anderer Metalle oder Substanzen vermischt hat? Tatsächlich handelt es sich dabei um eine anspruchsvolle Analyse, um Eisen in der leuchtenden Atmosphäre eines Sterns zu identifizieren. Doch das Spektroskop ist für diese Aufgabe geeignet und liefert seine Analysen mit einer Überzeugungskraft, die absolut überzeugend ist.

Dass die Spektren des Mondes und der Planeten im Grunde nichts anderes sind als schwache Nachbildungen des Sonnenspektrums, wurde um das Jahr 1816 vom großen deutschen Optiker Fraunhofer entdeckt. Indem er einen Prisma einsetzte…

Vor dem Objektiv eines kleinen Theodoliten – eines Instruments, das für geodätische Messungen verwendet wird – konnte er feststellen, dass Venus und Mars dasselbe Spektrum wie die Sonne aufwiesen, während Sirius ein völlig anderes Spektrum zeigte. Diese wichtige Beobachtung ermutigte ihn dazu, bessere Instrumente anzuschaffen, um seine Arbeit fortzusetzen. Er gelang es schließlich, die wichtigsten Eigenschaften der verschiedenen Arten von Sternenspektren zu erkennen. Die von Fraunhofer für diese Arbeit verwendete Instrumentenform, bei der das Prisma außerhalb des Objektivs des Teleskops platziert wurde, wurde bis in die letzten Jahre hinein kaum genutzt – aufgrund der Schwierigkeit, Prismen großer Abmessungen zu beschaffen (denn offensichtlich muss das Prisma so groß sein wie das Objektiv, wenn man die volle Leistung dieses letzteren nutzen will). Doch dies ist die einfachste Form eines Spektroskops zur Beobachtung der Spektren von Objekten mit keinem nennenswerten Winkeldurchmesser, wie zum Beispiel feste Sterne. Die parallelen Strahlen der Sterne werden durch das Prisma in ein Spektrum aufgespalten, welches anschließend mittels des Teleskops betrachtet werden kann. Da das Bild des Sterns im Teleskop jedoch lediglich ein leuchtender Punkt ist, besteht sein Spektrum aus einer einzigen Linie – in dieser Linie sind keine seitlich verlaufenden Linien zu erkennen, wie wir sie im Spektrum der Sonne sehen. Deshalb wird vor das Okular des Teleskops eine zylindrische Linse platziert; dadurch wird das schmale Spektrum des Sterns in einen leuchtenden Streifen erweitert, in dem wir alle vorhandenen Details erkennen können. Bei anderen Formen von Sternenspektroskopen ist eine Schlitzöffnung erforderlich, die im Fokus des Objektivs angeordnet werden muss. Die allgemeine Anordnung ähnelt der, die wir im Kapitel über die Sonne beschrieben haben – mit dem Unterschied, dass hier eine zylindrische Linse benötigt wird.

Die Erforschung der Spektren der festen Sterne machte kaum Fortschritte, bis Kirchhoff 1859 die Prinzipien der Spektralanalyse entwickelte. Als die dunklen Linien im Sonnenspektrum richtig interpretiert werden konnten, wurde sofort klar, dass die Wissenschaft Türen zu einem neuen Forschungsbereich geöffnet hatte – von dessen Existenz bis dahin kaum jemand etwas gewusst hatte. Wir haben gesehen, wie großartig…

Die Erforschung der Sonne hat die Forscher auf diesem Gebiet zum Triumph geführt – wir haben gesehen, wie wertvolle Ergebnisse durch die neue Methode erzielt werden konnten, wenn sie bei der Beobachtung von Kometen und Nebeln angewandt wurde. Wir werden nun einen Überblick darüber geben, was durch die Forschungen, die von Sir William Huggins initiiert und von ihm sowie von Secchi, Vogel, Pickering, Lockyer, Dunér, Scheiner und anderen weitergeführt und entwickelt wurden, bezüglich der Zusammensetzung der Fixsterne erfahren wurde. Hier, wie auch in den anderen modernen Zweigen der Astronomie, spielt die Fotografie eine äußerst wichtige Rolle – nicht nur weil die fotografierten Spektren der Sterne im Violettbereich viel weiter reichen, als der Beobachter mit dem Auge verfolgen kann, sondern auch, weil die Positionen der Linien auf den Fotografien sehr genau gemessen werden können.

Der erste Beobachter, der die scheinbar chaotische Vielfalt der Sternspektren in Ordnung brachte, war Secchi – er zeigte, dass sie alle nach vier Typen eingeteilt werden können. In den letzten dreißig Jahren wurden jedoch so viele Modifikationen der verschiedenen Typen entdeckt, dass es notwendig wurde, Secchis Typen weiter zu unterteilen. Die meisten Beobachter verwenden heute Vogels Klassifikation, die wir aus Gründen der Übersichtlichkeit auch in diesem Kapitel anwenden werden.

Typ I: In den Spektren der Sterne dieser Klasse sind die metallischen Linien, die im violetten Spektrum der Sonne so zahlreich und auffällig sind, sehr schwach und dünn – oder sogar völlig unsichtbar – während die blauen und weißen Bereiche sehr intensiv leuchten. Vogel unterteilt diese Klasse in drei Gruppen. In der ersten Gruppe (I.a.) sind Wasserstofflinien vorhanden, die außergewöhnlich breit und intensiv sind; Sirius, Vega und Regulus sind Beispiele für diese Gruppe. Die große Breite der Linien deutet vermutlich darauf hin, dass diese Sterne von Wasserstoffatmosphären großer Ausdehnung umgeben sind. Es wird allgemein angenommen, dass die Sterne dieser Gruppe die heißesten überhaupt sind – dieser Ansicht kommt zugute, dass in ihren Spektren eine bestimmte Magnesiumlinie erscheint. Wie Sir Norman Lockyer vor vielen Jahren durch Laborversuche nachwies, tritt diese Linie im normalen Magnesiumspektrum nicht auf, sondern weist auf das Vorhandensein dieses Stoffes bei sehr hoher Temperatur hin. In den Spektren der Sterne…

Zur Gruppe I.b gehören die Wasserstofflinien sowie einige Metalllinien – diese haben alle die gleiche Breite. Die gerade erwähnte Magnesiumlinie ist dabei die stärkste von allen. Rigel sowie mehrere andere helle Sterne im Orion gehören zu dieser Gruppe. Bemerkenswert ist, dass in mindestens einigen dieser Sterne Helium vorhanden ist; daher kann das Spektrum von Rigel (wie Professor Keeler bemerkt) fast als umgekehrtes Nebelspektrum angesehen werden – die Linien sind dabei dunkel statt hell – mit der Ausnahme, dass die beiden wichtigsten Nebellinien im Stern nicht umgekehrt sind. Dieser Umstand wird zweifellos letztendlich von großer Bedeutung für unser Verständnis der sukzessiven Entwicklung eines Sterns aus einer Nebelwolke sein. Ein Stern wie Rigel weist sicherlich auch eine sehr hohe Temperatur auf. Das gilt vermutlich nicht für die Sterne der dritten Unterteilung vom Typ I (I.c); deren Spektren zeichnen sich durch das Vorhandensein heller Wasserstofflinien sowie der hellen Heliumlinie D3 aus. Zu den Sternen mit dieser außergewöhnlichen Art von Spektrum gehören ein sehr interessanter variable Stern im Sternbild Lyra (β) sowie der Stern γ Cassiopeiæ. Beide wurden intensiv beobachtet; ihre Spektren weisen zahlreiche Besonderheiten auf, wodurch eine Erklärung der physikalischen Struktur der Sterne dieser Unterteilung äußerst schwierig wird.

Bei Typ II finden wir Spektren, in denen die Metalllinien stark ausgeprägt sind. Das stärker brechende Ende des Spektrums ist schwächer als in der vorherigen Klasse; manchmal finden sich Absorptionsbänder am roten Ende des Spektrums. In der ersten Unterteilung dieses Typs (II.a) befinden sich Spektren mit einer großen Anzahl starker, gut definierter Linien, die auf Metalle zurückzuführen sind. Auch die Wasserstofflinien sind deutlich sichtbar, sind jedoch nicht besonders auffällig. Zu den sehr zahlreichen Sternen dieser Gruppe gehören Capella, Aldebaran, Arcturus, Pollux usw. Die Spektren dieser Sterne sind tatsächlich praktisch identisch mit dem Spektrum unserer Sonne – wie zum Beispiel Dr. Scheiner vom Potsdamer Astrophysikalischen Observatorium gezeigt hat. Er maß mehrere hundert Linien auf Fotografien des Spektrums von Capella und fand eine sehr große Übereinstimmung zwischen diesen Linien und den entsprechenden Linien im Sonnenspektrum. Wir können kaum daran zweifeln, dass die physikalische Struktur dieser Sterne der unserer Sonne sehr ähnlich ist. Das gilt nicht für die Sterne der zweiten Unterteilung (II.b); deren Spektren sind sehr komplex und bestehen jeweils aus einem kontinuierlichen Spektrum.

von zahlreichen dunklen Linien durchzogen, auf denen ein zweites Spektrum aus hellen Linien liegt. Es sind über siebzig Sterne bekannt, die dieses außergewöhnliche Spektrum aufweisen; der einzige helle Stern unter ihnen ist ein Stern der dritten Größe im südlichen Sternbild Argus. Auch hier werden Wasserstoff und Helium durch helle Linien dargestellt, während der Ursprung der übrigen hellen Linien unklar ist. Was die physikalische Zusammensetzung der Sterne dieser Gruppe betrifft, so ist es sehr schwierig, zu einem endgültigen Schluss zu gelangen – doch es scheint nicht unwahrscheinlich, dass es sich hier um Sterne handelt, die nicht nur von einer Atmosphäre niedrigerer Temperatur umgeben sind, die die dunklen Linien verursacht, sondern die darüber hinaus eine enorme Hülle aus Wasserstoff und anderen Gasen besitzen. Bei mindestens einem Stern dieser Gruppe hat Professor Campbell vom Lick-Observatorium die F-Linie als eine lange Linie gesehen, die sich über eine beträchtliche Entfernung zu beiden Seiten des kontinuierlichen Spektrums erstreckt; mit einer offenen Schlitzlinse erschien sie als ein großer kreisförmiger Diskus mit einem Durchmesser von etwa sechs Sekunden; zwei weitere wichtige Wasserstofflinien zeigten denselben Eindruck. Soweit diese Beobachtung geht, scheint die Existenz einer ausgedehnten gasförmigen Hülle um den Stern anzudeuten.

Typ III enthält relativ wenige Sterne, und die Spektren zeichnen sich neben dunklen Linien durch zahlreiche dunkle Bänder aus; die stärker brechenden Bereiche sind dabei sehr schwach, weshalb die Sterne mehr oder weniger rot gefärbt sind. Diese Klasse weist zwei deutlich ausgeprägte Unterteilungen auf. In der ersten (III.a) stimmen die Hauptabsorptionslinien mit ähnlichen Linien im Sonnenspektrum überein, weisen jedoch große Unterschiede in der Intensität auf – viele Linien sind bei diesen Sternen viel stärker als bei der Sonne, während auch viele neue Linien auftreten. Diese Unterschiede sind jedoch weniger wichtig als die eigenartigen Absorptionsbänder in den roten, gelben und grünen Bereichen des Spektrums, die die metallischen Linien überlagern und auf der Seite zugunsten des Violetttons scharf abgegrenzt sind und sich zum roten Ende des Spektrums allmählich abdunkeln. Solche Bänder gehören zu chemischen Verbindungen, und das deutet darauf hin, dass irgendwo in den Atmosphären dieser fernen Sonnen die Temperatur niedrig genug ist, um stabile chemische Verbindungen entstehen zu lassen. Der wichtigste Stern dieser Art ist Betelgeuse oder α Orionis.

Roter Stern erster Größe am Schulterbereich des Orion; doch es ist von besonderer Bedeutung zu beachten, dass viele variable Sterne mit langer Periode Spektren vom Typ III.a aufweisen. Sir Norman Lockyer prognostizierte 1887, dass bei der maximalen Helligkeit – wenn die kleinere Sterngruppe durch die größere hindurchgeht – helle Linien, vermutlich aus Wasserstoff, auftreten würden. Dies wurde kurz darauf bestätigt, als bekannt gegeben wurde, dass Professor Pickering auf Fotografien, die am Harvard College Observatory angefertigt worden waren, zahlreiche Wasserstofflinien im Spektrum des bemerkenswerten Variablensterns Mira Ceti zur Zeit seiner Maximalhelligkeit entdeckt hatte. Seitdem berichtete Professor Pickering, dass auf den Platten von einundvierzig zuvor bekannten Variablensternen dieser Klasse helle Linien gefunden wurden und dass mehr als zwanzig weitere Sterne aufgrund dieser Besonderheit ihres Spektrums als variabel identifiziert werden konnten; das Auftreten solcher heller Linien deutete nämlich darauf hin, dass es sich um variable Sterne handelte, und weitere photometrische Untersuchungen bestätigten diese Tatsache.

Die zweite Unterkategorie (III.b) umfasst nur relativ schwache Sterne, von denen keiner eine Helligkeit über die fünfte Größe erreicht, und beschränkt sich auf eine kleine Anzahl roter Sterne. Die stark ausgeprägten Bänder in ihren Spektren sind klar abgegrenzt und auf der roten Seite dunkel, während sie in Richtung Violett allmählich verblassen – genau das Gegenteil dessen, was wir in den Spektren von Typ III.a sehen. Diese Bänder scheinen auf die Absorption durch Kohlenwasserstoffdämpfe in den Atmosphären dieser Sterne zurückzuführen zu sein; doch es sind auch einige Linien sichtbar, die auf das Vorhandensein von Metalldämpfen hindeuten, wobei Natrium sicherlich dazu gehört. Es besteht kaum Zweifel daran, dass diese Sterne die letzte Stufe im Leben eines Sonnensterns darstellen, wenn dieser erheblich abgekühlt ist und nicht mehr weit von seinem tatsächlichen Aussterben entfernt ist – aufgrund der zunehmenden Absorption seines verbleibenden Lichts in der umgebenden Atmosphäre.

Die für die spektroskopische Bestimmung der Bewegung eines Sterns entlang der Sichtlinie verwendete Methode ist dieselbe wie die Methode, die wir im Kapitel über die Sonne beschrieben haben. Die Position einer bestimmten Linie im Spektrum eines Sterns wird mit der Position der entsprechenden hellen Linie eines Elements in einem künstlich erzeugten Spektrum verglichen, und auf diese Weise wird…

Es lässt sich eine Verschiebung der Sternlinien entweder in Richtung Violett feststellen – was darauf hindeutet, dass der Stern auf uns zukommt – oder in Richtung Rot, was darauf hindeutet, dass er sich von uns entfernt. Der erste Versuch dieser Art wurde im Jahr 1867 von Sir William Huggins unternommen. Er verglich die F-Linie im Spektrum des Sirius mit derselben Linie im Spektrum von Wasserstoff, der sich in einem Vakuumröhrensystem befand und in das Feld seines astronomischen Spektroskops reflektiert wurde, sodass die beiden Spektren nebeneinander angezeigt werden konnten. Die von ihm begonnene Arbeit wurde später am Greenwich-Observatorium fortgesetzt; doch die durch diese direkten Beobachtungen erzielten Ergebnisse waren niemals zufriedenstellend, da erhebliche Unterschiede zwischen den Werten, die von verschiedenen Beobachtern sowie sogar vom selben Beobachter an unterschiedlichen Nächten ermittelt wurden, auftraten. Das ist nicht verwunderlich, wenn man bedenkt, dass die Lichtgeschwindigkeit im Vergleich zu jeder Geschwindigkeit, mit der ein Himmelskörper sich bewegen kann, äußerst groß ist. Daher kann die durch diese Bewegung verursachte Wellenlängenänderung nur sehr gering sein – sie ist schwer wahrnehmbar und umso schwieriger messbar. Seitdem Dr. Vogel aus Potsdam erstmals Fotografie für solche Untersuchungen einsetzte, konnten viel konsistenterere und zuverlässigere Ergebnisse erzielt werden – auch wenn weiterhin größte Sorgfalt erforderlich ist, um systematische Fehler zu vermeiden. Um einen Eindruck von den erzielbaren Ergebnissen zu vermitteln, geben wir in der folgenden Tabelle die Werte für die Geschwindigkeit pro Sekunde einiger Sterne an, die 1896 und 1897 von Herrn H.F. Newall mit dem Bruce-Spektrographen am großen 25-Zoll-Refraktor des Cambridge-Observatoriums beobachtet wurden. Zudem haben wir die Werte hinzugefügt, die in Potsdam von Vogel und Scheiner ermittelt wurden. Die Ergebnisse sind in Kilometern angegeben (1 km = 0,62 englische Meile). Das Zeichen + bedeutet, dass der Stern sich von uns entfernt, – dass er auf uns zukommt.

Newall. Vogel. Scheiner.
Aldebaran + 49,2 + 47,6 + 49,4
Betelgeuze + 10,6 + 15,6 + 18,8
Procyon – 4,2 – 7,2 – 10,5
Pollux – 0,7 + 1,9 + 0,4
γ Leonis – 39,9 – 36,5 – 40,5
Arcturus – 6,4 – 7,0 – 8,3

Diese Ergebnisse wurden bezüglich der Umlaufbewegung der Erde um die Sonne korrigiert, aber nicht bezüglich der Bewegung der Sonne durch den Weltraum – schließlich ist das Ausmaß dieser Bewegung praktisch unbekannt oder zumindest sehr ungewiss. Daher stellen die oben genannten Werte tatsächlich die Geschwindigkeit der verschiedenen Sterne relativ zur Sonne pro Sekunde dar. Wir können hinzufügen, dass die Richtung und Geschwindigkeit der Bewegung der Sonne letztendlich anhand spektroskopischer Messungen einer großen Anzahl von Sternen ermittelt werden können. Es scheint wahrscheinlich, dass auf diese Weise die Geschwindigkeit der Sonne viel genauer bestimmt werden kann als mit der älteren Methode, bei der die Eigenbewegungen der Sterne mit Spekulationen über die durchschnittlichen Entfernungen der verschiedenen Sternklassen kombiniert werden. Dies wurde bereits vom Dr. Kempf versucht, der anhand der spektroskopischen Beobachtungen aus Potsdam eine Geschwindigkeit der Sonne von 18,6 Kilometern – bzw. 11,5 Meilen – pro Sekunde ermittelte. Dieses Ergebnis liegt vermutlich nicht weit von der Wahrheit entfernt.

Doch auch die Spektren der Fixsterne können uns etwas über die Umlaufbewegungen in diesen äußerst fernen Systemen verraten. Wenn ein Stern um einen anderen Stern in einer Ebene kreist, die durch die Sonne verläuft, muss er auf der einen Seite der Umlaufbahn direkt auf uns zu bewegen und auf der anderen Seite direkt von uns weg – während er seine Entfernung zu uns nicht ändert, solange er vor oder hinter dem Zentralkörper vorbeizieht. Wenn wir daher anhand spektroskopischer Beobachtungen feststellen, dass ein Stern in bestimmten Intervallen abwechselnd auf die Erde zu und von ihr weg bewegt wird, kann es keinen Zweifel geben, dass dieser Stern um einen unsichtbaren Körper – oder besser gesagt, um das Schwerpunktsystem beider Körper – in dem vom Verschieben der Spektrallinien angegebenen Zeitraum kreist. In Kapitel XIX haben wir den veränderlichen Stern Algol im Sternbild Perseus erwähnt, der zu einer Klasse von Veränderlichen Sternen gehört, die dadurch gekennzeichnet sind, dass sie größtenteils…

Während dieser Periode bleiben sie bei unveränderter Helligkeit, während sie für eine sehr kurze Zeit erheblich schwächer werden. Dass dies durch eine Art Finsternis verursacht wurde – mit anderen Worten, durch den periodischen Vorbeiflug eines dunklen Körpers vor dem Stern, der diesen mehr oder weniger vor unseren Blicken verbirgt – war die einfachste mögliche Hypothese, und sie wurde bereits vor Jahren allgemein angenommen. Doch es war nicht möglich zu beweisen, dass dies die wahre Erklärung für die Periodizität von Sternen wie Algol war, bis Professor Vogel anhand spektroskopischer Beobachtungen in Potsdam feststellte, dass Algol vor jedem Minimum vom Sonnenlicht wegdriftet, während er nach dem Minimum wieder auf uns zukommt. Unter der Annahme einer kreisförmigen Umlaufbahn ergab sich eine Geschwindigkeit von Algol von 26 Meilen pro Sekunde. Anhand dieser Geschwindigkeit sowie der Länge der Periode (2 Tage, 22 Stunden, 48 Minuten, 55 Sekunden) und der Dauer der Verdunkelung ließ sich leicht die Größe der Umlaufbahn sowie die tatsächlichen Abmessungen der beiden Körper berechnen. Es war sogar möglich, noch einen Schritt weiterzugehen und aus den Umlaufgeschwindigkeiten die Massen der beiden Körper zu berechnen – unter der Annahme, dass sie eine gleichmäßige Dichte haben; eine Annahme, die zweifellos sehr unsicher ist. Folgende sind die ungefähren Werte des Algol-Systems, die Vogel ermittelt hat:

Durchmesser von Algol: 1.054.000 Meilen
Durchmesser des Begleitsterns: 825.000 Meilen
Entfernung zwischen den Zentren: 3.220.000 Meilen
Umlaufgeschwindigkeit von Algol: 26 Meilen pro Sekunde
Umlaufgeschwindigkeit des Begleitsterns: 55 Meilen pro Sekunde
Masse von Algol: 4/9 der Masse der Sonne
Masse des Begleitsterns: 2/9 der Masse der Sonne

Die Periode von Algol ist im letzten Jahrhundert allmählich abgenommen – um sechs bis sieben Sekunden – doch ob dies durch die Bewegung des Paares um einen dritten, weitaus entfernteren Körper verursacht wird, wie Herr Chandler vorschlägt, muss noch herausgefunden werden.

Wir haben bereits erwähnt, dass für das Auftreten von Finsternissen und damit für Schwankungen in der Helligkeit notwendig ist, dass die Sichtlinie nahezu in der Ebene der Umlaufbahn liegt. Ebenso wichtig ist ein erheblicher Unterschied in der Helligkeit zwischen den beiden Körpern. Diese Bedingungen müssen bei den fünfzehn heute bekannten variablen Sternen der Algol-Klasse erfüllt sein; doch nach der Wahrscheinlichkeitstheorie müssen es viele weitere binäre Systeme wie das von Algol geben, in denen diese Bedingungen nicht erfüllt sind – in solchen Fällen treten keine Schwankungen in der Helligkeit der Sterne auf. Natürlich kennen wir viele Fälle, in denen ein leuchtender Stern um einen anderen kreist, doch es müssen auch Fälle geben, in denen ein großer Begleiter in so geringer Entfernung um einen anderen kreist, dass unsere Teleskope das Doppelsternsystem nicht „trennen“ können. Dies wurde tatsächlich mithilfe des Spektroscops entdeckt. Wenn man annimmt, dass ein äußerst nahes Doppelsternsystem mit dem Spektroskop untersucht wird, dann werden die Spektren der beiden Komponenten übereinanderliegen, und man wird nicht erkennen, dass es sich eigentlich um zwei verschiedene Spektren handelt. Doch während der Umlaufbewegung der beiden Körper um ihr gemeinsames Schwerpunktzentrum kommt es periodisch zu einem Zeitpunkt, an dem einer der Körper auf uns zukommt und der andere von uns weg – dadurch unterliegen die Linien im Spektrum des einen Körpers einer geringfügigen, relativen Verschiebung in Richtung des violetten Endes des Spektrums, während die Linien des anderen Körpers einer geringfügigen Verschiebung in Richtung Rot unterliegen. Die Linien, die beiden Spektren gemeinsam sind, werden somit periodisch doppelt. Eine solche Entdeckung wurde erstmals im Jahr 1889 von Professor Pickering anhand von Fotografien des Spektrums von Mizar, oder ζ Ursa Majoris, der größeren Komponente des bekannten Doppelsterns am Schwanz des Großen Bären, gemacht. Es stellte sich heraus, dass bestimmte Linien in Abständen von fünfzig zwei Tagen doppelt erschienen. Die maximale Trennung der beiden Komponenten jeder Linie entspricht einer relativen Geschwindigkeit eines Sterns gegenüber dem anderen von etwa hundert Meilen pro Sekunde – doch spätere Beobachtungen zeigten…

Der Fall ist sehr kompliziert – entweder aufgrund einer sehr exzentrischen elliptischen Umlaufbahn oder möglicherweise wegen des Vorhandenseins eines dritten Körpers. Die Fotografien vom Harvard College zeigten außerdem eine periodische Verdoppelung der Linien im Spektrum des Sterns β Aurigæ; die Periode betrug erstaunlich kurz – nur drei Tage, 23 Stunden und 37 Minuten. Im Jahr 1891 entdeckte Vogel anhand von Fotografien des Spektrums von Spica, dem ersten Magnitudenstern im Sternbild Jungfrau, dass dieser Stern abwechselnd vom Sonnensystem entfernt und sich ihm nähert; die Periode lag bei vier Tagen. Seitdem wurden weitere „spektroskopische Binärsysteme“ entdeckt – insbesondere ein Bestandteil von Castor mit einer Periode von drei Tagen, wie sie von M. Belopolsky festgestellt wurde, sowie ein Stern im Sternbild Skorpion mit einer Periode von nur 34 Stunden, der auf den Harvard-Spektrogrammen erkannt werden konnte.

Vor Kurzem haben Herr H.F. Newall in Cambridge sowie Herr Campbell vom Lick-Observatorium nachgewiesen, dass α Aurigæ, auch Capella genannt, aus einem sonnenähnlichen Stern und einem procyonähnlichen Stern besteht, die sich in 104 Tagen umkreisen.

Auf den ersten Blick ist die Vorstellung von zwei Sonnen, die umeinander kreisen und dabei nur einen sehr kleinen Abstand voneinander haben – im Vergleich zu ihren Durchmessern – äußerst erstaunlich. Im Algol-System zum Beispiel gibt es zwei Körper: Einer hat die Größe unserer eigenen Sonne, der andere ist etwas größer. Sie bewegen sich in weniger als drei Tagen um ihr gemeinsames Schwerpunktzentrum, wobei der Abstand zwischen ihren Oberflächen nur dem Doppelten des Durchmessers des größeren Körpers entspricht. Auch im System von Spica gibt es zwei „große“ Sonnen, die sich in nur vier Tagen umeinander drehen – bei einem Abstand, der dem zwischen Saturn und seinem sechsten Satelliten entspricht. Obwohl es im aktuellen Sonnensystem nichts Ähnliches gibt, kann mathematisch nachgewiesen werden, dass ein solches System durchaus seine Stabilität bewahren kann – wenn auch nicht für immer, so doch für Zeitalter. Im letzten Kapitel werden wir sehen, dass es mit großer Wahrscheinlichkeit eine Zeit gab, in der Erde und Mond ein solches System zweier Körper bildeten, die sich bei einem sehr kleinen Abstand zueinander schnell umkreisten.

Es ist möglich, dass es im Stern β Lyræ ein noch komplizierteres System gibt. Es handelt sich dabei um einen besonders interessanten veränderlichen Stern mit einer Periode von zwölf…

Tage und zweiundzwanzig Stunden – in dieser Zeit steigt die Helligkeit des Sterns von einer Größe von 4-1⁄2 auf etwas über 3-1⁄2, fällt fast auf die vierte Größe ab, steigt wieder auf genau 3-1⁄2 an und fällt schließlich auf 4-1⁄2 zurück. Im Jahr 1891 entdeckte Professor Pickering, dass sich die hellen Linien im Spektrum dieses Sterns von Zeit zu Zeit verschieben – mal erscheinen sie auf der einen Seite, mal auf der anderen Seite der entsprechenden dunklen Linien. Offensichtlich ändern diese hellen Linien ihre Wellenlänge; die Lichtquelle entfernt sich abwechselnd von der Erde und nähert sich ihr wieder an. Während der ersten Hälfte der Lichtvariationsperiode des Sterns trat offenbar das eine Phänomen auf, während der anderen Hälfte das andere. Das Spektrum dieses Sterns wurde weiterhin von Belopolsky und anderen untersucht; sie stellten fest, dass die Linien scheinbar doppelt sind, doch einer der Bestandteile verschwindet oder wird von Zeit zu Zeit sehr schmal. Unter der Annahme, dass es sich bei diesen Linien tatsächlich um Einzellinien handelt (die scheinbare Doppelung entsteht durch die Überlagerung mit einer dunklen Linie), bestimmte Belopolsky deren Verschiebungsgrad, indem er die Entfernungen von den beiden Rändern einer Wasserstofflinie (F) bis zur künstlichen Wasserstofflinie maß, die durch glühendes Gas in einem Rohr erzeugt wurde und zusammen mit dem Sternspektrum fotografiert wurde. Unter der Annahme, dass das Wechselspiel zwischen Annäherung und Entfernung auf eine Umlaufbahnbewegung zurückzuführen ist, stellte Belopolsky fest, dass der Körper, der das Licht der hellen Linien abgibt, sich mit einer Umlaufgeschwindigkeit von vierundvierzig Meilen pro Stunde bewegt. Im Jahr 1897 gelang es ihm, die Verschiebung einer durch Magnesium verursachten dunklen Linie zu beobachten; er stellte fest, dass auch der Körper, der dieses Licht abgibt, sich in einer Umlaufbahn bewegt. Während die Geschwindigkeiten der hellen F-Linie nach dem Hauptminimum des Sternenlichts positiv sind, sind die Geschwindigkeiten der dunklen Linie negativ. Somit wird während des Hauptminima der Stern, der die dunkle Linie abgibt, verdunkelt, während während des Sekundärminima ein anderer Stern, der die helle Linie abgibt, verdunkelt wird. Dieser wunderbare Variablestern erfordert jedoch weitere Beobachtungen, bevor das Problem seiner Struktur endgültig gelöst werden kann – dasselbe gilt für mehrere andere Variablesterne, wie z. B. η Aquilae und δ Cephei, bei denen ein Mangel an Übereinstimmung zwischen den Geschwindigkeitsveränderungen und den Schwankungen des Lichts festgestellt wurde.

Es gibt einige auffällige Ähnlichkeiten zwischen dem komplizierten Spektrum von β Lyræ und den Spektren von vorübergehenden Sternen. Der erste „Neustern“, der spektroskopisch untersucht werden konnte, war jener, der 1866 in Corona Borealis auftauchte und von Sir W. Huggins studiert wurde. Er zeigte ein kontinuierliches Spektrum mit dunklen Absorptionslinien sowie die hellen Wasserstofflinien – im Grunde genommen dasselbe Spektrum wie die Sterne vom Typ II.b. Dasselbe galt auch für Schmidts Stern aus dem Jahr 1876, der neben den Wasserstofflinien auch die Heliumlinie (D3) sowie die Hauptnebellinie aufwies; doch im Herbst 1877, als der Stern auf die zehnte Größe abgefallen war, stellte Dr. Copeland überrascht fest, dass nur noch eine Linie sichtbar war – die Hauptnebellinie, in der fast das gesamte Licht des Sterns konzentriert war, während das kontinuierliche Spektrum kaum noch erkennbar war. Tatsächlich schien es, als sei der Stern zu einer Planetarischen Nebel geworden; später scheint das Spektrum jedoch diesen besonderen monochromatischen Charakter verloren zu haben: Die Nebellinie verschwand, und nur noch ein schwaches kontinuierliches Spektrum war sichtbar – was auch bei dem Stern von 1866 der Fall war, nachdem er auf die zehnte Größe abgefallen war. Von dem Neustern, der 1885 in der Nebelwolke von Andromeda auftauchte, konnte lediglich ein kontinuierliches Spektrum beobachtet werden – ganz ähnlich wie das Spektrum der Nebelwolke selbst.

Als im Februar 1892 der Neustern in Auriga bekannt gegeben wurde, waren Astronomen besser darauf vorbereitet, ihn spektroskopisch zu beobachten, denn nun war es durch Fotografie möglich, den ultravioletten Teil des Spektrums zu untersuchen, der für das Auge unsichtbar ist. Das sichtbare Spektrum ähnelte sehr stark dem der Nova Cygni von 1876; doch als die Wellenlängen aller hellen Linien, die am Lick-Observatorium sowie in Potsdam beobachtet und fotografiert wurden, gemessen wurden, wurde eine starke Ähnlichkeit mit dem Spektrum der hellen Linien der Sonnenchromosphäre deutlich. Die Wasserstofflinien waren sehr auffällig, während die Eisenlinien sehr zahlreich waren; auch Kalzium und Magnesium waren vorhanden. Die bemerkenswerteste Entdeckung durch die Fotografien war jedoch, dass die hellen Linien in vielen Fällen auf der Seite gegenüber dem Violett von breiten dunklen Bändern begleitet wurden – wobei sowohl die hellen als auch die dunklen Linien einen zusammengesetzten Charakter aufwiesen. Viele der dunklen

Die Linien wiesen in der Mitte eine dünne, helle Linie auf, während viele der hellen Linien maximal zwei oder drei Helligkeitsmaxima aufwiesen. Die Ergebnisse der Messungen der Bewegung entlang der Sichtlinie waren von besonderer Bedeutung. Sie zeigten, dass die Lichtquelle, von der die dünnen, hellen Linien innerhalb der dunklen stammten, mit einer enormen Geschwindigkeit von 400 Meilen pro Sekunde auf die Sonne zustrebte. Wenn die hellen Linien tatsächlich „Umkehrungen“ der dunklen Linien waren, dann musste auch die Quelle des Absorptionsspektrums eine nahezu gleiche Geschwindigkeit haben. Andererseits, wenn die zwei oder drei Helligkeitsmaxima in den hellen Linien tatsächlich zwei oder drei separate Körper darstellten, die helle Linien erzeugten, deuteten die Messungen darauf hin, dass der Hauptkörper im Verhältnis zur Sonne fast unbewegt war, während die anderen mit außergewöhnlichen Geschwindigkeiten von 300 bzw. 600 Meilen pro Sekunde von uns wegdrifteten. Und als wäre das noch nicht verwirrend genug: Als der Stern im August 1892 wieder auftauchte und eine Zehntklassenstärke erreichte, hatte er ein völlig anderes Spektrum – es zeigte nur eine Reihe von hellen Linien, die zu planetaren Nebeln gehörten! Es ist möglich, dass diese Hauptlinien bereits vom Anfang an im Spektrum vorhanden waren, aber dass ihre Wellenlängen aufgrund von Veränderungen in der Bewegung entlang der Sichtlinie unterschiedlich waren, sodass die im Herbst beobachteten Nebellinien identisch mit anderen waren, die im Frühjahr an leicht unterschiedlichen Stellen beobachtet wurden. Spätere Beobachtungen dieser Nebellinien schienen auf eine Bewegung der Nova in Richtung des Sonnensystems hinzuweisen (mit etwa 150 Meilen pro Sekunde), die allmählich nachließ.

