Naturwissenscliaftliclie Rundschau, 



Wöchentliclie Berichte 



über die 



Eortscliritte auf dem G-esammtgebiete der Naturwissenschaften. 



Xn. Jahrg. 



5. Juni 1897. 



Nr. 23. 



Die Gesammtmasse der kleinen Planeten 

 zwischen Mars und Jupiter. 



Von A. Berberich in Berlin. 



Eingehende Untersuchungen über die Bewegungen 

 der vier sonnennächsteu Planeten Mercur, Venus, 

 Erde und Mars, namentlich über die allmäligen 

 (säcularen) Aenderungen ihrer Bahnelemente sind in 

 neuester Zeit von Herrn Simon Newcomb und 

 von Herrn Paul Harzer ausgeführt worden. Die 

 schon von Leverrier erkannte Anomalie der Ver- 

 schiebung des Mercurperihels blieb bestehen und 

 nöthigte beide Theoretiker zu der Annahme , dass 

 noch unbekannte, dem Mercur nahe befindliche Massen 

 die Bewegung dieses Planeten beeinflussen. Herr 

 Newcomb hält die Existenz planetarischer Körper- 

 chen, die in der Zone zwischen der Mercur- und der 

 Venusbahn laufen, für nicht unmöglich, während 

 Herr Harzer jene Anomalie der Wirkung von Stoff- 

 massen zuschreibt, die sich in nächster Umgebung 

 der Sonne (Corona) befänden. 



Ausserdem ergab nach Herrn Harzer die Ver- 

 gleichung zwischen den theoretischen und den beob- 

 achteten Werthen der säcularen Veränderungen, 

 namentlich in den Bewegungen des Perihels und des 

 Knotens der Marsbahn , genügend sichere Anzeichen 

 für den Einfluss der zwischen Mars und Jupiter 

 vorhandenen Massen, von denen die in den bisher 

 bekannten kleinen Planeten vereinigten nur 

 ein — und zwar geringer — Theil zu sein scheinen. 

 Eine Andeutung eines Einflusses der kleinen Planeten 

 scheint auch in den Rechnungen von Herrn New- 

 comb sich zu verrathen, imlessen in dreimal ge- 

 ringerem Betrage als bei Herrn Harzer. 

 Letzterer berücksichtigt diese Störungswirkung durch 

 die vorläufige, aber zur Zeit durch keine andere er- 

 setzbare Annahme eines fingirten Planeten, der in 

 der Ebene der Ekliptik einen Kreis beschreibt mit 

 einem Radius, der ungefähr der Mitte der Planetoiden- 

 zone entspricht. Bei dieser Annahme müsste die 

 Masse des fingirten Planeten, das heisst die Summe 

 aller Massen, die zwischen den Bahnen des Mars und 

 des Jupiter existiren, etwa der zweimillionste Theil 

 der Sonnenmasse, das anderthalbfache der Matsmasse 

 oder das dreizehnfache der Mondmasse betragen. 

 Gegenüber dieser Grösse kommt, wie Herr Harzer 

 mit Recht sagt, die Gesammtmasse der bekannten 

 vierhundert Planetoiden gar nicht in Betracht. Letztere 



lässt sich freilich nur ganz roh schätzen ; es kommt 

 aber bei dieser Schätzung weniger auf bestimmte Zahlen 

 an, als vielmehr auf einen Vergleich mit anderen Massen, 

 etwa mit der unseres Mondes. Dieser Vergleich und 

 die Abschätzung der gesammten Planetoidenmassen 

 dürfte nicht ganz ohne allgemeineres Interesse sein. 



Es ist bisher noch nicht möglich gewesen, die 

 Masse irgend eines Planetoiden aus seinen Attractions- 

 wirkungen auf andere Körper, Planeten oder Kometen, 

 direct zu ermitteln. Wegen der Kleinheit dieser 

 Körper müssten sie einander schon sehr nahe kommen, 

 wenn ihre gegenseitigen Störungen merkbar sein 

 sollten. Trotz der grossen Anzahl dieser Planeten 

 auf engem Räume sind auffällige Annäherungen sehr 

 selten. Im Laufe dieses Jahres wird sich z. B. der 

 Planet (346) der Ceres, dem grössten Gliede der 

 ganzen Gruppe, auf 30 bis 40 Millionen Kilometer 

 nähern; eine vorläufige Berechnung zeigt aber, dass 

 die von der Ceres bewirkte Störung in der Bewegung 

 von (346) schwerlich durch Beobachtungen nachzu- 

 weisen sein wird. 



So ist man also gezwungen, auf indirectem Wege 

 zur Kenntniss jener Massen zu gelangen. Zu diesem 

 Zwecke müssen die wahrscheinlichsten Werthe für 

 die Gesammtzahl der Planetoiden, für die Grösse im 

 einzelnen Falle und für die mittlere Dichte gesucht 

 werden. 



Die Gesammtzahl könnte man auf grund der bis- 

 herigen Entdeckungsgeschichte in gewissem Sinne 

 als „unendlich" erklären. Anfänglich fand man mit 

 den älteren, kleinen Fernrohren nur wenige recht 

 helle Planeten. Mit besseren Instrumenten entdeckte 

 man später solche Körper von immer mehr ab- 

 nehmender Helligkeit. Nach den jetzigen Kenntnissen 

 kann man, namentlich mit Rücksicht auf die Grösse 

 der Bahnneignngen (vgl. Rdsch. X, 96), die Zahl der 

 Planeten einer gewissen Oppositionsgrösse (z. B. 

 11. Gr.) als doppelt so gross anschlagen, als die der 

 nächst helleren (also 10.) Grössenklasse. Es fragt 

 sich nun freilich, wie weit diese Regel stand hält, die 

 aus der Zahl der Planeten 9. bis 12. Grösse abgeleitet 

 ist. Wenn wirklich die Gesammtmasse der Gruppe 

 grösser als die des Mars sein soll, dann müsste man 

 annehmen, dass die Anzahl der schwächeren Plane- 

 toiden , die einzeln ja nur sehr geringes Volumen 

 und sehr unbedeutende Massen besitzen können, nn- 

 verhältnissmässig stark wachse. Die Entscheidung 

 über diese Annahme ist unseres Erachtens bis zu 



