Naturwissenschaftliche Rundschau, 



Wöchentliche Berichte 



über die 



Fortschritte auf dem GresammtgeDiete der Naturwissenschaften. 



XV. Jahrg. 



25. August 1900. 



Nr. 34. 



A. Belopolsky: Ein Versuch, die Rotationsge- 

 schwindigkeit des Venusäquators spec- 

 trographisch zu bestimmen. (Astron. Nachr. 

 Bd. 15^, S. 263.) 



Die Frage, ob der Planet Venus eine „kurze" 

 Rotationszeit, ähnlich der der Erde und des Mars 

 besitze, oder ob er bei Gleichheit der Drehung um 

 seine Axe mit der Umlaufszeit um die Sonne dieser 

 stets dieselbe Seite zukehre, ist in kosmogonischer 

 Hinsicht von grofser Wichtigkeit. Nach der Kant- 

 Laplac eschen Theorie müfsten die von Monden 

 umgebenen Planeten alle viel rascher rotiren, als 

 sie es in Wirklichkeit thun. Als der Mars noch so 

 wenig verdichtet war, dafs seine Masse den Raum 

 innerhalb der Bahn seines näheren Trabanten Phobos 

 ausfüllte , mufste er in einer der Umlaufszeit des 

 Thobos gleichen Periode (7h 39m) rotiren, wenn dieser 

 Mond durch die Centrifugalkraft abgeschleudert 

 werden, oder vom Mars ein Ring sich ablösen sollte, 

 der sich später in den Satelliten umgestaltet hätte. 

 Während in der Folgezeit der Marsball auf sein 

 jetziges, kleines Volumen zusammenschrumpfte, hätte 

 sich die Rotation noch mehr verkürzen müssen, 

 während sie nun 24h 37m beträgt. Von G. H. Dar- 

 win wurde diese Verlangsamung, die einer Ver- 

 minderung des Drehungsmomentes auf den 25. Theil 

 gleichkommt, als eine Folge der von der Sonne auf 

 dem Mars bewirkten Gezeiten „erklärt". Diese 

 „Bremskraft" der Sonne mütste beim Jupiter und 

 Saturn uumerklich sein ; aber auch diese Planeten 

 rotiren um viele Stunden, statt höchstens um einige 

 Secunden zu langsam. Ebenso ist die Umdrehungs- 

 geschwindigkeit der Sonne selbst, auf der kein frem- 

 der Körper hemmende Gezeiten hervorrufen konnte, 

 nur ein geringer Bruchtheil des nach der Kant- 

 Laplac eschen Theorie zu erwartenden Werthes. 

 Somit versagt die Darwinsche Gezeitentheorie hier 

 vollständig. 



Man könnte indets annehmen, dafs sie wenigstens 

 für die vier sonnennächsten, einander in vielen Be- 

 ziehungen ähnlichen Planeten Gültigkeit besitze. 

 Dann wäre für die Venus wegen ihrer grölseren 

 Nähe bei der Sonne allerdings eine starke Verlang- 

 samung der Rotation vorauszusehen. Es wäre be- 

 greiflich, wenn der nämliche Zustand wie beim Monde 

 sich herausgebildet hätte, dals der Begleiter dem 

 Centralkörper immer dieselbe Seite zuwendet. Die 

 Schwierigkeit einer directen Bestimmung der Venus- 



rotation wurde schon früher hervorgehoben. Herr 

 W. Villiger in München und nahe zur gleichen 

 Zeit P. A. Müller S. J. in Rom haben die Argu- 

 mente, welche von Schiaparelli und einigen 

 anderen Astronomen für eine 225tägige Venusum- 

 drehung vorgebracht sind, entkräftet (Rdsch. 1898, 

 XIII, 482) und dafür eine etwa 24 stündige Rotation 

 wahrscheinlich gemacht, zu deren Gunsten nament- 

 lich Herrn Brenners Beobachtungen sprechen. 

 Die Drehungsgeschwindigkeit am Aequator würde in 

 diesem Falle 460 m in der Secunde betragen , und 

 die Geschwindigkeitsdifferenz am Ost- und Westrande 

 920 m. Eine solche Bewegung einer Lichtquelle er- 

 zeugt im Spectrum Liuienverschiebungen , die mit 

 vorzüglichen Apparaten unter günstigen Umständen 

 sicher zu constatiren sind. Zwar ist bei der Venus 

 gewöhnlich nur der eine Rand zu beobachten, dafür 

 ist aber das von ihm kommende Licht reflectirtes 

 Sonnenlicht, das schon beim Auftreffen auf die be- 

 wegte Planetenoberfläche eine analoge Veränderung 

 der Liuienlage erfährt, so dafs wir bei geeigneter 

 Stellung die Linieu bis zum doppelten Betrag ver- 

 schoben sehen können (Rdsch. 1895, X, 252). 



Von Keeler auf der Licksternwarte wurden 

 kürzlich Versuche gemacht, die Verschiebungen der 

 Linien im Venusspectrum zu bestimmen, jedoch ohne 

 Erfolg. Glücklicher war dagegen Herr Belopolsky 

 in Pulkowa, wenngleich an eine zahlenmäfsige Be- 

 stimmung der Grölse der Bewegung aus seinen 

 Aufnahmen nicht zu denken ist. Diese sind behufs 

 Erzielung möglichst grofser Genauigkeit auf Platten 

 von feinem Silberkorn gemacht, die wegen ihrer ge- 

 ringen Empfindlichkeit ziemlich lang exponirt werden 

 mufsten. Anfänglich wurde nur ein Prisma im Spec- 

 tralapparat benutzt, zum Schlüsse deren drei. Die 

 Ausmessung geschah nach zwei Methoden. Die er- 

 haltenen Werthe für die wahre Geschwindigkeit am 

 Venusäquator sind: 



Im Mittel geben diese drei Reihen die Geschwin- 

 digkeiten -4- 0,6, -f- 0,6 und -4- 0,9 km. Das Zeichen 