Obwohl wir zugeben müssen, dass wir nicht mit Sicherheit sagen können, warum ein vorübergehender Stern plötzlich so hell aufleuchtet, haben wir allen Grund zu glauben, dass diese seltsamen Körper uns nach und nach viel über die Zusammensetzung der Fixsterne verraten werden. Die große Vielfalt der Spektren, die wir im sternübersäten Universum sehen – Nebelspektren mit hellen Linien, Sternenspektren desselben allgemeinen Typs, andere mit breiten Absorptionsbändern oder zahlreichen dunklen Linien wie bei unserer Sonne, oder nur wenige Absorptionslinien – all das zeigt uns, dass das Universum voller Körper in verschiedenen Entwicklungsstadien ist. Wir werden zu diesem Thema noch ein paar Worte sagen, wenn wir die astronomische Bedeutung der Wärme betrachten; aber wir sind nun an einem Punkt angelangt, an dem der Mensch…

Der Verstand kann kaum mit der Entwicklung unserer instrumentellen Mittel Schritt halten, und unsere Vorstellungskraft ist ratlos, wenn wir versuchen, das gewonnene Wissen zu systematisieren. Dass bei der Interpretation der beobachteten Phänomene größte Vorsicht geboten ist, geht aus den jüngsten Erfahrungen von Professor Rowland aus Baltimore hervor – aus ihnen erfahren wir, dass Spektrallinien nicht nur durch den erhöhten Druck des lichterzeugenden Dampfes verbreitert werden, sondern dass sie dadurch auch verschoben werden können. Die Entdeckung von Dr. Zeeman, dass eine Linie einer Quelle, die sich in einem starken Magnetfeld befindet, sowohl verbreitert als auch verdoppelt werden kann, wird unsere Schwierigkeiten bei der Interpretation dieser rätselhaften Phänomene weiter erhöhen.

KAPITEL XXIV.
Die Präzession und Nutation der Erdachse.
Der Pol ist kein fester Punkt – Sein Einfluss auf die scheinbaren Positionen der Sterne – Die Veranschaulichung am „Peg-Top“ – Die störende Kraft, die auf die Erde wirkt – Die Anziehungskraft der Sonne auf einen Globus – Die Ausbuchtung am Äquator – Die Anziehungskraft dieser Ausbuchtung durch die Sonne und den Mond verursacht die Präzession – Die Wirksamkeit des Präzessionsfaktors nimmt umgekehrt proportional zum Kubus der Entfernung ab – Die relative Wirksamkeit von Sonne und Mond – Wie der Pol der Erdachse um den Pol der Ekliptik kreist – Die Veränderung der Breite.

Die Position des Himmelspolos wird am besten durch den hellen Stern, den Polstern genannt, angezeigt, der sich in seiner unmittelbaren Nähe befindet. Um diesen Pol herum scheint sich der ganze Himmel an einem siderischen Tag einmal zu drehen; bislang haben wir den Pol immer als einen festen Punkt am Himmel betrachtet. Diese Bezeichnung ist ausreichend korrekt, solange wir nur einen mittleren Zeitraum berücksichtigen. Es stimmt zweifellos, dass der Pol derzeit in der Nähe des Polsterns liegt. Das war auch während des Lebens der letzten Generation der Fall und wird es auch während des Lebens der nächsten Generation sein. Dennoch bewegt sich der Pol die ganze Zeit über stetig am Himmel, sodass schließlich der Zeitpunkt kommen wird, an dem er sich weit vom gegenwärtigen Polstern entfernt hat. Diese Bewegung ist ununterbrochen. Sie kann mithilfe der Instrumente in unseren Observatorien leicht erkannt und gemessen werden. Astronomen wissen, dass bei allen Berechnungen diese Bewegung des Pols besonders berücksichtigt werden muss. Sie verursacht eine scheinbare Veränderung der Position eines Sterns, was unter dem Begriff „Präzession“ bekannt ist.

Abbildung 100.

Die Bewegung des Pols ist in der beigefügten Abbildung (Abbildung 100) sehr deutlich dargestellt; dafür bin ich der Güte des verstorbenen … dankbar.

Professor C. Piazzi Smyth. Der Kreis zeigt den Weg, auf dem der Himmelspol sich unter den Sternen bewegt.

Der Mittelpunkt des Kreises im Sternbild Drache ist der Pol der Ekliptik. Eine vollständige Umrundung des Pols dauert einen beträchtlichen Zeitraum von etwa 25.867 Jahren. Die Zeichnung zeigt die Position des Pols zu verschiedenen Zeitpunkten von 4000 v. Chr. bis 2000 n. Chr. Ein Blick auf diese Karte macht deutlich, wie zufällig die Nähe des Pols zum Polarstern ist. Derzeit verringert sich tatsächlich die Entfernung zwischen den beiden, doch später wird sie wieder zunehmen – bis der Pol nach Absolvierung der Hälfte seiner Umrundung sich in einer Entfernung von zweimal dem Radius des Kreises vom Polarstern befindet. Dann wird der Pol in der Nähe des hellen Sterns Vega oder α Lyræ liegen, sodass unsere Nachkommen in etwa 12.000 Jahren Vega für viele der Zwecke nutzen können, für die der Polarstern derzeit verwendet wird! Wenn wir in vergangene Zeiten blicken, sehen wir, dass vor etwa 2.000 oder 3.000 Jahren der Stern α Draconis in einer geeigneten Position lag, um als Polarstern zu dienen, während β und δ des Großen Bären als Orientierungshilfen dienten. Es bedarf wohl keiner Erwähnung, dass seit dem Aufkommen der genauen Astronomie der Verlauf des Pols nur über einen sehr kleinen Teil dieses großen Kreises beobachtet werden konnte. Wir haben jedoch keinen Grund zu der Annahme, dass die Bewegung des Pols nicht weiterhin denselben Weg verfolgen wird. Dies wird deutlich, wenn wir eine Erklärung für dieses sehr interessante Phänomen geben.

Der Nordpol des Himmels ist der Punkt der Himmelskugel, in Richtung dessen sich das nördliche Ende der Achse erstreckt, um die sich die Erde dreht. Es folgt daher, dass sich diese Achse ständig ihre Position ändern muss. Die Art der Bewegung der Erde, was ihre Rotation betrifft, kann anhand eines sehr häufigen Spielzeugs veranschaulicht werden, mit dem jedes Kind vertraut ist. Wenn ein Würfel in Bewegung gesetzt wird, rotiert er natürlich sehr schnell um seine Achse; neben dieser Rotation gibt es jedoch in der Regel noch eine weitere Bewegung, wodurch die Achse des Würfels nicht in einer konstanten Richtung bleibt, sondern sich auf einem kegelförmigen Weg um die vertikale Linie bewegt. Die zugehörige Abbildung (Abb. 101) zeigt den Würfel. Er rotiert natürlich mit großer Geschwindigkeit um seine Achse, während die Achse selbst sich weiterdreht.

um die vertikale Linie herum mit einer sehr bedachten Bewegung. Wenn wir uns eine riesige Wippe vorstellen könnten, die sich einmal am Tag um ihre Achse dreht – wobei diese Achse unter einem Winkel von dreiundzwanzighalb Grad zur Vertikalen geneigt ist – und wenn die langsame kegelförmige Bewegung der Achse dazu führt, dass eine vollständige Umdrehung etwa 26.000 Jahre dauert, dann würden diese Bewegungen denen ähneln, die die Erde tatsächlich ausführt. Die Darstellung der Wippe kommt tatsächlich dem eigentlichen Phänomen der Präzession sehr nahe. In jedem Fall ist die Rotation um die Achse weitaus schneller als die Umdrehung der Achse selbst; auch in jedem Fall ist die langsame Bewegung auf eine äußere Störung zurückzuführen. Wenn wir uns das Bild der Wippe ansehen (Abb. 101), können wir uns die Frage stellen: Warum fällt sie nicht herunter? Der offensichtliche Einfluss der Schwerkraft würde nahelegen, dass es unmöglich sei, dass die Wippe in der in der Abbildung dargestellten Position bleibt. Doch jeder weiß, dass dies möglich ist, solange die Wippe sich dreht. Wenn die Wippe sich nicht drehte, würde sie natürlich herunterfallen. Es folgt daher, dass der Effekt der schnellen Drehung der Wippe den Effekt der Schwerkraft so verändert, dass letztere anstelle ihrer scheinbar offensichtlichen Folge eine langsame kegelförmige Bewegung der Drehachse hervorruft. Dies ist zweifellos eine dynamische Frage von gewissem Schwierigkeitsgrad, doch es ist experimentell leicht nachzuweisen, dass dies der Fall ist. Wenn eine Wippe so konstruiert wird, dass der Punkt, um den sie sich dreht, mit dem Schwerpunkt übereinstimmt, dann hat die Schwerkraft keinen Einfluss auf die Wippe, und es wird keine kegelförmige Bewegung wahrgenommen.

Wenn die Erde keiner äußeren Störung ausgesetzt wäre, müsste die Richtung der Achse, um die sie sich dreht, für immer konstant bleiben; da die Richtung der Achse jedoch nicht konstant bleibt, muss man nach einer Störf Kraft suchen, die ausreicht, um die beobachteten Phänomene zu erklären. Wir haben stets festgestellt, dass die dynamischen Phänomene der Astronomie durch das Gesetz der allgemeinen Schwerkraft erklärbar sind. Es ist daher nur natürlich, zu untersuchen, inwieweit die Schwerkraft das Phänomen der Präzession erklären kann; und um die Sache in ihrer einfachsten Form darzustellen, betrachten wir den Einfluss, den ein entfernter Anziehungskörper auf die Rotation der Erde haben kann.

Um diese Frage zu beantworten, ist es notwendig, genau zu definieren, was wir unter der Erde verstehen. Da wir für die meisten Zwecke der Astronomie die Erde als kugelförmige Kugel betrachten, werden wir mit dieser Annahme beginnen. Es scheint außerdem sicher zu sein, dass das Innere der Erde im Allgemeinen dichter ist als die äußeren Bereiche. Es ist daher vernünftig anzunehmen, dass die Dichte mit zunehmender Tiefe zunimmt. Es gibt außerdem keinen hinreichenden Grund zu der Annahme, dass die Erde an einer Stelle viel dichter ist als an einer anderen Stelle, die genauso weit vom Zentrum entfernt ist. Deshalb wird in solchen Berechnungen üblicherweise angenommen, dass die Erde aus konzentrischen kugelförmigen Schalen besteht, von denen jede eine gleichmäßige Dichte aufweist; wobei die Dichte von jeder Schale zur darüber liegenden Schale abnimmt.

Wenn eine Kugel mit dieser Struktur der Anziehungskraft eines äußeren Körpers ausgesetzt wird, dann wollen wir untersuchen, welche Effekte dieser äußere Körper hervorrufen kann. Nehmen wir zum Beispiel an, die Sonne zieht eine Kugel dieser Art an – welche Bewegungen entstehen dann? Das erste und offensichtlichste Ergebnis ist das, was wir bereits oft besprochen haben und das durch Keplers Gesetze ausgedrückt wird: Die Anziehungskraft zwingt die Erde dazu, sich auf einer elliptischen Bahn um die Sonne zu drehen, wobei die Sonne sich im Brennpunkt dieser Bahn befindet. Mit dieser Bewegung sind wir jedoch im Moment nicht beschäftigt. Wir müssen herausfinden, inwieweit die Anziehungskraft der Sonne die Rotation der Erde um ihre Achse verändern kann. Es lässt sich zeigen, dass die Anziehungskraft der Sonne nicht in der Lage ist, die Rotation der Erde zu stören. Dies ist ein Ergebnis, das durch mathematische Berechnungen formal bewiesen werden kann. Es ist jedoch ausreichend offensichtlich, dass die Anziehungskraft jedes entfernten Punktes auf einer symmetrischen Kugel durch den Mittelpunkt dieser Kugel verlaufen muss. Da die Sonne lediglich eine enorme Ansammlung von anziehenden Punkten ist, kann sie nur eine entsprechende Anzahl von Anziehungskräften hervorbringen; jede dieser Kräfte verläuft durch den Mittelpunkt der Erde, und somit muss auch die resultierende Kraft, die das gemeinsame Ergebnis aller einzelnen Kräfte darstellt, durch den Mittelpunkt der Erde gerichtet sein. Eine solche Kraft, unabhängig von allen anderen Einflüssen, wird nicht in der Lage sein, die Rotation der Erde zu beeinflussen. Wenn die Erde sich um eine Achse dreht, bleibt die Richtung dieser Achse stets unverändert; daher wird die Erde auch weiterhin um eine Achse rotieren, die immer parallel zu sich selbst bleibt. Auch die Anziehungskraft einer anderen Körper auf die Erde wäre nicht wirksamer als die der Sonne. Wenn die Erde tatsächlich die symmetrische Kugel wäre, wie wir angenommen haben, dann wären weder die Anziehungskräfte der Sonne und des Mondes noch der Einfluss aller Planeten in der Lage, die Rotationsachse der Erde auch nur für eine Sekunde von ihrer ursprünglichen Richtung abzubringen.

Damit haben wir die Suche nach der Ursache der „Präzession“ erheblich eingegrenzt. Wenn die Erde eine perfekte Kugel wäre, wäre die Präzession unerklärlich. Wir sind daher gezwungen, nach einer Erklärung zu suchen.

Die Präzession beruht darauf, dass die Erde keine perfekte Kugel ist. Dies haben wir bereits als zutreffend nachgewiesen. Wir haben gezeigt, dass die Äquatorachse der Erde länger ist als die Polachse, wodurch es eine ausgeprägte Zone gibt, die den Äquator umgibt. Die Anziehungskraft äußerer Körper kann diese Ausbuchtung erfassen und dadurch die Rotationsachse der Erde dazu zwingen, ihre Richtung zu ändern.

Im Universum gibt es nur zwei Körper, die erheblich zur Präzessionsbewegung der Erdatmosche beitragen: das sind die Sonne und der Mond. Der Anteil, den Sonne und Mond an dieser Bewegung tragen, entspricht nicht dem, was man auf ersten Blick erwarten würde. Dies ist ein Punkt, auf den es sich lohnt einzugehen, da er einen Aspekt der Gravitationstheorie verdeutlicht, der von großer Bedeutung ist.

Das Gravitationsgesetz besagt, dass die Intensität der Anziehungskraft, die ein Körper ausüben kann, direkt proportional zur Masse dieses Körpers und umgekehrt proportional zum Quadrat seiner Entfernung vom angezogenen Punkt ist. So können wir die auf die Erde wirkende Anziehungskraft der Sonne und des Mondes miteinander vergleichen. Die Masse der Sonne übertrifft die Masse des Mondes im Verhältnis von etwa 26.000.000 zu 1. Andererseits befindet sich der Mond in einer Entfernung, die im Durchschnitt etwa ein 386-teiliges Viertel der Entfernung zur Sonne beträgt. Es ist daher ein einfacher Rechenschritt, zu zeigen, dass die Wirkung der Sonnenanziehung auf die Erde etwa 175 Mal größer ist als die Anziehungskraft des Mondes. Deshalb unterliegt die Erde natürlich der äußerst wichtigen Anziehungskraft der Sonne und folgt einer elliptischen Bahn um die Sonne, wobei der Mond als Anhang mitgeführt wird.

Doch wenn es um jenen speziellen Anziehungseffekt geht, der zur Präzession führen kann, stellen wir fest, dass das Gesetz, nach dem die Wirkung des anziehenden Körpers berechnet wird, eine andere Form annimmt. Die Messgröße für die Effizienz ist in diesem Fall gegeben durch das Teilen der Masse des Körpers durch das Kubik seiner Entfernung. Eine vollständige Darstellung dieser Aussage muss in den Formeln der Mathematik gesucht werden und kann nicht in diese Seiten eingeführt werden; wir können jedoch…

Nennen Sie einen Grund, der dem Leser in gewissem Maße dabei helfen wird, das Prinzip zu verstehen – ohne jedoch vorgeben zu wollen, damit dessen Genauigkeit nachgewiesen zu haben. Es wird offensichtlich sein, dass je näher der störende Körper der Erde kommt, desto größer ist die Hebelwirkung (wenn man diesen Ausdruck verwenden darf), die durch die Erhebung am Äquator entsteht. Die Wirksamkeit einer gegebenen Kraft wird daher allein aus diesem Grund im Umkehrverhältnis zur Entfernung zunehmen. Die tatsächliche Intensität der Kraft selbst nimmt im Umkehrquadrat der Entfernung zu; daher wird die Fähigkeit des anziehenden Körpers, eine Präzession hervorzurufen, aus zweierlei Gründen zunehmen, wenn die Entfernung abnimmt. Angenommen, der störende Körper wird auf die Hälfte seiner ursprünglichen Entfernung zum betroffenen Körper gebracht: Dadurch verdoppelt sich die Hebelwirkung, während die tatsächliche Intensität der Kraft gemäß dem Gravitationsgesetz gleichzeitig um das Vierfache zunimmt. Es folgt daraus, dass die im letzteren Fall entstehende Wirkung achtmal so groß sein muss wie im ersten Fall. Dies entspricht im Grunde der Aussage, dass die Fähigkeit eines Körpers, eine Präzession hervorzurufen, im Umkehrverhältnis zum Kubus der Entfernung variiert.

Es ist gerade dieser Aspekt, der dem Mond eine Bedeutung als Präzessionsverursacher verleiht – eine Bedeutung, die ihm allein aufgrund seiner Anziehungskraft nicht zukommen würde. Obwohl die Masse der Sonne 26.000.000 Mal so groß ist wie die Masse des Mondes, zeigt sich, wenn diese Zahl durch den Kubus des relativen Abstands der Körper (386) geteilt wird, dass die Wirksamkeit des Mondes mehr als doppelt so groß ist wie die der Sonne. Mit anderen Worten: Ein Drittel der Präzessionsbewegung ist auf die Sonne zurückzuführen, zwei Drittel auf den Mond.

Für die Untersuchung der gemeinsamen Präzessionswirkung, die durch Sonne und Mond gleichzeitig entsteht, ist es vorteilhaft, zunächst die Wirkung, die die beiden Körper einzeln hervorrufen, zu betrachten. Da der Fall der Sonne von den beiden einfacher ist, werden wir ihn zuerst betrachten. Während die Erde ihren jährlichen Weg um die Sonne zurücklegt, ist ihre Achse auf einen Punkt am Himmel ausgerichtet, der 23½° vom Pol der Ekliptik entfernt ist. Die Präzession

Die Wirkung der Sonne besteht darin, dass sie diesen Punkt – den Pol der Erde – dazu bringt, sich zu drehen, wobei stets derselbe Winkelabstand zum Pol der Ekliptik erhalten bleibt. Dadurch entsteht eine Bewegung vom Typ, wie er im Diagramm dargestellt ist. Da die Ekliptik eine Position einnimmt, die wir zu unserem gegenwärtigen Zweck als fest im Raum betrachten können, ist der Pol der Ekliptik ein fester Punkt auf der Himmelskugel. Folglich muss der Weg des Erdpoles einen kleinen Kreis am Himmel bilden, dessen Position relativ zu den umliegenden Sternen fest ist. Hier finden wir eine Bewegung, die der des Würfelkopfes streng ähnlich ist. Es ist die Schwerkraft der Erde, die auf den Würfelkopf wirkt und ihn zur kegelförmigen Bewegung zwingt. Die unmittelbare Wirkung der Schwerkraft wird durch die schnelle Rotation des Kopfes so verändert, dass, gemäß einem grundlegenden dynamischen Prinzip, die Achse des Kopfes in einem Kegel rotiert anstatt herunterzufallen – wie es der Fall wäre, wenn der Kopf nicht rotieren würde. Auf ähnliche Weise würde die unmittelbare Wirkung der Anziehungskraft der Sonne auf die Erhebung am Äquator dazu führen, dass der Pol der Erdachse sich dem Pol der Ekliptik nähert – doch die schnelle Rotation der Erde verwandelt dies in die kegelförmige Präzessionsbewegung.

Die Verhältnisse bezüglich des Mondes sind weitaus komplizierter. Der Mond beschreibt eine bestimmte Umlaufbahn um die Erde; diese Umlaufbahn liegt in einer bestimmten Ebene, und diese Ebene hat natürlich einen bestimmten Pol auf der Himmelskugel. Die präzessierende Wirkung des Mondes würde demnach dazu neigen, den Pol der Erdachse dazu zu bringen, einen Kreis um jenen Punkt am Himmel zu beschreiben, der der Pol der Mondumlaufbahn ist. Dieser Punkt liegt etwa 5° vom Pol der Ekliptik entfernt. Der Erdpol wird somit von zwei verschiedenen Bewegungen beeinflusst – einer Umdrehung um den Pol der Ekliptik und einer Umdrehung um einen anderen Punkt, der 5° entfernt ist und der Pol der Mondumlaufbahn darstellt. Es scheint daher, als sollte der Erdpol aufgrund dieser beiden getrennten Bewegungen eine bestimmte zusammengesetzte Bewegung ausführen. Das ist tatsächlich der Fall – doch es gibt einen Punkt, auf den man sehr sorgfältig achten muss, der auf den ersten Blick fast paradox erscheint. Wir haben gezeigt, wie die Wirkung des Mondes als Präzessionsfaktor größer ist als die der Sonne; daher könnte man annehmen, dass die zusammengesetzte Bewegung des Erdpoles dieser Wirkung entspricht.

Es handelt sich eher um eine Rotation um den Pol der Umlaufbahnplane des Mondes als um eine Rotation um den Pol der Ekliptik – doch das ist nicht der Fall. Die Präzessionsbewegung wird durch eine Revolution um den Pol der Ekliptik dargestellt, wie in der Abbildung zu sehen ist. Hier liegt der Keim für eines jener exquisiten astronomischen Entdeckungen, die uns erfreuen, indem sie einige der feinsten Phänomene der Natur veranschaulichen.

Die Ebene, in der der Mond umkreist, befindet sich nicht in einer konstanten Position. Hier geht es uns nicht besonders um die Ursachen dieser Veränderung der Umlaufbahnplane des Mondes, doch muss die Art dieser Bewegung beschrieben werden. Die Neigung dieser Ebene zur Ekliptik beträgt etwa 5°, und diese Neigung ändert sich nicht – abgesehen von sehr engen Grenzen. Doch die Schnittlinie der beiden Ebenen ändert sich, und zwar so schnell, dass sie in etwa 18⅔ Jahren eine vollständige Revolution vollzieht. Diese Bewegung der Umlaufbahnplane des Mondes erfordert eine entsprechende Veränderung der Position seines Pols. Wir sehen also, dass der Pol der Mondumlaufbahn tatsächlich um den Pol der Ekliptik kreist, stets in derselben Entfernung von 5°, und seine Revolution in 18⅔ Jahren abschließt. Es ist daher offensichtlich, dass es einen großen Unterschied zwischen dem Präzessionseffekt der Sonne und des Mondes in ihrer Wirkung auf die Erde gibt. Die Sonne veranlasst den Erdpol dazu, einen Kreis um einen festen Mittelpunkt zu beschreiben; der Mond veranlasst den Erdpol dazu, einen Kreis um einen selbst ständig in Bewegung befindlichen Mittelpunkt zu beschreiben. Glücklicherweise sind die Umstände so, dass die Komplexität des Problems erheblich verringert wird. Die Bewegung der Mondumlaufbahnplane, die nur etwa 18⅔ Jahre dauert, ist im Vergleich zur gesamten Präzessionsbewegung, die etwa 26.000 Jahre in Anspruch nimmt, eine sehr schnelle Bewegung. Folglich hat der Erdachse zum Zeitpunkt, an dem er einen vollständigen Kreis um seinen „großartigen Kegel“ beschrieben hat, der Pol der Mondumlaufbahn bereits etwa 1.400 Mal eine Revolution vollzogen. Da dieser Pol tatsächlich nur einen relativ kleinen Kegel mit einem Radius von 5° beschreibt, können wir für eine erste Annäherung die durchschnittliche Position, die er einnimmt, heranziehen – doch diese Durchschnittsposition…

Die Position ist natürlich der Mittelpunkt des Kreises, den sie beschreibt – also der Pol der Ekliptik.

Wir sehen also, dass die durchschnittliche Präzessionswirkung des Mondes einfach mit der des Sonnen zusammenwirkt, um eine Umdrehung um den Pol der Ekliptik hervorzubringen. Die größeren Phänomene der Bewegungen der Erdachse lassen sich durch die gleichmäßige Umdrehung des Pols auf einer kreisförmigen Bahn erklären; doch wenn wir die Bahn der Erdachse genauer untersuchen, stellen wir fest, dass sie zwar im Großen und Ganzen einem Kreis entspricht, tatsächlich jedoch eine wellenförmige Linie beschreibt, manchmal innerhalb und manchmal außerhalb des Kreises. Diese feine Bewegung entsteht durch die ständige Veränderung der Position des Pols der Mondbahn. Die Periode dieser Schwankungen beträgt 18⅔ Jahre – genau die gleiche Periode wie die Umdrehungszeit der Mondnoden. Der Abweichungsbetrag des Pols vom Kreis beträgt jeweils nur etwa 9,2 Sekunden – ein Wert, der geringer ist als das Zwanzigtausendstel des Radius der Kugel. Dieses Phänomen, als „Nutation“ bekannt, wurde 1747 durch Bradleys hervorragende teleskopische Untersuchungen entdeckt. Egal ob man den theoretischen Wert dieses Themas oder die Präzision der damit verbundenen Beobachtungen betrachtet – diese Leistung des „Vir incomparabilis“, wie Bradley von Bessel genannt wurde, gehört zu den Meisterwerken des astronomischen Genies.

Die Phänomene der Präzession und Nutation hängen von Bewegungen der Erde selbst ab und nicht von Bewegungen der Rotationsachse innerhalb der Erde. Daher wird die Entfernung eines bestimmten Ortes auf der Erde vom Nord- oder Südpol durch keines dieser Phänomene beeinflusst. Die Breite eines Ortes ist die Entfernung dieses Ortes vom Äquator der Erde – und dieser Wert bleibt während des langen Präzessionszyklus von 26.000 Jahren unverändert. In den letzten Jahren wurde jedoch entdeckt, dass Breiten einer kleinen periodischen Veränderung von einigen Zehntelsekunden Bogenlänge unterliegen. Dies wurde erstmals um 1880 von Dr. Küstner aus Berlin aufgezeigt, und durch eine meisterhafte Analyse aller verfügbaren Beobachtungen, die im Laufe vieler Jahre in verschiedenen Observatorien gemacht wurden, hat Dr. Chandler aus Boston nachgewiesen, dass

Die Breite jedes Punktes auf der Erde unterliegt einer doppelten Schwingung – die Periode der einen Schwingung beträgt 427 Tage, die der anderen etwa ein Jahr; die durchschnittliche Amplitude jeder Schwingung liegt bei 0,14. Mit anderen Worten: Der Punkt in den arktischen Regionen, direkt auf der Verlängerung der Rotationsachse der Erde, ist nicht absolut festgelegt; das Ende der imaginären Achse bewegt sich auf komplexe Weise, bleibt aber stets in unmittelbarer Nähe zu seiner durchschnittlichen Position. Diese bemerkenswerte Entdeckung ist nicht nur wertvoll, da sie eine neue Präzision in vielen astronomischen Untersuchungen ermöglicht, die von genauen Kenntnissen der Breite abhängen, sondern theoretische Untersuchungen zeigen auch, dass die Perioden dieser Schwankungen mit der Annahme unvereinbar sind, die Erde sei ein absolut starres Körper. Obwohl diese Annahme auf andere Weise als unhaltbar erweisen konnte, ist die Bestätigung dieser Ansicht durch die Entdeckung von Dr. Chandler von großer Bedeutung.

KAPITEL XXV.
Die Aberration des Lichts.
Die wirklichen und scheinbaren Bewegungen der Sterne – Wie man sie unterscheiden kann –
Die Aberration erzeugt Effekte, die von der Position der Sterne abhängen – Der Pol der Ekliptik – Durch die Aberration scheinen die Sterne je nach ihrer Position in einem Kreis, einer Ellipse oder auf einer Geraden zu bewegen – Alle Ellipsen haben gleiche Hauptachsen – Wie lässt sich diese Bewegung erklären? – Wie unterscheidet man sie von der jährlichen Parallaxe – Der Scheitelpunkt der Erdbahn – Wie lässt sich dies durch die Lichtgeschwindigkeit erklären – Wie kann man mit der Aberration des Lichts die Größe des Sonnensystems messen?

In diesem Kapitel müssen wir eine Entdeckung von großer Bedeutung beschreiben, die auf eindrucksvolle Weise einige der grundlegenden Wahrheiten der Astronomie veranschaulicht. Unsere Darstellung wird sich natürlich in zwei Teile gliedern. Im ersten Teil müssen wir die Natur des Phänomens beschreiben und anschließend die äußerst elegante Erklärung liefern, die durch die Eigenschaften des Lichts möglich ist. Sowohl die teleskopische Entdeckung der Aberration als auch ihre Erklärung sind dem berühmten Bradley zu verdanken.

Der Begriff „fester Stern“, der in der Astronomie häufig verwendet wird, muss im sehr eingeschränkten Sinne verstanden werden. Die Sterne sind zweifellos an ihren Plätzen fest – zumindest was grobe Beobachtungen angeht. Die Formen der Sternbilder bleiben über Jahrhunderte hinweg unverändert, und im Gegensatz zu den ständigen Bewegungen der Planeten können die Sterne zu Recht als fest bezeichnet werden. Im Laufe dieser Arbeit hatten wir jedoch mehrfach Gelegenheit zu zeigen, dass der Begriff „fester Stern“ nicht genau ist, wenn man feine Mengen berücksichtigt. Mit den präzisen Messungen moderner Instrumente sind viele dieser Mengen so wahrnehmbar, dass man sie bei astronomischen Untersuchungen stets berücksichtigen muss. Wir können die Bewegungen der Sterne in zwei große Kategorien einteilen: die wirklichen Bewegungen und die scheinbaren Bewegungen. Die Eigenbewegung der Sterne sowie die Umlaufbewegungen der Doppelsterne bilden die wirklichen Bewegungen dieser Körper.

Diese Bewegungen sind für jeden Stern spezifisch; daher können zwei Sterne, obwohl sie am Himmel nah beieinander liegen, in Bezug auf ihre tatsächlichen Bewegungen erheblich voneinander abweichen. Es kann tatsächlich vorkommen, dass Sterne in einer bestimmten Region eine gemeinsame Bewegung aufweisen. In diesem Phänomen finden wir Spuren einer tatsächlichen Bewegung, die von mehreren Sternen in einer bestimmten Gruppe geteilt wird. Abgesehen von dieser Ausnahme scheinen die tatsächlichen Bewegungen der Sterne jedoch keiner systematischen Regel zu unterliegen, und die schnell bewegenden Sterne sind ungeordnet über den Himmel verstreut.

Die scheinbaren Bewegungen der Sterne haben einen anderen Charakter, denn die Bewegung jedes Sterns wird durch den Platz bestimmt, den er am Himmel einnimmt. Auf diese Weise können wir die tatsächlichen Bewegungen eines Sterns von seinen scheinbaren Bewegungen unterscheiden und den Charakter beider untersuchen.

In diesem Kapitel befassen wir uns nur mit den scheinbaren Bewegungen, und es gibt drei davon, die jeweils auf Präzession, Nutation und Aberration zurückzuführen sind. Jede dieser scheinbaren Bewegungen unterliegt eigenen Gesetzen, wodurch es möglich wird, die gesamte scheinbare Bewegung zu analysieren und herauszufinden, in welchem Verhältnis Präzession, Nutation und Aberration jeweils beitragen. So können wir den Einfluss der Aberration vollständig isolieren, als wäre sie der einzige Faktor für die scheinbare Verschiebung. Durch die Kombination mathematischer Berechnungen und astronomischer Beobachtungen können wir somit die Effekte der Aberration genauso klar untersuchen, als würden die Sterne von keinen anderen Bewegungen beeinflusst.

Wenn wir unsere Aufmerksamkeit ausschließlich auf die Phänomene der Aberration richten, werden wir ihren besonderen Einfluss auf Sterne in verschiedenen Regionen des Himmels beschreiben und damit die Gesetze ermitteln, nach denen sich die Effekte der Aberration zeigen. Wenn dieser Schritt vollzogen ist, werden wir in der Lage sein, eine klare Erklärung jener Gesetze zu geben, die von der Lichtgeschwindigkeit abhängen.

In einer bestimmten Region des Himmels weist der Effekt der Aberration ein Maß an Einfachheit auf, das an keinem anderen Ort zu beobachten ist. Diese Region liegt

Im Sternbild Drache, am Pol der Ekliptik. An diesem Pol oder in seiner unmittelbaren Umgebung beschreibt jedes Stern aufgrund der Aberration einen Kreis am Himmel. Dieser Kreis ist sehr klein; es würden etwa 2.000 solcher Kreise zusammengefasst benötigt, um eine Fläche zu bilden, die der Fläche des Mondes entspricht. Ausgedrückt in der üblichen astronomischen Sprache würde man sagen, dass der Durchmesser dieses kleinen Kreises etwa 40,9 Bogensekunden beträgt. Es handelt sich dabei um einen Wert, der zwar für das bloße Auge gering erscheint, in dem gegenwärtigen Stand der teleskopischen Forschung jedoch tatsächlich eine große relative Größe hat. Er ist nicht nur groß genug, um wahrgenommen zu werden, sondern kann auch mit einer Genauigkeit gemessen werden, die tatsächlich keinen Zweifel zulässt – bis ins Hundertstel des Gesamtwerts. Zudem wird beobachtet, dass jeder Stern seinen kleinen Kreis genau in derselben Zeitperiode beschreibt; diese Periode beträgt ein Jahr, oder anders ausgedrückt, die Zeit der Umrundung der Erde um die Sonne. Es stellt sich heraus, dass für alle Sterne in dieser Region – egal ob große oder kleine, einzeln oder doppelt, weiß oder farbig – die zugehörigen Kreise alle dieselbe Größe haben und alle in derselben Zeit beschrieben werden. Schon allein daraus wäre offensichtlich, dass die Ursache des Phänomens nicht im Stern selbst liegen kann. Diese Einheitlichkeit bei Sternen aller Größen und Entfernungen erfordert eine einfachere Erklärung.

Weitere Untersuchungen von Sternen in verschiedenen Regionen werfen neues Licht auf dieses Thema. Wenn wir uns vom Pol der Ekliptik entfernen, stellen wir weiterhin fest, dass jeder Stern eine jährliche Bewegung zeigt, die dem Charakter der gerade betrachteten Sterne entspricht. In einem Punkt gibt es jedoch einen Unterschied: Der scheinbare Weg des Sterns ist nicht mehr ein Kreis, sondern eine Ellipse. Bald wird jedoch erkennbar, dass die Form und Position dieser Ellipse durch das einfache Gesetz bestimmt werden, dass je weiter der Stern vom Pol der Ekliptik entfernt ist, desto größer ist die Exzentrizität der Ellipse. Die scheinbaren Wege von Sternen auf derselben Entfernung vom Pol haben dieselbe Exzentrizität, und von den Achsen der Ellipse ist die kürzere immer auf den Pol gerichtet, während die längere natürlich senkrecht darauf verläuft. Es stellt sich jedoch heraus, dass unabhängig davon, wie groß die Exzentrizität auch sein mag, die Hauptachse stets ihre ursprüngliche Länge behält. Sie beträgt immer etwa 40,9 Sekunden – das heißt, den Durchmesser des Aberrationskreises am Pol selbst. Wenn wir uns weiter und weiter vom Pol entfernen…

Am Pol der Ekliptik stellen wir fest, dass jedes Stern eine immer exzentrischere Bahn beschreibt – bis schließlich, wenn wir einen Stern auf der Ekliptik betrachten, die Ellipse so abgeschwächt ist, dass sie sich in eine Linie verwandelt hat. Jeder Stern, der zufällig auf der Ekliptik liegt, oszilliert hin und her entlang der Ekliptik mit einer Amplitude von 40,9 Sekunden. Eineinhalb Jahre sind nötig, um die Strecke in eine Richtung zurückzulegen, und die andereinhalb Jahre bringen den Stern wieder in seine ursprüngliche Position. Wenn wir zu Sternen auf der südlichen Seite der Ekliptik übergehen, sehen wir, dass dieselbe Abfolge von Veränderungen in umgekehrter Reihenfolge stattfindet. Die ursprünglich lineare Ellipse wird allmählich breiter, behält jedoch weiterhin die gleiche Länge der Hauptachse bei – bis schließlich die Sterne in der Nähe des südlichen Pols der Ekliptik jeweils einen Kreisbogen beschreiben, der dem der Sterne am nördlichen Pol der Ekliptik entspricht.

