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Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



Nr. 9. 



Lambert versuchte 1777 die Beobachtungen durch 

 eine elliptische Bahn darzustellen, welche man jedoch 

 ohne Bedenken verwerfen kann; denn sie fhrte zu einer 

 Venusmasse, die ungefhr 10 Mal zu gross sein wrde. 

 Die Existenz des Mondes wird schon ziemlich zweifelhaft, 

 wenn man bedenkt, dass seit 1768 Niemand ihn gesehen 

 hat, weder W. Herschel noch Lassei noch A. Hall, welche 

 hingegen sehr schwache Monde des Saturn, Uranus, Neptun 

 und Mars entdeckten. 



Was haben denn, kann man sich fragen, die ver- 

 schiedenen Beobachter gesehen? Man wusste schon, dass 

 bei einer der Roedkjr'schen Beobachtungen, im .Jahre 1764, 

 Uranus nur 16' von der Veuus abstand; und es ist sehr 

 wahrscheinlich, dass er ihn fr den Satelliten hielt und 

 sich auf diese Weise eine schne Gelegenheit entgehen 

 liess, den Uranus 17 Jahre vor W. Herschel zu entdecken. 



Stroobant ist es in einer ziemlich grossen Anzahl 

 von Fllen gelungen, nachzuweisen, dass man mehr oder 

 minder helle Sterne in der Nhe der Venus mit dem 

 Monde verwechselt hat. So befanden sich hauptschlich 

 drei bekannte Sterne der 5., 4. und 7. Grsse am 4., 7. 

 und 12. August 1761 an den von Roedkjr fr den Sa- 

 telliten angegebenen Oertern; desgleichen haben Short und 

 Horrebow zwei Sterne der 8. und 4. Grsse 1740 und 1768 

 neben der Venus gesehen. Es steht also fest, dass ein 

 grosser Theil der Beobachtungen des vermeintlichen Sa- 

 telliten sich in ganz natrlicher Weise durch die Nachbar- 

 schaft des Planeten an ziemlich hellen Fixsternen, welche 

 die Beobachter nach einigen Tagen zu identifiziren ver- 

 sumten, erklren lassen. Fr die unaufgeklrten 

 brigen Flle knnen vielleicht einige der helleren 

 Asteroiden in Frage kommen; jedenfalls kann man be- 

 haupten, dass die Fabel von einem Venusmonde ihres 

 sicheren Grundes beraubt ist. 



Aber wenn auch wirklich kein Mond der 4., 5. oder 

 selbst der 8. Grsse existirt, ist es darum sicher, dass 

 nicht ein sehr schwacher, wie derjenige des Mars, mit 

 Hilfe unserer neuen Riesenfernrhre von Nizza, Pulkowa, 

 Washington und Mount Hamilton entdeckt werden knnte? 

 Das grosse theoretische Interesse dieser Frage muss ein 

 Sporn fr diejenigen Beobachter sein, welche ber so 

 mchtige Forschungsmittel verfgen. 



Nach dieser Al)schweifung wollen wir auf die er- 

 haltenen Werthe der verschiedenen Planetenmassen zurck- 

 kommen und stellen sie unter Annahme der Erde als Ein- 

 heit wie folgt zusammen: 



Mercur \\^ Jupiter 310 



Venus V Saturn 93 



Erde 1 Uranus 14 



Mars Vio Neptun 17 



Die Sonne 324000. 



Es wrde noch erbrigen, alle diese Massen mit Hilfe 

 derjenigen eines bestimmten an der Oberflche der Erde 

 befindlichen Krpers auszudrcken, welcher jedoch noth- 

 wendigerweise nur geringe Dimensionen haben darf, z. B. 

 eine kleine Bleikugel. 



Wenn wir wissen, wie oft diese kleine Masse in der- 

 jenigen der Erde enthalten ist, dann knnen wir gleich 

 leicht auf den kleinsten der Planeten Mercur wie auf den 

 grssten Jupiter, ja auf die Sonne selbst, schliessen. Auf 

 diese Weise sind alle Massen des Planetensystems mit 

 einer bekannten, uns vor Augen betindlichcn, vergleichbar. 



Das vorgelegte Problem ist durch den berhmten 

 Versuch von Cavendish gelst worden, in welchem es ihm 

 gelang, die ungeheuer kleine Anziehung einer 158 kg 

 schweren Bleikugel auf eine benachbarte kleine Kugel 

 direct nachzuweisen. Aus seinen Experimenten hat er 

 den Werth dieser Anziehung abgeleitet, und indem er ihn 



mit dem Gewicht der Bleikugel verglich, welches unge- 

 fhr die von der ganzen Erde ausgebte Anziehung dar- 

 stellt, hat er sagen knnen, wie oft die Masse der Blei- 

 kugel in derjenigen der Erde enthalten war. Es wrde 

 von wenig Nutzen sein, die Verhltnisszahl hier hinzu- 

 schreiben, da sie nur durch 23 Ziffern ausgedrckt werden 

 kann, und unserm Geist keine genaue Vorstellung gewhrt. 

