Nr. 9. 



Naturwissenschaftlic he Wochenschrift. 



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Die Endmornen stellen wie aus unserer Karte 

 ersichtlich nicht die Grenze der usscrsten Eisbedeckung 

 in Nordamerika dar, denn mit Grundmornen bedeckte 

 und geschrammte Felsflchen finden sich noch weit nach 

 Sden zu, ja es greifen sogar die Driftablagerungen west- 

 lich ber den Missouri hinber. Da diese Mornendecke 

 viel weniger mchtig ist als nrdlich von der Endmornen- 

 zone, da ausserdem ihre Geschiebe einen hheren Grad der 

 Verwitterung zeigen, so nehmen die amerikanischen Geo- 

 logen an, dass sie der ersten Eisperiode angehrt, whrend 

 dagegen die Endmornenzone die usserste Grenze der 

 Eisbedeckung in der zweiten Glacialperiode anzeigt. 



Wenn wir die nordamerikanischen Endmornen mit 

 denen des norddeutschen Flachlandes vergleichen vergl. 



die Karte auf S. 132 Bd. II der Naturw. Wochenschr," 

 , so sehen wir eine grosse Analogie hinsichtlich der 

 ganzen Ausbildung dieser Ablagerungen, nur ist hervor- 

 zuheben, dass in Norddeutschland diese Morne nicht die 

 usserste Grenze der zweiten Vereisung darstellt, sondern 

 als eine Rckzugsmorne aufzufassen ist, als nmlich das 

 Eis bei seinem Zurckschmelzen nochmals innerhalb des 

 baltischen Hhenrckens auf lngere Zeit stationr wurde. 

 Die weit grossartigere Entwickelung des nordameri- 

 kanischen Endmornen-Grtels ist eine Folge der viel ge- 

 waltigeren Eisbedeckung Nordamerikas, sowie auch da- 

 durch zu erklren, dass das Inlandeis hier an seiner 

 ussersten Grenze in der zweiten Glacialepoche eine sehr 

 lange Zeit hindurch stationr gewesen sein muss. 



Ueber die Massenbestimmung in der Astronomie. 



Von F. Tisseraiul. 

 Mit Geuclimigung drs Verfassers bersetzt von Dr. B. Mattliiossen. 



(Fortsetzung.) 



Es bleibt uns noch zu errtern, wie man die Massen 

 des Merkur und der Venus bestimmt, welche bekanntlich 

 keine Monde haben: auch muss die Masse der Erde er- 

 whnt werden, denn wir halben gezeigt, dass sie aus den 

 Beobachtungen des Mondes nur abgeleitet werden kann, 

 wenn die Entfernung der Erde von der Sonne genau be- 

 kannt ist. Es giebt allerdings andere Mittel um diese 

 Entfernung zu messen, aber wir setzen voraus, dass man 

 Alles aus der Strungsthcoric aldeiten will. Htte man 

 die Werthe fr die Massen der Venus und der Erde, 

 dann wre es mglich, die Strungen zu berechnen, welche 

 diese beide Planeten auf den Merkur ausben; man kann 

 jedoch auch alle diese Rechnungen ausfhren und die 

 beiden Massen als unbestimmte Factoren beibehalten. 

 Unter der Annahme, dass bei den verschiedenen Beobach- 

 tungszeiten des Merkur, imd hauptschlich bei seinen Vor- 

 bergngen vor der Sonne, der berechnete Ort mit dem 

 beobachteten zusammenfallen soll, erhlt mau eine Reihe 

 von Bedingungsgleichungen, welche ausser den sechs 

 Unbekannten fr die ungestrte Bahn des Merkur noch 

 die beiden gesuchten Massen enthalten. Durch verschie- 

 dene Umformungen gelangt man zur Trennung der beiden 

 Massen, welche auch verschiedene Bedingungen er- 

 fllen mssen. Die Theorie der Venus liefert wiederum 

 andere Beziehungen zwischen den Massen des Merkur 

 und der Erde; in der Marstheorie treten dann die Massen 

 von Mercur, Venus und Erde auf. 



