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Bei den Asteroiden dagegen lierrschen grosse Verschieden- 

 heilen in den Neigungen der Bahnelienen ; ein Theil derselben schweift 

 weit über den Thierkreisgürtel hinaus. Die grösstc Neigung besitzt 

 0, Pallas mit 34" 44', dann folgen 0, Anna, mit 25° 47', @ mit 

 26 " 34' n. s. w. Die kleinste Neigung besitzt 0), Massilia, mit 

 0^41', dazwischen sind alle möglichen Neigungen vertreten, doch so, 

 dass ganz kleine und ganz grosse Neigungen nur wenige vorkommen. 

 Newton hat 1895 gezeigt, dass die mittlere Bahnebene der jetzt be- 

 kannten 400 Planetoiden zur Ebene der Jupilerbalin eine sehr geringe 

 Neigung hat, nur 0^,43. Der Grund hierfür liegt in den säkularen 

 Störungen Jupiters. Infolge dieser starken Neigungen hat die Zone, 

 welche der Asteroidenring zu beiden Seilen der Ekliptik einnimmt, 

 eine Breite von etwa 60 Millionen Meilen. 



Die aufsteigenden Knoten der Planetoidenbahnen, d. h. die Punkte, 

 in denen die Asteroiden die Ebene der Erdbahn, die Ekliptik durch- 

 setzen, wenn sie von der südlichen auf die nördliche Halbkugel des 

 Himmels übergehen, vertheilen sich rings um die Ekliptik herum, 

 wenn auch nicht gleichförmig, ohne dass ein bestimmtes Gesetz er- 

 kennbar ist. 



Die Bahnen der Asteroiden sind gegenseitig stark in einander 

 verschlungen. In seiner Abhandlung «Ceber das System der kleinen 

 Planeten zwischen Mars und Jupiter. Leipzig 1851», sprach d' Arrest 

 das bestimmte Gesetz aus, dass die Bahn jedes der Asteroiden in 

 andere Bahnen eingreife, oder also die verschiedenen Bahnen förm- 

 lich miteinander verkettet seien. Würde man diese Bahnen als 

 körperliches Modell in Form von Drahtreifen darstellen, so würde 

 die ganze Gruppe herausgehoben, wenn man einen dieser Keife heraus- 

 heben wollte. 



Der gewaltige Planet Jupiter, der sowohl dem Volumen als der 

 Masse nach alle andern Planeten des Sonnensystems zusauunengenonunen 

 überwiegt, übt auf die Bahnen der Planetoiden starke Störungen aus. 

 Diese Störungen werden besonders gross für diejenigen Planetoiden, deren 

 Umlaufszeit um die Sonne mit derjenigen Jupiters annähernd in einem 

 einfachen ZahlverhäUniss stehen, weil dann je nach einer bestimmten 

 Anzahl von Umläufen, der Planetoid immer wieder in dieselbe Sti^llung 

 zu Jupiter kommt, so dass die Störung längere Zeit hindurcli immer 

 in demsellten Sinne erfolgt, worauf sie dann in den enlgegengesetzten 

 Sinn übergeht. Die Störungen sind um so stärker, je grösser die 

 Neigung und die Excentricität der Bahn des gestärkten Körpers ist, 