Die Tatsache, dass die Hauptachsen all dieser Ellipsen die gleiche Länge haben, deutet auf eine weitere Vereinfachung hin. Nehmen wir an, dass jeder Stern – egal ob am Pol der Ekliptik oder anderswo – einen absolut kreisförmigen Weg beschreibt, und dass all diese Kreise nicht nur in ihrer Größe übereinstimmen, sondern auch alle parallel zur Ebene der Ekliptik liegen. Es ist leicht einzusehen, dass diese einfache Annahme die beobachteten Fakten erklären kann. Die Sterne am Pol der Ekliptik werden natürlich ihre Kreise in Richtung auf uns zeigen, und wir werden erkennen, dass sie kreisförmige Bahnen beschreiten. Die kreisförmigen Bahnen der Sterne, die weit vom Pol der Ekliptik entfernt sind, werden hingegen nur etwas seitlich sichtbar sein; dadurch werden die scheinbaren Bahnen elliptisch sein, wie wir sie tatsächlich feststellen. Wir können sogar den Grad der Elliptizität berechnen, der aus dieser Annahme resultieren würde – und wir finden, dass er mit der beobachteten Elliptizität übereinstimmt. Schließlich, wenn wir Sterne beobachten, die tatsächlich auf der Ekliptik bewegen, würden die von ihnen beschriebenen Kreise ebenfalls seitlich sichtbar sein; somit hätten die Sterne lediglich die lineare Bewegung, die wir bei ihnen wahrnehmen. Alle beobachteten Phänomene sind somit vollständig mit der Annahme vereinbar, dass jeder der Millionen von Sternen am Himmel einmal im Jahr einen kreisförmigen Weg beschreibt – und dass dieser Kreis, unabhängig davon, ob der Stern weit oder nah ist, stets die gleiche scheinbare Durchmesser hat und in einer Ebene liegt, die immer parallel zur Ebene der Ekliptik ist.

Wir haben die Beobachtungsfakten nun in eine Form gebracht, die es uns ermöglicht, die Ursache einer so systematischen Bewegung zu untersuchen. Warum scheint jede Stern zu einem kleinen kreisförmigen Weg zu folgen? Warum muss dieser Weg parallel zur Ekliptik verlaufen? Warum wird er genau in zwölf Monaten vollendet? Unmittelbar wird man auf die Bewegung der Erde um die Sonne verwiesen. Diese Bewegung findet in der Ekliptik statt und wird in einem Jahr abgeschlossen. Die Übereinstimmungen sind so offensichtlich, dass wir fast zwangsläufig dazu gezwungen sind, diese scheinbare Bewegung der Sterne auf irgendeine Weise mit der jährlichen Bewegung der Erde um die Sonne in Verbindung zu bringen. Wenn es keine solche Verbindung gäbe, wäre es äußerst unwahrscheinlich, dass alle Bahnen der Sterne parallel zur Ekliptik wären oder dass die Umlaufzeit jedes Sterns in seiner Bahn der Umlaufzeit der Erde um die Sonne entspräche. Da beide Bedingungen erfüllt sind, steigt die Wahrscheinlichkeit einer solchen Verbindung auf einen fast unendlichen Wert.

Die wichtige Frage ist dann, warum die Bewegung der Erde um die Sonne auf so bemerkenswerte Weise mit dieser universellen Sternenbewegung in Verbindung steht. Hier gibt es einen offensichtlichen Punkt, der beachtet und zurückgewiesen werden muss. In einem vorherigen Kapitel haben wir die wichtige Frage der jährlichen Parallaxe der Sterne erörtert und gezeigt, wie jede Stern aufgrund der jährlichen Parallaxe eine Ellipse beschreibt. Es kann außerdem nachgewiesen werden, dass es sich bei diesen Ellipsen tatsächlich um Kreise handelt, die parallel zur Ekliptik liegen; sodass man voreilig annehmen könnte, die jährliche Parallaxe sei die Ursache des von Bradley entdeckten Phänomens. Eine einzige Umstände widerlegt jedoch diesen Vorschlag. Der von einem Stern aufgrund der jährlichen Parallaxe beschriebene Kreis hat eine Größe, die von der Entfernung des Sterns abhängt; daher haben die von verschiedenen Sternen beschriebenen Kreise unterschiedliche Abmessungen, die den verschiedenen Entfernungen der Sterne entsprechen. Die Phänomene der Aberration zeigen jedoch eindeutig, dass der kreisförmige Weg jedes Sterns die gleiche Größe hat – völlig unabhängig von seiner Entfernung – und somit bietet die jährliche Parallaxe keine angemessene Erklärung. Es sollte auch beachtet werden, dass die durch die jährliche Parallaxe verursachten Bewegungen eines Sterns viel kleiner sind als diejenigen, die durch Aberration entstehen. Es gibt keinen bekannten Stern, dessen kreisförmiger

Der auf die jährliche Parallaxe zurückzuführende Weg hat einen Durchmesser, der ein Zwanzigstel des Durchmessers des durch die Aberration entstehenden Kreises beträgt; tatsächlich ist die Parallaxe eines Sterns in den überwiegenden Fällen eine völlig unmerkliche Größe.

Es gibt jedoch noch einen ernsteren und völlig unüberwindbaren Unterschied zwischen dem parallaktischen Weg und dem aberrationsbedingten Weg. Um es einfach zu machen, betrachten wir einen Stern, der sich in der Nähe des Äquators der Ekliptik befindet und somit jährlich in einem Kreis zu rotieren scheint – egal ob man das Phänomen der Parallaxe oder der Aberration betrachtet. Da die Erde sich dreht, scheint auch der Stern sich zu drehen; somit entspricht jeder Position der Erde auf ihrer Bahn einer bestimmten Position des Sterns in seinem Kreis. Wenn die Bewegung auf die jährliche Parallaxe zurückzuführen ist, ist es leicht zu erkennen, wo sich der Stern in jeder Position der Erde befinden wird. Es stellt sich jedoch heraus, dass beim von Bradley entdeckten Bewegungsmuster der Stern niemals die von der Parallaxe bestimmte Position einnimmt, sondern tatsächlich ein Viertel des Umfangs seines kleinen Kreises davon entfernt ist.

Eine einfache Regel ermöglicht es, die Position des Sterns aufgrund der Aberration zu bestimmen. Zeichnet man vom Zentrum der Ellipse einen Radius parallel zur Richtung, in der sich die Erde zum jeweiligen Zeitpunkt bewegt, so gibt das Ende dieses Radius den Punkt auf der Ellipse an, an dem sich der Stern befindet. In allen Jahreszeiten und bei allen Sternen hat sich gezeigt, dass diese Regel stets zutrifft, und mithilfe derselben gelangt man zur wahren Erklärung des Phänomens.

Die Auswirkungen der Aberration können auch auf eine etwas andere Weise beschrieben werden, was noch deutlicher zeigt, wie das Phänomen mit der Bewegung der Erde auf ihrer Bahn verbunden ist. Da die Erde ihren jährlichen Weg um die Sonne zurücklegt, kann ihre Bewegung zu jedem Zeitpunkt als gerichtet auf einen bestimmten Punkt der Ekliptik angesehen werden. Von Tag zu Tag, ja sogar von Stunde zu Stunde, bewegt sich dieser Punkt allmählich entlang der Ekliptik, bis er nach einem Jahr wieder seinen Ausgangspunkt erreicht. Zu jedem Zeitpunkt gibt es jedoch immer einen bestimmten Punkt am Himmel, auf den sich die Bewegung der Erde richtet. Es handelt sich dabei um den Punkt auf der Himmelskugel, in Richtung dessen die Erde kontinuierlich weiterziehen würde, wenn im jeweiligen Moment die Anziehungskraft der Sonne beseitigt werden könnte. Es stellt sich heraus, dass dieser Punkt eng mit… verbunden ist.

Das Phänomen der Aberration. Tatsächlich ist die Aberration im Grunde genommen gleichbedeutend damit, dass jeder Stern von seiner durchschnittlichen Position in Richtung des „Apex der Erdbahn“ verschoben wird – wie dieser Punkt manchmal bezeichnet wird. Durch Beobachtungen lässt sich außerdem zeigen, dass das Ausmaß der Aberration von der Entfernung zum Apex abhängt. Ein Stern, der zufällig auf der Ekliptik liegt, wird durch die Aberration überhaupt nicht von seiner durchschnittlichen Position verschoben, wenn der Apex mit dem Stern übereinstimmt. Alle Sterne, die 10° vom Apex entfernt sind, werden jeweils um denselben Betrag verschoben – und zwar immer in Richtung des Apex. Ein Stern, der 20° vom Apex entfernt ist, erleidet eine größere Verschiebung, bleibt aber dennoch in derselben Richtung, nämlich genau zum Apex; alle Sterne auf derselben Entfernung werden ebenfalls um denselben Betrag verschoben. Wenn wir uns so vom Apex aus weiterbewegen, gelangen wir zu Sternen, die sich 90° davon entfernt befinden. Hier erreicht die Verschiebung ihren Maximum. Jeder dieser Sterne wird etwa zwanzig Sekundenbogen von seiner durchschnittlichen Position entfernt sein; doch in jedem Fall gilt das grundlegende Prinzip, dass die Verschiebung des Sterns von seiner durchschnittlichen Position in Richtung des Apex der Erdbahn erfolgt. Damit haben wir zwei unterschiedliche Beschreibungen des Phänomens der Aberration gegeben. In der ersten Beschreibung ist es praktisch, von einem Stern als einem Stern zu sprechen, der einen winzigen Kreisbogen beschreibt; in der anderen Beschreibung betrachten wir die Aberration lediglich als eine Verschiebung des Sterns von seiner durchschnittlichen Position gemäß bestimmten Gesetzen. Diese Beschreibungen sind nicht widersprüchlich – sie sind tatsächlich geometrisch äquivalent – doch die zweite Beschreibung ist eher vollkommener, da sie die Richtung sowie das Ausmaß der durch die Aberration verursachten Verschiebung bei jedem einzelnen Stern zu jedem bestimmten Zeitpunkt genau angibt.

Die Frage hat sich nun in eine sehr klare Form geklärt: Was bewirkt es, dass jeder Stern den Eindruck erweckt, sich auf den Punkt zuzubewegen, in Richtung dessen die Erde sich bewegt? Die Antwort wird gefunden, wenn wir genauer untersuchen, unter welchen Umständen wir einen Stern durch ein Teleskop beobachten.

Der Strahlengang eines Sterns trifft auf das Objektiv eines Teleskops; diese Strahlen sind parallel zueinander, und nachdem sie das Objektiv durchquert haben, konvergieren sie zu einem Brennpunkt in der Nähe des Augenendes des Instruments. Nehmen wir zunächst an, das Teleskop steht still; dann werden die Strahlen, wenn das Teleskop direkt auf den Stern gerichtet ist, in einem Punkt in der Mitte des Sichtfelds zusammenlaufen.

Dort werden zwei kreuzende Drähte platziert, deren Schnittpunkt die Achse des Teleskops definiert. Die Situation ändert sich jedoch, wenn das Teleskop nachdem das Licht bereits durch das Objektiv gefallen ist, bewegt wird; die Lichtstrahlen im Inneren des Rohres folgen weiterhin einem geraden Weg, wie zuvor, und erreichen den Fokuspunkt am gleichen genauen Punkt wie zuvor. Da das Teleskop jedoch bewegt wurde, hat es natürlich auch das Paar der kreuzenden Drähte mit sich gebracht; sie befinden sich nicht mehr am selben Punkt wie zu Anfang, und daher stimmt das Bild des Sterns nun nicht mehr mit ihrem Schnittpunkt überein.

Die Bewegung des Teleskops ergibt sich aus seiner Verbindung zur Erde: Da die Erde mit einer Geschwindigkeit von achtzehn Meilen pro Sekunde voranschreitet, wird das Teleskop notwendigerweise mit dieser Geschwindigkeit verschoben. Man könnte zunächst annehmen, dass in dem unglaublich kurzen Zeitraum, der für das Vorbeifliegen des Lichts vom Objektiv zum Okular benötigt wird, die Veränderung der Position des Teleskops zu gering ist, um wahrnehmbar zu sein. Nehmen wir beispielsweise an, der Stern befindet sich nahe am Pol der Ekliptik – dann wird das Teleskop durch die Bewegung der Erde in eine Richtung verschoben, die senkrecht zu seiner Länge verläuft. Wenn das Rohr des Instruments etwa zwanzig Fuß lang ist, lässt sich leicht zeigen, dass während der Zeit, in der das Licht durch das Rohr wandert, die Bewegung der Erde das Teleskop über eine Entfernung von etwa einem Vierzigstel Zoll verschiebt.[42] Das ist eine Größe, die mithilfe der Vergrößerungskraft des Okulars sehr gut messbar ist; daher ist diese Verschiebung des Sternplatzes durchaus wahrnehmbar. Es folgt also, dass wir, wenn wir wollen, dass der Stern im Zentrum des Instruments angezeigt wird, das Teleskop nicht direkt auf den Stern richten dürfen, wie es der Fall wäre, wenn die Erde stillstünde, sondern das Teleskop muss etwas vor der tatsächlichen Position des Sterns ausgerichtet werden; und da wir den scheinbaren Platz des Sterns anhand der Ausrichtung des Teleskops bestimmen, folgt daraus, dass sich der scheinbare Platz des Sterns durch die Bewegung der Erde verändert.

Jede Veränderung des Sternplatzes lässt sich auf diese Weise vollständig erklären. Nehmen wir beispielsweise den kleinen kreisförmigen Weg, den jeder Stern scheinbar beschreibt. Um es einfach zu halten, beziehen wir uns nur auf einen Stern am Pol der Ekliptik. Angenommen, das Teleskop ist wirklich auf diesen Stern ausgerichtet…

Der Ort der Sterne – wie wir bereits gezeigt haben – bedeutet, dass das Bild des Sterns sich in einer Entfernung von einem Vierzigstel Zoll von den Querleitungen befindet. Diese Entfernung bleibt konstant, doch jede Nacht ändert sich die Richtung des Sterns relativ zu den Querleitungen. So vollendet er im Laufe eines Jahres einen Kreis und kehrt in seine ursprüngliche Position zurück. Wir werden die Berechnungen für andere Sterne nicht weiter verfolgen; es genügt hier zu sagen, dass die Bewegung der Erde ausreichend ist, um diese Phänomene zu erklären – dadurch wird auch die Lehre von der Lichtaberration bewiesen.

Es bleibt noch, auf einen äußerst interessanten und wichtigen Punkt einzugehen. Wir haben gesehen, dass die Größe der Aberration durch astronomische Beobachtungen gemessen werden kann. Der Umfang dieser Aberration hängt von der Geschwindigkeit des Lichts sowie von der Geschwindigkeit ab, mit der sich die Erde bewegt. Die Geschwindigkeit des Lichts können wir durch unabhängige Messungen bestimmen, wie bereits im Kapitel XII erläutert. Dadurch sind wir in der Lage zu berechnen, welche Geschwindigkeit die Erde haben muss – schließlich gibt es nur eine bestimmte Geschwindigkeit der Erde, die in Kombination mit der gemessenen Lichtgeschwindigkeit den gemessenen Wert der Aberration ergibt. Wenn somit die Geschwindigkeit der Erde feststeht und die Länge des Jahres bekannt ist, ist es einfach, den Umfang der Bahn der Erde – und damit ihren Radius – zu ermitteln; das heißt, die Entfernung von der Erde zur Sonne.

Dies ist tatsächlich ein bemerkenswertes Ergebnis – eines, das zeigt, wie tiefgreifend die verschiedenen wissenschaftlichen Phänomene miteinander verbunden sind. Wir führen Experimente in unserem Labor durch und bestimmen die Lichtgeschwindigkeit. Wir beobachten die Fixsterne und messen die Aberration. Wir kombinieren diese Ergebnisse und leiten daraus die Entfernung von der Erde zur Sonne ab! Obwohl diese Methode zur Bestimmung der Entfernung zur Sonne äußerst elegant ist und eine gewisse Genauigkeit ermöglicht, kann sie nicht als völlig unangreifbare Methode zur Bestimmung dieser großen Konstante angesehen werden. Eine perfekte Methode muss auf reinen Vermessungsverfahren beruhen und sollte keine komplexen physikalischen Überlegungen beinhalten. Dennoch können wir die Entdeckung der Lichtaberration durch Bradley als eine äußerst erfreuliche und wunderbare Leistung betrachten – denn sie

er verbessert nicht nur erheblich die Berechnungen in der praktischen Astronomie, sondern verbindet auch mehrere physikalische Phänomene von größtem Interesse miteinander.

KAPITEL XXVI.
Die astronomische Bedeutung der Wärme.

Wärme und Astronomie – Verteilung der Wärme – Das Vorhandensein von Wärme auf der Erde – Wärme in anderen Himmelskörpern – Arten von Temperaturen – Das Abkühlungsgesetz – Die Wärme der Sonne – Kann ihre Temperatur gemessen werden? – Strahlung im Zusammenhang mit dem Volumen der Sonne – Kann die Sonne ihre Ressourcen erschöpfen? – Es hat sich keine nennenswerte Veränderung ereignet – Geologische Belege für Veränderungen der Sonnenwärme sind zweifelhaft – Das Abkühlen der Sonne – Die Sonne kann nicht einfach nur ein abkühlender Glühkörper sein – Verbrennung kann diese Erscheinung nicht erklären – Ein Teil der Wärme stammt aus meteorischem Material, doch das reicht nicht aus, um die Sonnenwärme aufrechtzuerhalten – Die Kontraktion eines erhitzten Gasballs – Ein scheinbarer Widerspruch – Die Energielehre – Die Nebeltheorie – Belege zur Unterstützung dieser Theorie – Sternbeobachtungen als Belege für die Nebeltheorie – Herschels Ansichten über die sternbildliche Struktur – Die Nebel weisen innerhalb der Grenzen unserer Beobachtung keine Veränderungen auf.

Dass ein Teil eines Werkes über Astronomie den Titel trägt, der am Anfang dieses Kapitels steht, mag einigen unserer Leser ungewöhnlich – wenn nicht sogar unangemessen – vorkommen. Kann man nicht sagen, dass Wärme lediglich ein Thema der experimentellen Physik ist? Und wie kann sie berechtigt in eine Abhandlung über Himmelskörper und ihre Bewegungen eingeführt werden? Welchen Wert solche Einwände einst auch hatten mögen, muss man heute nicht mehr berücksichtigen. Jüngste Forschungen zur Wärme haben nicht nur gezeigt, dass Wärme eine wichtige Bedeutung für die Astronomie hat, sondern auch, dass sie tatsächlich einer der Hauptfaktoren ist, durch die das Universum zu seiner heutigen Form geformt wurde. Derzeit könnte kein Werk über Astronomie vollständig sein, ohne eine Erklärung der bemerkenswerten Verbindung zwischen den Gesetzen der Wärme und den daraus resultierenden astronomischen Folgen.

Bei der Betrachtung der Planetenbewegungen sowie der Gesetze von Kepler – oder bei der Untersuchung der Bewegungen des Mondes, der Eigenbewegungen der Sterne oder der Umläufe von Doppelsternen – gehen wir davon aus, dass es sich bei den betrachteten Körpern um starre Teilchen handelt.

Ob diese Teilchen heiß oder kalt sind, scheint keine besondere Bedeutung zu haben. Zweifellos werden die gewöhnlichen periodischen Phänomene unseres Systems – wie die Umlaufbahnen der Planeten gemäß Keplerschen Gesetzen – auch in unzähligen Zeitaltern beobachtet werden, egal ob die Planeten heiß oder kalt sind oder welche Temperatur die Sonne hat. Es muss jedoch zugegeben werden, dass die Gesetze der Wärme gewisse Änderungen in der Formulierung dieser Gesetze mit sich bringen. Die Auswirkungen der Wärme sind vielleicht nicht sofort wahrnehmbar, aber sie existieren – sie wirken ständig; und im Laufe der Zeit sind sie ausreichend, um die mächtigsten Veränderungen im gesamten Universum hervorzurufen.

Lassen Sie uns kurz die Umstände unseres Systems zusammenfassen, die der Wärme ihre Wirkkraft verleihen. Schauen wir zunächst auf die Erde, die derzeit – zumindest an ihrer Oberfläche – wie ein Körper erscheint, der keinerlei innere Wärme besitzt; eine genaue Untersuchung wird diese Vorstellung widerlegen. Haben wir nicht die Phänomene von Vulkane, Geysiren und heißen Quellen, die zeigen, dass im Inneren der Erde die Wärme in weitaus größerer Intensität vorhanden sein muss als an der Oberfläche? Diese Phänomene finden sich in sehr unterschiedlichen Regionen der Erde. Ihre Entstehung ist zweifellos weitgehend unklar, doch niemand kann leugnen, dass sie auf enorme Wärmespeicher hindeuten. Es scheint tatsächlich, als gäbe es Wärme überall in den tiefsten inneren Regionen der Erde. Wenn wir ein Thermometer in einen tiefen Berg schicken, stellen wir fest, dass es eine höhere Temperatur anzeigt als an der Oberfläche. Je tiefer wir sinken, desto höher wird die Temperatur; und wenn dieses Tempo auch in jenen Tiefen der Erde beibehalten würde, die wir nicht durchdringen können, lässt sich zeigen, dass zwanzig oder dreißig Meilen unter der Oberfläche die Temperatur genauso hoch sein muss wie die von glühendem Eisen.

Auch bei anderen Himmelskörpern finden wir reichlich Beweise für das gegenwärtige oder vergangene Vorhandensein von Wärme. Unser Mond, wie wir bereits erwähnt haben, ist ein sehr auffälliges Beispiel für einen Körper, der einst sehr stark erhitzt gewesen sein muss. Die außergewöhnlichen Vulkane auf seiner Oberfläche machen dies zweifelsfrei deutlich. Es stimmt ebenso, dass diese Vulkane seit langem ruhig sind, sodass, egal wie die innere Beschaffenheit des Mondes auch sein mag, seine Oberfläche inzwischen abgekühlt ist. Wenn wir unseren Blick weiter richten, sehen wir bei den großen Planeten

Jupiter und Saturn zeigen, dass sie immer noch eine Temperatur aufweisen, die bei weitem über der liegt, die die Erde behalten hat. Wenn wir hingegen unsere Sonne betrachten, sehen wir einen Körper in einem Zustand strahlender Glut – ein Körper, der mit einer Intensität leuchtet, die wir in unseren mächtigsten Öfen nicht erreichen können. Die verschiedenen Fixsterne sind ebenfalls Körper, die durch Wärme leuchten, genauso wie unsere Sonne. In den Nebeln gibt es Objekte, deren Existenz für uns kaum nachvollziehbar ist – es sei denn, wir gehen davon aus, dass auch sie Wärme besitzen.

Aus diesem kurzen Überblick über die verschiedenen Körper unseres Universums ergibt sich eine offensichtliche Schlussfolgerung: Wir mögen große Zweifel bezüglich der tatsächlichen Temperatur eines einzelnen Körpers im System haben – doch es steht außer Frage, dass es unter den verschiedenen Körpern einen großen Temperaturunterschied gibt. Einige sind wärmer als andere. Sterne und Sonnen sind wohl die heißesten von allen – doch es ist nicht unwahrscheinlich, dass sie in der Unzahl von kalten, dunklen Körpern des Universums übertroffen werden, die für uns unsichtbar sind und ihre Existenz nur auf indirekte Weise zeigen.

Das Kühlgesetz besagt, dass jeder Körper Wärme abstrahlt – und dass die Menge an Wärme, die er abstrahlt, zunimmt, je höher seine Temperatur im Verhältnis zum umgebenden Medium ist. Dieses Gesetz scheint universell zu gelten: Es gilt auf der Erde – und es scheint, als müsse es auch von jedem anderen Körper im Weltraum eingehalten werden. Jeder Planet sowie jeder Stern strahlt somit ständig in alle Richtungen eine endlose Flut an Wärme ab. Diese Wärmestrahlung hat sehr bedeutende Folgen. Betrachten wir diese beispielsweise am Fall der Sonne.

Unsere große Leuchtkraftquelle strahlt unaufhörlich Wärme in alle Richtungen ab. Nur ein winziger Bruchteil dieser Wärme wird von unserer Erde aufgenommen – und ist direkt oder indirekt die Quelle allen Lebens sowie fast aller Bewegungen auf unserer Erde. Um so viel Wärme abzustrahlen wie die Sonne, muss ihre Temperatur äußerst hoch sein. Es gibt einige Fakten, die es uns ermöglichen, eine Schätzung darüber abzugeben, wie hoch diese Temperatur tatsächlich sein muss.

Es ist schwierig, eine numerische Angabe zur tatsächlichen Temperatur der Sonne zu geben. Die Intensität dieser Temperatur übertrifft bei weitem die höchste künstliche Wärme, und jeder Versuch, solche Schätzungen in Zahlen auszudrücken, ist notwendigerweise sehr unsicher. Wenn man jedoch annimmt, dass die höchste künstliche Temperatur etwa 4.000° Fahrenheit beträgt, liegen wir wahrscheinlich gut in der Nähe der Wahrheit, wenn wir die effektive Temperatur der Sonne auf etwa 14.000° Fahrenheit schätzen. Dies ist das Ergebnis einer jüngsten Untersuchung durch die Herren Wilson und Gray, die offenbar erhebliches Gewicht verdient.

Der enorme Wärmefluss von der Sonne entspricht ihrer enormen Temperatur. Wir können die Menge an Wärme auf verschiedene Weise ausdrücken, doch man muss bedenken, dass solchen Messungen weiterhin erhebliche Unsicherheiten innewohnen. Als Beispiel kann die alte Methode dienen, die Wärme anhand der Menge des geschmolzenen Eises zu messen. Es wird berechnet, dass eine eisige Schicht mit einer Dicke von 4¾ Fuß, die die gesamte Sonne umgibt, innerhalb einer Minute durch die darunterliegende Sonnenwärme schmelzen würde. Ein etwas eleganteres Beispiel lieferte Sir John Herschel, der zeigte, dass, wenn ein zylindrischer Gletscher mit einem Durchmesser von 45 Meilen mit der Geschwindigkeit des Lichts ständig in die Sonne fließen würde, sein Ende genauso schnell schmelzen würde, wie es voranschritt. Von jedem Quadratfuß der Sonnenoberfläche geht eine Menge an Wärme aus, die der tägliche Verbrauch von sechzehn Tonnen Kohle erzeugen könnte. Das ist tatsächlich eine Menge an Wärme, die, richtig in Arbeit umgewandelt, einen Motor mit vielen hundert Pferdestärken das ganze Jahr über am Laufen halten könnte. Die von einigen Acres der Sonnenoberfläche abgestrahlte Wärme wäre ausreichend, um alle Dampfmaschinen der Welt anzutreiben. Wenn wir an die enorme Intensität der Strahlung von jedem Quadratfuß der Sonnenoberfläche denken und dies mit den gewaltigen Abmessungen der Sonne verbinden, versagt die Vorstellungskraft daran, wie enorm der tatsächliche Wärmeverbrauch sein muss.

Angesichts des enormen Wärmeverbrauchs der Sonne sind wir versucht, eine Frage zu stellen, die für die Erde und ihre Bewohner von größter Bedeutung ist. Stündlich leben wir von der prächtigen Großzügigkeit der Sonne – und

Deshalb ist es für uns wichtig zu wissen, welche Sicherheit wir bezüglich der Fortsetzung seiner Gunst haben. Wenn wir jede Stunde die enorme Ausstrahlung der Sonnenwärme beobachten, sind wir gezwungen zu fragen, ob unser großer Leuchtkörper seine Ressourcen nicht erschöpft; und falls ja, wie sehen dann die Aussichten für die Zukunft aus? Auf diese Frage können wir teilweise antworten. Das ganze Thema ist tatsächlich von außergewöhnlichem Interesse und trägt den Geist des modernen wissenschaftlichen Denkens in sich.

Unser erster Versuch, diese Frage zu untersuchen, muss darin bestehen, auf die erreichbaren Fakten zurückzugreifen. Wir möchten wissen, ob die Sonne Anzeichen eines Verfalls zeigt. Sind die Tage heute genauso warm und hell wie im letzten Jahr, vor zehn Jahren, vor hundert Jahren? Wir finden keinerlei Hinweise auf Veränderungen seit Beginn der zuverlässigen Aufzeichnungen. Hätte sich die Sonnenwärme in den letzten zweitausend Jahren merklich verändert, müssten wir entsprechende Veränderungen in der Verteilung von Pflanzen und Tieren erwarten; doch solche Veränderungen wurden nicht festgestellt. Es gibt keinen Grund anzunehmen, dass das Klima im antiken Griechenland oder im antiken Rom erheblich anders war als das Klima in dem Griechenland und Rom, das wir heute kennen. Die Rebe und die Olive wachsen heute dort, wo sie auch vor zweitausend Jahren wuchsen.

Wir sollten diesem Argument jedoch nicht allzu viel Gewicht beimessen; denn die Auswirkungen geringfügiger Veränderungen der Sonnenwärme könnten durch entsprechende Anpassungen bei den anpassungsfähigen Organismen kultivierter Pflanzen ausgeglichen worden sein. Alles, was wir mit Sicherheit sagen können, ist, dass sich die Wärme der Sonne im historischen Zeitraum nicht wesentlich verändert hat. Doch wenn wir in viel frühere Zeiten blicken, finden wir zahlreiche Belege dafür, dass die Erde große Klimaveränderungen durchgemacht hat. Geologische Aufzeichnungen lassen sich zu dieser Frage kaum falsch interpretieren. Es ist jedoch interessant zu bemerken, dass diese Veränderungen kaum auf eine allmähliche Erschöpfung der Sonnenstrahlung zurückzuführen sein können. Zweifellos gibt es aus sehr frühen Zeiten Belege dafür, dass das Klima der Erde damals viel wärmer war als heute. Es gab die große Karbonzeit, in der die Temperatur in den arktischen Breitengraden fast tropisch gewesen sein muss. Doch es ist kaum möglich, dies als Beweis dafür anzusehen, dass die Sonne damals viel mächtiger war; denn sofort wird uns an die Eiszeit erinnert, in der unsere

In den gemäßigten Zonen lagerten sich Schichten aus festem Eis ab – genauso wie es heute in Nordgrönland der Fall ist. Wenn wir annehmen, dass die Sonne einst heißer war als heute, um die Pflanzenwelt zu erklären, die wiederum Kohle hervorbrachte, dann müssen wir annehmen, dass die Sonne heute kälter ist, um die Eiszeiten zu erklären. Es ist nicht vernünftig, solche Phänomene auf Schwankungen in der Strahlung der Sonne zurückzuführen. Die Eiszeiten beweisen, dass wir uns nicht auf die Geologie berufen können, um die Theorie zu stützen, dass eine langfristige Abkühlung der Sonne im Gange sei. Die geologischen Klimaveränderungen konnten durch Veränderungen auf der Erde selbst oder durch Veränderungen in ihrer Umlaufbahn verursacht worden sein; doch egal, wie sie entstanden sind, sie sagen uns kaum etwas über die Vergangenheit unserer Sonne aus.

Die Wärme der Sonne besteht bereits seit unzähligen Zeitaltern – doch wir können der Sonne nicht die Fähigkeit zuschreiben, tatsächlich Wärme zu erzeugen. Auf die enorme Masse der Sonne müssen wir dieselben Gesetze anwenden, die wir durch unsere Experimente auf der Erde festgestellt haben. Wir müssen fragen: Woher kommt die Wärme, die ausreicht, um diese enorme Strahlungsleistung zu ermöglichen? Lassen Sie uns kurz die verschiedenen Annahmen zusammenfassen, die gemacht wurden.

Man setze zwei glühend heiße Eisenkugeln nebeneinander – eine große und eine kleine. Beide stammen aus derselben Quelle; beide waren gleich heiß; beide kühlen ab, doch die kleine Kugel kühlt schneller ab. Sie wird schnell dunkel, während die große Kugel weiterhin leuchtet und dies noch einige Minuten lang tun würde. Je größer die Kugel ist, desto länger dauert es, bis sie abgekühlt ist. Deshalb wurde angenommen, dass eine riesige Kugel wie unsere Sonne, falls sie einmal erhitzt würde, allmählich abkühlen würde – doch die Dauer dieser Abkühlung wäre so lang, dass sie tausende und Millionen von Jahren lang weiterhin eine Quelle von Licht und Wärme für das Planetensystem bleiben könnte. Diese Annahme hält der Prüfung durch die Mathematik nicht stand. Wenn die Sonne keine andere Wärmequelle hätte als ihre hohe Temperatur, könnten wir zeigen, dass die Strahlung die Sonne jedes Jahr um einige Grad abkühlen würde. Nach zweitausend Jahren würde es daher zu einem sehr großen Rückgang der Sonnenwärme kommen. Wir sind sicher, dass ein solcher Rückgang nicht stattgefunden hat. Die Quelle der Sonnenstrahlung kann nicht im bloßen Abkühlen einer glühenden Masse liegen.

Können die Flammen in der Sonne durch Verbrennung aufrechterhalten werden, ähnlich wie es in unseren Öfen der Fall ist? Hier scheint es eine Quelle enormer Wärme zu geben – doch auch die Mathematik widerlegt diese Annahme. Wir wissen, dass, selbst wenn die Sonne aus festem Kohlestoff bestünde und diese Kohle in reinem Sauerstoff brennen würde, die dabei entstehende Wärme nur für 6.000 Jahre ausreichen würde. Wenn die Sonne, die auf die Baumeister der großen Pyramide schien, von der Oberfläche bis zum Zentrum aus festem Kohlestoff bestanden hätte, wäre sie bis jetzt größtenteils verbrannt worden, um ihren gegenwärtigen Energieverbrauch aufrechtzuerhalten. Wir sind daher gezwungen, nach anderen Quellen für die Wärmeversorgung der Sonne zu suchen – schließlich reichen weder die Wärme der Glühung noch die Wärme der Verbrennung aus.

