Nr. 48. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



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kennten. Unsere gegenwärtige Kenntniss hierüber 

 ist beschränkt auf eine oberflächliche, nicht mehr 

 als 10 Meilen dicke Schicht, aber man pflegt anzu- 

 nehmen, dass die tiefere Materie vertheilt ist nach 

 dem Gesetze von Lagrange; und indem man dann 

 die fragliche Function in einer Form schreibt, welche 

 die Abplattung unbestimmt lässt, und den so ge- 

 fundenen Ausdruck gleichsetzt dem von der Prä- 

 cession und Nutation gegebenen Werthe, so erhalten 

 wir leicht die Abplattung. Bis jetzt geben diese 

 sechs Methoden keine übereinstimmenden Resultate, 

 und so lange ernste Abweichungen zwischen ihnen 

 bleiben , kann man nicht sicher sein , dass man zur 

 Wahrheit gelangt ist. 



Es muss bemerkt werden, dass wir, um die Func- 

 tion des Trägheitsmomentes der Erde zu berechnen, 

 die wir eben betrachtet haben, nicht nur die Gestalt 

 und die Dimensionen der Erde und das Gesetz der 

 Dichtevertheilung im Inneren brauchen, sondern 

 auch ihre mittlere und Oberflächen - Dichte. Die 

 Versuche zur Bestimmung der mittleren Dichte be- 

 standen in der Vergleichnng der Erdanziehung mit 

 der Anziehung eines Gebirges, oder einer bekannten 

 Schicht der Erdrinde, oder einer bekannten Metall- 

 masse. Bei den Gebirgen wurden die Vergleiche mit 

 Bleiloth und Pendel gemacht, bei den bekannten 

 Schichten der Erdrinde wurde sie ausgeführt, indem 

 mau Pendel an der Oberfläche, und tief in Berg- 

 werken schwingen Hess, und bei den bekannten 

 Metallraassen wurden sie mit Torsionswagen , feinen 

 chemischen Wagen und Pendelu angestellt. Die Ober- 

 flächen - Dichte ergiebt sich aus dem Studium der 

 Materialien, welche die Erdrinde zusammensetzen; aber 

 trotz der scheinbaren Einfachheit dieses Verfahrens ist 

 es zweifelhaft, ob wir bereits ein so genaues Resultat 

 erzielt haben, wie bei der mittleren Dichte. 



Bevor wir diesen Theil unseres Gegenstandes ver- 

 lassen, ist es wichtig hervorzuheben, dass die luniso- 

 lare Präcession nicht direct beobachtet werden kann, 

 sondern abgeleitet werden muss aus der allgemeinen 

 Präcession. Die erstere dieser Grössen hängt nur 

 ab von der Wirkung der Sonne und des Mondes, 

 während die letztere ausserdem beeinflusst wird von 

 der Wirkung der Planeten , und um festzustellen, 

 was diese beträgt, müssen wir ihre Massen bestimmen. 

 Die Methoden hierzu zerfallen in zwei grosse Classen, 

 je nachdem die betreffenden Planeten Monde haben 

 oder nicht. Der günstigste Fall ist der, in dem ein 

 oder mehrere Satelliten vorhanden sind, weil die 

 Masse des Hauptkörpers unmittelbar aus ihren Ab- 

 ständen und Umlaufszeiten folgt ; aber selbst da 

 giebt es eine Schwierigkeit, sehr exacte Resultate 

 zu erhalten. Indem man die Beobachtungen über 

 hinreichend lange Perioden ausdehnt, können die 

 Umlaufszeiten mit jedem gewünschten Grade der 

 Genauigkeit bestimmt werden; aber alle Messungen 

 des Abstandes eines Satelliten von seinem Ilauptstern 

 sind beeinflusst von der persönlichen Gleichung, die 

 wir nicht sicher vollständig eliminiren können , und 

 so wird eine beträchtliche Breite von Unsicherheit 



in die Massen gebracht. Bei Mercur und Venus, 

 welche keine Satelliten haben, und in einem gewissen 

 Grade auch bei der Erde ist der einzige vorteil- 

 hafte Weg, die Massen aus den Störungen der ver- 

 schiedenen Planeten auf einander zu bestimmen. 

