198 XIV. Jahrg. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



1899. Nr. 16. 



Kepler aus Tychos sorgfältigen Beobachtungen die 

 bekannten Gesetze abgeleitet, wonach die Planeten- 

 bahnen keine Kreise, indessen doch kreisähnliche 

 Ellipsen sind. Als im März 1781 Wilhelm Her- 

 schel ein bewegliches Gestirn entdeckte, hielt man 

 dasselbe erst für einen Kometen; dafs es ein Planet 

 (Uranus) sei, folgerte man nur aus der kreisähnliehen 

 Bahn , die sich als schliefsliches Resultat mehrfacher 

 Berechuungsversuche ergab. Vor 1781 war eben 

 noch nie ein Planet entdeckt worden. Dafs der 

 Uranus im Aussehen von den Kometen sich unter- 

 schied , war mit den damaligen Fernrohren nicht so 

 sicher zu entscheiden und galt auch als nebensäch- 

 liches Moment. Man hat daher ebenfalls den ersten 

 der kleinen Planeten, die am 1. Januar 1801 von 

 Piazzi entdeckte Ceres anfänglich, einen „Kometen" 

 genannt, allerdings einen „sonderbaren"; einige 

 Astronomen glaubten ja auch eine Nebelhülle zu er- 

 kennen, die natürlich nur von der Mangelhaftigkeit 

 ihrer Fernrohre erzeugt war und in Wirklichkeit 

 nicht vorhanden ist. Auch hier hat erst die Erkennt- 

 nis der Bahuform , einer kreisähnlichen Ellipse , die 

 Planetennatur des neuen Gestirns aufser Frage ge- 

 stellt. Aber schon im nächsten Jahre wurden wieder 

 Zweifel rege , als bei dem zweiten Planetoiden , der 

 Olb ers sehen Pallas, sich die Bahn als eine recht 

 stark excentrische Ellipse herausstellte, die noch dazu 

 die Erdbahnebene unter dem abnorm steilen Winkel 

 von 35° kreuzte, während bis dahin die gröfste Bahn- 

 neigung von 7° dem Planeten Merkur zukam. Die 

 älteren Planeten bewegten sich stets in einer engen 

 Zone zu beiden Seiten der Ekliptik, der Erdbahn- 

 projeetion am Himmel, wogegen die Pallas sich weit 

 von dieser Linie entfernt. Indessen wurde noch ein 

 Grund für die Planetennatur des Paares Ceres-Pallas 

 und des Uranus geltend gemacht und schliefslich als 

 ausschlaggebend angesehen. Die Abstände der übrigen 

 Planeten von der Sonne bildeten eine ziemlich regel- 

 mäßige Reihe, gewöhnlich nach ihren „Erfindern" 

 die Titius-Bodesche Reihe genannt. Diese hatte 

 aber ein Glied , das einem Planeten zwischen Mars 

 und Jupiter entsprechen würde und gerade in dem 

 (mittleren) Abstände dieses hypothetischen Planeten 

 liefen Ceres und Pallas um die Sonne, wenn auch in 

 Bahnen sehr verschiedener Form und Lage. Der 

 Uranus dagegen pafste als folgendes Glied ganz gut 

 in die Fortsetzung jener Reihe. 



So hatte man nun für die Planetoiden in der Zone 

 zwischen Mars und Jupiter eine mittlere Distanz von 

 2,7 bis 2,8 Erdbahnradien. Die folgenden, seit 1845 

 sich häufenden Entdeckungen lieferten anfänglich 

 auch vorwiegend Planeten ähnlichen Abstandes. 