Es gibt vermutlich – tatsächlich können wir sogar mit Sicherheit sagen – eine externe Quelle, aus der die Wärme der Sonne stammt. Es wird notwendig sein, diese Quelle sorgfältig zu betrachten – obwohl ich glaube, dass sie lediglich eine Hilfsquelle von vergleichsweise geringer Bedeutung ist. Nach dieser Ansicht erhält die Sonnenwärme gelegentlich Zuwachs durch das Aufprallen von Meteoritenmassen auf ihre Oberfläche. Es besteht kaum Zweifel daran, dass solche Massen auf die Sonne fallen; es besteht sicherlich kein Zweifel daran, dass die Sonne dadurch etwas Wärme gewinnt. Auf der Erde haben wir eine sehr interessante Erfahrung, die die Entstehung von Wärme durch Meteoriten verdeutlicht. In einem Sternschnuppenlicht liegt eine ganze Welt der Philosophie. Einige dieser unzähligen Objekte stürzen in unsere Atmosphäre und verschwinden dort; andere stürzen zweifellos in die Sonne – mit demselben Ergebnis. Wir gehen auch davon aus, dass der Sturz einer Sternschnuppe in die Atmosphäre der Sonne mit einem Licht- und Wärmeschein verbunden ist. Die Wärme, die die Erde durch das Leuchten der Sternschnuppen in unserer Luft erhält, ist völlig unbedeutend. Man hat jedoch angenommen, dass die Wärme, die die Sonne aus derselben Ursache erhält, durchaus bemerkbar sein könnte – ja, man hat sogar angenommen, dass die Sonne durch diese Quelle wieder gestärkt werden könnte.

Auch hier müssen wir die kalten Prinzipien von Gewichten und Maßen anwenden, um die Plausibilität dieses Vorschlags einzuschätzen. Zunächst berechnen wir das tatsächliche Gewicht der auf die Sonne treffenden Meteoritenmassen, das ausreichen würde, um…

Die Flammen der Sonne in ihrem gegenwärtigen Ausmaß. Die Masse an Materie, die dafür benötigt würde, ist so enorm, dass wir sie nicht sinnvoll mit imperialem Gewicht ausdrücken können; es handelt sich dabei um Massen von beeindruckender Größe. Glücklicherweise ist das Gewicht unseres Mondes eine praktische Maßeinheit. Stellen Sie sich vor, unser Mond – ein riesiger Globus mit einem Durchmesser von 2.000 Meilen – würde in unzählige Fragmente zerschmettert und diese Fragmente würden auf die Sonne herabregnen; es besteht kein Zweifel daran, dass dieser gewaltige Meteorenschauer der Sonne weitaus mehr Wärme liefern würde, als für ihre Strahlung über ein ganzes Jahr benötigt wird. Wenn wir nun die Erde selbst nehmen, uns vorstellen, dass sie zu Staub zermahlen wird, und diesen Staub als mächtigen Schauer auf die Sonne fallen lässt, würde jedes Fragment sofort eine bestimmte Menge an Wärme abgeben, und insgesamt würde dies der Sonne genügend Wärme liefern, um ihren gegenwärtigen Strahlungsgrad fast hundert Jahre lang aufrechtzuerhalten. Die enorme Masse Jupiters, wenn sie auf dieselbe Weise behandelt würde, würde einen Meteorenschauer erzeugen, dessen Intensität proportional zur Überlegenheit der Masse Jupiters gegenüber der Masse der Erde wäre. Wenn Jupiter in die Sonne stürzen würde, würde dadurch genügend Wärme erzeugt werden, um das gesamte Sonnensystem zu verbrennen; während alle Planeten zusammen Wärme erzeugen könnten, die, wenn sie richtig genutzt würden, die Strahlung der Sonne 45.000 Jahre lang versorgen könnte.

Man muss bedenken, dass zwar der Mond eine Jahr lang benötigte Wärme liefern könnte und Jupiter 30.000 Jahre lang, doch die praktische Frage ist nicht, ob das Sonnensystem der Sonne genügend Wärme liefern kann, sondern ob es tatsächlich tut. Ist es wahrscheinlich, dass jedes Jahr Meteore mit der Masse des Mondes in die Sonne fallen? Das ist die eigentliche Frage, und ich glaube, wir müssen ihr mit „Nein“ antworten. Es kann gezeigt werden, dass die Menge an Meteoren, die die Sonne in einem Jahr fangen könnte, nur ein äußerst geringer Bruchteil der Gesamtmenge ist. Wenn daher jedes Jahr eine Menge an Meteoren mit dem Gewicht des Mondes gefangen würde, müsste es eine unglaubliche Menge an meteorischer Materie geben, die im Sonnensystem umherwandert. Es müssten so viele Meteore vorhanden sein, dass die Erde ständig davon getroffen würde und bis zu einem Grad erhitzt würde, der sie unbewohnbar machen würde. Es gibt auch andere Gründe, die die Annahme ausschließen, dass in der Nähe der Sonne eine enorme Menge an meteorischer Materie existiert.

Solche Stoffe würden eine erhebliche Wirkung auf die Bewegung des Planeten Merkur haben. Zweifellos gibt es einige Unregelmäßigkeiten in der Bewegung von Merkur, die noch nicht vollständig erklärt werden können – doch diese Unregelmäßigkeiten sind bei weitem geringer, als es der Fall wäre, wenn es in ausreichender Menge meteorischer Stoffe gäbe, um die Sonne am Funktionieren zu halten. Astronomen glauben daher, dass zwar Meteore zur Deckung eines Teils der Energiekosten der Sonne beitragen können, der größte Teil dieser Kosten jedoch aus anderen Quellen gedeckt werden muss.

Eines der Errungenschaften der modernen Wissenschaft ist es, dieses Problem gelöst zu haben – nämlich aufgezeigt zu haben, wie es möglich ist, dass die Sonne trotz ihrer enormen Strahlungskraft ihre Temperatur beibehält. Die Darstellung dieses Problems ist zwar nicht einfach, doch handelt es sich um ein äußerst wichtiges Thema, weshalb wir den Versuch unternehmen müssen.

Stellen wir uns einen riesigen Ball aus erhitztem Gas im Weltraum vor. Das ist keine völlig willkürliche Annahme, denn es gibt offensichtlich solche Gebilde – sie wurden bereits als planetare Nebel erwähnt. Dieser Ball wird Wärme abstrahlen, und wir nehmen an, dass er mehr Wärme abgibt, als er durch die Strahlung anderer Körper erhält. Der Ball wird somit Wärme verlieren – doch es wäre falsch anzunehmen, dass seine Temperatur zwangsläufig sinkt. Tatsächlich ist genau das Gegenteil der Fall – und das ist auf den ersten Blick fast paradox. Doch es kann gezeigt werden, dass dies eine notwendige Folge der Gesetze der Wärme und der Gase ist.

Konzentrieren wir unseren Blick auf einen Teil des Gases, der sich an der Oberfläche des Balls befindet. Dieser Teil wird natürlich von dem gesamten Ball angezogen und neigt somit dazu, zum Zentrum des Balls zu wandern. Wenn ein Gleichgewicht herrscht, muss diese Neigung durch den Druck des Gases darunter ausgeglichen werden – je größer also die Schwerkraft ist, desto größer ist auch der Druck. Wenn der Gasball durch Strahlung Wärme verliert, nehmen wir an, dass er kälter wird – seine Temperatur sinkt entsprechend. Da der Druck eines Gases mit sinkender Temperatur abnimmt, wird auch der Druck unter der oberflächennahen Schicht des Gases abnehmen, während die Schwerkraft unverändert bleibt. Die Folge davon ist…

Unvermeidlich wird nun die Schwerkraft die Druckkräfte überwinden, und der Gasball wird entsprechend schrumpfen. Es gibt jedoch auch eine andere Möglichkeit, die Sache zu betrachten. Wir wissen, dass Wärme äquivalent zu Energie ist – daher muss der Gasball Energie aufwenden, wenn er Wärme abstrahlt. Ein Teil der Energie des Gasballs entsteht durch seine Temperatur; ein anderer, in gewisser Hinsicht wichtigere Teil entsteht durch die Trennung seiner Teilchen. Wenn wir es den Teilchen ermöglichen, enger zusammenzukommen, verringert sich die durch die Trennung entstehende Energie, und die dadurch freigesetzte Energie kann in Form von Wärme auftreten. Doch diese Annäherung der Teilchen bedeutet notwendigerweise einen Schrumpfungsprozess des Gasballs.

Und nun zur bemerkenswerten Folge, die offenbar eine sehr wichtige Anwendung in der Astronomie hat. Da der Gasball schrumpft, verwandelt sich ein Teil seiner Trennungsenergie in Wärme. Diese Wärme wird teilweise abgestrahlt – doch nicht so schnell, wie sie durch den Schrumpfungsprozess erzeugt wird. Die Folge ist: Obwohl der Gasball tatsächlich Wärme verliert und schrumpft, steigt seine Temperatur eigentlich an.[43] Ein einfacher Fall reicht aus, um dieses Ergebnis zu demonstrieren – so paradox es auf den ersten Blick auch erscheinen mag. Nehmen wir an, durch den Schrumpfungsprozess ist der Durchmesser des Gasballs auf die Hälfte gesunken; konzentrieren wir unseren Blick auf ein Kubikzoll des gasförmigen Stoffes an irgendeinem Punkt der Masse. Nach dem Schrumpfungsprozess beträgt jede Kante des Würfels noch eine halbe Zoll, wodurch das Volumen auf ein Achtel seines ursprünglichen Wertes sinkt. Das Gasgesetz besagt, dass bei konstanter Temperatur der Druck umgekehrt proportional zum Volumen variiert – somit würde der innere Druck im Würfel in diesem Fall um das Achtfache ansteigen. Da jedoch in unserem Fall der Abstand zwischen jedem Paar von Teilchen auf die Hälfte reduziert wird, erhöht sich die Schwerkraft zwischen diesen Teilchen um das Vierfache. Da auch die Fläche auf ein Viertel sinkt, erhöht sich der Druck im verkleinerten Würfel um das Sechzehnfache. Doch wir haben bereits gesehen, dass bei konstanter Temperatur der Druck nur um das Achtfache ansteigt – daher kann die Temperatur nicht konstant bleiben, sondern muss mit dem Schrumpfungsprozess ansteigen.

Wir erhalten somit das etwas erstaunliche Ergebnis, dass eine gasförmige Kugel im Weltraum, die Wärme abstrahlt und dadurch immer kleiner wird, tatsächlich ständig an Temperatur zunimmt. Man könnte jedoch sagen, dass das doch nicht ewig so weitergehen kann. Sollen wir annehmen, dass die gasförmige Masse weiterhin schrumpft – bei immer höherer Temperatur – und dabei immer mehr Wärme abstrahlt, je mehr sie verliert? Wo liegt die Grenze für eine solche Entwicklung? Wenn sich der Körper zusammenzieht, muss seine Dichte zunehmen, bis er entweder zu einem Flüssigkeit oder zu einem Festkörper wird – oder zumindest bis er nicht mehr den Gesetzen eines rein gasförmigen Körpers folgt, wie wir es angenommen haben. Sobald diese Gesetze nicht mehr gelten, verschwindet dieses Argument; der Wärmeverlust kann dann tatsächlich mit einem Temperaturabfall einhergehen, bis der Körper im Laufe der Zeit auf die Temperatur des Weltraums selbst abgekühlt ist.

Es wird nicht angenommen, dass dieses Argument in seiner vollen Gültigkeit auf den gegenwärtigen Zustand der Sonne angewendet werden kann. Die Dichte der Sonne ist derzeit so groß, dass die Gesetze der Gase dort nicht streng befolgt werden können. Es gibt jedoch gute Gründe zu der Annahme, dass die Sonne einst gasförmiger war als heute – möglicherweise war sie zu einem bestimmten Zeitpunkt sogar so gasförmig, dass dieses Argument in voller Gültigkeit angewendet werden konnte. Derzeit scheint die Sonne sich in einer Art Zwischenstadium auf ihrem Weg vom gasförmigen zum festen Zustand zu befinden. Wir können daher nicht behaupten, dass die Temperatur der Sonne derzeit im Einklang mit dem Zusammenziehungsprozess ansteigt. Das mag wahr sein oder auch nicht – wir haben keine Möglichkeit, dies zu entscheiden. Wir können jedoch sicher sein, dass die Sonne noch ausreichend gasförmig ist, um bis zu einem gewissen Grad den mit dem Zusammenziehen verbundenen Temperaturanstieg zu erleben. Dieser Temperaturanstieg kann teilweise oder ganz durch den Temperaturabfall überlagert werden – welcher wiederum die offensichtlichere Folge der Wärmeabstrahlung durch den teilweise festen Körper wäre. Es wird jedoch deutlich sein, dass die Abkühlung der Sonne enorm verzögert werden kann, wenn der Temperaturabfall durch einen Faktor fast durch den Temperaturanstieg durch einen anderen Faktor ausgeglichen wird. Es lässt sich kaum bezweifeln, dass wir hier die eigentliche Erklärung dafür finden, warum es keine historischen Belege für eine nennenswerte Veränderung in der Wärmeabstrahlung der Sonne gibt.

Diese Frage ist von solchem Interesse, dass es sich lohnen könnte, sie aus einer etwas anderen Perspektive zu betrachten. Die Sonne enthält einen bestimmten Energiespeicher, von dem ein Teil ständig in Form von Strahlungswärme verschwindet. Die im Sonnenkern verbleibende Energie wird teilweise in ihrer Art umgewandelt; ein Teil davon wird in Wärme umgewandelt, die ganz oder teilweise dazu dient, den durch Strahlung entstehenden Verlust auszugleichen. Die Gesamtenergie der Sonne muss jedoch abnehmen; daher scheint es, als müsste die Sonne irgendwann ihre Energie erschöpfen und aufhören, eine Quelle für Licht und Wärme zu sein. Es stimmt zwar, dass das Ausmaß der Kontraktion der Sonne sehr langsam ist. Tatsächlich sind wir nicht in der Lage, den Rückgang des Volumens der Sonne mit Sicherheit zu messen. Es handelt sich dabei um eine so geringe Größe, dass die Kontraktion seit dem Aufkommen der genauen Astronomie nicht groß genug ist, um mit unseren Teleskopen wahrnehmbar zu sein. Es ist jedoch möglich, zu berechnen, wie groß die Kontraktion des Sonnenvolumens sein muss, unter der Annahme, dass die durch diese Kontraktion verlorene Energie gerade ausreicht, um die tägliche Strahlungswärme zu erzeugen. Der Veränderungsgrad ist bei Berücksichtigung der aktuellen Größe der Sonne sehr gering. Derzeit beträgt der Durchmesser der Sonne etwa 860.000 Meilen. Wenn dieser Durchmesser jedes Jahr um etwa 300 Fuß abnimmt, wird genügend Energie erzeugt, um die gesamte Strahlung zu erklären. Dieser schrittweise Rückgang findet ständig statt.

Diese Überlegungen sind von erheblichem Interesse, wenn man sie rückblickend anwendet. Wenn es wahr ist, dass die Sonne im Moment schrumpft, dann muss ihr Radius in vergangenen Zeiten größer gewesen sein als heute. Unter Annahme der bereits genannten Zahlen folgt daraus, dass der Durchmesser der Sonne vor hundert Jahren fast sechs Meilen größer war als heute; vor tausend Jahren war er fünfundsiebzig Meilen größer; vor zehntausend Jahren war der Durchmesser der Sonne fünfhundertsiebzig Meilen größer als heute. Als der Mensch zum ersten Mal diesen Planeten betrat, muss die Sonne wohl viele Hunderte, vielleicht sogar viele Tausend Meilen größer gewesen sein als heute.

Wir dürfen jedoch die Bedeutung dieser Aussage nicht überbewerten. Der Durchmesser der Sonne ist so groß, dass eine Abnahme von 10.000 Meilen nur etwas mehr als ein Hundertstel ihres Durchmessers ausmacht. Wenn sie plötzlich…

Um auf eine Größe von 10.000 Meilen zu schrumpfen, wäre die Veränderung für eine gewöhnliche Beobachtung nicht wahrnehmbar – doch eine viel kleinere Veränderung würde den präzisen astronomischen Messungen nicht entgehen. Es folgt daraus nicht unbedingt, dass das Klima auf unserer Erde in jenen frühen Zeiten sehr unterschiedlich vom heutigen war, denn die Frage des Klimas hängt von anderen Faktoren ab als nur von Sonnenstrahlen.

Doch wir müssen unseren Rückblick nicht an irgendeiner Epoche, so entfernt sie auch sein mag, abrupt beenden. Wir können immer weiter zurückgehen, durch die langen Zeiträume, die Geologen für die Ablagerung der geschichteten Gesteine ansetzen – und noch weiter zurück, zu jenen allerersten Epochen, als das Leben auf der Erde erst begann. Dennoch finden wir keinen Grund anzunehmen, dass das Gesetz der abnehmenden Wärme der Sonne nicht gilt; somit scheinen wir aufgrund unseres gegenwärtigen Wissens gezwungen zu sein anzunehmen, dass die Sonne umso größer wird, je weiter wir in die ferne Vergangenheit blicken. Wir können nicht annehmen, dass die Geschwindigkeit dieses Wachstums stets gleich bleibt. Eine solche Annahme ist nicht notwendig; es genügt für unsere Zwecke, dass die Sonne umso größer wird, je weiter wir in die ferne Vergangenheit blicken. Wenn die gegenwärtige Ordnung der Dinge in unserem Universum lange genug bestanden hat, dann muss es eine Zeit gegeben haben, in der die Sonne doppelt so groß war wie heute – vielleicht sogar zehnmal so groß. Wie lange das her ist, kann niemand mit Sicherheit sagen. Doch wir können nicht bei dem Punkt stehen bleiben, an dem die Sonne bereits zehnmal so groß war wie heute; die Argumente gelten auch für noch frühere Zeiten. Wir sehen, wie die Sonne immer größer wird, während ihre Dichte entsprechend abnimmt – bis schließlich anstelle unserer bekannten Sonne eine mächtige Nebelwolke einen riesigen Raum im Weltraum ausfüllt.

Das ist tatsächlich die Lehre über den Ursprung unseres Systems, die in jener berühmten Spekulation bekannt als Laplaces Nebeltheorie vorgeschlagen wurde. Sie kann jedoch niemals mehr sein als eine Spekulation; sie lässt sich weder durch Beobachtung noch durch Berechnung beweisen. Es handelt sich dabei lediglich um eine Vermutung, mehr oder weniger plausibel – doch vielleicht in gewissem Maße notwendigerweise wahr, sofern unsere gegenwärtigen Gesetze der Wärme, wie wir sie verstehen, eine derart extreme Anwendung zulassen – und sofern auch die gegenwärtige Ordnung der Dinge…

Er herrschte lange genug ohne die Einmischung irgendwelcher uns derzeit noch unbekannten Einflüsse. Diese Nebeltheorie beschränkt sich nicht auf die Geschichte unserer Sonne. Genau ähnliche Überlegungen können auch auf die einzelnen Planeten angewandt werden: Je weiter wir in die Vergangenheit blicken, desto heißer wird das gesamte System. Man geht davon aus, dass wir, wenn wir weit genug in die Vergangenheit blicken könnten, die Erde als zu heiß für Leben sehen würden; noch weiter zurück würden wir die Erde und alle Planeten glühend heiß vorfinden; und noch weiter zurück, zu einer äußerst fernen Epoche, wären die Planeten genauso stark erhitzt wie unsere Sonne heute. In einer noch früheren Phase gilt es als möglich, dass das gesamte Sonnensystem ursprünglich eine riesige Masse leuchtenden Gases war, aus der sich allmählich die heutigen Formen der Sonne sowie der Planeten und ihrer Monde entwickelt haben. Wir können nicht sicher sein, dass sich die Ereignisse genau so abgespielt haben, wie hier beschrieben; doch es gibt ausreichende Gründe zu der Annahme, dass diese Theorie im Großen und Ganzen das darstellt, was tatsächlich geschehen ist.

Viele Eigenschaften des Sonnensystems stimmen mit der Annahme überein, dass dessen Entstehung durch die Nebeltheorie erklärt werden kann. Schon in einem früheren Kapitel haben wir darauf hingewiesen, dass alle Planeten ihre Umlaufbahnen um die Sonne in derselben Richtung vollziehen. Ebenso lässt sich feststellen, dass die Rotation der Planeten um ihre Achsen sowie die Bewegungen der Monde um ihre Zentralsterne alle demselben Gesetz folgen – mit zwei geringfügigen Ausnahmen im Fall der Uranus- und Neptunsysteme. Eine solch bemerkenswerte Übereinstimmung deutet natürlich auf die Notwendigkeit einer physikalischen Erklärung hin. Eine solche Erklärung bietet die Nebeltheorie. Nehmen wir an, dass vor unzähligen Zeiten ein mächtiger Nebel langsam rotierte und sich langsam zusammenzog. Im Zuge dieser Zusammenziehung blieben Teile der kondensierten Materie des Nebels zurück. Diese Teile würden weiterhin um die zentrale Masse kreisen, und jeder Teil würde sich um seine eigene Achse in derselben Richtung drehen. Da der Zusammenziehungsprozess fortschritt, würde es nach den dynamischen Prinzipien dazu kommen, dass die Rotationsgeschwindigkeit zunahm; schließlich würden sich diese Teile zu Planeten verdichten, während die zentrale Masse allmählich zusammenzog und so die Sonne bildete. Durch einen ähnlichen Prozess in kleinerem Maßstab entstanden die Mondesysteme.

entstanden aus dem sich zusammenziehenden Primärnebel. Auch diese Satelliten würden in derselben Richtung umkreisen, wodurch die charakteristischen Eigenschaften des Sonnensystems erklärt werden könnten.

Der nebulöse Ursprung des Sonnensystems findet durch die Untersuchung des Sternenhimmels erhebliche Bestätigung. Wir haben bereits auf die Ähnlichkeit zwischen der Sonne und den Sternen eingegangen. Wenn also unsere Sonne die Veränderungen durchlaufen hat, die die Nebeltheorie voraussetzt, können wir dann nicht erwarten, dass ähnliche Phänomene auch bei anderen Sternen zu finden sind? Wenn dem so ist, ist es vernünftig anzunehmen, dass die Entwicklung einiger Sterne nicht so weit fortgeschritten ist wie die der Sonne – und somit könnten wir tatsächlich Sterne in früheren Entwicklungsstadien beobachten. Schauen wir uns an, inwieweit das Teleskop diesen Erwartungen entspricht.

Das Sichtfeld eines großen Teleskops zeigt in der Regel zahlreiche Sterne, die auf einem schwarzen Hintergrund des Himmels verstreut sind; doch die Schwärze des Hintergrunds ist nicht gleichmäßig: Das geschulte Auge des erfahrenen Beobachters wird in einigen Bereichen des Himmels eine schwache Leuchtkraft erkennen. Diese kann manchmal über die gesamte Fläche des Sichtfelds sichtbar sein oder sogar mehrere Sichtfelder umfassen. Jahre können vergehen, ohne dass sich etwas Veränderliches zeigt. Es kann keine Täuschung vorliegen – die Schlussfolgerung ist unumstößlich: Es handelt sich dabei um eine enorme Masse aus schwach leuchtendem Gas oder Dampf. Dies ist die einfachste Art von Nebel; er zeichnet sich durch extreme Schwäche aus und scheint aus äußerst dünnem Material zu bestehen. Andererseits begegnen wir gelegentlich dem wunderschönen und auffälligen Phänomen eines bestimmten, hell leuchtenden Sterns, der von einer leuchtenden Atmosphäre umgeben ist. Zwischen diesen beiden extremen Typen – einer schwach diffusen Masse auf der einen Seite und einem hellen Stern mit umgebendem Nebel auf der anderen – lässt sich eine Reihe weiterer Nebel einordnen. Wir haben somit eine Abfolge von Übergängen, die durch kaum wahrnehmbare Gradationen von den schwächsten, diffusesten Nebeln auf der einen Seite zu Sternen auf der anderen Seite führen.

Für Herschel schienen die Nebel riesige Massen aus phosphoreszierendem Dampf zu sein. Dieser Dampf kühlt allmählich ab und kondensiert schließlich zu…

Stern – oder ein Sternhaufen. Als die verschiedenen Formen von Nebeln klassifiziert wurden, schien es fast so, als könnten die einzelnen Schritte dieses Prozesses tatsächlich beobachtet werden. In den riesigen, schwachen Nebeln hatte der Kondensationsprozess gerade erst begonnen; in den kleineren und helleren Nebeln war die Kondensation weiter fortgeschritten; in anderen wiederum waren die aus der Kondensation entstandenen Sterne bereits sichtbar.

Doch man könnte fragen: Wie wusste Herschel das? Welche Beweise hatte er? Lassen Sie uns diese Frage anhand einer Illustration beantworten. Gehen Sie in einen Wald und betrachten Sie einen alten, mächtigen Eichenbaum, der seit Jahrhunderten Stürmen standgehalten hat. Haben wir denn Zweifel daran, dass dieser Eichenbaum einst ein kleiner, junger Strauch war und schrittweise heranwuchs, bis er Reife erreichte? Doch niemand hat jemals einen Eichenbaum durch all seine Entwicklungsstadien verfolgt – die kurze Dauer des menschlichen Lebens reicht dazu nicht aus. Der Grund, warum wir glauben, dass der Eichenbaum all diese Stadien durchlaufen hat, ist, dass wir Eichenbäume in allen Größenordnungen kennen, vom Setzling bis zum mächtigen Altbauernbaum. Da wir diese Abstufung bei zahlreichen Bäumen gesehen haben, sind wir überzeugt, dass jeder einzelne Baum all diese Stadien durchläuft.

Auf ähnliche Weise gelangte Herschel zu der Ansicht über den Ursprung der Sterne, die wir hier beschrieben haben. Das Leben eines Astronomen ist nicht lang genug – vielleicht auch das Leben der Menschheit nicht – um den Prozess zu beobachten, bei dem sich ein Nebel zu einem festen Körper kondensiert. Doch indem er Nebel für Nebel betrachtet, glaubt der Astronom, die verschiedenen Stadien erkennen zu können, die den Nebel in seiner ursprünglichen Form mit seiner endgültigen Form verbinden. Dadurch kommt er zu der Überzeugung, dass jeder Nebel im Laufe der Zeiten all diese Stadien durchläuft. So nahm Herschel an, dass Sterne – einige, viele oder alle – ursprünglich aus leuchtenden Nebeln entstanden sind.

Eine solche Spekulation mag die Vorstellungskraft fesseln, doch sie muss sorgfältig von den wahren Gesetzen der Astronomie unterschieden werden. Eine ferner Zukunft könnte vielleicht Beweise für dieses Thema liefern, die für uns unzugänglich sind – unser Wissen über Nebel ist noch zu neu. Bis jetzt gab es noch keine…

Es ist nicht genug Zeit vorhanden, um irgendwelche nennenswerten Veränderungen festzustellen: Was die Untersuchung der Nebel angeht, so kann man nur sagen, dass sie bereits aus Messiers Katalog von 1771 stammen.

Seit Herschels Zeiten wurden zweifellos viele sorgfältige Zeichnungen und Beobachtungen der Nebel erstellt; doch der Zeitraum war dennoch viel zu kurz, und die früheren Beobachtungen waren zu ungenau, um Veränderungen in den Nebeln mit ausreichender Genauigkeit untersuchen zu können. Wenn die Menschheit noch viele Jahrhunderte überdauert und unsere heutigen Beobachtungen während dieser Zeit zur Vergleichszweck aufbewahrt werden, dann könnte Herschels Theorie vielleicht zufriedenstellend getestet werden.

Einhundert Jahre sind vergangen, seit Laplace mit gewisser Unsicherheit seine Hypothese über die Entstehungsweise des Sonnensystems vorlegte. Im Großen und Ganzen muss man sagen, dass diese „nebulöse Hypothese“ den Prüfungen der fortschreitenden Wissenschaft gut standgehalten hat – obwohl im Lichte neuerer Entdeckungen einige leichte Anpassungen notwendig wurden. Laplace (und auch Herschel) schien anzunehmen, dass eine ursprüngliche Nebelwolke aus einem „feurigen Nebel“ oder leuchtendem Gas bei sehr hoher Temperatur bestand. Das ist jedoch keineswegs notwendig, denn wir haben gesehen, dass die allmähliche Kontraktion der riesigen Masse Energie liefert, die in Wärme umgewandelt werden kann. Zudem deuten spektroskopische Befunde darauf hin, dass in den gasförmigen Nebeln eine mäßige Temperatur herrscht – diese müssen als Vertreter des hypothetischen ursprünglichen Chaos angesehen werden, aus dem unsere Sonne und Planeten entstanden sind. Ein weiterer Punkt, der neu überdacht wurde, ist die Entstehung der verschiedenen Planeten. Früher glaubte man, dass die Rotation der ursprünglichen Masse allmählich dazu führte, dass sich mehrere Ringe unterschiedlicher Größe vom zentralen Teil abtrennten; das Material dieser Ringe sammelte sich im Laufe der Zeit zu einzelnen Planeten. Der Ring des Saturns galt als Beweis für diesen Prozess – schließlich haben wir hier einen Ring, dessen Verdichtung zu einem oder mehreren Satelliten irgendwie gestoppt wurde. Doch obwohl es nicht unmöglich ist, dass während der Kontraktion der nebulösen Masse Materie in Form von Ringen zurückblieb (tatsächlich könnten die Zwergplaneten zwischen Mars und Jupiter auf diese Weise entstanden sein), scheint es wahrscheinlicher zu sein, dass…

Größere Planeten entstanden durch die Agglomeration von Materie an einem Punkt auf dem Äquator der rotierenden Nebelwolke.

Die genauen Schritte des Prozesses, durch den sich die ursprüngliche Nebelwolke in das Sonnensystem verwandelte, scheinen außerhalb der Reichweite der Entdeckung zu liegen.

KAPITEL XXVII.
Die Gezeiten.[44]
Mathematische Astronomie – Lagranges Theorien: Inwieweit sie tatsächlich richtig sind – Das Sonnensystem besteht nicht aus starren Körpern – Keplers Gesetze stimmen mit den Beobachtungen überein, sind aber nicht absolut richtig, wenn die Körper keine Starre aufweisen – Fehler bei den Beobachtungen – Die Gezeiten – Wie die Gezeiten beobachtet wurden – Entdeckung des Zusammenhangs zwischen den Gezeiten und dem Mond – Sonnen- und Mondgezeiten – Die von den Gezeiten bewirkte Arbeit – Woher erhalten die Gezeiten die Kraft, diese Arbeit zu leisten? – Die Gezeiten verlängern die Länge des Tages – Grenze für die Kürze des Tages – Frühe Geschichte des Erde-Mond-Systems – Instabiles Gleichgewicht – Verhältnis von Monat zu Tag – Zukünftiger Verlauf des Systems – Gleichheit von Monat und Tag – Die zukünftige kritische Epoche – Erklärung für die konstant sichtbare Seite des Mondes – Die andere Seite des Mondes – Mars’ Satelliten – Ihre bemerkenswerten Bewegungen – Haben die Gezeiten allgemein Einfluss darauf, das Sonnensystem zu formen? – Impulsmoment – Die Gezeiten hatten nur geringen oder keinen nennenswerten Einfluss auf die Umlaufbahn Jupiters – Fazit.

Dass Lagranges große Entdeckungen über die Stabilität des Planetensystems korrekt sind, ist in gewissem Sinne streng genommen wahr. Niemand hat je versucht, Lagranges Mathematik in Frage zu stellen. Unter der von Lagrange angenommenen Form des Planetensystems ist dessen Stabilität für alle Zeiten gewährleistet. Es gibt jedoch eine Annahme, die Lagrange macht und auf der seine ganze Theorie beruht: Seine Annahme ist, dass die Planeten starre Körper sind.

Zweifellos erscheint unsere Erde wie ein starrer Körper. Was könnte fester und unveränderlicher sein als die Masse aus Gestein und Metallen, aus der die Erde besteht, soweit sie für uns zugänglich ist? In den weiten Räumen des Weltraums ist die Erde lediglich ein Teilchen; es war sicherlich eine natürliche und berechtigte Annahme, anzunehmen, dass dieses Teilchen ein starrer Körper sei. Wäre die Erde absolut steif – würden alle ihre Teilchen auf immer gleichem Abstand voneinander liegen – würde die Erde unter keiner Kraftbelastung und in keiner vorstellbaren Situation auch nur die geringste Formveränderung erfahren – könnte das Gleiche

Dasselbe gilt für die Sonne und alle anderen Planeten – dann muss Lagranges Vorhersage über die ewige Dauer unseres Systems in Erfüllung gehen.

Aber welche sind die Fakten? Ist die Erde wirklich steif? Aus Experimenten wissen wir, dass es im mathematischen Sinne des Wortes kein steifes Körper gibt. Gesteine sind nicht steif; Stahl ist nicht steif; selbst ein Diamant ist nicht vollkommen steif. Die gesamte Erde ist selbst auf ihrer Oberfläche keineswegs steif, während ein Teil ihres Inneren vielleicht mehr oder weniger flüssig ist. Die Erde kann daher nicht als vollkommen steifer Körper bezeichnet werden; umso weniger können die größeren Körper unseres Systems als steif bezeichnet werden. Jupiter und Saturn sind vielleicht kaum einmal als feste Körper zu bezeichnen. Lagranges Sonnensystem bestand aus einer steifen Sonne und einer Anzahl winziger, steifer Planeten; das tatsächliche Sonnensystem besteht hingegen aus einer in keiner Weise steifen Sonne sowie Planeten, die nur teilweise steif sind.

Es stellt sich also die Frage, ob die Entdeckungen der großen Mathematiker des letzten Jahrhunderts nicht nur auf das ideale Sonnensystem zutreffen, das sie sich vorgestellt hatten, sondern auch auf das tatsächliche Sonnensystem, in dem wir uns befinden. Es besteht kein Zweifel daran, dass diese Entdeckungen annähernd wahr sind: Sie liegen tatsächlich so nahe an der absoluten Wahrheit, dass Beobachtungen bislang keine zufriedenstellenden Abweichungen davon aufgezeigt haben.

Doch im gegenwärtigen Stand der Wissenschaft können wir die wichtigen Fragen, die sich ergeben, wenn wir mit Körpern zu tun haben, die im mathematischen Sinne des Wortes nicht steif sind, nicht länger übersehen. Nehmen wir zum Beispiel das einfachste der Gesetze, auf die wir bereits hingewiesen haben: das große Gesetz von Kepler, das besagt, dass ein Planet für immer auf einer Ellipse kreisen wird, deren eine Brennpunkt die Sonne ist. Dies wird durch tatsächliche Beobachtungen bestätigt; tatsächlich wurde es bereits durch Beobachtungen festgestellt, bevor irgendeine theoretische Erklärung für diese Bewegung vorgelegt wurde. Wenn wir die Sache jedoch etwas genauer formulieren, stellen wir fest, dass Newton eigentlich gezeigt hat, dass, wenn zwei steife Teilchen sich nach einem Kraftgesetz anziehen, das mit dem Umkehrquadrat der Entfernung zwischen den Teilchen variiert, dann jedes der Teilchen eine Ellipse beschreiben wird, deren gemeinsamer Schwerpunkt in

Der Fokus liegt dabei auf der Erde. Die Erde ist bis zu einem gewissen Grad steif – daher war es nur natürlich anzunehmen, dass sich das Verhalten der Erde und der Sonne in entsprechendem Maße dem einfachen elliptischen Gesetz von Kepler unterwerfen würde. Tatsächlich halten sie sich diesem Gesetz mit solcher Genauigkeit dar, dass wir, selbst bei der sorgfältigsten Beobachtung und unter Berücksichtigung anderer Störfaktoren, keinerlei Abweichungen in der Bewegung der Erde aufgrund mangelnder Steifigkeit feststellen können.