Wir erlangen also auf diese Weise eine Zahl von 

 Bedingungsglcichungen, welche die drei gesuchten Massen 

 enthalten; die in denselben auftretenden bekannten Grssen 

 sind nicht ganz strenge richtig, sondern mit dem Einfluss 

 der unvermeidlichen Beobachtungsfehler beliaftet. Ausser- 

 dem haben wir noch nicht anderthalb Jahrhunderte lang 

 genaue Planetenbeobachtungen, und whrend dieses vcr- 

 hltnissmssig kurzen Zeitraums bleiben die gegenseitigen 

 Strungen der 4 inneren Planeten ziemlich klein. Man 

 darf daher erwarten, dass die Massenbcstinmiung auf 

 diesem Wege viel weniger genau wird, als bei der Ab- 

 leitung aus den Beobachtungen der Satelliten. Im Uebrigen 

 ist die Strungstheorie mit der grssten Sorgfalt ausge- 

 arbeitet und kein merkliches Glied fortgelassen worden. 



Wie dem auch sein mag, so knnen wir thatschlich 

 voraussetzen, dass man eine bestimmte Zahl von Be- 

 dingungsgleichungen zwischen den 3 unbekannten Massen 

 besitzt (es giebt deren mehr als drei). 



Es handelt sich nun darum, zu erfahren, welche 



Werthe man diesen Massen zuertheilen kann, um die 

 Gleichungen innerhalb der Grenzen der Beobachtungsfehler 

 zu erfllen. Das Resultat der Lcverrier'schcn Unter- 

 suchungen war, dass man zunchst die angenommene Masse 



der Erde um t^ vergrssern und sie darauf der Sonne um 

 ^5 Millionen Meilen nher bringen msse. Die Merkurs- 

 masse fand sich zu ^ t^^^?^ ; Leverrier hatte auch die 



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Masse des Mars mit eingefhrt, weil man damals keine 

 Monde dieses Planeten kannte, und erhielt eine Zahl, welche 



nur um -^ von derjenigen abwich, die spter aus den 



Beobachtungen der Monde abgeleitet wurde, was eine 

 gute Garantie fr die Genauigkeit der Rechnungen bietet. 



In Bezug auf die Venusmasse bot sich eine merk- 

 wrdige Schwierigkeit dar; die Theorie des Merkur wrde 

 eine Erhhung von ungefhr Vio ^es Betrages erfordern, 

 diejenige der Sonne dagegen genau den angenommen Werth. 

 Es ist unmglich eine Zahl zu finden, welche beiden Theorien 

 gengt; wenn die eine gut stimmt, lsst die andere viel 

 zu wnschen brig. Leverrier hat diejenige Masse der 

 Venus beibehalten, welche alle Sonnenbeobachtungen gut 

 darstellt und hat Alles auf den Merkur geschoben; auf 

 diese Weise kam er dazu, die Existenz von intra- 

 merkuriellen Planeten anzunehmen. Ich habe diesen Gegen- 

 stand eingehend 1882 in einem Artikel des Annuaire be- 

 handelt und verweise den Leser auf denselben. Wie 

 dies sich nun auch verhlt, so wrde es, da Alles auf 

 die genaue Kenntniss der Venusmasse ankommt, sehr 

 ntzlich sein, letztere durch eine directere nnd genauere 

 Methode bestimmen zu knnen. Wenn die Venus einen 

 Mond htte, dann wren alle Schwierigkeiten gehoben. 



Nun haben die Astronomen thatschlich lange an das 

 Vorhandensein eines solchen Mondes geglaubt, und erst 

 vor zwei Jahren ist ihnen diese Illusion definitiv genommen 

 worden. Wegen der Wichtigkeit der Frage mge es ge- 

 stattet sein, sie hier etwas nher zu errtern und zu zeigen, 

 wie sie durch den Astronomen Stroobant in Brssel im 

 negativen Sinne entschieden werden konnte. 



Der Venusmond wurde zuerst durch Fontana in Neapel 

 im Jahre 1645 angekndigt, beobachtet von Cassini in 

 Paris 1672 und 168H, von Short in London 1740; A. Mayer 

 in Greifswald llbd, Lagrange in Marseille, Montaigne in 

 Limoges nnd Roedkjr in Kopenhagen 1761, darauf durch 

 Roedkjr und Montbarron zu Auxerre 1764, endlich von 

 Horrebow 1768. 