 Allein die Ausnahmen blieben nicht aus. Man ent- 

 deckte Planeten , die ungewöhnlich nahe waren , 

 wogegen andere sich als Nachbarn des fernen Jupiter 

 erwiesen. Sowohl aufgrund der Olb ers sehen Ver- 

 muthung des Zerfalls eines größeren Planeten in 

 Trümmer als nach der Laplaceschen Theorie, wonach 

 die Entwickelung eines Ringes in einen Planeten aus 

 unbekannter Ursache verhindert worden sei, er- 



warteten die Astronomen die Planetoiden alle in nahe 

 gleicher Entfernung von der Sonne zu finden. Man 

 war deshalb sehr überrascht, Glieder dieser Gruppe 

 über fast den ganzen Raum zwischen der Mars- und 

 Jupiterbahn vertheilt zu sehen. Immerhin blieb aber 

 noch, wenn man die mittleren Abstände inbetracht 

 zog, sowohl gegen die Mars- als gegen die Jupiter- 

 bahn ein nicht geringer Zwischenraum und man 

 konnte es als abnorm ansehen , wenn einmal ein 

 Planetoid in stark excentrischer Bahn in diesen 

 Zwischenraum weit hineinlief. Die Gelehrten ge- 

 langten daher allmälig zu einer schematischen Be- 

 grenzung der ganzen Gruppe und erklärten weiteres 

 Suchen für zwecklos. Diesem künstlichen Schema 

 entgegen hat das Jahr 1898 bewiesen, dafs es noch 

 etwas „abnormes" zu entdecken giebt, dafs nämlich 

 die Marsbahn überhaupt nicht die Grenze der Plane- 

 toidenzone ist. Aber auch die vorangehenden Jahre 

 haben manchen Fund geliefert, der sich bei näherer 

 Erwägung als wissenschaftlich sehr werthvoll er- 

 weist und deshalb besonders gewürdigt zu werden 

 verdient. Einige unter ihnen ermöglichen eine 

 wesentlich genauere Bestimmung der Entfernung der 

 Erde von der Sonne und dadurch auch aller Dimen- 

 sionen im Sonnensystem; andere erfahren von Seiten 

 des Jupiter starke Modifikationen ihrer Bewegungen 

 und eignen sich deshalb zur schärferen Ermittelung 

 der Attractionskraft , d. h. der Masse dieses gröfsten 

 Planeten. An manche Glieder der Gruppe knüpfen 

 sich interessante Fragen hinsichtlich ihrer Helligkeit. 

 Es kommt vor, dafs Planetoiden bei einer Beleuch- 

 tungsphase, ähnlich der des Mondes vier Tage vor 

 dem Vollmond, kaum ein Viertel der Lichtstärke 

 zeigen , die sie im Volllichte besitzen , wenn sie der 

 Sonne gerade gegenüber stehen. 



Unter den vor 1898 entdeckten Planetoiden kennt 

 man 16, deren geringste Entfernungen von der Sonne 

 höchstens 1,8 Erdbahnradien betragen. Die kleinsten 

 Perihelabstände gehören den Planeten 323 Brucia 

 (unter 1,56), 391 Ilmatar (1,60), 132 Aethra (1,66) 

 und 228 Agathe (1,67) an. Die kleinste und gröfste 

 Entfernung des Mars von der Sonne betragen 1,38 

 bezw. 1,667 Erdbahnradien. Es ist nun auffällig, 

 dafs von der Sonne aus gesehen die Perihelien jener 

 16 Planeten mit wenigen Ausnahmen in ähnlicher 

 Richtung liegen wie das Marsperihel; sie liegen 

 durchschnittlich nur 54° östlich oder westlich von 

 diesem. Direct gegenüber liegt das Perihel der 

 Aethra; das von Planet 290 differirt um 141°, das 

 von Planet 344 um 113° und das von 265 um 106°. 

 Schliefst man diese vier Planeten aus, so ist die 

 durchschnittliche Differenz der Perihelrichtung nur 

 27°. Da nun noch die meisten dieser Perihelien 

 weit über oder unter der Ekliptik liegen, so dringt 

 kein einziger der 16 sonnennächsten Planeten in die 

 Marsbahn ein; in dieser Hinsicht bildet der Planet 

 433 Eros die erste Ausnahme. Bemerkenswerth ist 

 die Thatsache, dafs diese 16 Bahnen fast sämmtlich 

 gegen die Ekliptik stark geneigt sind; nur bei 228 

 Agathe ist der Neigungswinkel i klein (2,5°) , bei 