Es gibt jedoch eine Feinheit in den mathematischen Untersuchungen, die in diesem Fall jedenfalls über die präzisesten Beobachtungen hinausgeht, die unsere Instrumente zulassen. Die Prinzipien der Mathematik besagen, dass zwar Keplers Gesetze für Körper gelten mögen, die absolut und mathematisch steif sind, doch wenn die Sonne oder die Planeten ganz oder zumindest in ihren kleinsten Teilen nicht vollkommen steif sind, dann können Keplers Gesetze nicht mehr gelten. Scheint uns hier nicht ein Widerspruch vorzuliegen? Die Beobachtung zeigt, dass Keplers Gesetze im Planetensystem gelten; die Theorie besagt jedoch, dass diese Gesetze im Planetensystem nicht gelten können, weil die Körper in diesem System nicht vollkommen steif sind. Wie soll dieser Widerspruch beseitigt werden? Oder gibt es überhaupt einen Widerspruch? Nein, der gibt es nicht. Wenn wir sagen, dass Keplers Gesetze durch Beobachtung als wahr erwiesen wurden, müssen wir über die Art der erreichbaren Beweise nachdenken. Wir beobachten die Positionen der Planeten mit den Instrumenten in unseren Observatorien; diese Positionen werden mithilfe unserer Uhren sowie der graduierten Kreise auf den Instrumenten gemessen. Diese Beobachtungen sind zweifellos äußerst präzise – doch sie besitzen, und können auch nicht, eine absolute Präzision im mathematischen Sinne des Wortes. Wir können beispielsweise die Position eines Planeten mit solcher Genauigkeit bestimmen, dass sicherlich keine Abweichung von einer Bogensekunde vorliegt – und eine Bogensekunde ist eine äußerst kleine Größe. Ein Lineal, das in einer Entfernung von etwa vierzig Meilen platziert wird, bildet einen Winkel von einer Sekunde ab. Es ist sicherlich eine bemerkenswerte Leistung, die Position eines Planeten so genau zu messen und sicher zu sein, dass kein größerer Fehler in unser Ergebnis eingedrungen sein kann.

Wenn wir die Ergebnisse der Beobachtungen mit den Berechnungen vergleichen, die unter der Annahme der Richtigkeit von Keplers Gesetzen durchgeführt wurden, und wenn wir ein Urteil über die Übereinstimmung der Beobachtungen mit den Berechnungen fällen, gibt es stets eine mehr oder weniger explizite Erwähnung der unvermeidlichen Fehler der Beobachtungen. Wenn die Berechnungen und Beobachtungen so eng übereinstimmen, dass die Unterschiede zwischen ihnen so gering sind, dass sie auf Fehlern beruhen müssen, die untrennbar mit den Beobachtungen verbunden sind, dann sind wir mit dieser Übereinstimmung zufrieden; denn tatsächlich lässt sich keine genauere Übereinstimmung erreichen – oder sogar nur vorstellen. Den Einfluss, den das Fehlen an Strenge auf die Erfüllung von Keplers Gesetzen hat, kann man durch Berechnungen abschätzen; wie erwartet stellt sich heraus, dass dieser Einfluss äußerst gering ist – so gering, dass er innerhalb jenes schmalen Fehlerrahmens liegt, der bei Beobachtungen auftreten kann. Wir können daher durch tatsächliche Messungen die Auswirkungen des Fehlens an Strenge nicht unterscheiden; sie sind untrennbar unter den kleinen Beobachtungsfehlern verborgen.

Das Argument, auf dem unsere Forschungen beruhen sollen, basiert eigentlich auf einem sehr bekannten Phänomen. Es gibt niemanden, der je am Meer war und nicht mit diesem Auf- und Abgehen des Meeres vertraut ist – dem sogenannten Gezeitenstrom. Zweimal alle 24 Stunden dringt das Meer an die Küste vor und verursacht die Flut; zweimal am Tag zieht sich das Meer wieder zurück und verursacht die Ebbe. Diese Gezeiten beschränken sich nicht nur auf die Küsten; sie dringen meilenweit in die Flusstäler ein und überschwemmen periodisch große Mündungen. In einem maritimen Land haben die Gezeiten von größter praktischer Bedeutung; sie haben außerdem eine Bedeutung von weitaus weniger offensichtlichem Charakter, die es nun unser Ziel ist zu untersuchen.

Diese täglichen Schwankungen des Ozeans sind längst kein Rätsel mehr. Schon in den frühesten Zeiten wurde erkannt, dass es eine Verbindung zwischen den Gezeiten und dem Mond gibt. Antike Autoren wie Plinius und Aristoteles sprachen von der Verbindung zwischen den Zeiten des Hochwassers und dem Alter des Mondes. Ich glaube, wir schenken den antiken Astronomen manchmal nicht so viel Anerkennung, wie ihre Klugheit eigentlich verdient. Wir alle haben gelesen – wir alle wurden darauf hingewiesen – dass Mond und Gezeiten miteinander verbunden sind; aber wie viele

Wer von uns kann behaupten, dass er diese Verbindung durch direkte persönliche Beobachtung tatsächlich bemerkt hat? Der erste Mensch, der diese Angelegenheit mit ausreichender Aufmerksamkeit untersuchte, um sich selbst sowie andere von ihrer Realität zu überzeugen, muss ein großer Philosoph gewesen sein. Wir kennen seinen Namen nicht, wir kennen seine Nation nicht, wir kennen auch das Zeitalter, in dem er lebte; doch unser Respekt vor seiner Entdeckung muss noch größer werden, wenn man bedenkt, dass er nicht von der Gravitationslehre geleitet wurde. Ein Philosoph unserer Zeit, der noch nie das Meer gesehen hat, könnte dennoch die Notwendigkeit der Gezeiten als Folge des Gesetzes der universellen Gravitation vorhersagen; doch der primitive Astronom, der nichts von dem unsichtbaren Band wusste, durch das alle Körper im Universum zueinander angezogen werden, machte eine hervorragende – ja typische – induktive Entdeckung, als er das Verhältnis zwischen Mond und Gezeiten feststellte.

Wir können vermuten, dass diese Entdeckung höchstwahrscheinlich zunächst aus den Beobachtungen erfahrener Seefahrer entstand. Bei allen Angelegenheiten des Anlegens oder Verlassens eines Hafens ist der Zustand der Gezeiten für den Seemann von größter Bedeutung. Selbst auf hoher See muss er manchmal seinen Kurs entsprechend den durch die Gezeiten erzeugten Strömungen anpassen; oder wenn er seinen Kurs mithilfe von Tiefenmessungen bestimmt, muss er stets berücksichtigen, dass die Tiefe mit den Gezeiten variiert. Alle Dinge, die mit den Gezeiten zusammenhängen, fallen somit in seinen täglichen Beobachtungsbereich. Seine tägliche Arbeit, der Erfolg seines Berufs sowie die Sicherheit seines Lebens hängen oft von den Gezeiten ab; daher würde er bestrebt sein, aus seinen Beobachtungen alles zu lernen, was ihm in Zukunft nützlich sein könnte. Für den Küstenseefahrer ist die wichtigste Frage die Zeit des Hochwassers. Diese Zeit variiert von Tag zu Tag; morgen ist sie eine Stunde oder länger später als heute, und es gibt keine besonders einfache Regel, die formuliert werden könnte. Der Seemann würde daher jede Regel begrüßen, die ihn in einer so wichtigen Angelegenheit leiten könnte. Wir können eine Vermutung darüber anstellen, wie eine solche Regel ursprünglich entdeckt wurde. Nehmen wir an, ein Seemann in Calais beispielsweise macht sich auf den Weg zum Hafen. Es ist eine schöne Nacht – der Mond ist voll; er leitet ihn auf seinem Weg; er erreicht sicher den Hafen; und am nächsten Morgen stellt er fest, dass das Wasser zwischen 11 und 12 Uhr hoch steht.[45] Oft wiederholt er dieselbe Reise, doch manchmal findet er am Morgen ein niedriges und unpraktisches Hochwasser. Schließlich…

Doch ihm fällt auf, dass an Mondnächten die Flut um 11 Uhr eintritt. Das geschieht ein- oder zweimal – er hält es für einen zufälligen Zufall. Doch es wiederholt sich immer wieder. Schließlich stellt er fest, dass dies stets der Fall ist. Er teilt diese Regel mit anderen Seefahrern; auch sie versuchen es. Es stellt sich unweigerlich heraus, dass bei Vollmond die Flut immer zur gleichen Stunde am selben Ort eintritt. Damit wird die Verbindung zwischen Mond und Gezeiten hergestellt. Der kluge Seefahrer vergleicht natürlich auch andere Phasen des Mondes mit den Zeiten der Hochwasser. Er stellt beispielsweise fest, dass der Mond im ersten Viertel immer zur gleichen Tageszeit zu Hochwasser führt. Schließlich erhält er eine praktische Regel, mit der er anhand des Mondzustands sofort erkennen kann, zu welcher Zeit die Flut im Hafen seines Aufenthaltsorts hoch sein wird. Ein sorgfältiger Beobachter erkennt außerdem weitere Zusammenhänge zwischen Mond und Gezeiten: Er stellt fest, dass einige Hochwasser höher steigen als andere und dass einige Niedrigwasser niedriger sinken als andere. Das hat große praktische Bedeutung. Wenn ein gefährlicher Sandboden überwunden werden muss, fühlt sich der Seefahrer viel sicherer, wenn er weiß, dass er auf dem Höhepunkt der Springflut darüber hinweggebracht wird. Oder wenn er gegen Gezeitenströmungen ankämpfen muss, die an manchen Orten enorme Kraft haben, wählt er natürlich die Neumond- und Vollmondzeiten für seine Reise, in denen die Stärke dieser Strömungen geringer ist. Die Springfluten und Neumond- sowie Vollmondzeiten werden ihm vertraut – er erkennt, dass die Springfluten dann eintreten, wenn der Mond voll oder neu ist – oder zumindest, dass sie innerhalb einer bestimmten, konstanten Anzahl von Tagen nach Voll- oder Neumond stattfinden. Zweifellos war es durch solches Denken, dass in primitiven Zeiten die Verbindung zwischen Mond und Gezeiten erkannt wurde.

Erst mit der großen Entdeckung Newtons, der das Gesetz der Gravitation aufklärte, wurde es möglich, eine physikalische Erklärung für die Gezeiten zu geben. Damals wurde klar, wie der Mond die ganze Erde sowie jeden Teilchen der Erde anzieht. Es wurde deutlich, warum die Flüssigkeitspartikel, aus denen die Ozeane bestehen, dieser Anziehung folgen können, während die festen Teile dies nicht können. Wenn der Mond direkt über dem Kopf steht, zieht er das Wasser gewissermaßen zu einem Haufen zusammen – dadurch entsteht das Hochwasser. Auch das Wasser auf der gegenüberliegenden Seite der Erde wird beeinflusst.

Auf eine Weise, die zunächst vielleicht nicht erwartet wird. Der Mond zieht den festen Körper der Erde mit größerer Intensität an als das Wasser auf der anderen Seite, die weiter von ihm entfernt ist. Die Erde wird somit vom Wasser weggezogen, wodurch auch auf der Seite der Erde, die vom Mond abgewandt ist, sowie auf der Seite, die zum Mond hin liegt, eine Tendenz zu Hochwasser entsteht. Niedrigwasser tritt in den dazwischenliegenden Positionen auf.

Auch die Sonne verursacht Gezeiten auf der Erde; doch aufgrund der großen Entfernung der Sonne ist der Unterschied zwischen ihrer Anziehungskraft auf das Meer und auf den festen Inneren der Erde nicht so ausgeprägt. Die solaren Gezeiten sind daher kleiner als die lunaren Gezeiten. Wenn sich diese beiden Kräfte gegenseitig verstärken, entstehen Springfluten; wenn die solaren und lunaren Gezeiten entgegengesetzt wirken, haben wir Nebelgezeiten.

Es gibt jedoch zahlreiche Umstände, die berücksichtigt werden müssen, wenn man versucht, diese allgemeinen Grundsätze auf die Bedingungen eines bestimmten Falls anzuwenden. Aufgrund lokaler Besonderheiten variieren die Gezeiten in den verschiedenen Küstenbereichen stark. In einem begrenzten Gebiet wie dem Mittelmeer haben die Gezeiten nur einen relativ kleinen Schwankungsbereich – an verschiedenen Orten schwankt er zwischen einem und wenigen Fuß. Auch im offenen Ozean ist der Anstieg und Abfall der Gezeiten nicht groß; beispielsweise beträgt er bei St. Helena drei Fuß. In der Nähe großer Kontinentalmassen werden die Gezeiten durch die Küsten stark beeinflusst. In London erreichen die Gezeiten eine Höhe von achtzehn oder neunzehn Fuß; doch die bemerkenswertesten Gezeiten auf den Britischen Inseln finden im Bristolkanal statt, wo es in Chepstow oder Cardiff bei Springfluten zu einer Höhe von siebenunddreißig oder achtunddreißig Fuß sowie bei Nebelgezeiten zu einer Höhe von achtundzwanzig oder neunundzwanzig Fuß kommt. Diese Gezeiten werden an anderen Orten der Welt in ihrer Intensität übertroffen. Die größten Gezeiten aller Zeiten finden im Fundybecken statt, wo der Anstieg und Abfall bei Springfluten mindestens fünfzig Fuß beträgt.

Der Anstieg und Abfall der Gezeiten geht notwendigerweise mit der Entstehung von Strömungen einher. Solche Strömungen sind tatsächlich gut bekannt, und in einigen unserer großen Flüsse spielen sie eine äußerst wichtige Rolle. Diese Wasserrückströmungen können, genauso wie Wasserströme jeder anderen Art, zur Erledigung nützlicher Arbeiten eingesetzt werden.

Wir können beispielsweise das ansteigende Wasser in einem Reservoir zurückhalten, und wenn die Flut abnimmt, können wir das darin gefangene Wasser dazu bringen, eine Wasserrad anzutreiben, bevor es wieder ins Meer zurückfließt. Wir haben hier tatsächlich eine Quelle echter Energie – doch nur in sehr ungewöhnlichen Umständen erweist es sich als wirtschaftlich sinnvoll, die Gezeiten zu diesem Zweck zu nutzen. Die Frage lässt sich berechnen; man kann die Fläche des Reservoirs ermitteln, die ausreicht, um ein Wasserrad mit einer bestimmten Leistung anzutreiben. Es lässt sich zeigen, dass die Fläche eines Reservoirs, das genügend Wasser speichern muss, um 100 Pferdestärken zu erzeugen, 40 Morgen beträgt. Die gesamte Frage reduziert sich dann auf die einfache Frage der Kosten: Wären der Bau und die Instandhaltung dieses Reservoirs teurer oder günstiger als der Bau und die Instandhaltung einer Dampfmaschine mit gleicher Leistung? In den meisten Fällen scheint Letztere bei weitem günstiger zu sein; auf jeden Fall finden wir in der Praxis keine Gezeitenmaschinen im Einsatz, sodass die Kraft der Gezeiten derzeit verschwendet wird. Die wirtschaftlichen Aspekte dieser Angelegenheit könnten jedoch in ferner Zukunft stark verändert werden, wenn unsere heute so großzügig verbrauchten Brennstoffvorräte deutliche Anzeichen von Erschöpfung zeigen.

Die Gezeiten leisten jedoch irgendwelche Arbeiten. Eine Flut in der Mündung eines Flusses kann manchmal einen Uferstreifen wegspülen und dessen Material an einen anderen Ort transportieren. Hier findet also Arbeit statt und Energie wird verbraucht – genauso wie, wenn dieselbe Aufgabe von Ingenieuren durchgeführt würde, die kräftige Maschinen einsetzen. Wir wissen, dass Arbeit ohne Verbrauch von Energie in irgendeiner Form nicht möglich ist – woher kommt also die Energie, die die Kraft der Gezeiten liefert? Auf den ersten Blick scheint die Antwort auf diese Frage ganz offensichtlich zu sein. Haben wir nicht gesagt, dass die Gezeiten durch den Mond verursacht werden? Muss die Energie daher nicht vom Mond stammen? Das scheint klar genug zu sein – doch leider stimmt das nicht. Es handelt sich dabei um einen jener Fälle, die in der Dynamik keineswegs selten sind, in denen die Wahrheit weit von dem abweicht, was zunächst zu sein scheint. Eine Illustration mag die Sache klarer machen. Wenn eine Schusswaffe abgefeuert wird, ist es der Finger des Schützen, der den Abzug betätigt – aber müssen wir dann sagen, dass die Energie, mit der die Kugel abgeschossen wird, vom Schützen geliefert wurde?

Ganz sicher nicht; die Energie stammt natürlich von dem Schießpulver, und alles, was die Schützen taten, war, die Mittel zu bereitstellen, durch die die in dem Pulver gespeicherte Energie freigesetzt werden konnte. In gewissem Maße können wir dies mit dem Problem der Gezeiten vergleichen: Die von der Mond angehobenen Gezeiten sind die ursächliche Kraft, wodurch eine bestimmte Energiemenge genutzt wird, um die Arbeit zu leisten, die die Gezeiten bewirken können. Diese Energiemenge liegt, seltsamerweise, nicht im Mond – sie befindet sich in der Erde selbst. Tatsächlich ist es äußerst bemerkenswert, dass der Mond tatsächlich Energie aus den Gezeiten erhält, indem er einen Teil der in der Erde vorhandenen Energie aufnimmt. Dies wird nicht als offensichtliches Ergebnis dargestellt; es hängt von einem ausgefeilten dynamischen Theorem ab.

Wir müssen die Natur dieser mächtigen Energiemenge klar verstehen, aus der die Gezeiten ihre Kraft beziehen und auf der der Mond in der Lage ist, große und anhaltende Kräfte auszuüben. Sehen wir uns an, in welchem Sinne man sagt, dass die Erde über eine Energiemenge verfügt. Wir wissen, dass die Erde sich einmal am Tag um ihre Achse dreht. Es ist diese Rotation, die die Quelle der Energie darstellt. Vergleichen wir die Rotation der Erde mit der Rotation des Flügelscheibens einer Dampfmaschine. Die Rotation der Flügelscheibe ist im Grunde ein Reservoir, in das die Maschine bei jedem Kolbenstoß Energie einbringt. Die verschiedenen Maschinen in der Mühle beziehen lediglich die in der Flügelscheibe gespeicherte Energie. Die Erde kann mit einer riesigen Flügelscheibe verglichen werden, die zwar von der Maschine getrennt ist, aber dennoch mit den Maschinen in der Mühle verbunden bleibt. Aufgrund ihrer enormen Abmessungen und ihrer hohen Geschwindigkeit besitzt diese „riesige“ Flügelscheibe eine enorme Energiemenge, die aufgebraucht werden muss, bevor sie zum Stillstand kommt. Deshalb erhalten die Gezeiten, obwohl sie vom Mond verursacht werden, die benötigte Energie einfach dadurch, dass sie einen Teil der großen Menge nutzen, die durch die Rotation der Erde zur Verfügung steht.

Es gibt jedoch einen grundlegenden Unterschied zwischen der Erde und der Flügelscheibe einer Maschine. Während die Energie aus der Flügelscheibe entnommen und von den verschiedenen Maschinen in der Mühle verbraucht wird, wird sie ständig durch neue Energie ersetzt, die aus der Tätigkeit der Dampfmaschine fließt – dadurch bleibt die Geschwindigkeit der Flügelscheibe aufrechterhalten. Aber

Die Erde ist ein Fliehkraftrad ohne Motor. Wenn die Gezeiten Energie aus diesem Reservoir entziehen und sie bei der Ausführung von Arbeiten verbrauchen, wird diese Energie nicht ersetzt. Die Folge ist unvermeidlich: Die Energie, die für die Rotation der Erde benötigt wird, muss abnehmen. Das führt zu einer von größter Bedeutung seinenden Konsequenz. Wenn der Motor vom Fliehkraftrad getrennt wird, kann das massive Fliehkraftrad zwar noch einige Umdrehungen machen, doch es wird schnell zum Stillstand kommen. Eine ähnliche Schlussfolgerung muss auch für die Erde gezogen werden – doch ihr Energiereservoir ist im Vergleich zu den Anforderungen, die an sie gestellt werden, so enorm, dass die Erde weiterhin bestehen kann. Es müssen Zeitalter unbekannten Ausmaßes vergehen, bevor die Energie der Erdbahnrotation durch solche Kräfte wie die der Gezeiten vollständig erschöpft werden kann. Dennoch ist es unbedingt wahr, dass die Energie abnimmt; und wenn sie abnimmt, muss die Geschwindigkeit der Erdbahnrotation sicherlich, wenn auch langsam, nachlassen. Nun sind wir zu einer Konsequenz der Gezeiten gelangt, die sich in den einfachsten Worten ausdrücken lässt: Wenn die Rotationsgeschwindigkeit nachlässt, muss die Länge des Tages zunehmen – und damit gelangen wir zur folgenden, äußerst wichtigen Aussage: Die Gezeiten verlängern die Länge des Tages.

Der heutige Tag ist länger als der gestrige – morgen wird er länger sein als heute. Der Unterschied ist so gering, dass er selbst über Zeitalter hinweg kaum als durch Beobachtung eindeutig nachgewiesen bezeichnet werden kann. Wir behaupten nicht, zu wissen, wie viele Jahrhunderte seit dem Zeitpunkt vergangen sind, an dem der Tag noch eine Sekunde kürzer war als heute; doch Jahrhunderte sind nicht die Einheiten, die wir bei der Betrachtung der Entwicklung der Gezeiten verwenden. Vor einer Million Jahren war es sehr wahrscheinlich, dass der Unterschied zwischen der Länge des Tages und seinem heutigen Wert bereits sehr groß war. Schauen wir zurück in die tiefsten Tiefen der Vergangenheit und sehen wir, was uns die Gezeiten mitteilen können. Wenn die gegenwärtige Ordnung der Dinge angedauert hat, muss der Tag je weiter wir in die ferne Vergangenheit blicken, immer kürzer gewesen sein. Der Tag beträgt heute 24 Stunden; einst waren es 20 Stunden, einst 10 Stunden – einst sogar 6 Stunden. Wie weit können wir noch gehen? Sobald die 6 Stunden überschritten sind, nähern wir uns einer Grenze, die irgendwann unsere Rückblicke begrenzen muss. Je kürzer der Tag ist, desto stärker ist die Erde am Äquator ausgebeult – und je stärker die Erde am Äquator ausgebeult ist, desto…

Umso größer ist die Belastung der Erde-Materialien durch die Zentrifugalkraft ihrer Rotation. Wenn die Erde zu schnell rotieren würde, könnte sie nicht mehr zusammenhalten; sie würde in Stücke zerfallen – genauso wie ein zu schnell drehender Schleifstein mit großer Wucht auseinanderreißt. Hier erkennen wir also in der fernen Vergangenheit eine Grenze, die diese Überlegungen stoppt. Es gibt eine bestimmte kritische Geschwindigkeit, die die höchste ist, die die Erde ohne Risiko eines Zerfalls ertragen kann – doch der genaue Wert dieser Geschwindigkeit ist eine Frage, auf die es nicht leicht eine Antwort gibt. Sie hängt von der Beschaffenheit der Erde-Materialien ab, von der Temperatur, vom Druck sowie von weiteren Faktoren, die uns nicht genau bekannt sind. Eine Schätzung der kritischen Geschwindigkeit wurde jedoch bereits vorgenommen, und es wurde mathematisch nachgewiesen, dass die kürzeste Rotationsperiode, die die Erde haben könnte, ohne in Stücke zu fliegen, etwa drei bis vier Stunden beträgt. Die Lehre von der Gezeitenentwicklung führt uns somit zu dem Schluss, dass in einer unvorstellbar fernen Epoche die Erde sich um ihre Achse in einer Periode von etwa drei bis vier Stunden drehte.

Wir erfahren also, dass wir dem Mond das allmähliche Verlängern des Tages von seinem ursprünglichen Wert auf 24 Stunden zu verdanken haben. Gemäß einem der tiefgründigsten Gesetze der Natur hat die Erde auf den Mond reagiert – und diese Reaktion der Erde hat eine greifbare Form angenommen. Sie bestand einfach darin, den Mond allmählich von der Erde wegzudrücken. Man kann feststellen, dass dieses Wegdrücken des Mondes einer Art Rache seitens der Erde gleicht. Die Folgen des Rückzugs des Mondes sind äußerst bemerkenswert: Der Bahnradius des Mondes beträgt derzeit 240.000 Meilen. Aufgrund der Gezeiten muss dieser Radius ständig größer werden. Mit diesem Umstand im Hinterkopf blicken wir nun zurück in die vergangene Geschichte des Mondes. Da sich die Entfernung des Mondes in die Zukunft hin vergrößert, finden wir, dass sie in die Vergangenheit hin abnimmt. Der Mond muss gestern der Erde näher gewesen sein als heute; der Unterschied ist zweifellos unbedeutend in Jahren, Jahrhunderten oder Tausenden von Jahren – doch wenn es um Millionen von Jahren geht, muss der Mond deutlich näher an der Erde gewesen sein als heute.

Bis wir schließlich feststellen, dass seine Entfernung statt 240.000 Meilen auf 40.000, dann auf 20.000 und schließlich auf 10.000 Meilen gesunken ist. Wir müssen auch nicht – und können auch nicht – aufhören, bis wir den Mond tatsächlich in unmittelbarer Nähe der Erdoberfläche finden. Wenn die gegenwärtigen Gesetze der Natur lange genug gewirkt haben und es keine äußeren Einflüsse gab, dann kann man zweifellos annehmen, dass der Mond und die Erde einst in unmittelbarer Nähe zueinander standen. Tatsächlich können wir den Zeitraum berechnen, in dem der Mond um die Erde kreisen musste. Je näher der Mond der Erde war, desto schneller musste er sich drehen; und zur kritischen Zeit, als der Satellit in unmittelbarer Nähe unserer Erde war, musste er jede Umdrehung in etwa drei bis vier Stunden absolvieren.

Dies hat zu einer der kühnsten Spekulationen geführt, die je in der Astronomie aufgestellt wurden. Wir können es nicht unterlassen, sie darzulegen; doch man muss bedenken, dass es sich dabei nur um eine Spekulation handelt, die mit entsprechender Vorsicht aufgenommen werden muss. Die Spekulation soll die Frage beantworten: Was brachte den Mond in diese Position, in unmittelbare Nähe der Erdoberfläche? Wir wollen nur sagen, dass es sehr triftige Gründe gibt zu glauben, dass der Mond zu einem sehr frühen Zeitpunkt von der Erde abbrach, als diese noch in einem weichen oder plastischen Zustand war.

Am Anfang der Geschichte fanden wir die Erde und den Mond eng beieinander. Wir stellten fest, dass die Rotationszeit der Erde nur einige Stunden betrug, anstatt vierundzwanzig Stunden. Wir stellten außerdem fest, dass der Mond seine Umrundung der ursprünglichen Erde genau in derselben Zeit vollendete, in der die ursprüngliche Erde um ihre Achse rotierte – sodass die beiden Körper ständig einander zugewandt waren. Ein solcher Zustand stellt das, was ein Mathematiker als Fall eines instabilen dynamischen Gleichgewichts beschreiben würde. Er konnte nicht anhalten. Man kann ihn mit dem Fall einer Nadel vergleichen, die auf ihrer Spitze balanciert wird; die Nadel muss entweder nach einer Seite oder zur anderen fallen. Auf dieselbe Weise konnte der Mond diese Position nicht beibehalten. Es gab zwei Möglichkeiten: Entweder fiel der Mond zurück auf die Erde und wurde wieder in deren Masse aufgenommen, oder er begann seine Reise nach außen. Welchen dieser Wege wählte der Mond? Vielleicht haben wir keine Möglichkeit, genau herauszufinden, was den Mond dazu veranlasste, einen Weg statt des anderen einzuschlagen.

Ein anderer Weg – doch was den tatsächlich eingeschlagenen Weg angeht, kann es keinen Zweifel geben. Die Tatsache, dass der Mond existiert, zeigt, dass er nicht zur Erde zurückgekehrt ist, sondern seine Reise nach außen angetreten hat. Da der Mond von der Erde entfernt wird, benötigt er gemäß Keplers Gesetzen mehr Zeit, um eine Umlaufbahn zu vollenden. So ist es dazu gekommen, dass die ursprüngliche Dauer von nur wenigen Stunden zunahm, bis sie auf die heutige Zahl von 656 Stunden anstieg. Auch die Rotation der Erde hat sich natürlich entsprechend dem Abstand des Mondes verändert. Sobald der Mond zu entfernen begann, war die Erde nicht mehr dazu verpflichtet, stets dieselbe Seite dem Mond zuzuwenden. Wenn der Mond eine bestimmte Entfernung erreicht hatte, vollendete die Erde ihre Rotation in kürzerer Zeit als die Zeit, die der Mond für eine Umlaufbahn benötigte. Dennoch entfernt sich der Mond immer weiter, und die Dauer seiner Umlaufbahn nimmt entsprechend zu, bis drei, vier oder mehr Tage (oder Umdrehungen der Erde) mit einem Monat (oder einer Umlaufbahn des Mondes) übereinstimmen. Obwohl die Anzahl der Tage im Monat zunimmt, dürfen wir nicht annehmen, dass die Geschwindigkeit der Erddrehung zunimmt; tatsächlich ist das Gegenteil der Fall. Die Erddrehung wird langsamer, genauso wie die Umlaufbahn des Mondes – doch die Verlangsamung des Mondes ist größer als die der Erde. Obwohl die Dauer der Erddrehung im Vergleich zu ihrem ursprünglichen Wert stark zugenommen hat, ist die Dauer der Mondumlaufbahn noch stärker angestiegen, sodass sie mehrfach so groß ist wie die Dauer der Erddrehung. Im Laufe der Zeiten entfernt sich der Mond immer weiter, seine Umlaufbahn wird größer, die Dauer seiner Umlaufbahn nimmt zu – bis schließlich ein sehr bemerkenswerter Punkt erreicht wird, der in gewissem Sinne ein Wendepunkt in der Entwicklung des Mondes darstellt. Zu diesem Zeitpunkt erreichen die Umlaufzeiten des Mondes, gemessen in Bezug auf die Erddrehungszeiten, ihren größten Wert. Es scheint, als wären zu dieser Zeit 29 Tage pro Monat vergangen. Natürlich bedeutet das nicht, dass der Monat und der Tag zu jener Zeit denselben Umfang hatten wie die Monate und Tage, wie wir sie heute anhand unserer Uhren messen. Beide waren damals kürzer als heute. Was wir meinen, ist, dass zu diesem Zeitpunkt die Erde 29 Mal um ihre Achse rotierte, während der Mond eine Umlaufbahn vollendete.

Diese Epoche ist nun vorbei. Derzeit ist es nicht möglich, das Datum dieser Epoche in unseren üblichen Maßeinheiten zu bestimmen. Gleichzeitig besteht jedoch kein Zweifel an der unermesslichen Uraltigkeit dieses Ereignisses im Vergleich zu allen historischen Aufzeichnungen; doch ob es in Hunderttausenden von Jahren, Millionen von Jahren oder Zehntausenden von Jahren zu betrachten ist, muss größtenteils der Vermutung überlassen bleiben.

Sobald diese bemerkenswerte Epoche vorbei ist, stellt sich heraus, dass sich der Verlauf der Ereignisse im Erde-Mond-System in Richtung jener bemerkenswerten Endphase entwickelt, die Ähnlichkeiten mit der Anfangsphase aufweist. Der Mond setzt seine Umlaufbahn fort, wobei der Durchmesser dieser Bahn stetig – wenn auch sehr langsam – zunimmt. Dadurch verlängert sich auch die Länge des Monats. Da die Rotation der Erde weiterhin ständig verlangsamt wird, verlängert sich auch die Länge des Tages kontinuierlich. Doch das Verhältnis zwischen der Länge des Monats und der Länge des Tages weist nun eine Veränderung auf. Dieses Verhältnis war allmählich von eins am Anfang auf einen maximalen Wert von etwa 29 in der gerade erwähnten Epoche angestiegen. Nun beginnt dieses Verhältnis wieder abzunehmen, bis die Erde bei einer Umlaufbahn des Mondes nur noch 28 statt 29 Rotationen vollführt. Der Rückgang dieses Verhältnisses setzt sich fort, bis die Zahl 27 die Anzahl der Tage im Monat angibt. Auch hier haben wir eine Epoche, an der wir ohne besondere Erläuterung nicht vorbeikommen können. In allem, was bisher gesagt wurde, haben wir uns mit Ereignissen in der fernen Vergangenheit beschäftigt; schließlich sind wir zum gegenwärtigen Zustand des Erde-Mond-Systems gelangt. Die Tage in dieser Epoche sind unsere bekannten Tage, der Monat ist die bekannte Zeitspanne für die Umlaufbahn unseres Mondes. Derzeit umfasst ein Monat etwa 27 unserer Tage, und dieses Verhältnis blieb über Tausende von Jahren hinweg weitgehend gültig. Es wird auch in den kommenden Tausenden von Jahren weiterhin weitgehend gültig bleiben, aber es wird nicht endlos so bleiben. Es handelt sich dabei lediglich um eine Etappe in dieser großen Transformation; aus unserer vergänglichen Sicht mag es Eigenschaften der Beständigkeit aufweisen – genauso wie die Flügel einer Mücke still zu erscheinen scheinen, wenn sie vom elektrischen Funken beleuchtet werden – doch wenn wir die Geschichte mit zeitlichen Begriffen betrachten, die für die Astronomie ausreichen, erkennen wir, wie das Heute entstanden ist.

Der Zustand des Erde-Mond-Systems kann keine größere Beständigkeit aufweisen als irgendeine andere Phase in der Geschichte.

Unsere Darstellung muss jedoch nun eine andere Form annehmen. Wir haben über die Vergangenheit gesprochen; wir wurden zum gegenwärtigen Zeitpunkt geführt – können wir etwas über die Zukunft sagen? Auch hier kommen uns die Gezeiten zur Hilfe. Wenn wir die Wahrheiten der Dynamik richtig verstanden haben (und wer zweifelt sie heute noch an?), werden wir in der Lage sein, Vorhersagen über weitere Veränderungen des Erde-Mond-Systems zu treffen. Sofern es derzeit keine Störungen durch externe Faktoren gibt, die uns noch unbekannt sind, können wir zumindest grob den weiteren Verlauf des Mondes vorhersagen. Wir können sehen, wie der Mond weiterhin seinen Umlaufbahnen folgen wird. Der Weg, auf dem er sich bewegt, wird zwar äußerst langsam länger werden, aber er wird dennoch stets länger – der Fortschritt wird jedenfalls nicht umgekehrt werden, bevor die letzte Phase unserer Geschichte erreicht ist. Wir werden uns jetzt nicht mit den dazwischenliegenden Phasen aufhalten; vielmehr werden wir versuchen, das endgültige Zustand zu skizzieren, dem unser System zustrebt. In ferner Zukunft – in unzähligen Millionen von Jahren – wird diese letzte Phase erreicht werden. Das Verhältnis zwischen Monat und Tag, dessen Abnahme wir bereits erwähnt haben, wird weiter abnehmen. Die Umlaufzeit des Mondes wird immer länger werden, doch die Länge eines Tages wird viel schneller zunehmen als die Verlängerung der Umlaufzeit des Mondes. Vom Monat mit 27 Tagen werden wir zu einem Monat mit 26 Tagen übergehen, und so weiter, bis wir schließlich einen Monat mit 10 Tagen erreichen – und letztendlich einen Monat mit nur einem Tag.