 Diese Störungen sind zweierlei Art, periodische und 

 säculare. Wenn genügende Daten angesammelt sein 

 werden für die genaue Bestimmung der säcularen 

 Störungen, werden sie die besten Resultate geben, 

 aber vorläufig bleibt es vortheilhaft, die periodischen 

 Störungen gleichfalls anzuwenden. 



Gehen wir nun über zu den phototachymetrischen 

 Mithoden, so haben wir zunächst die mechanischen 

 Hülfsmittel zu betrachten, durch welche die ungeheure 

 Lichtgeschwindigkeit erfolgreich gemessen worden 

 ist. Sie sind möglichst einfach und basiren ent- 

 weder auf einem Zahnrade oder Drehspiegel. 



Die Zahnrad -Methode wurde zuerst von Fizeau 

 1849 angewendet. Um sein Verfahren zu verstehen, 

 denken wir uns einen Flintenlauf hinter einem Zahn- 

 rade, das sich rechtwinkelig zu dessen Mündung in 

 solcher Weise dreht, dass der Lauf abwechselnd ge- 

 schlossen oder offen ist, je nachdem ein Zahn oder 

 ein Zwischenraum vor ihm liegt. Während nun das 

 Rad in voller Rotation ist, soll in dem Moment, wo 

 ein Zwischenraum vor der Mündung ist, eine Kugel 

 abgeschossen werden. Sie wird frei austreten und 

 nachdem sie einen gewissen Raum durchflogen, möge 

 sie auf ein elastisches Kissen stossen und auf ihrer 

 Bahn zurück reflectirt werden. Wenn sie nun das 

 Rad wieder erreicht und einen Zwischenraum antrifft, 

 wird sie in den Flintenlauf zurückkehren , wenn sie 

 aber einen Zahn trifft, wird sie aufgehalten. Prüft 

 man die Sache etwas näher, so sieht mau, dass, da 

 die Kugel eine gewisse Zeit zum Hin- und Rückweg 

 braucht , wenn das Rad in dieser Zeit sich um ein 

 ungerades Vielfaches des Winkels zwischen einem 

 Zwischenraum und einem Zahne dreht, die Kugel 

 aufgehalten werden wird, während, wenn es sich um 

 ein gerades Vielfaches dieses Winkels bewegt hat, 

 die Kugel in den Lauf zurückkehren wird. Nun 

 stellen wir uns vor, dass der Flintenlauf, die Kugel 

 und das elastische Kissen ersetzt werden bezw. durch 

 ein Fernrohr, eine Lichtwelle und einen Spiegel. 

 Wenn dann das Rad sich mit solcher Geschwindig- 

 keit bewegt, dass die rückkehrende Lichtwelle gegen 

 den Zahn neben dem Zwischenräume stösst, durch 

 welchen sie ausgetreten, so wird einein in das Fern- 

 rohr blickenden Auge alles finster erscheinen. Wenn 

 das Rad sich ein wenig schneller bewegt und die 

 rückkehrende Lichtwelle durch den Zwischenraum 

 geht, der demjenigen folgt, durch den sie ausgetreten, 

 so wird das Auge am Fernrohr einen Lichtblitz 

 sehen; und wenn die Schnelligkeit anhaltend ge- 

 steigert wird, so wird eine contiuuirliche Reihe von 

 Verfinsterungen und Erhellungen einander folgen , je 

 nachdem das wiederkehrende Licht gegen einen 

 Zahn stösst oder durch einen Zwischenraum geht, 

 der immer weiter und weiter hinter dem liegt, durch 

 welchen es ausgetreten. Unter diesen Umständen 