 Besser wird es sein, eine gleichfrmige Vcrtlieiiung der 

 Masse in der ganzen Erdkugel anzunehmen, und zu be- 

 rechnen, wie viele Male ein solcher Krper die Masse 

 eines gleichen Volumens Blei oder Wasser, unter den b- 

 lichen Temperaturbedingungen, enthalten wird. 



Cavendish fand in dieser Weise, dass ein Cubikmeter 

 Erde ungefhr 5\., mal so viel als ein Cubikmeter Wasser 

 wiege; man braucht also nur das Volumen der Erde in 

 Cubikmetern auszudrcken, um eine genauere Vorstellung 

 von iln-cr Masse im Vergleich zum Gewicht des Wassers 

 zu erlangen. Cornu und Baille haben, unter Anwendung 

 von glcklichen Modificationcn im Verfahren und unter 

 Bercksichtigung aller Hilfsquellen der Physik in ihrem 

 gegenwrtigen Stande, die Untersuchungen von Cavendish 

 wieder aufgenommen; sie haben die von ihm berechnete 

 Zahl 0.48 in 5.56 verndert. 



Aber, werden einige Leser einwerfen, Sie geben uns 

 die Masse der Sonne und diejenige Jupiters, wir fragen 

 aber nach ihrem Gewicht. Die Antwort ist leicht: man 

 braucht nur dieselben Zahlen beizubehalten, um die Ge- 

 wiciite der Erde, Sonne und der Planeten als Function 

 desjenigen eines Cubikcentimeters Wassers als Einheit zu 

 erhalten. 



Es muss allerdings zugegeben werden, dass es etwas 

 merkwrdig klingt, vom Gewicht der Erde zu sprechen, 

 da sie selbst es ist, welche den Krpern an ihrer Ober- 

 flche die Eigenschaft des Gewichtes durch ihre An- 

 ziehung verleiht. Aber man kann sich die Erde in Cubik- 

 meter zerlegt und jeden derselben auf einer Waage mit 

 bekannten Gewichten gewogen denken; die Gesamrat- 

 sunnne wird genau dasselbe Resultat liefern, welches 

 Cavendish aus seinen Versuchen erhielt. In gleicher Weise 

 lassen sich die einzelnen Cubikmeter Jupiters auf die 

 Waagschale legen, man erhlt so sein Gewicht und zwar 

 genau dieselbe Zahl, welche auf dem frher angegebenen 

 Wege resultirte. Man darf also mit Recht behaupten, 

 dass es mglich ist, die Erde, die Planeten und die Sonne 

 in Kilogrammen zu wgen. 



Um die Masse der Asteroiden zu bestimmen, 

 msste man ihre gegenseitigen Strungen oder diejenigen, 

 welche sie auf andere Krper ausben, ermitteln knnen. 

 Da diese nun jedenfalls nur gering sind, so ist damit die 

 Kleinheit der Jlasse schon von vornherein gegeben. Aller- 

 dings kann die Vesta unter gnstigen Umstnden mit 

 blossem Auge gesehen werden und es fehlt nur wenig, 

 dass das Gleiche mit Ceres, Pallas und Juno der Fall ist, 

 aber die andern sind sehr schwach und erscheinen meistens 

 in den Fernrhren wie kleine Sterne 9, 13. Grsse. 

 Daraus folgt, dass im Allgemeinen die gegenseitigen An- 

 ziehungen dieser Krperchen unmerklich sein werden und 

 nur dann neben der Einwirkung der Sonne in Betracht 

 konmien knnen, wenn 2 von ihnen einander lngere Zeit 

 hindurch sehr nahe bleiben. 



Mit Rcksicht hierauf sind mehrere Astronomen, be- 

 sonders C. V. Littrow, veranlasst worden, die Annherungen 

 oder physischen Conjunctionen" der kleinen Planeten 

 zu studiren und voraus zu berechnen. Diese Untersuchungen 

 haben jedoch nur gezeigt, dass eine sehr merkliche An- 

 nherung relativ selten eintritt; bis jetzt hat man keine 

 thatscldiche gefunden, die geringer war, als die acht- 

 fache Entfernung des Mondes von der Erde. Allerdings 

 giebt es bedeutendere Annherungen, aber nur zwischen 