Lassen Sie uns klar verstehen, was wir unter einem Monat mit einem Tag meinen. Damit ist gemeint, dass die Zeit, in der der Mond um die Erde kreist, gleich der Zeit ist, in der sich die Erde um ihre Achse dreht. Die Länge dieses Tages wird natürlich um ein Vielfaches größer sein als unser heutiger Tag. Das einzige Unbekannte in diesen Überlegungen entsteht, wenn wir versuchen, den Angaben eine numerische Genauigkeit zu verleihen. Es scheint genauso wahr zu sein wie die Gesetze der Dynamik, dass letztendlich ein Zustand des Erde-Mond-Systems erreicht werden muss, in dem Tag und Monat gleich lang sind – doch wenn wir versuchen, die Länge dieses Tages anzugeben, bringen wir ein riskantes Element in die Untersuchung ein.

Bei der Schätzung ihrer Länge muss man verstehen, dass der angegebene Wert mit großer Vorsicht formuliert wird. Er kann zwar bis zu einem gewissen Grad fehlerhaft sein, wohl aber nicht in nennenswertem Maße. Die Dauer dieses „großen Tages“ scheint etwa fünfundsiebzig unserer Tage zu betragen. Mit anderen Worten: Zu einem bestimmten kritischen Zeitpunkt in der äußerst fernen Zukunft wird die Erde etwa 1.400 Stunden benötigen, um eine Umdrehung zu vollziehen, während der Mond seine Bahn genau in derselben Zeit zurücklegt.

Wir sehen somit, wie sich in einigen Aspekten die erste und die letzte Phase des Erde-Mond-Systems ähneln. In beiden Fällen ist der Tag gleich dem Monat. Im ersten Fall waren Tag und Monat nur ein kleiner Bruchteil unseres Tages; in der letzten Phase sind Tag und Monat jeweils ein großes Vielfaches unseres Tages. Es besteht jedoch ein grundlegender Unterschied zwischen der ersten kritischen Epoche und der letzten. Wir haben bereits erwähnt, dass die erste Epoche von Instabilität geprägt war – sie konnte nicht andauern; doch dieser zweite Zustand ist von dynamischer Stabilität geprägt. Sobald dieser Zustand erreicht ist, wäre er dauerhaft und würde ewig anhalten, könnten Erde und Mond vor allen äußeren Einflüssen isoliert werden.

Es gibt eine besondere Eigenschaft, die die Bewegung kennzeichnet, wenn der Monat gleich dem Tag ist. Ein wenig Nachdenken zeigt, dass die Erde in diesem Fall ständig dieselbe Seite der Erde in Richtung des Mondes richten muss. Wenn Tag und Monat gleich sind, dann müssen Erde und Mond gemeinsam rotieren, als wären sie durch unsichtbare Fesseln miteinander verbunden; und welches Hemisphäre der Erde auch immer zu Beginn dieses Zustands dem Mond zugewandt ist, bleibt es so lange dort, wie Tag und Monat gleich bleiben.

An diesem Punkt ist es kaum möglich, nicht an jene charakteristische Eigenschaft der Mondbewegung zu denken, die seit alters her beobachtet wird. Wir meinen natürlich die Tatsache, dass der Mond derzeit ständig dieselbe Seite der Erde zuwandt.

Es liegt in der Verantwortung der Astronomen, eine physikalische Erklärung für dieses bemerkenswerte Phänomen zu liefern. Der Mond umkreist unsere Erde einmal in einer bestimmten

Anzahl der Sekunden. Wenn der Mond immer dieselbe Seite zur Erde zeigt, dann bedeutet das, dass er sich auch in derselben Anzahl von Sekunden einmal um seine Achse dreht. Das wäre jedoch eine äußerst unwahrscheinliche Zufälligkeit – es müsste dafür eine physikalische Ursache geben. Wir müssen nicht weit suchen, um diese Ursache zu finden: Die Gezeiten auf dem Mond sind schuld an diesem Phänomen. Der Mond weist eine raue Oberfläche auf, was auf intensive vulkanische Aktivitäten in der Vergangenheit hindeutet. Diese Vulkane sind heute still – die inneren „Feuer“ im Mond scheinen erschöpft zu sein. Doch es gab eine Zeit, in der der Mond eine erhitzte, halb flüssige Masse war. Zu jener Zeit waren die Materialien des Mondes so heiß, dass sie weich und nachgiebig waren. Durch die Anziehungskraft unserer Erde entstanden dadurch starke Gezeiten. Wir haben keine historischen Aufzeichnungen über diese Gezeiten – sie existierten lange vor der Erfindung der Teleskope, vermutlich sogar lange vor dem Auftreten der Menschheit. Doch wir wissen, dass solche Gezeiten einst existierten, denn ihre Wirkung ist heute noch zu erkennen – in der stets derselben Seite, die der Mond der Erde zuwendet. Das sanfte Auf- und Absteigen der Ozeane, das unsere heutigen Gezeiten ausmacht, unterscheidet sich stark von den Gezeiten, die einst durch den Mond verursacht wurden. Die Gezeiten auf dem Mond waren weitaus stärker als die auf der Erde. Sie waren stärker, weil die Schwerkraft der Erde größer ist als die des Mondes – dadurch konnte die Erde viel stärkere Gezeiten auf dem Mond verursachen, als der Mond selbst auf der Erde hervorrufen konnte.

Dass der Mond immer dieselbe Seite zur Erde zeigt, hängt direkt davon ab, dass er sich um seine Achse genau in derselben Zeit dreht, wie sie für eine Umrundung der Erde benötigt wird. Die Gezeiten sind eine kontinuierlich wirkende Kraft, die sicherstellt, dass diese Bedingung eingehalten wird. Wenn der Mond langsamer rotieren würde, als er sollte, würden die starken Gezeiten ihn immer schneller drehen, bis er die gewünschte Geschwindigkeit erreicht hat – erst dann würden sie Ruhe bringen. Falls der Mond sich schneller um seine Achse drehen würde, als er in seiner Umlaufbahn tut, würden wiederum starke Gezeiten entstehen.

Zu jener Zeit würden sie versuchen, die Rotation des Mondes zu verlangsamen, bis sie seine Geschwindigkeit auf eine Umdrehung pro Erdumlauf reduziert hätten.

Kann der Mond jemals der Herrschaft der Gezeiten entkommen? Das ist nicht leicht zu beantworten, doch es scheint vielleicht nicht unmöglich, dass der Mond zu einem zukünftigen Zeitpunkt von der Kontrolle durch die Gezeiten befreit werden könnte. Es ist tatsächlich offensichtlich, dass die Gezeiten selbst heute nicht mehr die extrem strenge Kontrolle über den Mond ausüben wie einst. Auf dem Mond sehen wir heute keine Ozeane, und auch die Vulkane weisen keine Spuren von flüssiger Lava auf. Es können kaum Gezeiten auf dem Mond geben – aber es könnte innerhalb des Mondes Flüssigkeit vorhanden sein. Möglicherweise ist das Innere des Mondes noch warm genug, um einen erheblichen Grad an Fließfähigkeit beizubehalten; falls dem so wäre, würde die Kontrolle durch die Gezeiten den Mond weiterhin in ihrem Griff halten. Doch wird wahrscheinlich der Zeitpunkt kommen – falls er noch nicht gekommen ist –, an dem der Mond bis ins Zentrum hinein kalt wird – so kalt wie die Temperatur im Weltraum. Wären die Materialien des Mondes das, was ein Mathematiker als absolut starr bezeichnen würde, dann gäbe es keinen Zweifel daran, dass die Gezeiten nicht mehr existieren könnten und der Mond von ihrer Kontrolle befreit würde. Es scheint unmöglich vorherzusagen, inwieweit der Mond jemals den Bedingungen eines wirklich starren Körpers entsprechen kann – doch es ist vorstellbar, dass zu einem zukünftigen Zeitpunkt die Kontrolle durch die Gezeiten praktisch aufhört. Dann gäbe es keine Notwendigkeit mehr, dass die Rotationsperiode mit der Umlaufperiode übereinstimmt. So zeichnet sich ein Hoffnungsschimmer für die Astronomie der fernen Zukunft ab. Wir wissen, dass die Umlaufzeit des Mondes zunimmt – und solange die Gezeiten noch eine Wirkung ausüben können, muss auch die Rotationszeit entsprechend zunehmen. Wir haben nun einen Zustand erahnt, in dem diese Kontrolle fehlt. Dann gäbe es nichts mehr, was davon abhalten könnte, dass die Rotation beim gegenwärtigen Niveau bleibt, während die Umlaufperiode weiter zunimmt. Das Privileg, die andere Seite des Mondes zu sehen – das allen früheren Astronomen vorenthalten blieb – könnte somit in ferner Zukunft ihren Nachfolgern gewährt werden.

Die Gezeiten, die der Mond auf der Erde hervorruft, wirken als Bremse für die Rotation der Erde. Sie neigen ständig dazu, die Rotationsperiode der Erde mit der Umlaufperiode des Mondes in Einklang zu bringen. Da der Mond alle 27 Tage einmal um die Erde kreist, befindet sich die Erde derzeit

Man bewegt sich zu schnell – weshalb die Gezeitenkräfte im Moment versuchen, die Rotation der Erde zu verlangsamen. Die Rotation des Mondes ist bereits seit langem den Gezeitenkräften unterlegen – doch das lag daran, dass der Mond relativ klein war und die Gezeitenkraft der Erde enorm war. Im gegenwärtigen Fall ist es jedoch umgekehrt: Die Erde ist größer und massereicher als der Mond; die von ihm hervorgerufenen Gezeiten sind nur gering und schwach. Zudem hat die Erde noch nicht vollständig den Einfluss der Gezeitenkräfte auf sich genommen. Doch die Gezeitenkräfte bleiben konstant – sie lassen niemals für einen Moment nach und neigen allmählich dazu, Tag und Monat übereinzustimmen, auch wenn dieser Prozess sehr langsam verläuft.

Die Theorie der Gezeiten führt uns zu der Vorstellung eines fernen Zustands, in dem der Mond in einer Zeit um die Erde kreist, die der Länge eines Tages entspricht. Dadurch würden sich die beiden Himmelskörper stets dieselbe Seite zuwenden – vorausgesetzt, die Gezeitenkräfte können weiterhin die Rotation des Mondes steuern. Was die gegenseitige Wirkung zwischen Erde und Mond betrifft, so weist eine solche Anordnung alle Merkmale der Beständigkeit auf. Wenn wir jedoch unseren Blick in eine noch fernere Zukunft richten, können wir eine äußere Ursache erkennen, die verhindern muss, dass diese gegenseitige Anpassung zwischen Erde und Mond ewig andauert. Die von dem Mond auf der Erde hervorgerufenen Gezeiten sind weitaus stärker als diejenigen, die von der Sonne verursacht werden – weshalb wir in unserer bisherigen Betrachtung den von der Sonne verursachten Gezeiten nur wenig Bedeutung beigemessen haben. Dies ist offensichtlich nur eine annähernde Methode, um dieses Problem zu behandeln. Der Einfluss der sonnenbedingten Gezeiten ist spürbar, und seine Bedeutung im Vergleich zu den mondbedingten Gezeiten wird allmählich zunehmen, je näher Erde und Mond dem endgültigen kritischen Stadium kommen. Die sonnenbedingten Gezeiten werden somit dazu führen, dass weiterhin ein Bremsmoment auf die Rotation der Erde ausgeübt wird. Es folgt also, dass nachdem Tag und Monat gleich lang geworden sind, die Länge des Tages weiter abnimmt. Wir sehen also, dass in der fernen Zukunft der Mond in kürzerer Zeit um die Erde kreisen wird, als die Erde selbst für eine vollständige Rotation um ihre Achse benötigt.

Eine sehr aufschlussreiche Bestätigung für diese Ansichten bietet die Entdeckung der Satelliten des Mars. Der Planet Mars gehört zu den kleineren

Mitglieder unseres Systems. Er hat eine Masse, die nur ein Achtel der Masse der Erde beträgt. Ein kleiner Planet wie Mars verfügt über viel weniger Rotationsenergie, die zerstört werden könnte, als ein größerer Planet wie die Erde. Man kann daher erwarten, dass der kleine Planet in seiner Entwicklung viel schneller voranschreitet als der große; wir können somit annehmen, dass Mars und seine Monde einen weiter entwickelten Entwicklungsstand erreicht haben als die Erde und ihr Mond.

Als 1877 die Entdeckung der Monde des Mars die Welt in Erstaunen versetzte, gab es kein Merkmal, das so viel Verwunderung hervorrief wie die Umlaufzeit des inneren Mondes. Wir haben bereits in Kapitel X darauf hingewiesen, wie Phobos in einer Periode von 7 Stunden 39 Minuten um Mars kreist. Die Rotationsperiode des Mars selbst beträgt 24 Stunden 37 Minuten – somit haben wir das in unserem Sonnensystem einzigartige Phänomen, dass der Mond tatsächlich dreimal so schnell rotiert wie der Planet sich dreht. Es besteht kaum Zweifel daran, dass die Sonnengezeiten die Rotationsgeschwindigkeit des Mars auf die gerade beschriebene Weise verringert haben.

Mir ist es immer so vorgekommen, dass das gerade Erwähnte zu den interessantesten und aufschlussreichsten Aspekten in der gesamten Geschichte der Astronomie gehört. Zunächst haben wir eine wunderschöne teleskopische Entdeckung der winzigen Monde des Mars, sowie eine Bestimmung der anomalen Bewegung eines davon. Anschließend haben wir eine zufriedenstellende physikalische Erklärung für die Ursache dieses Phänomens gefunden und gezeigt, dass es sich um ein bemerkenswertes Beispiel für eine durch Gezeiten verursachte Entwicklung handelt. Schließlich haben wir gesehen, dass das System aus Mars und seinen Monden tatsächlich eine Vorhersage dessen darstellt, was nach Ablauf vieler Zeitalter das Erde-Mond-System erwartet.

Es scheint naheliegend, zu fragen, inwieweit der Einfluss der Gezeiten zur Formung der Planetenbahnen beigetragen haben kann. Die Umstände sind hier ganz anders als im Erde-Mond-System. Lassen Sie uns das Problem zunächst klar formulieren: Das Sonnensystem besteht aus der Sonne im Zentrum und den Planeten, die um die Sonne kreisen. Diese Planeten drehen sich um ihre eigenen Achsen und umgeben außerdem einige andere Körper.

Die Planeten haben ihre eigenen Satellitensysteme. Zur Vereinfachung können wir annehmen, dass alle Planeten sowie ihre Satelliten in derselben Ebene um die Sonne kreisen und dass die Planeten um Achsen rotieren, die senkrecht auf diese Ebene stehen. Bei der Erforschung der Theorie der Gezeitenentwicklung müssen wir uns hauptsächlich von einem grundlegenden dynamischen Prinzip leiten lassen – dem sogenannten Erhaltungssatz des „Impulsmoments“. Ein Nachweis dieses wichtigen Prinzips wird hier nicht versucht; es genügt zu sagen, dass es streng aus den Bewegungsgesetzen abgeleitet werden kann und somit nur an Sicherheit den grundlegenden Wahrheiten der gewöhnlichen Geometrie oder Algebra unterliegt. Nehmen wir zum Beispiel den Riesenplaneten Jupiter: In einer Sekunde bewegt er sich um die Sonne über einen bestimmten Winkel. Wenn wir die Masse Jupiters mit diesem Winkel multiplizieren und das Ergebnis anschließend mit dem Quadrat der Entfernung zwischen Jupiter und der Sonne multiplizieren, erhalten wir eine bestimmte, feste Größe. Ein Mathematiker bezeichnet diese Größe als das „Orbitale Impulsmoment“ Jupiters.[46] Auf dieselbe Weise erhalten wir das Orbitale Impulsmoment des Saturns, wenn wir seine Masse mit dem Winkel multiplizieren, um den sich der Planet in einer Sekunde bewegt, und dieses Produkt wiederum mit dem Quadrat der Entfernung zwischen dem Planeten und der Sonne. Auf ähnliche Weise bestimmen wir das Impulsmoment jedes anderen Planeten aufgrund seiner Umlaufbahn um die Sonne. Wir müssen außerdem das Impulsmoment der Planeten bezüglich ihrer eigenen Achsen definieren: In einer Sekunde dreht sich Jupiter um einen bestimmten Winkel; wir multiplizieren diesen Winkel mit der Masse Jupiters sowie mit dem Quadrat einer bestimmten Länge, die von seiner inneren Struktur abhängt – das Ergebnis bildet das „Rotationsimpulsmoment“. Auf ähnliche Weise ermitteln wir das Rotationsimpulsmoment jeder anderen Planeten. Jeder Satellit dreht sich in einer Sekunde um einen bestimmten Winkel um seinen Zentralplaneten; das Impulsmoment eines Satelliten ergibt sich, wenn man seine Masse mit dem in einer Sekunde zurückgelegten Winkel multipliziert und das Ergebnis anschließend mit dem Quadrat der Entfernung des Satelliten von seinem Zentralplaneten multipliziert. Schließlich berechnen wir das Impulsmoment der Sonne aufgrund ihrer Rotation. Dazu multiplizieren wir den Winkel, um den sich die Sonne in einer Sekunde dreht, mit der gesamten Masse der Sonne und multiplizieren das Ergebnis anschließend mit dem Quadrat einer bestimmten, sehr großen Länge, die von den Details der inneren Struktur der Sonne abhängt.

Wenn es uns gelungen ist zu erklären, was unter dem Impulsmoment zu verstehen ist, dann ist die Formulierung des großen Gesetzes relativ einfach. Zunächst müssen wir feststellen, dass das Impulsmoment jedes Planeten sich ändern kann. Es würde sich ändern, wenn sich der Abstand des Planeten zur Sonne änderte oder wenn sich die Geschwindigkeit änderte, mit der der Planet um seine Achse rotiert; ebenso kann sich das Impulsmoment der Sonne ändern, genauso wie das der Satelliten. Anfangs wurde einer bestimmten Gesamtmenge an Impulsmoment unserem System zugeführt, und kein einziges Teilchen dieser Gesamtmenge kann vom Sonnensystem als Ganzes verschwendet oder abgegeben werden. Unabhängig von den gegenseitigen Kräften zwischen den verschiedenen Körpern des Systems, unabhängig von den Störungen, denen sie ausgesetzt sein mögen – egal welche Gezeiten entstehen oder welche gegenseitigen Kollisionen stattfinden – muss das große Gesetz der Erhaltung des Impulsmoments eingehalten werden. Wenn einige Körper im Sonnensystem ihr Impulsmoment verlieren, dann müssen andere Körper im System dieses wieder gewinnen, damit die Gesamtmenge unverändert bleibt. Diese Überlegung ist in Bezug auf die Gezeiten von größter Bedeutung. Die Verteilung des Impulsmoments im System wird ständig durch die Gezeiten verändert; doch egal, wie sehr die Gezeiten schwanken, kann die Gesamtmenge an Impulsmoment niemals change, solange keine externen Einflüsse vorliegen.

Wir müssen hier den Unterschied zwischen der Energieversorgung unseres Systems und der Versorgung mit Impulsmoment hervorheben. Die gegenseitigen Kräfte in unserem System, soweit sie Wärme erzeugen, neigen dazu, die Energie zu verschwenden – ein erheblicher Teil dieser Energie kann somit dissipiert und verloren gehen; doch die gegenseitigen Kräfte haben keine Wirkung darauf, das Impulsmoment zu zerstören.

Wenn man das Gesamte Impulsmoment des Sonnensystems mit 100 betrachtet, dann ist es derzeit wie folgt verteilt:—

Orbitales Drehmoment von Jupiter: 60
Orbitales Drehmoment von Saturn: 24
Orbitales Drehmoment von Uranus: 6
Orbitales Drehmoment von Neptun: 8
Rotationsdrehmoment der Sonne: 2
–
Gesamtsumme: 100

Der Beitrag der anderen Objekte ist äußerst gering. Die orbitalen Drehmomente der wenigen inneren Planeten machen nur etwas mehr als ein Tausendstel des Gesamtbetrags aus. Die Rotationsbeiträge aller Planeten sowie ihrer Monde sind noch viel geringer – sie betragen nicht mehr als ein Sechzigtausendstel des Gesamtbetrags. Wenn wir daher die allgemeinen Auswirkungen der Gezeiten auf die Planetenbahnen untersuchen, können diese unbedeutenden Faktoren übersehen werden. Wir halten es jedoch für sinnvoll, die Frage noch weiter einzuschränken und unsere Aufmerksamkeit auf ein konkretes Beispiel zu richten. Nehmen wir die Sonne und den Planeten Jupiter – unter der Annahme, dass alle anderen Körper unseres Systems abwesend sind – und besprechen wir den Einfluss der von der Sonne auf Jupiter ausgeübten Gezeiten sowie der von Jupiter auf die Sonne ausgeübten Gezeiten.

Man könnte leicht annehmen, dass die Planeten genauso wie der Mond aus der Erde entstanden sind und sich durch Gezeiten allmählich in ihren heutigen Zustand entwickelt haben. Durch die gerade angegebenen Werte haben wir Mittel, diese Frage zu untersuchen – und wir werden zeigen, dass es unmöglich ist, dass Jupiter oder irgendein anderer Planet jemals viel näher an der Sonne war als heute. Im Fall von Jupiter und der Sonne setzt sich das Drehmoment aus drei Komponenten zusammen. Die größte dieser Komponenten entsteht durch die Umlaufbewegung von Jupiter; die nächstgrößte entsteht durch die Sonne selbst.

Der dritte Faktor ist auf die Rotation von Jupiter um seine Achse zurückzuführen. Wir können sie in runden Zahlen wie folgt darstellen:—

Orbitales Impulsmoment von Jupiter: 600.000
Rotationsimpulsmoment von Jupiter: 20.000
Rotationsimpulsmoment der Sonne: 12

Die Sonne erzeugt Gezeiten auf Jupiter – diese Gezeiten verlangsamen die Rotation von Jupiter. Dadurch dreht sich Jupiter immer langsamer, wodurch sein Impulsmoment abnimmt. Sein gegenwärtiger Wert von 12 muss daher ebenfalls abnehmen. Selbst die mächtige Sonne selbst kann durch Gezeiten beeinflusst werden. Jupiter erzeugt Gezeiten in der Sonne – diese Gezeiten verlangsamen die Bewegung der Sonne, wodurch deren Impulsmoment abnimmt. Aus beiden Gründen muss der Wert 600.000 zunehmen – mit anderen Worten: Die Umlaufbewegung von Jupiter muss zunehmen, oder Jupiter muss sich von der Sonne entfernen. In diesem Sinne ist das Sonne-Jupiter-System dem Erde-Mond-System ähnlich. Genau wie die Gezeiten auf der Erde den Mond allmählich von der Erde wegdrücken, so treiben auch die Gezeiten auf Jupiter und in der Sonne die beiden Körper allmählich voneinander weg. Doch es gibt einen grundlegenden Unterschied zwischen den beiden Fällen. Es kann nachgewiesen werden, dass die von der Sonne auf Jupiter erzeugten Gezeiten stärker wirken als die von Jupiter in der Sonne erzeugten Gezeiten. Der Beitrag der Sonne kann daher vorerst vernachlässigt werden; praktisch werden die Zunahmen des orbitalen Impulsmoments von Jupiter somit durch den durch Jupiters Rotation angesammelten Impuls erreicht. Doch was ist 12 im Vergleich zu 600.000? Selbst wenn das gesamte Rotationsimpulsmoment von Jupiter sowie das seiner Monde in Anspruch genommen wird…

Bei der Umlaufbewegung wird es kaum eine nennenswerte Veränderung geben. In der Antike konnten wir tatsächlich annehmen, dass Jupiter aufgrund seiner höheren Temperatur größer war als heute und dass er einen deutlich größeren Drehimpuls hatte. Doch es ist kaum glaubwürdig, dass Jupiter jemals hundertmal so viel Drehimpuls hatte wie heute. Selbst wenn 1.200 Einheiten an Drehimpuls in die Umlaufbewegung übertragen worden wären, würde das nur zu einer äußerst geringen Veränderung der Entfernung von Jupiter zur Sonne führen. Wir können daher davon ausgehen, dass die Gezeiten die Abmessungen von Jupiters Umlaufbahn oder denen der anderen großen Planeten nicht nennenswert verändert haben.

Es wird jedoch eine Zeit kommen, in der Jupiters Rotation um seine Achse durch den Einfluss der Gezeiten allmählich nachlässt. Dann wird sich zeigen, dass der Drehimpuls der Sonnenrotation allmählich dazu verwendet wird, die Umlaufbahnen der Planeten zu erweitern – doch da dieser „Reservenbestand“ nur etwa zwei Prozent des Gesamtbetrags in unserem System ausmacht, kann er keine nennenswerten Auswirkungen haben.

Die Theorie der gezeitenbedingten Entwicklung, die uns in den Händen von Professor Darwin so viel über die Vergangenheit der Satellitensysteme im Sonnensystem beigebracht hat, wird zweifellos auch, wie Dr. See betont, dazu beitragen, die stark exzentrischen Umlaufbahnen von Doppelsternsystemen zu erklären. Im Erde-Mond-System haben wir zwei Körper mit sehr unterschiedlichen Massen – die Masse der Erde ist etwa achtzig Mal so groß wie die des Mondes. Bei den meisten Doppelsternen hingegen handelt es sich um zwei Körper mit nicht allzu unterschiedlichen Massen. Es lässt sich zeigen, dass die Umlaufbahn ursprünglich nur eine geringe Exzentrizität hatte, aber dass die Gezeitenreibung nicht nur dazu in der Lage ist, sie zu verbreitern, sondern auch zu verlängern. Die Beschleunigungskraft ist am Periastron – also dann, wenn sich die beiden Körper am nächsten sind – weitaus größer als am Apastron – also dann, wenn ihre Entfernung am größten ist. Am Periastron wird die störende Kraft daher die Entfernung zum Apastron um einen enormen Betrag erhöhen, während sie am Apastron die Entfernung zum Periastron nur um einen sehr kleinen Betrag erhöht. So wird die Ellipse im Laufe der Zeit immer weiter erweitert, wodurch die Umlaufbahn immer exzentrischer wird – bis schließlich die Achsenrotationen aufgehört haben.

Durch den Übergang vom axialen zum orbitalen Impulsmoment wird dieser Wert ausreichend verringert.

Nun müssen wir dieses Kapitel abschließen – obwohl es noch viele weitere Themen gäbe, die behandelt werden könnten. Die Theorie der Gezeitenentwicklung ist tatsächlich von außergewöhnlichem Interesse. Die früheren Mathematiker widmeten ihre Arbeit der Bestimmung der Dynamik eines Systems, das aus starren Körpern bestand. Wir sind den zeitgenössischen Mathematikern dankbar, dass sie die Himmelsmechanik auf der realistischeren Annahme weiterentwickelten, dass die Körper nicht starr sind – mit anderen Worten: dass sie Gezeiten ausgesetzt sind. Die mathematischen Schwierigkeiten nehmen dabei enorm zu, doch das Problem entspricht besser der Realität und hat bereits zu einigen der bemerkenswertesten astronomischen Entdeckungen in der Neuzeit geführt.

Unsere Geschichte des Himmels ist nun erzählt. Wir begannen diese Arbeit mit einer Beschreibung der mechanischen und optischen Hilfsmittel der Astronomie; wir beendeten sie mit einer kurzen Beschreibung einer intellektuellen Forschungsmethode, die einige der Himmelsphänomene aufdeckt, die bereits vor langer Zeit vor dem Auftreten der Menschheit stattfanden. Wir sprachen über jene Objekte, die uns relativ nahe sind, und schritten anschließend Schritt für Schritt zu den entfernten Nebeln und Sternhaufen vor, die sich an den Rändern des sichtbaren Universums zu befinden scheinen. Doch wie wenig können wir mit unseren größten Teleskopen sehen – im Vergleich zur gesamten Ausdehnung des unendlichen Raumes! Egal wie tief unsere Instrumente vordringen können, es gibt immer noch etwas Jenseitiges von unendlicher Größe. Stellen Sie sich eine riesige Kugel im Raum vor – eine Kugel von solch gewaltigen Dimensionen, dass sie die Sonne und ihr System, alle Sterne und Nebel sowie sogar alle Objekte umfasst, die unsere begrenzten Vorstellungskräfte sich vorstellen können. Doch welches Verhältnis muss das Volumen dieser großen Kugel zum gesamten Umfang des unendlichen Raumes haben? Dieses Verhältnis ist unendlich kleiner als das Verhältnis zwischen dem Wasser in einem einzigen Tautropfen und dem Wasser im gesamten Atlantischen Ozean.

ANHANG:
Astronomische Größen.

Die Sonne.

Die durchschnittliche Entfernung der Sonne von der Erde beträgt 92.900.000 Meilen; ihr Durchmesser beträgt 866.000 Meilen. Ihre durchschnittliche Dichte im Vergleich zu Wasser liegt bei 1,4. Ihre Elliptizität ist unbedeutend. Sie rotiert um ihre Achse in einem Zeitraum zwischen 25 und 26 Tagen.

Der Mond.

Die durchschnittliche Entfernung des Mondes von der Erde beträgt 239.000 Meilen. Der Durchmesser des Mondes beträgt 2.160 Meilen. Seine durchschnittliche Dichte im Vergleich zu Wasser liegt bei 3,5. Die Zeit für eine Umrundung der Erde beträgt 27,322 Tage.

Die Planeten.

Entfernung von der Sonne – Dichte – Durchmesser – Rotationszeit (im Durchschnitt, Minimum, Maximum) im Vergleich zu Wasser:

Merkur: 36,0 – 28,6 – 43,3 – 87,969 – 3.030 – 6,85(?)

Venus: 67,2 – 66,6 – 67,5 – 224,70 – 7.700 – 4,85

Erde: 92,9 – 91,1 – 94,6 – 365,26 – 7.918 – 5,58 / 4,09 / 24,37

Mars: 141 – 128 – 155 – 686,98 – 4.230 – 4,01 / 22,7

Jupiter: 483 – 459 – 505 – 4.332,6 – 86.500 – 9,55 – 1,38

Saturn: 886 – 834 – 936 – 10.759 – 71.000 – 10,14 – 0,72

Uranus: 1.782 – 1.700 – 1.860 – 30.687 – 31.900 – unbekannt – 1,22

Neptun: 2.792 – 2.760 – 2.810 – 60.127 – 34.800 – unbekannt – 1,11

Die Satelliten des Mars.

Durchschnittliche Entfernung vom Zentrum des Mars. Periode.
Stunden. Minuten. Sekunden.
Phobos 5.800 Meilen 7 39 14
Deimos 14.500 Meilen 30 17 54

Die Satelliten des Jupiters.

Durchschnittliche Entfernung vom Zentrum des Jupiters. Periode.
Tage. Stunden. Minuten. Sekunden.
Neuer innerer Satellit Barnard 112.500 Meilen 0 11 57 22
I. 261.000 Meilen 1 18 27 34
II. 415.000 Meilen 3 13 13 42
III. 664.000 Meilen 7 3 42 33
IV. 1.167.000 Meilen 16 16 32 11

Die Satelliten des Saturns.

Durchschnittliche Entfernung vom Zentrum des Saturns. Periode.
Tage. Stunden. Minuten. Sekunden.
Mimas 115.000 Meilen 0 22 37 6
Enceladus 148.000 Meilen 1 8 53 7
Tethys 183.000 Meilen 1 21 18 26
Dione 235.000 Meilen 2 17 41 9
Rhea 329.000 Meilen 4 12 25 12
Titan 760.000 Meilen 15 22 41 27
Hyperion 921.000 Meilen 21 6 38 31
Iapetus 2.215.000 Meilen 79 7 56 40

Die Satelliten des Uranus.

Durchschnittliche Entfernung vom Zentrum
des Uranus. Periode.
Tage. Stunden. Minuten. Sekunden.
Ariel 119.000 Meilen 2 12 29 21
Umbriel 166.000 Meilen 4 3 27 37
Titania 272.000 Meilen 8 16 56 30
Oberon 364.000 Meilen 13 11 7 6

Der Satellit des Neptun.

Durchschnittliche Entfernung vom Zentrum
des Neptun. Periode.
Tage. Stunden. Minuten. Sekunden.
Satellit 220.000 Meilen 5 21 2 44

INDEX.

