Naturwissenschaftliche Rundschau, 



Wöchentliche Berichte 



über die 



Fortschritte auf dem G-esammtgebiete der Naturwissenschaften. 



XIV. Jahrg. 



8. Juli 1899. 



Nr. 27. 



H. Struve: Beobachtungen der Marstra- 

 banten in Washington, Pulkowa und 

 Lick-Observatory. (Mem. de l'Acad. Imper. des 

 Sciences de St. Petersbourg. 1898, Vol. VIII, Nr. 3.) 

 Die nämlichen Grundsätze, nach welchen der Verf. 

 aus den Bewegungen der Monde des Saturn die Ge- 

 stalt und die Lage des Aequators dieses Planeten be- 

 stimmt hat (RdschXIV, 133), wendet derselbe in der 

 vorliegenden Abhandlung auch auf den Mars und 

 seine Satelliten an. Die directen Messungen des 

 Mars sind mit einer Unsicherheit behaftet, die zwar 

 nicht grofs ist, indessen manchmal doch wohl unter- 

 schätzt wird. Nur selten ist die uns zugewandte 

 Seite des Planeten voll von der Sonne beleuchtet; zu- 

 meist ist der eine oder andere Rand unsichtbar in- 

 folge der Phase. Man kann daher den Aequator- 

 durchmesser gewöhnlich nicht vollständig messen, 

 sondern mufs das gemessene Stück um den, aus der 

 Stellung des Mars gegen die Sonne und Erde zu be- 

 rechnenden Einfluts der Phase verbessern. Die Lage 

 der Lichtgrenze mag etwas zweifelhaft bleiben; denn 

 an dieser Scheidelinie der Tag- und Nachtseite nimmt 

 die Helligkeit allmälig ab. Je nach der Güte des 

 Fernrohres und je nach der Durchsichtigkeit und 

 Ruhe der Luft wird sich die Lichtgrenze verschieden 

 darstellen. Dazu könnte noch eine ganz unberechen- 

 bare Dämmerungszone kommen, die, falls sie un- 

 berücksichtigt bleibt, einen zu grolsen Aequatordureh- 

 messer und damit eine zu starke Abplattung ergeben 

 würde. So wirkt auch das Vorhandensein eines 

 Polarfleckes durch Irradiation vergrößernd auf den 

 Polardurchmesser ein. Um die Lage eines Marspoles 

 zu ermitteln , aus der sich weiterhin die Lage der 

 Ebene des Planetenäquators ableiten läfst, mufs man 

 durch Messung die Bewegung des dortigen Polarfleckes 

 bestimmen. Die Mitte des Fleckes beschreibt einen 

 kleinen Kreis um den Pol , falls sie nicht auf dem 

 Pole selbst liegt. Auch hierbei kann die Auffassung 

 des Fleckes und seiner Mitte seitens des Beobachters 

 merklich verschieden sein, je nachdem der Fleck dem 

 Planetenrande näher oder ferner steht und in seinem 

 Aussehen durch die Perspective mehr oder minder 

 beeiuflufst wird. Derartige Messungen vertheilen 

 sich auf einen längeren Zeitraum, während dessen 

 die Grölse und Form des Polarfleckes sich bedeutend 

 verändern kann. 



Auch auf die Messungen der Stellung eines Tra- 

 banten inbezug auf die Mitte der Marsscheibe wird 



die unregelmälsige Form der letzteren eine Ein- 

 wirkung ausüben , die jedoch nicht erheblich sein 

 dürfte und bei geeigneter Anordnung der Beobachtun- 

 gen ganz unschädlich gemacht werden könnte. Die 

 Anzahl der zu einer Bestimmung der Satellitenbahnen 

 verfügbaren Messungen ist nicht grofs. Wenn man 

 von gelegentlichen Beobachtungen absieht, die ent- 

 weder zu den Zeiten der ungünstigen Oppositionen 

 von 1881 bis 1890 oder mit geringeren Hülfsmitteln 

 erhalten sind und daher weniger genau sein werden, 

 so stehen folgende Messungsreihen zur Verfügung: 

 Beobachtungen von Deimos und Phobos zu Washing- 

 ton 1877 und 1879; solche von Deimos zu Washing- 

 ton und Pulkowa 1886, von beiden Monden zu Was- 

 hington und auf der Licksternwarte sowie in Pulkowa 

 1894, endlich von beiden Monden zu Pulkowa und 

 Lick 1896. 



Nach einer ausführlichen Mittheilung dieser 

 Messungen und ihrer Reduction schreitet Herr Struve 

 zur Ableitung der Elemente der beiden Trabanten- 

 bahnen und deren , durch die Marsabplattung be- 

 dingten Veränderungen im Zeiträume von 1877 bis 

 1896. Knoten- und Apsidenlinie verschieben sichjälrr- 

 lich (in entgegengesetzter Richtung) heim äutseren 

 Monde Deimos um 6,4°, beim marsnäheren Phobos 

 um 158°. Daraus berechnet sich die Länge des auf- 

 steigenden Knotens des Marsäquators gleich 80° 

 57,4', die Neigung des letzteren zu 25° 12,8', bezogen 

 auf die Marsbahn für den Zeitpunkt 1880,0. Die der 

 „Schiefe der Ekliptik" entsprechende Lage des Mars- 

 äquators ist also wenig (um 1°46') verschieden von 

 der des Erdäquators. Die halben grofsen Bahnaxen 

 a (bezogen auf die Entfernung des Mars von der 

 Erde = 1 Erdbahnradius) und die Umlaufszeiten U 

 haben folgende Werthe : 



Phobos a = 12,938" U = 7 h 39 m 13,848 s 

 Deimos a = 32,373" U = 30 h 17 m 54,85 s 



Die Masse des Mars ergiebt sich hieraus nach 

 dem dritten Kepler sehen Gesetze unter Berück- 

 sichtigung der Störungen durch die Abplattung und 

 durch die Sonne als der 3 090000. Theil der Sonnen- 

 masse, wobei die Unsicherheit dieser Zahl etwa 1 / 3 Proc. 

 beträgt. 



Die Abplattung des Mars x folgt aus den er- 

 wähnten Bahnverschiebungen zu 1 : 190,4. Das Ver- 

 hältnis der Centrifugalkraft zur Schwere am Aequa- 

 tor <jp wird 1:202,7. Das Theorem von Clairaut, 

 wonach % zwischen den Grenzen l /j <P un< i 5 A <P 