A
Lichtaberration, 503–512;
und die scheinbaren Bewegungen der Sterne, 504, 507;
Bradleys Entdeckungen, 503;
Ursachen, 507–511;
Kreise aus Sternen, 505–507;
Abhängigkeit von der Lichtgeschwindigkeit, 511;
Auswirkungen auf den Stern Draco, 505;
teleskopische Untersuchungen, 510

Achromatische Glaskombinationen, 11

Adams, Professor J.C., und die Entdeckung des Neptun, 324–327, 330–332;
und die Ellipse der Leoniden, 386

Aërolit – Chaco, 398;
Orgueil, 399

Airy, Sir George, 325

Alban-Mount-Meteoriten, 393

Alcor, 438

Aldebaran, 209, 418, 419;
Spektrum von Aldebaran, 480;
Geschwindigkeit von Aldebaran, 484

Algol, 485, 487

Almagest, 7

Alphonsus, 92

Die großen Täler des Mondes, 88

Altair, 424

Aluminium im Sonneninneren, 50

Astronomie der Alten, 2–7

Professor Andrews und die basaltischen Formationen am Giant’s Causeway, 407

Andromeda, 414; Nebel in Andromeda, 469, 489

Der Sternschnuppenregen Andromedae sowie der Komet Biela, 390

Antares, 423

Apenninen (auf dem Mond), 83

Aphel, 163

Wassermann, 215, 413

Aquila – oder der Adler, 424

Arago, 326

Archimedes, 88

Arcturus, 358, 480;
Geschwindigkeit von Arcturus, 484

Argelanders Katalog der Sterne, 431, 476

Argus, 481

Ariel, 309, 559

Aristarchos, 90

Aristillus, 88

Aristoteles: nach ihm benannter Mondkrater, 88;
Glaubwürdigkeit seiner Schriften, 267;
Der Mond und die Gezeiten in seinen Schriften, 535

Asteroiden, 229–244

Astrea, 328

Astronomen von Ninive, 156

Astronomische Größen, 558

Antike Astronomie, 2–7;
Galileis Errungenschaften in der Astronomie, 10;
Die ersten Phänomene der Astronomie, 2

Athenæum – sowie Sir John Herschels Brief

Über Adams’ Anteil an der Entdeckung des Neptun, 330
Erdatmosphäre – Höhe, 100
Anziehungskraft zwischen Mond und Erde, 75;
zwischen den Planeten, 148;
zwischen Sonne und Planeten, 144, 148;
Jupiters Anziehungskraft, 248, 249;
Anziehungskraft als Ursache für Präzession, 498

Auriga, 414, 489
Aurora borealis, 42
Autolycus, 88
Auwers und Sternentfernungen, 449;
und die Unregelmäßigkeiten in der Bewegung von Sirius, 427

Polachse, 196, 497;
Präzession und Nutation der Erde, 492–502

B

Backlund und Enckes Komet, 349, 351
Barnard, Professor E.E., und Saturn, 271, 278, 282;

und Titan, 294;
und der Komet von 1892, 355;
und die Milchstraße, 475

Beehive, 422

Belopolsky, M., und Doppelsterne, 487, 488

Der Benares-Meteorit, 392

Bessel und Bradley, 501;
und die Entfernung zu 61 Cygni, 446, 448, 449;
und die Entfernungen zu Sternen, 442;
und die unregelmäßigen Bewegungen von Sirius, 426;
erhält die Goldmedaille der Royal Astronomical Society, 442

Betelgeuse, 209, 418, 419, 482;
Geschwindigkeit von Betelgeuse, 484

Biela’scher Komet und Sir John Herschel, 357;
und Andromeda, 390

Spectroskopische Doppelsterne, 487

Binokulargläser, 27

Biot und die Meteorite L’Aigle, 392

Bodesches Gesetz, 230;

Liste der Doppelsterne, 435

Bond, Professor, und Saturns Monde, 296;
und die Nebel im Orion, 469;
und Saturns dritter Ring, 280

Boötes, 422

Bradley, und Nutation, 501;
und die Lichtaberration, 503;
seine Beobachtungen von Uranus, 312

Bredichin, Professor, und die Schweife von Kometen,
365, 366, 367

Breitenbach-Eisen, 397

Bristol-Kanal, Gezeiten dort, 538

Brünnow, Dr., Beobachtungen zur Parallaxe von
61 Cygni, 449

Beerdigung von Sir John Moore, 72

Burnham, Herr, und die Umlaufbahn von Sirius, 427;
seine Ergänzungen zur bekannten Anzahl der
Doppelsterne, 439

Butler, Bischof, und Wahrscheinlichkeit, 460

Butsura-Meteorit, 397

C

Kadmium im Sonnenlicht, 50

Calais – Gezeiten dort, 536

Kalzium im Sonnenlicht, 50

Campbell, Herr, und Argus, 481; sowie Mars, 223

Kanäle auf dem Mars, 220

Cancri 20, 154

Cancri, ζ, 154

Cancri, θ, 154

Canis major, 419

Canopus, 422

Cape Observatory, 27

Capella, 414, 480, 487

Karbonzeit, 518

Cardiff – Gezeiten dort, 538

Cassini, J.D. und Doppelsterne, 434; sowie Satelliten des Saturns, 294;

und die Ringe des Saturns, 278

Cassiopeia, 412

Castor, 420, 487;
ein Doppelstern, 437;
Umlaufbahn, 437

Kataloge von Sternen, 310, 311;
Messiers Kataloge, 529

Catharina, 92

Centauri, α, 422;
Beobachtungen von Dr. Gill, 451;
Entfernungsmessung durch Henderson, 442, 451

Ceres, 231, 232, 238;
und Meteoriten, 404, 405

Der Chaco-Meteorit, 398

Chacornac sowie der Mondkrater Schickard, 90

Die Challenger-Reise und magnetische Teilchen im Atlantik, 408

Professor Challis, 326;
seine Suche nach Neptun, 327, 328, 331, 332

Mr. Chandler und Algol, 485

Charles’s Wain, 28
Chepstow – Gezeiten dort, 538
Chéseaux – Entdecker des Kometen von 1744, 367
Chicago – Teleskop am Yerkes-Observatorium, 16
Chladni und der Meteorit aus Sibirien, 392
Chrom bei der Sonne, 50
Chromosphäre, 54
Chronometer, die durch den Mond getestet wurden, 80
Clairaut und die Anziehungskraft der Planeten auf Kometen, 342, 343
Clavius, 91; sowie Jupiters Monde, 267
Astronomische Uhr, 23
Sternhaufen, 461–464
Kobalt bei der Sonne, 50
Coggia’s Komet, 1874, 337
Farbe des Lichts und Angabe seiner Quelle, 46

Farben, die sieben Grundfarben, 45

Columbiad, 401

Kolumbus, 7

Kometen, 112, 149, 250, 336;
und das Spektroskop, 355;
Anziehungskraft durch Planeten, 342, 360;
Bielas Kometen, 357;
Bielas Kometen und der Andromedakomet, 390;
Clairauts Untersuchungen, 342, 343;
Coggias Kometen, 337;
Commons Komet (1882), 354;
Verbindung mit Sternschnuppenregen, 388;
Zusammensetzung der Kometen, 336;
Enthaltung von Natrium und Eisen, 356;
Donatis Kometen (1858), 353, 358, 366;
Exzentrizität der Kometen, 360;
Enckes Kometen, 344–352;
Vorkommen von Kohlenstoff in Kometen, 356, 367;
Schwerkraft und Kometen, 343, 348;
Halleys Untersuchungen zu Kometen, 341–344;
Kopf oder Kern der Kometen, 337;
Lexells Kometen, 370;
Masse der Kometen, 359;
Bewegungen der Kometen, 336;
Newtons Erklärungen zu Kometen, 338;
Nicht-periodische Kometen, 353–356;
Der Komet von 1531, 341;
Der Komet von 1607, 341;
Der Komet von 1681, 338, 339;

von 1682: 341;
von 1744 (Chéseaux): 367;
von 1818: 345;
von 1843: 352;
von 1866: 388;
von 1874: 337;
von 1892: 355;
Ursprung: 369;
parabolische Umlaufbahnen: 338–340, 360;
periodischer Rückkehr: 338–341;
Form: 336;
Größe: 337;
ohne Schwänze: 370;
mit Schwänzen: 337, 361;
Bredichins Forschungen: 365;
Chéseauxs Forschungen: 367;
Zusammensetzung: 365, 369;
Kondensation: 369;
Elektrizität und Kometen: 368;
allmähliches Wachstum: 363;
Gesetz der Richtung: 362;
Abstoßung durch die Sonne: 364;
Abstoßkraft: 364, 368;
verschiedene Arten: 365;
Tebbutts Forschungen (1881): 353;
Dünnlkeit: 357

Common, Dr., Konstrukteur von Reflektoren: 21;
und der Komet von 1882: 354;
und die Nebel im Orion: 469

Cook, Kapitän, und der Venustransit: 184

Copeland, Dr., und der Stern von Schmidt, 489;
der Mondkrater Tycho, 92;
die Spektren von Nebeln, 473;
der Venustransit, 189

Copernikus und Merkur, 156;
Bestätigung seiner Theorie durch die Entdeckung der Monde des Jupiters, 267;
seine Astronomietheorie, 7;
ein nach ihm benannter Mondkrater, 89

Kupfer im Sonnenlicht, 50

Cor scorpionis, 423

Corona Borealis, 423, 488

Die Korona der Sonne während eines Sonnenfinsternisses, 62–64, 151

Coronium, 64

Cotopaxi und Meteoriten, 401

Der Krebsnebel, 422

Crabtree und der Venustransit, 180

Der „Rote Ring“ des Saturns, 281

Mondkrater, 83–85, 87–98

Kritische Geschwindigkeit, 103, 104, 237

Krone, die, 423

Kryptograph von Huygens, der, 277

Cygni, β, 439

Cygni 61: Jährliche Parallaxe, 450;
Bessels Messung der Entfernung, 442, 446, 447;
Brünnows Beobachtungen, 449;
Entfernung vom Sonnenzentrum, 452;
störende Einflüsse, 452;
Doppelstern, 446;
Professor A. Halls Messungen, 449;
Professor Pritchards fotografische Untersuchungen, 449;
Eigenbewegung, 446;
Struves Beobachtungen, 448, 449;
Geschwindigkeit, 452

Cygnus, 424

Cyrillus, 92

Cysat sowie der Oriongürtel, 467

D

D-Linie im Sonnenspektrum, 48

Darwin, Professor G.H. und die Gezeitenentwicklung, 531

Dawes, Professor, und der dritte Ring des Saturns, 281
Tagelänge sowie der Mond, 542; außerdem die Gezeiten, 541
Deimos, 226, 558
Denebola, 423
Beugung, 56
Dione, 559
Auflösung von Farben, 47
Astronomische Entfernungen, 558, 559
Doerfel und Kometen, 339
Hundestern (siehe Sirius)
Kleiner Hund, 420
Donatis-Komet, 353, 358; Schwänze, 366
Doppelsterne, 434–440
D Q, 236
Nebel im Drachen, 470

Drache, der, 415

Draper, Professor, und die Nebel im Orion, 469

Dunsink-Observatorium, 12, 184, 447, 449

Dynamische Stabilität, 547;
Newtons Theorie, 214

Dynamik und das Erde-Mond-System, 546

Dynamik – ihr Begründer: Galileo, 10

Adler, der, 424

Erde – alte Vorstellungen über sie, 3;
jährliche Bewegung der Erde und die scheinbare Bewegung der Sterne, 507, 512;
Anziehungskraft des Jupiters auf die Erde, 319;
Anziehungskraft auf den Encke-Kometen, 350;
Anziehungskraft auf die Leoniden, 386;
Anziehungskraft des Saturns auf die Erde, 319;
Anziehungskraft des Mondes auf die Erde, 75, 497;
Anziehungskraft der Sonne auf die Erde, 496;
axiale Rotation der Erde, 558;
Karbonzeit auf der Erde, 518;
Klimawechsel auf der Erde, 518;
Zusammensetzung der Erde, 496

Kontakt der Atmosphäre mit Meteoriten, 377–379;
Dichte der Atmosphäre, 558;
Durchmesser der Atmosphäre, 558;
Entfernung von der Erde zum Mars, 213;
Entfernung von der Erde zum Mond, 73, 558;
Entfernung von der Erde zur Sonne, 31, 114, 184, 240, 265, 351, 512, 558;
Energie durch die Rotation der Erde, 540;
Früher war die Erde eine geschmolzene Kugel, 200, 201;
Geologische Aufzeichnungen und die Erde, 517;
Eiszeitalter auf der Erde, 518;
Schwerkraft und die Erde, 204, 206, 207, 497;
Wärme im Inneren der Erde, 94, 197, 198, 251, 514;
Wie die Entfernung zur Erde gemessen wird, 193–196;
Zunahme der Masse der Erde durch den Fall von Meteoritenmaterial, 408;
Die Ozeane der Erde waren einst Dampf, 251;
Einmal in unmittelbarer Nähe zum Mond, 542;
Umlaufbahn der Erde, 114;
Eliptische Form der Umlaufbahn der Erde, 139;
Der Umlaufweg der Erde wird durch Venus und Mars beeinflusst, 319;
Periode des Umlaufs der Erde, 558;
Ebene der Umlaufbahn der Erde, 309;
Polachse der Erde, 196, 492–502;
Position der Erde relativ zur Sonne und zum Mond, 76, 77;
Präzession und Nutation der Polachse der Erde, 492–502;
Radius der Erde, 193, 512;
Rotation der Erde, 75, 196, 200, 494, 496.

Form: 192, 195, 197, 201, 207;
Größe: im Vergleich zu Jupiter: 119; im Vergleich zu anderen Planeten: 119; Größe und Gewicht im Vergleich zum Sonnen- und Mondgewicht: 30, 74, 75; Geschwindigkeit: 115, 139, 146, 512; periodische Zeit: 143; Vulkanausbrüche auf diesem Himmelskörper: 197; Ursprung der Meteoriten: 405; Gewicht: 202, 248; im Vergleich zu Saturn: 271, 272

Erdbeben – astronomische Instrumente, die dadurch gestört werden: 24

Exzentrizität der planetaren Ellipsen: 136, 211

Eklipse der Jupitermonde: 261, 262, 265–267

Ellipse des Mondes: 77–80; Ellipse der Sonne: 53

Eklipsen – alte Erklärungen dafür: 6; Berechnung der Wiederholungszeiten: 79, 80

Ekliptik: 5, 233; Pole der Ekliptik: 493, 500, 505

Elektrisches Licht: 44

Ellipse: 136

Exzentrizität, 137;
Fokus, 137;
Keplers Entdeckungen bezüglich dieser Größen, 136, 138, 142–144, 505;
Die Form, die die Umlaufbahn eines Planeten annimmt, 136;
Parallaktik, 444;
Vielfalt der Formen, 139

Enceladus, 559

Encke sowie die Entfernung der Sonne von der Erde, 147, 184;
Sein Komet, 344–352

Enckes Komet, 344–352;
Annäherung an Jupiter, 349;
Beziehung zu Merkur, 349;
Beziehung zur Sonne, 346;
Verringerung der Periode, 351;
Entfernung von Merkur, 347;
Störungen durch die Erde, 350, sowie durch Merkur, 348;
Unregelmäßigkeiten, 347, 351;
Umlaufbahn, 346;
periodischer Rückkehrzeitpunkt, 351;
Von Astens Berechnungen bezüglich dieses Kometen, 349–350

Energie, die die Gezeiten erzeugt, 539

Ensisheim-Meteorit, 393

Äquatordurchmesser, 196.497;
Teleskop, 14

Eratosthenes, 89

Eros, 236

Ausbrüche, 197

Abendstern, 109, 169

Auge – Struktur des Auges, 10

F

Sonnenflecken, 37

Feuerball von 1869, 375

Feuerbälle, 374

„Feste“ Sterne, 503

Flamsteed – erster Astronomer-Royal, 311;
seine Historia Cœlestis, 311

Brennpunkt der Planetenellipse, 137–139

Fomalhaut, 413

Fraunhofer, 478

Fraunhofer-Linien, 48

Fundy-Bucht, Gezeiten dort, 538

G

Galilei, seine Leistungen, 10;
und Jupiters Monde, 267;
und Saturns Ringe, 273, 274;
und die Plejaden, 418

Galle, Dr., und Neptun, 328–330

Gassendi, und der Venustransit, 164;
und der Merkurtransit, 178;
Mondkrater, der nach ihm benannt ist, 90

Gauss, und der Kleinplanet Ceres, 232

Sternbild Zwillinge, 303, 420

Geminiden, 400

Geologen und der Ablauf der Zeit, 453

Orientalische Geometer, 5

Geometrie – ihre Entwicklung bei den Alten, 6

George III. und Sir W. Herschel, 299, 306

Giant’s Causeway, 407

Gill, Dr. D., 27;
und Juno, 243;
und die Kleinplaneten, 242;
und die Parallaxe von α Centauri, 451;
und die Parallaxe des Mars, 214

Eiszeit, 518

Schwerkraftgesetz, 122–149;
und Doppelsterne, 437;
und Präzession, 497;
und die Erdachse, 495, 497, 499;
und der parabolische Flugweg von Kometen, 340;
und die periodische Rückkehr von Kometen, 343;
und das Gewicht der Erde, 203, 204;
durch Experimente veranschaulicht, 123, 124, 127, 129–132;
ihre Entdeckung durch Mondbeobachtungen unterstützt, 108, 125;
ihr Einfluss auf Satelliten, 149;
ihr Einfluss auf Sterne, 149;
ihr Einfluss auf Gezeiten, 149;
Le Verriers triumphaler Nachweis, 330;
Newtons Entdeckungen, 125, 126, 147;
auf dem Mond, 96;
Universellität unter den Himmelskörpern, 128, 373

Großer Bär, 27, 28, 241;
Konfiguration, 410;
Doppelstern im Großen Bären, 438;
Positionen des Großen Bären, 409, 411

Green, Herr, und Mars, 220
Greenwich-Observatorium, 26, 311
Griffiths, Herr, und Jupiter, 252
Grimaldi, 90
Grubb, Sir Howard, 14
„Die Wachen“, 412
Gullivers Reisen und die Satelliten des Mars, 228

H
Hadleys Beobachtungen von Saturn, 282
Hall, Professor Asaph, und die Satelliten des Mars, 225
Halley und die Periodizität der Kometen, 341–343; sowie der Venustransit, 180

Wärme – ihre Bedeutung für die Astronomie, 513; im Inneren der Erde, 197–199, 514; die Sonnenwärme, 515–526

Heliometer, 243

Helium, 55

Henderson sowie die Entfernung zu α Centauri, 442, 451

Hercules – Sternhaufen dort, 269, 462

Herodotus (Mondkrater), 90

Herschel, Caroline, 299, 465

Herschel, Sir John: Rede an die British Association, 328; Rede bei der Verleihung der Goldmedaille an Bessel, 443; und der Komet Biela, 357; und Nebel, 464; Brief an das Athenœum bezüglich Adams’ Anteil an der Entdeckung des Neptun, 330

Herschel, Sir W.: Doppelsterne, 435, 436; Saturn, 279; Saturns Monde, 295; Kaiserin Katharina, 301; die Bewegung des Sonnensystems in Richtung Lyra, 457; Entdeckung eines Satelliten des Uranus durch ihn, 308, 309; Entdeckung des Uranus durch ihn, 305, 308; seine frühe Lebenszeit, 299; Freundschaft mit Sir W. Watson, 302; er baut seine eigenen Teleskope, 301

„Königlicher Astronom“, 307;
Methode zur Herstellung seiner Teleskope, 302;
Musikalisches Talent, 299;
Organist der Octagon Chapel in Bath, 300;
Vergebung für Fahnenflucht durch Georg III., 299;
Leidenschaft für Astronomie, 300, 301;
Aufgabe des musikalischen Berufs, 307;
Theorie der sternbildlichen Aggregationen, 529;
Untersuchungen von Nebeln, 464–465, 529

Herschelsches Teleskop, 19

Historia Cœlestis, 311

Hœdi, 414

Komet Holmes (1892), 355

Horrocks und der Venustransit, 179

Mr. Howard und der Meteorit von Benares, 392

Sir W. Huggins, 479, 483;
und Nebel, 472

Huygens und Saturns Ringe, 275–278;
Entdeckung des ersten Satelliten von Saturn, 293

Hyaden, 419

Wasserstoff in Sirius und Vega, 479;
im Sonnensystem, 50

Hyginus, 93

Hyperion, 559

I

Iapetus, 559

Iberer, die, 3

Inquisition und Galileo, 10

Iris, 242

Eisen – Staub in den arktischen Regionen, 408;
im Sonnenlicht, 50;
in Meteoriten, 396;
Spektrum von Eisen, 50

J

Janssen, M., 34, 53;
und der Venustransit, 177

Juno, 233, 238

Jupiter – antike Untersuchungen dazu, 6;
und die Leoniden, 386;
Anziehungskraft des Jupiters, 248;
axiale Rotation des Jupiters, 558;
Ringe des Jupiters, 252;

Brillanz, 257;
Zusammensetzung, 250;
von einer Wolkenatmosphäre bedeckt, 253, 254;
Dichte, 558;
Durchmesser, 247, 558;
Entfernung von der Erde, 110, 111;
Entfernung von der Sonne, 246, 558;
Bewohnbarkeit, 257;
Wärme, die er von der Sonne erhält, 256;
innere Wärme, 252, 256, 515;
Fehlen permanenter Strukturen, 253;
Fehlen von Festigkeit, 248, 253, 254;
Impulsmoment, 554, 555;
Verdeckung, 255;
Umlaufbahn, 114, 115, 246;
Bahn, durch die Anziehungskraft des Saturns gestört, 316;
periodische Umlaufzeit, 558;
ein Planet, oder „Wanderer“, 111;
Rote Stelle im Jahr 1878, 253;
Umrundung der Sonne, 246;
Rotation, 201, 202;
Monde, 247, 249, 257–261, 265, 559;
Monde und Gravitation, 266;
Monde und die kopernikanische Theorie, 267;
Schatten der Monde, 257;
Form, 201, 202, 247, 252;
Größe im Vergleich zur Erde, 19, 246, 248;
im Vergleich zu anderen Planeten, 114;
im Vergleich zur Sonne, 114.

Stürme: 256;
Gezeiten: 555;
Gewicht: 248, 250;
und Enckes Komet: 350

K

Keeler, Professor – und Saturns Ringe: 288

Kempf, Dr. – und die Geschwindigkeit der Sonne: 484

Kepler – und Kometen: 360;
– und die Gesetze der Planetenbewegung: 10;
– und Meteore: 386;
– und die Umlaufbahn des Mars: 209;
Erklärung seiner Gesetze: 147, 148, 533;
Seine Entdeckung der Form der Planetenbahnen: 136, 138;
Sein erstes Planetengesetz: 138;
Mondkrater, der nach ihm benannt wurde: 90;
Vorhersage der Venustransiten und Merkurtransiten: 163, 178;
Zweites Gesetz: 141;
Drittes Gesetz: 142

Kinder: 414

Kirchhoff – und Spektralanalyse: 478

Kirkwood, Professor – und die Bewegungen von Saturns Satelliten: 296

Klinkerfues, Professor, 390

L

Lagrange und die Theorie der planetaren Störungen, 320–322;
seine Annahme der Starrheit der Planeten, 531

Die L’Aigle-Meteoriten, 392

Lalande und Neptun, 332, 333

Mondlandschaften, 98

Lane, Herr J. Homer, 522

Laplace und die Nebeltheorie, 526;
und die Monde des Jupiters, 266;
und die Theorie der planetaren Störungen, 320

Lassell, Herr, und der achte Mond des Saturns, 296;
entdeckt den Mond von Neptun, 334

Gravitationsgesetz (siehe Gravitation)

Gesetze der Planetenbewegung (siehe Planetenbewegung)

Quecksilber im Sonneninneren, 50

Ledger, Herr, und Merkur, 163

Leibniz – nach ihm benannte mondbasierte Berge, 93

Lemonnier und Uranus, 312

Leo sowie Sternschnuppen, 380, 420

Leoniden – Anziehungskräfte der Planeten auf sie, 386;
Breite des Stroms der Leoniden, 387;
Veränderung der Form der Leoniden, 383;
Abnahme der Anzahl der Leoniden, 385;
Enorme Anzahl der Leoniden, 382;
Historische Aufzeichnungen über die Leoniden, 383;
Länge des Stroms der Leoniden, 387;
Le Verrier und die Ursache für deren Einführung ins Sonnensystem, 388;
Meteorstrom der Leoniden, 382;
Periodisches Wiederkehren der Leoniden, 382;
Ihre Verbindung mit Kometen sowie Professor Schiaparelli, 388

Leonis γ – Geschwindigkeitswert dieses Objekts, 484

Hebelwirkung durch die ekliptikale Erhebung, 498

Le Verrier und Mars, 214;
und die Entdeckung Neptuns, 324–332;
und die Einführung der Leoniden ins Sonnensystem, 388;
und das Gewicht von Merkur, 349

Lexells Komet, 370
Libration, 84
Lick-Observatorium, 16
Licht, Aberration des, 503–512; Geschwindigkeit des, 261, 262, 265, 505, 512
Linné, 87, 94
Der Löwe, 420, 421
Kleiner Bär, 412
Kleiner Hund, 420
Livius und Meteoriten, 393
Lloyd, Provost, 407
Lockyer, Sir Norman, und Betelgeuse, 482; und Sonnenlicht, 52
London, Gezeiten in, 538
Louvain, F. Terby, und Titan, 295
Lowell, Herr, und Merkur, 165
Mondbedingte Gezeiten, 548, 549
Lyra, Bewegung des Sonnensystems in Richtung dieser Konstellation, 459

Lyra, 424;
Nebel in der Lyra, 469

Lyriden, 400

M

Mädler sowie die Mondkrater, 88, 90, 91

Magellansche Wolken, 463

Magnesium – Farbe der Flamme durch Magnesium, 46;
im Sonnenlicht, 50

Magnetismus – Zusammenhang mit Sonnenflecken, 42

Mangan im Sonnenlicht, 50

Maraldi sowie die Ringe des Saturns, 279

Mare Crisium, 83;
Fœcunditatis, 83;
Humorum, 83;
Imbrium, 83, 98;
Nectaris, 83;
Nubium, 83;
Serenitatis, 83;
Tranquillitatis, 83;
Vaporum, 83

Mars – Frühe Untersuchungen über Mars, 6;

Erscheinungsbild durch das Teleskop, 218;
Atmosphäre, 222;
Axialrotation, 558;
Kanäle auf der Oberfläche, 220;
Dichte, 558;
Durchmesser, 558;
Entfernung von der Erde, 213;
Entfernung von der Sonne, 213, 558;
Schwerkraft, 225;
Entdeckung durch Le Verrier, 214;
Unwahrscheinlichkeit von Leben dort, 224;
Markierungen auf der Oberfläche, 218;
Bewegungen, 211–213;
Opposition, 209–211;
Umlaufbahn, 116, 209, 210, 213;
Umlaufbahn und Keplersche Gesetze, 209;
Parallaxe (1877) sowie Dr. D. Gill, 214;
Periode der Umlaufbahn, 558;
Ein Planet oder „Wanderer“, 111;
„Polkappen“ auf der Oberfläche, 218, 219;
Nähe zur Erde, 110;
Aufgang und Untergang, 209;
Rotation, 218;
Satelliten, 225–228, 558;
Größe im Vergleich zu anderen Planeten, 116, 216;
Gezeiten, 551;
Wasser und Eis auf der Oberfläche, 219, 224

Maximilian, Kaiser, 393

Mayer, Tobias, und Uranus, 312

Messung der Erde, 193–196
Mittelmeer – Gezeiten dort, 537
Merkur – Frühe Untersuchungen über ihn, 6;
Entdeckungszeitpunkt, 155–157;
Atmosphäre des Merkurs, 166;
Anziehungskraft des Merkurs auf Kometen, 347;
Klima des Merkurs, 163;
Verhältnismäßige Nähe zum Erdmond, 111;
Zusammensetzung des Merkurs, 160;
Sichelform des Merkurs, 160;
Dichte des Merkurs, 558;
Durchmesser des Merkurs, 558;
Entfernung des Merkurs von der Sonne, 151, 558;
Bewohnbarkeit des Merkurs, 163;
Bewegung des Merkurs, 160, 161;
Elliptische Form des Merkurs, 139, 161;
Umlaufbahn des Merkurs, 114;
Umlaufzeit des Merkurs, 161;
periodische Erscheinungen des Merkurs, 158;
periodische Zeiträume des Merkurs, 558;
Störungen im Umlauf des Merkurs, 350;
Ein Planet oder „Wanderer“? 111;
Umlauf des Merkurs, 165;
Rotation des Merkurs – und Professor Schiaparelli, 165;
Größe des Merkurs im Vergleich zu anderen Planeten, 116;
Oberfläche des Merkurs, 162;
Vorbeiflug des Merkurs, 152;
Vorbeiflug des Merkurs – und Gassendis Beobachtungen, 164.

Durchgang – von Kepler vorhergesagt, 163;
Geschwindigkeit, 162;
Gewicht, 166, 349

Meridianskreis, 22, 24

Messiers Katalog der Sterne, 529

Meteore (siehe Sternschnuppen)

Meteorite, 391;
Alban Mount, 393;
alte Berichte, 392, 393;
Benares, 392;
Butsura, 397;
Chaco, 398;
Eigenschaften, 397;
Chladnis’ Bericht über die Entdeckung in Sibirien, 392;
Zusammensetzung, 397–399;
Ensisheim (1492), 393;
hinduistische Berichte, 391;
L’Aigle, 392;
kein Zusammenhang mit Kometen, 400;
kein Zusammenhang mit Sternschnuppenregen, 400;
Orgueil, 399;
Ursprung, 400–408;
Ovifak, 407;
Rowton, 395–396;
Wold Cottage, 392

Mikrometer, 86

Milchstraße, 462–3, 474–6

Mimas, 559

Kleinplaneten, 229–244

Mira Ceti, 430, 482

Mizar, 438, 486

Impulsmoment, 552–554

Monat mit einem Tag, 547

Mond: Fehlen von Luft auf ihm, 85, 99; Fehlen von Wärme auf ihm, 95; Ursache für Gezeiten, 70, 535–537; alte Entdeckungen bezüglich des Mondes, 5; scheinbare Größe des Mondes, 73; Anziehungskraft des Mondes auf die Erde, 75; Helligkeit des Mondes im Vergleich zur Sonne, 71; Veränderungen während eines Monats, 71, 74; Karte der Mondoberfläche, 81; Krater auf dem Mond, 83, 84, 87–98, 514; Dichte des Mondes, 558; Durchmesser des Mondes, 558; Entfernung des Mondes von der Erde, 73, 75, 568; Mondfinsternisse, 6, 77–80; Darstellung des Gravitationsgesetzes, 96, 131, 133; Landschaften auf dem Mond, 98; Unmöglichkeit von Leben auf dem Mond, 99

Messung der Höhen von Bergen usw., 85, 86;
Mikrometer, 86; Bewegung, 75;
Berge auf dem Mond, 83, 85, 88, 89, 91, 93;
Phasen des Mondes, 71, 76;
Orbitalebene des Mondes, 310, 500, 501;
Dichter und Künstler und der Mond, 72;
Pol des Mondes, 500;
Möglichkeit der Auswurf von Meteoriten, 402;
Möglicher Bruch vom Erdkörper ab, 543;
Vorzeitliche Gezeiten auf dem Mond, 548, 549;
Verursachung der Präzession, 497–499;
Nähe zum Erdkörper, 73, 75;
Abwandern vom Erdkörper, 545;
Relativer Standort des Mondes in Bezug auf Erde und Sonne, 76, 77;
Umrundung der Erde durch den Mond, 75, 76, 558;
„Meere“ auf dem Mond, 82, 83;
Schatten des Mondes, 85;
Größe des Mondes im Vergleich zur Größe der Erde, 74;
Prüfung von Chronometern mit Hilfe des Mondes, 80;
Einfluss der irdischen Gezeiten auf den Mond, 549;
Wasserloser Mond, 100;
Wetter wird nicht von den Phasen des Mondes beeinflusst, 82;
Gewicht des Mondes, 74

Gesetze der planetaren Bewegung, 138, 141, 142, 147, 148

Berge auf dem Mond, 83, 85, 93

N

Nasmyth, Herr, und die Entstehung von Mondkratern, 95

Naturhistorisches Museum, Meteoriten, 394

Nautischer Almanach, 189

Neapolitanische Gezeiten, 538

Nebel, in Andromeda, 469;
ringförmiger Nebel, in Lyra, 469;
Nebel in Orion, 269, 461, 466–469;
Farbe der Nebel, 468;
Helligkeit der Nebel, 468;
Natur der Nebel, 467;
planetarer Nebel, in Draco, 470;
einfachster Typ eines Nebels, 528;
verschiedene Arten von Nebeln, 528

Nebel, 464–472;
Kondensation von Stoffen in Nebeln, 528;
Entfernungen zu den Nebeln, 464;
doppelte Nebel, 470;
Herschels Forschungen zu Nebeln, 464–465, 528, 529;
Anzahl der Nebel, 466;
planetare Nebel, 470;
selbstleuchtende Nebel, 464;
der kleinste Nebel, der größer als die Sonne ist, 464;
spiralförmige Nebel, 470

Nebeltheorie, 526

Neptun, 112;
Adams’ Forschungen über Neptun, 324–326, 332;
Challis’ Beobachtungen von Neptun, 326–328;
Dichte von Neptun, 558;
Durchmesser von Neptun, 333, 558;
Diskus um Neptun, 332;
Entdeckung von Neptun (1846), 315;
Entfernung von Neptun zur Sonne, 334, 558;
Lalandes Beobachtungen von Neptun, 332, 333;
Le Verriers Berechnungen bezüglich Neptun, 324–332;
Impulsmoment von Neptun, 554;
Umlaufbahn von Neptun, 117;
Periode des Umlaufs von Neptun, 558;
Revolution von Neptun, 334;
Rotation von Neptun – ungewiss, 333;
Satellit von Neptun, entdeckt von Herrn Lassell, 559;
Größe von Neptun im Vergleich zu anderen Planeten, 119;
Dampfartige Atmosphäre von Neptun, 333;
Gewicht von Neptun, 333

Newall, Herr H.F., und Capella, 487;
sowie die Geschwindigkeitswerte von Sternen, 483

Newcomb, Professor, 9, 264, 267, 522

Newton, Professor, und Meteorschauer, 377, 384

Newton, Sir Isaac: Entdeckung der Schwerkraft; Bestätigung von Keplers Gesetzen, 144

Dynamische Theorie, 214;
Illustrationen zu seinen Lehren, 144–147;
Gravitationsgesetz und, 125, 126, 537;
Parabolische Bahn der Kometen und, 338–340;
Reflektorteleskop, 19;
Gewicht der Erde und, 203

Nickel im Sonnenlicht, 50

Ninive – Astronomen dort, 156

Nordenskjöld und der Meteorit Ovifak, 407

Nova Cygni, 431;
Helligkeit von Nova Cygni, 454;
Abnahme der Helligkeit von Nova Cygni, 455;
Entfernung von Nova Cygni, 456;
Parallaxe von Nova Cygni, 455

Novembermeteore, 376, 377, 379

Nutation – und Bradley, 501

O

Oberon, 309, 559

Objektive, 11, 12, 14, 16, 19

Observatorien, 9–28

Observatorium am Kap der Guten Hoffnung, 27;

Dunsink, 12, 184;
Greenwich, 26, 314;
Lick, 16;
Paris, 22;
Uraniborg, 10;
Wien, 14;
Washington, 226;
Yerkes, 16

Okkultation, 102, 215

Oceanus Procellarum, 83

Opernglas, 27, 28

Opposition des Mars, 209

Orbitales Impulsmoment, 552

Umlaufbahnen der Planeten, 114, 115, 117;
Dimensionen, 139–143;
elliptische Form, 138–140;
Kleinplaneten, 232, 234, 239;
keine exakt kreisförmigen Bahnen, 135;
Umlaufbahnen der Satelliten des Uranus, 310;
Sonne als gemeinsamer Brennpunkt, 139

Meteorit Orgueil, 399

Orion, 4, 418

Orions Gürtel, 418, 467;
Helligkeit des Gürtels, 418;

Nebel: 269, 461, 466–469

Orionis, α: 418, 482

Orionis, θ: Mehrfachstern, 318, 467

Ovifak-Meteorit: 407

P

Palisa und die Kleinkörper des Sonnensystems: 234

Pallas: 233, 238

Parabolische Bahn von Kometen: 338–340

Parallaktische Ellipse: 444

Parallaxe: 181, 182, 214, 443; bei Sternen: 507

Paris-Teleskop: 22, 23

Pegasus – der große Quadratsternhaufen: 413, 414

Peg-top und die Rotation der Erde: 494

Schwingungsfeder zur Bestimmung der Anziehungskraft der Erde: 205

Penumbra einer Sonnenflecken: 51

Perihel, 163

Periodische Zeiten der Planeten, 139–143, 558

Periodizität der Sonnenflecken, 41

Perseiden, 400

Perseus, 415, 416, 429; Schwertgriff, 462

Planetenstörungen, 317–324, 346

Theorie der Störungen, 296

Petavius, 93

Peters, Professor, und Karten der Kleinplaneten, 234; sowie die Störung von Sirius, 427

Mondfasen, 71, 76

Phobos, 226, 551, 558

Fotografie und praktische Astronomie, 25; sowie die Entfernung zu 61 Cygni, 449; Dr. Roberts und die Nebel in Andromeda, 469; Herr Common und der Nebel in Orion, 469; Sir W. Huggins und die Spektren von Nebeln

473
Photosphäre, 37, 54

Physische Natur der Sterne, 477

Piazzi – Entdecker des ersten bekannten Kleinplaneten, 203

Pickering, Professor, 218, 220, 255, 265;
und Betelgeuse, 482;
und planetare Nebel, 474;
und Satelliten des Saturns, 296;
und spektroskopische Doppelsterne, 486, 487

Pico, 89

Bewegung der Planeten – Keplersche Gesetze, 138, 141, 142, 147, 148

Planetare Nebel, 470

Planetare Störungen, 317–324

Planeten – alte Vorstellungen darüber, 2, 6;
ungefähre Anzahl der Planeten, 112;
die Planeten ziehen sich gegenseitig an, 148, 317;
von Kometen angezogen, 360;
Bodesches Gesetz, 230;
vergleichende Größen der Planeten, 118, 119;
Entfernung der Planeten von der Erde, 109–111;
Entfernung der Planeten von der Sonne, 558;
Unterschiede zu Sternen, 111.

Unregelmäßigkeiten in ihren Bewegungen, 317–324;
Lagranges Theorie der Steifigkeit, 531;
Licht von ihnen – stammt vom Sonnen, 113;
Kleine Planeten, 229–244;
Umlaufbahnen der vier riesigen Planeten, 117;
Umlaufbahnen der vier inneren Planeten, 114;
Die Umlaufbahnen haben ihren Brennpunkt im Zentrum der Sonne, 139;
Die Umlaufbahnen sind nicht genau kreisförmig, 135;
Die Umlaufbahnen haben die Form einer Ellipse, 136–138;
Ursprung dieser Planeten – wie durch die Nebeltheorie vermutet, 526;
Periode ihrer Umläufe, 139–143, 558;
Relative Entfernungen zwischen den Planeten, 229;
Einhelligkeit der Richtung ihrer Umläufe, 120, 322;
Geschwindigkeit der Planeten, 139–142, 144, 146, 237

Plato (Mondkrater), 89

Pleiaden, 241, 416;
Im Sommer unsichtbar, 416

Plinius – Gezeiten und Mond, 535

Plough, 28

Pogson, Herr, 390

Leitsterne im Großen Bären, 28, 411

Polachse, 196

Polkappen auf dem Mars, 218, 219

Der Pol – Entfernung zur Polarstern;
Abnahme dieser Entfernung, 494;
Höhe des Pols, 195;
Bewegung des Pols, 492;
In der Nähe von α Draconis, 494;
In der Nähe von Vega oder α Lyra, 494

Polarstern, 194;
Zur Kleinen Bärin gehörig, 412;
Entfernung vom Himmelspol, 412, 492, 494;
Position des Polarsterns, 411;
Langsame Bewegung des Polarsterns, 412

Pollux, 420, 480;
Geschwindigkeit von Pollux, 484

Pons und der Komet von 1818, 345

Posidonius, 87

Kalium im Sonnenlicht, 50

Präsepium, 422

Präzession und Nutation der Erdachse, 492–502

Proctor und die Sterne im Atlas von Argelander, 476

Prisma, das, 45;
seine Analysefähigkeit, 46

Pritchard, Professor, seine Forschungen auf dem Gebiet der Sternfotografie, 449

Procyon, 420;
Geschwindigkeit von Procyon, 484

Prominenzstrukturen auf der Sonne, 53–59

Ptolemäus, seine Theorie der Astronomie, 6;
Mondkrater, der nach ihm benannt ist, 92

Q

Quarantiden, die, 400

R

Radius der Erde, 193, 512

Regenbogen, der, 45

Ram, der, 420

Reflektoren, 19, 21, 25

Brechung durch das Prisma, 45

Refraktoren, 11, 14, 16

Regulus, 421, 479

Aus Gezeitenwasser entstandenes Reservoir, 538

Netzhaut und Teleskop, 10, 11

Rhea, 559

Rigel, 418, 420, 480

Steifigkeit der Planeten, 532, 533

Roberts, Dr. Isaac, und die Nebel in Andromeda, 469; sowie die Nebel in Orion, 469

Roemer und die Lichtgeschwindigkeit, 261

Planet Romance, 151–154

Rosse-Teleskop, 19, 20, 468, 470

Drehimpuls, 553

Rowland, Professor, und Spektrallinien, 491

Rowton-Siderit, 395

Königliche Astronomische Gesellschaft und Bessel, 442

Sappho, 242

Monde des Jupiters, 249, 250, 257–261, 266, 559;
Bestätigung der kopernikanischen Theorie, 267

Monde des Mars, 209, 225–228, 551, 558

Monde des Neptun, 334, 559

Monde des Saturns, 559;
Bond’s Entdeckungen, 296;
Cassinis Entdeckungen, 294;
Entfernungen, 559;
Herschels Entdeckungen, 295;
Huygens’ Entdeckung, 293;
Kirkwoods Schlussfolgerungen, 296;
Lassells Schlussfolgerungen, 296;
Bewegungen, 296;
Ursprung gemäß der Nebeltheorie, 526

Monde des Uranus, 308, 309, 310, 559

Saturn – antike Untersuchungen, 6;
Anziehungskraft auf den Uranus, 322;
Achsenrotation, 558;
Schönheit des Saturns, 209;
vergleichbare Nähe zur Erde, 110;
Dichte des Saturns, 558;
Durchmesser des Saturns, 271, 558

Entfernung vom Sonnenzentrum: 268, 271, 558;
elliptische Bahn: 271;
Schwerkraft als dominierende Kraft: 283;
innere Wärme: 272, 515;
Leoniden und dieser Himmelskörper: 386;
niedrige Dichte: 272;
Impulsmoment: 554;
Bewegung: 271;
Umlaufbahn: 117, 118;
Bahn durch Anziehungskraft Jupiters gestört: 316;
periodische Zeit: 558;
Umlaufzeit: 269;
Malerisches Aussehen: 291;
Position im Sonnensystem: 269;
Ringe: 269;
Entdeckung der Ringe durch Bond: 280;
Entdeckung der Ringe durch Cassini: 278;
Eigenschaften der Ringe: 286;
Entdeckung der Ringe durch Dawes: 281;
Entdeckung der Ringe durch Galileo: 273, 274;
Beobachtungen der Ringe durch Hadley: 282;
Forschungen zu den Ringen durch Herschel: 279;
Entdeckung der Ringe durch Huyghens: 275–278;
Messung der Rotation der Ringe durch Keeler: 288;
Forschungen zu den Ringen durch Maraldi: 279;
Rotation der Ringe: 285, 288;
Spektrum der Ringe: 291;
Zeichnung der Ringe von Trouvelot: 278;
Satelliten dieses Himmelskörpers: 293, 294, 295, 296, 559;
Größe im Vergleich zu anderen Planeten: 119, 269, 272.

Spektrum, 291;
im Aussehen nicht mit Mars und Venus vergleichbar, 269;
Geschwindigkeit, 271;
Gewicht im Vergleich zur Erde, 272

Savary und Doppelsterne, 436

Schaeberle, Herr, und Mars, 224

Scheiner und die Geschwindigkeitswerte der Sterne, 483;
Beobachtungen von Sonnenflecken, 36

Schiaparelli, Professor, und Mars, 220;
und der Zusammenhang zwischen Sternschnuppenregen und Kometen, 388;
und die Rotation des Merkur, 165

Schickard, 90

Schmidt und Nova Cygni, 454, 489;
und der Krater Linné, 87;
und die Leibnitz-Berge, 93

Schröter und der Krater Posidonius, 87

Schwabe und Sonnenflecken, 40

Meere auf dem Mond, 82

Secchi und Sternenspektren, 479

Schwarm von Sternschnuppen, 377;
Abmessungen, 377

Sternschnuppen (siehe Sterne, Sternschnuppen)

Sichel, die, 421

Theorie der siderischen Aggregation von Sir W. Herschel, 529

Siderit, Rowton, 395

Sinus Iridum, 83

Sirius – Veränderung der Position, 425;
Begleiterstern, 427, 428;
außergewöhnliche Helligkeit, 110;
Unregelmäßigkeiten in der Bewegung, 426;
größer als die Sonne, 110;
hellerster Stern, 419;
periodische Erscheinungen, 157;
eigene Bewegung, 425;
Spektrum, 479;
Geschwindigkeit, 426;
Masse, 427

Smyth, Professor C.P., 493

Natrium – Farbe der Flamme daraus, 49;
im Sonneninneren, 50

Sonnenkorona, Protuberanzen usw. (siehe unter Sonne)

Sonnensystem, 107–121;
Kopernikanische Darstellung des Sonnensystems, 7;
Einfluss der Schwerkraft auf das Sonnensystem, 149;
Informationen über das Sonnensystem durch Beobachtung des Venustransits, 174;
„Insel“ im Universum, 121;
Kleinplaneten, 229–244;
Impulsmoment, 554;
Bewegung des Sonnensystems in Richtung Lyra, 457;
Ursprung des Sonnensystems nach der Nebeltheorie, 526;
Position von Saturn und Uranus im Sonnensystem, 297, 305

Sir James South, 12

Spektren von Sternen, 479

Spectroheliograph, 58

Spektroskop, 43–56;
Erkennung von Eisen in der Sonne mit dem Spektroskop, 50

Spectroskopische Binärsysteme, 487

Spektralanalyse, 47;
Dunkle Linien, 49, 50;
Gasnebel, 474;
Linie D, 48, 49

Speculum, the Rosse, 20

Spica, 423, 487

Spindelfäden zur Justierung des Mikrometers, 86;
zur Ausrichtung von Teleskopen, 22

Flecken auf der Sonne, 36–43;
Verbindung mit dem Magnetismus, 42;
Zyklen, 41;
Dauer, 41;
Zeiten des Maximums, 42;
Bewegung, 36;
Umlaufzeit, 40;
Scheiners Beobachtungen, 36;
Zonen, in denen sie auftreten, 39

Sternhaufen, 461–464;
im Sternbild Herkules, 462;
im Sternbild Perseus, 462

Sterne – scheinbare Bewegungen aufgrund von Präzession, Nutation und Aberration, 504;
ungefähre Anzahl der Sterne, 28;
Anziehungskraft ist unbedeutend, 316;
Kataloge der Sterne, 310, 311, 409, 431;
Karten der Sterne, 325, 328;
kreisförmige Bewegung der Sterne, 505–507

Entfernungen zu den Sternen, 441;
Bessels Arbeiten, 442–449;
Hendersons Arbeiten, 442;
Messmethoden, 443–445;
Struves Arbeit, 442, 448, 449;
Parallaktikellipse, 444–449

Sterne, doppelt, 434;
Bodes Liste, 435;
Burnhams Ergänzungen, 439;
Cassini, 434;
Herschel, 435, 436;
Messung, 435, 436;
Umlaufzeit, 436;
Savary, 436;
Form der Umlaufbahn, 436;
Farbvariationen, 438

Sterne, elliptische Bewegung, 506;
Schwerkraft und Sterne, 149;
Unterschiede zu Planeten, 111;
Physische Natur der Sterne, 477;
Wahrscheinlichkeit, dass Sterne ein Planetensystem besitzen, 121;
Tatsächliche und scheinbare Bewegungen der Sterne, 504;
Tatsächlich Sonnen, 32, 121

Sterne, Sternschnuppen, Anziehungskraft der Planeten, 386;
Verbindung mit Kometen, 388–390;
Unzählige Sterne, 372;
Abmessungen der Sternschnuppenschwärme, 377;
Eigenschaften der Sternschnuppen, 373;
Länge der Umlaufbahn, 387;
Umlaufbahn, 378;
Allmähliche Veränderung der Umlaufbahn, 386;
Umlaufzeit, 384;
Periodisches Wiederkehren, 378, 379;
Novembersternschnuppenregen, 1866, 377, 379–380;

Schauer im November 1866 sowie Professor Adams, 384, 386;
Schauer im November 1866 – Strahlung von Bahnen aus dem Sternbild Löwe, 380;
Schauer im November 1872, 389;
Schauer im Allgemeinen, 376;
Schauer und Professor Newton, 377;
Bahnen der Teilchen, 377;
In Dampf umgewandelt durch Reibung mit der Erdatmosphäre, 374, 376;
Geschwindigkeit der Teilchen, 373, 386

Sterne – ihre Spektren, 479;
Die Lehren der Alten bezüglich der Sterne, 3;
Temperatur der Sterne, 515;
Vorübergehende Sterne, 430, 488;
Werte der Geschwindigkeit der Sterne, 484;
Veränderliche Sterne, 429

Stoney, Dr. G.J., 387

Strontium – Flammen, die dadurch entstehen, 46;
Im Sonnenlicht, 50

Struve, Otto – und die Entfernung zu Vega, 442, 447;
Und die Entfernung zu 61 Cygni, 448, 449

Die Sonne – und die Lichtgeschwindigkeit, 265;
Scheinbare Größe der Sonne, wie sie von den Planeten aus erscheint, 117, 118;
Als Stern, 32;
Achsenrotation der Sonne, 558

Im Vergleich zur Erde: 29;
Verbindung mit den Jahreszeiten: 4;
Korona während eines Sonnenfinsternisses: 62–64;
Dichte: 65, 558;
Durchmesser: 558;
Entfernung von Mars: 213;
Entfernung von Saturn: 271;
Entfernung von der Erde: 31, 114, 184, 240, 558;
Sonnenfinsternisse durch diesen Himmelskörper: 6, 53;
Elliptizität: 558;
Flächenstrukturen auf der Oberfläche: 37;
Brennpunkt der Umlaufbahnen der Planeten: 138;
Allmähliches Verlieren seiner Wärme: 95;
Körner auf der Oberfläche: 34;
Wärme dieses Himmelskörpers und ihre Quellen: 515–526;
Wärme, die auf Jupiter abgegeben wird: 256;
Kleinplaneten und dieser Himmelskörper: 240;
Bewegung in Richtung Lyra: 457;
Nebuläre Theorie bezüglich der Wärme dieses Himmelskörpers: 526;
Fotografien dieses Himmelskörpers: 34;
Präzession der Erdachse: 497;
Auswüchse auf der Oberfläche: 53–59;
Beziehung zu dem Mond: 71;
Aufgang und Untergang dieses Himmelskörpers: 2;
Rotation: 40, 201;
Größe: 29;
Spektrum: 48;
Flecken auf der Oberfläche: 36–43;
Verbindung zwischen Flecken und Magnetismus: 42;
Stürme und Unruhen auf der Oberfläche: 42, 43;
Gasförmige Materie auf der Oberfläche: 34;
Unregelmäßige Struktur der Oberfläche: 34.

Lehren früher Astronomen bezüglich des Sonnenkörpers: 3–7;
Temperatur des Sonnenkörpers: 30, 31, 516;
Textur des Sonnenkörpers: 34;
Gezeiten am Sonnenkörper: 530;
Geschwindigkeit des Sonnenkörpers: 484;
Gewicht des Sonnenkörpers im Vergleich zu Jupiter: 250, 350;
Zodiakales Licht und der Sonnenkörper: 67;
Zonen auf der Oberfläche des Sonnenkörpers: 39

Enthüllungen über Sonnenstrahlen: 44

Der Schwan: 424, 439, 445

Der Schwertgriff des Perseus: 462

Syrtis Major: 222

T

Stier, Sternbild: 231, 419

Tebbuts-Komet: 353

Konstruktion des ersten Teleskops: 10;
Äquatoriales Teleskop (Dunsink): 12–14, 185;
Greenwich-Teleskop: 26;
Herschel’sches Teleskop: 19;
Lick-Teleskop: 16, 19;
Pariser Teleskop: 22, 23;
Reflektorteleskope: 19, 21

Brechung, 11, 14;
Rosse, 19, 20, 468, 470;
Beobachtung eines Rosse, 23;
Die Struktur des Auges veranschaulicht das Prinzip der Brechung, 10;
Wien, 14–16;
Washington, 226;
Yerkes, 16

Vorübergehende Sterne, 430, 488

Tethys, 559

Theophilus, 92

Gezeiten – die tatsächliche Energie, die von der Erde stammt, 539;
unter dem Einfluss des Gravitationsgesetzes, 149, 535;
unter dem Einfluss des Mondes, 70, 535–537;
im Fundy-Bucht, 538;
in Cardiff, 538;
in Chepstow, 538;
in London, 538;
auf St. Helena, 538;
durch die Sonne ausgelöst, 537;
Entstehung von Strömungen, 538;
im Bristolkanal, 538;
im Mittelmeer, 537;
im offenen Ozean, 538;
Jupiter und Gezeiten, 552;
Länge des Tages und Gezeiten, 541;
monatliche Gezeiten, 548, 549.

Impulsmoment, 552;
Neap-Tide, 537;
Rotation der Erde und Umlauf des Mondes, 549;
Mars-Satelliten, 551;
Sonnenenergie, 550;
Feder, 537;
Schwankungen dabei, 538;
Verschwendung von Wasserkraft, 538;
Erzielte Arbeit, 539

Zinn in der Sonne, 50

Titan, 294, 295, 559

Titania, 309, 559

Vorbeiflug der Merkur, 152, 163, 164

Vorbeiflug der Venus, 152;
Kapitän Cook, 184;
Copelands Beobachtungen, 189;
Crabtrees Beobachtungen, 180;
Gassendis Beobachtungen, 178;
Halleys Methode, 180, 181;
Horrocks’ Beobachtungen, 179, 180;
Bedeutung, 173;
Keplers Vorhersage, 163;
Beobachtungen in Dunsink, 184–188

Vorbeiflug von Vulcan, 152–153

Triesnecker, 84, 93

Trouvelot, Herr L., und die Ringe des Saturns, 278

Tschermak und der Ursprung von Meteoriten, 400, 401

Tycho (Mondkrater), 91

Tycho Brahe und das Observatorium Uraniborg, 9, 10, 430

U

Umbra einer Sonnenflecken, 51

Umbriel, 309, 559

Instabiles dynamisches Gleichgewicht, 543

Uraniborg, Observatorium, 10

Uranus, 112;
Anziehungskraft des Saturns auf Uranus, 322;
Bradleys Beobachtungen von Uranus, 312;
Zusammensetzung von Uranus, 308;
Dichte von Uranus, 558;
Durchmesser von Uranus, 308, 558;
Durchmesser der Umlaufbahn von Uranus, 305;
Diskus von Uranus, 308;
Entdeckung von Uranus durch Herschel, 305, 308;
Entfernung von Uranus zur Sonne, 558;
Ellipse der Umlaufbahn von Uranus, 313;

Zuerst für einen Kometen gehalten, 304;
Flamsteeds Beobachtungen davon, 311, 312;
früher als Stern angesehen, 311, 312;
Untersuchungen zur Entdeckung eines Planeten außerhalb der Umlaufbahn, 323–324;
unregelmäßige Bewegung, 314, 323;
Lemonniers Beobachtungen davon, 312;
Leoniden und dieses Objekt, 386;
Mayers Beobachtungen davon, 312;
Impulsmoment, 554;
Umlaufbahn, 117, 310;
periodische Zeit, 558;
Umlaufperiode, 312;
Rotation, 308;
Satelliten, 559;
Entdeckung von Satelliten durch Herschel, 308;
nahezu kreisförmige Bewegung der Satelliten, 309;
periodische Bewegungen der Satelliten, 309;
Orbitalebene der Satelliten, 309, 310;
Größe im Vergleich zur Erde, 308;
im Vergleich zu anderen Planeten, 119;
unterliegt neben der Anziehungskraft der Sonne auch einer anderen Anziehungskraft, 314

Ursa Major (siehe Großer Bär)

V

Veränderliche Sterne, 429

Vega, 414, 423, 424, 479;
Struves Messungen von Vega, 442

Geschwindigkeit des Lichts, 261, 262, 265;
Gesetze, die von der Geschwindigkeit des Lichts abhängen, 511;
Geschwindigkeit der Planeten, 140–143, 146, 237;
Werte der Geschwindigkeit der Sterne, 483–4

Venus – antike Untersuchungen zu ihm, 6;
Aspekte von Venus, 171;
Atmosphäre von Venus, 189;
Helligkeit von Venus, 168;
Dichte von Venus, 558;
Durchmesser von Venus, 191, 558;
Entfernung von Venus zur Sonne, 191, 558;
Bewohnbarkeit von Venus, 173;
Bewegung von Venus, 168;
Nachbarplanet der Erde, 109;
Umlaufbahn von Venus, 114, 135;
Form der Umlaufbahn von Venus, 139, 191;
Periodendauer des Umlaufs von Venus, 558;
Venus als Planet oder „Wanderer“, 111;
Rotation von Venus, 191;
Form von Venus, 169;
Größe von Venus im Vergleich zu anderen Planeten, 116, 169;
Oberfläche von Venus, 171;
Vorbeifahrt von Venus am Sonnenrand, 152, 176–190;
Bedeutung der Vorbeifahrt von Venus, 173;
Vorhersage der Vorbeifahrt von Venus durch Kepler, 163;
Geschwindigkeit und Periodendauer von Venus, 142, 143, 191;
Ansichten der Alten über Venus, 157

Vesta, 233, 238

Victoria, 242

Wiener Teleskop, 14–16

Virgo, 423

Vogel und Algol, 485;
und Spica, 486, 487;
und die Spektren der Sterne, 479, 483

Vulkanische Herkunft von Meteoriten, 400;
Ausbrüche auf der Erde, 197

Kometen von Von Asten und Encke, 349, 350;
und die Entfernung zur Sonne, 351;
und das Gewicht des Merkur, 166

Vortexringe, 469

Vulkan, 152, 153;
und die Sonne, 3

W

Wargentin, 90

Professor Watson und der Merkur, 154

Sir William Watson – Freundschaft mit Herschel, 302

Wellenlängen, 60

Wetter, nicht vom Mond beeinflusst, 82

Wilson, Herr W.E., und die Nebel im Orion, 469

Witt, Herr G., und Eros, 236

Der Meteorit Wold Cottage, 392

Wright, Thomas, und die Milchstraße, 474

Y

„Das Jahr der Sterne“, 377

Yerkes-Observatorium, Chicago, 16

Young, Professor, Bericht über eine wunderbare Sonnenprominenz, 42; sowie über Sonnenflecken, 38; Beobachtungen zu magnetischen Stürmen, 39

Z

Zeeman, Dr., und Spektrallinien, 491

Zink in der Sonne, 50

Der Tierkreis, 5

Zodiakallicht, 67
Zone der Kleinplaneten, 234

Gedruckt von Cassell & Company, Limited, La Belle Sauvage, London, E.C.

Fußnoten:
[1] Es sei jedoch darauf hingewiesen, dass man einen Stern niemals untergehen sieht, denn aufgrund unserer Atmosphäre wird er bereits vor Erreichen des Horizonts unsichtbar.

[2] „Popular Astronomy“, S. 66.

[3] Mit „Rand“ bezeichnen Astronomen den Rand oder die Umfangslinie der scheinbaren Scheibe eines Himmelskörpers.

[4] „The Sun“, S. 119.

[5] Oft wurde behauptet, dass dem Ausbruch im Jahr 1859, den Carrington und Hodgson beobachteten, unmittelbar ein außergewöhnlich intensiver Magnetsturm folgte; doch die Aufzeichnungen in Kew und Greenwich zeigen, dass die magnetischen Störungen an jenem Tag nur von geringer Bedeutung waren.

[6] Ein ungeschickter Kritiker bemerkte, der Dichter selbst scheine Zweifel an dieser Sache gehabt zu haben, denn er ergänzte die zweifelhaften Mondstrahlen durch „eine schwach brennende Laterne“. Eine großzügigere, wenn auch etwas optimistische Bemerkung lautete, es werde eine Zeit kommen, in der die Beweise dieses Gedichts alle astronomischen Berechnungen übertrumpfen würden.

[7] Dieses Skizze wurde mit Genehmigung aus der wunderschönen Darstellung in dem Buch von Messrs. Nasmyth und Carpenter übernommen; sie bildet dort Tafel XI. Ebenso stammen die anderen Illustrationen von Mondlandschaften auf den Tafeln VIII. und IX. Die Fotografien wurden von Herrn Nasmyth anhand von sorgfältig nach seinen Zeichnungen angefertigten Modellen erstellt, um die Merkmale des Mondes darzustellen. In den letzten zwanzig Jahren hat die Fotografie die manuelle Zeichnung bei der Darstellung von Mondobjekten vollständig verdrängt. Die Pariser und Lick-Observatorien haben lange Reihen prächtiger Fotografien von Mondlandschaften veröffentlicht.

[8] Auf der Tagung der British Association in Cardiff im Jahr 1892 zeigte Prof. Copeland ein Modell des Mondes, auf dem das Erscheinungsbild der Streifen in der Nähe des vollen Mondes durch kleine, aus durchsichtigem Glas gefertigte Kugeln, die an der Oberfläche befestigt waren, perfekt dargestellt wurde.

[9] Die Dauer einer Verdeckung – mit anderen Worten die Zeit, während der der Mond den Stern verdeckt – wäre etwas kürzer als die berechnete Zeit, wenn der Mond eine Atmosphäre hätte, die das Licht des Sterns erheblich brechen könnte. Bisher deuten unsere Beobachtungen jedoch nicht mit Sicherheit darauf hin.

[10] Mein Wissen über dieses Thema verdanke ich Dr. G. Johnstone Stoney, F.R.S. Es gab einige Kontroversen darüber, wer die hier skizzierte, einfallsreiche und aufschlussreiche Theorie entwickelt hat.

[11] Der Weg, den ein fallendes Objekt zurücklegt, ist proportional zum Produkt aus Kraft und dem Quadrat der Zeit. Die Kraft variiert umgekehrt proportional zum Quadrat der Entfernung von der Erde; daher variiert der zurückgelegte Weg proportional zum Quadrat der Zeit und umgekehrt proportional zum Quadrat der Entfernung. Wenn also die Entfernung um das Sechzigfache zunimmt, muss auch die Zeit um das Sechzigfache zunehmen, damit der zurückgelegte Weg unverändert bleibt.

[12] Siehe Newcombs „Popular Astronomy“, S. 78.

[13] Jüngste Untersuchungen von Newcomb zur Bewegung des Merkur haben ergeben, dass die Hypothese eines Planeten oder eines Rings aus sehr kleinen Planeten zwischen der Umlaufbahn des Merkur und der Sonne die Differenz zwischen Theorie und Beobachtung in der Bewegung des Merkur nicht erklären kann. Harzer ist zu demselben Ergebnis gelangt und hat gezeigt, dass das störende Element möglicherweise das Material der Sonnenkorona sein könnte.

[14] „Die Sonne: Ihre Planeten und ihre Satelliten“. London: 1882 (S. 147).

[15] James Gregory schlug bereits in einem im Jahr 1667 verfassten Buch über Optik den Einsatz des Venustransits zu diesem Zweck vor.

[16] Siehe „Astronomy and Astrophysics“, Nr. 128.

[17] Siehe „Astronomy and Astrophysics“, Nr. 128.

[18] Dies ist die gekrümmte Markierung, die auf Tafel XVIII bei 290° Länge und nördlich (d.h. unterhalb) des Äquators erscheint. Hier, wie in allen astronomischen Darstellungen, befindet sich der Norden unten und der Süden oben. Siehe oben, S. 82 (Kapitel III.).

[19] Derzeit Leiter des Lick-Observatoriums.

[20] Der Heliometer ist ein Teleskop, dessen Objektiv entlang der Längsachse halbiert ist. Eine oder beide Hälften können mittels eines Schraubmechanismus quer bewegt werden. Jede Hälfte liefert ein vollständiges Bild des Objekts. Die Messungen erfolgen dadurch, dass man beobachtet, wie viele Drehungen der Schraube nötig sind, damit das durch eine Hälfte des Objektivs gebildete Bild des Sterns mit dem Bild des Planeten, das durch die andere Hälfte entsteht, übereinstimmt.

[21] Siehe „Astronomy and Astrophysics“, Nr. 109.

[22] Es ist nur richtig hinzuzufügen, dass einige Beobachter der Ansicht sind, dass Jupiterpunkte unter außergewöhnlichen Umständen ein gewisses Maß an intrinsischem Licht zeigten.

[23] Professor Pickering aus Cambridge, Massachusetts, hat jedoch die wichtige Verbesserung erzielt, indem er mit dem Photometer den Lichtabfall des bei einer Sonnenfinsternis betroffenen Satelliten maß. Von solchen Beobachtungen kann man eine deutlich höhere Genauigkeit der Ergebnisse erwarten.

[24] „Newcomb’s Popular Astronomy“, S. 336.

[25] Siehe Grant, „History of Physical Astronomy“, S. 255.

[26] Derzeit Leiter des Lick-Observatoriums.

[27] Wir vernachlässigen hier die Umlaufbewegung des Saturns, durch die das gesamte System sich der Erde nähert oder von ihr entfernt – doch da diese Bewegung für den Planeten und die Ringe gleichermaßen gilt, wird sie die relativen Positionen der drei Spektren nicht stören.

[28] Nach den jüngsten Messungen von Prof. Barnard beträgt der Durchmesser von Titan 2.700 Meilen. Es handelt sich dabei um den von Huygens entdeckten Satelliten; er ist der sechste in Reihenfolge vom Planeten aus gesehen.

[29] Auszug aus „Three Cities of Russia“ von C. Piazzi Smyth, Band II, S. 164: „Im Jahr 1796 hatte es der Zufall so gefügt, dass Georg III. von Großbritannien der Zarin Katharina von Russland als Geschenk ein zehn Fuß langes Reflektorteleskop schicken ließ, das von Sir William Herschel gebaut worden war. Ihre Majestät wollte sofort dessen Leistungsfähigkeit testen und ließ Roumovsky von der Akademie nach Tsarskoe-Selo schicken, wo sich damals der Hof aufhielt. Das Teleskop wurde entsprechend ausgepackt, und über acht aufeinanderfolgende Abende hinweg beschäftigte sich die Kaiserin intensiv mit der Beobachtung von Mond, Planeten und Sternen – und darüber hinaus auch mit der Erforschung des Zustands der Astronomie in ihren Gebieten. Da legte Roumovsky der Kaiserin die Idee der Akademie vor, ihr Observatorium zu verlegen, und erklärte die Notwendigkeit sowie Vorteile eines solchen Schritts. Die ‚Semiramis des Nordens‘, die ‚Polarnadel‘, nahm gnädigerweise alle diese Punkte zur Kenntnis und befürwortete das Projekt vehement; doch der Tod beendete bereits wenige Wochen später ihr Leben und verhinderte die Umsetzung dieses Plans.“

[30] Siehe Professor Holdens „Sir William Herschel, his Life and Works“.

[31] Arago sagt, dass „Lemonniers Aufzeichnungen ein Bild des Chaos waren“. Bouvard zeigte Arago eine der Beobachtungen von Uranus, die auf einem Papierbeutel geschrieben stand, der einst Haarpulver enthalten hatte.

[32] Auch der erste Komet des Jahres 1884 nahm plötzlich an Helligkeit zu, wobei sich der bis dahin als Kern vorhandene deutliche Kreis in einen feinen Lichtpunkt verwandelte.

[33] Die drei Zahlen 12, 1 und 1⁄4 stehen in nahezu umgekehrtem Verhältnis zu den Atomgewichten von Wasserstoff, Kohlenwasserstoffgas und Eisenvapor – aus diesem Grund schlug Bredichin die oben erwähnte Zusammensetzung der verschiedenen Arten von Schweifen vor. Es fehlen jedoch noch spektroskopische Belege für das Vorhandensein von Wasserstoff.

[34] Diese Abbildung sowie die Darstellung des Weges der Meteore stammen aus dem interessanten Vortrag von Dr. G.J. Stoney mit dem Titel „Die Geschichte der November-Meteore“ an der Royal Institution im Jahr 1879.

[35] Am 27. November 1885 fiel ein Stück Meteoriteneisen in Mazapil in Mexiko während des Andromedenschauers – ob es jedoch Teil dieser Sternschnuppenwolke war, ist unbekannt. Es sei jedoch darauf hingewiesen, dass angeblich bereits zu mehreren anderen Gelegenheiten Ende November Meteoriten gefallen sind.

[36] Hooke bemerkte bereits im Jahr 1664, dass der Stern Gamma Arietis doppelt ist.

[37] Vielleicht wären blaue Sterne häufiger, wenn wir die Sterne ohne Einfluss der Atmosphäre betrachten könnten. Die Absorption durch die Atmosphäre betrifft insbesondere die grünlichen und bläulichen Farben. Professor Langley gibt uns gute Gründe zu der Annahme, dass die Sonne selbst blau wäre, wenn nicht der Einfluss der Luft bestünde.

[38] Die Deklination eines Sterns ist der Bogen, der vom Stern zum Äquator gezogen wird und diesem senkrecht steht.

[39] Die Entfernung zu 61 Cygni wurde erneut vom Professor Asaph Hall aus Washington untersucht; er erhielt dabei ein Ergebnis, das deutlich geringer ist als bisher angenommen wurde. Andererseits bestätigen die fotografischen Untersuchungen von Professor Pritchard die Ergebnisse von Struve sowie diejenigen, die in Dunsink erzielt wurden.

[40] Für diese Zeichnung bin ich den Herren De la Rue dankbar.

[41] Siehe Kapitel XIX über die Masse von Sirius und seinem Satelliten.

[42] Da die Erde das Teleskop mit einer Geschwindigkeit von 18 Meilen pro Sekunde bewegt und das Licht mit einer Geschwindigkeit von fast 180.000 Meilen pro Sekunde, beträgt die Geschwindigkeit des Teleskops etwa ein Zehntausendstel der Lichtgeschwindigkeit. Während das Licht einen 20 Fuß langen Tubus zurücklegt, hat sich das Teleskop somit nur ein Zehntausendstel von 20 Fuß – also ein Vierzigstel eines Zoll – bewegt.

[43] Siehe Newcombs „Popular Astronomy“, S. 508, wo die Entdeckung dieses Gesetzes Mr. J. Homer Lane aus Washington zugeschrieben wird. Die Kontraktionstheorie stammt von Helmholtz.

[44] Die in diesem Kapitel skizzierte Theorie der Gezeitenentwicklung geht hauptsächlich auf die Forschungen von Professor G.H. Darwin, F.R.S., zurück.

[45] Die Uhrzeit variiert je nach Ort: In Calais wäre es 11.49 Uhr; in Liverpool 11.23 Uhr; in Swansea Bay 5.56 Uhr usw.
[46] Nachdem wir die Einheiten für Masse, Winkel und Entfernung festgelegt haben, die wir zur Messung dieser Größen verwenden wollen, wird jede Masse, jeder Winkel oder jede Entfernung durch eine bestimmte Zahl ausgedrückt. Wenn wir beispielsweise die Masse der Erde als Einheit für Masse, den Winkel, um den sie sich in einer Sekunde bewegt, als Einheit für Winkel sowie ihre Entfernung von der Sonne als Einheit für Entfernung nehmen, dann ergeben sich für Jupiter die entsprechenden Werte 316, 0,0843 bzw. 5,2. Daher beträgt sein Orbitalmoment 316 × 0,0843 × (5,2)².

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