Nr. 9. 
Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 83 
Die Endmoränen stellen — wie aus unserer Karte 
ersichtlieh — nicht die Grenze der äussersten Eisbedeckung 
in Nordamerika dar, denn mit Grundmoränen bedeckte 
und geschrammte Felsflächen finden sich noch weit nach 
Süden zu, ja es greifen sogar die Driftablagerungen west- 
lich über den Missouri hinüber. Da diese Moränendecke 
viel weniger mächtig ist als nördlich von der Endmoränen- 
zone, da ausserdem ihre Geschiebe einen höheren Grad der 
Verwitterung zeigen, so nehmen die amerikanischen Geo- 
logen an, dass sie der ersten Eisperiode angehört, während 
dagegen die Endmoränenzone die äusserste Grenze der 
Eisbedeekung in der zweiten Glacialperiode anzeigt. 
Wenn wir die nordamerikanischen Endmoränen mit 
die Karte auf S. 132 Bd. II der „Naturw. Wochenschr,“ 
—, so sehen wir eine grosse Analogie hinsichtlich der 
ganzen Ausbildung dieser Ablagerungen, nur ist hervor- 
zuheben, dass in Norddeutschland diese Moräne nicht die 
äusserste Grenze der zweiten Vereisung darstellt, sondern 
als eine Rückzugsmoräne aufzufassen ist, als nämlich das 
Eis bei seinem Zurückschmelzen nochmals innerhalb des 
baltischen Höhenrückens auf längere Zeit stationär wurde. 
Die weit grossartigere Entwickelung des nordameri- 
kanischen Endmoränen-Gürtels ist eine Folge der viel ge- 
waltigeren Eisbedeeckung Nordamerikas, sowie auch da- 
durch zu erklären, dass das Inlandeis hier an seiner 
äussersten Grenze in der zweiten Glaeialepoche eine sehr 
denen des norddeutschen Flachlandes vergleichen — vergl. | lange Zeit hindurch stationär gewesen sein muss. 
Ueber die Massenbestimmung in der Astronomie. 
Von F. Tisserand. 
Mit Genehmigung des Verfassers übersetzt von Dr. B. Matthiessen. 
(Fortsetzung. 
Es bleibt uns noch zu erörtern, wie man die Massen 
des Merkur und der Venus bestimmt, welche bekanntlich 
keine Monde haben; auch muss die Masse der Erde er- 
wähnt werden, denn wir haben gezeigt, dass sie aus den 
Beobachtungen des Mondes nur abgeleitet werden kann, 
wenn die Entfernung der Erde von der Sonne genau be- 
kannt ist. Es giebt allerdings andere Mittel um diese 
Entfernung zu messen, aber wir setzen voraus, dass man 
Alles aus der Störungstheorie ableiten will. — Hätte man 
die Werthe für die Massen der Venus und der Erde, 
dann wäre es möglich, die Störungen zu berechnen, welche 
diese beide Planeten auf den Merkur ausüben; man kann 
jedoch auch alle diese Rechnungen ausführen und die 
beiden Massen als unbestimmte Factoren beibehalten. 
Unter der Annahme, dass bei den verschiedenen Beobach- 
tungszeiten des Merkur, und hauptsächlich bei seinen Vor- 
übergängen vor der Sonne, der berechnete Ort mit dem 
beobachteten zusammenfallen soll, erhält man eine Reihe 
von Bedingungsgleichungen, welche ausser den sechs 
Unbekannten für die ungestörte Bahn des Merkur noch 
die beiden gesuchten Massen enthalten. Durch verschie- 
dene Umformungen gelangt man zur Trennung der beiden 
Massen, welche auch verschiedene Bedingungen er- 
füllen müssen. Die Theorie der Venus liefert wiederum 
andere Beziehungen zwischen den Massen des Merkur 
und der Erde; in der Marstheorie treten dann die Massen 
von Mereur, Venus und Erde auf. 
Wir erlangen also auf diese Weise eine Zahl von 
Bedingungsgleichungen, welche die drei gesuchten Massen 
enthalten; die in denselben auftretenden bekannten Grössen 
sind nicht ganz strenge richtig, sondern mit dem Einfluss 
der unvermeidlichen Beobachtungsfehler behaftet. Ausser- 
dem haben wir noch nicht anderthalb Jahrhunderte lang 
genaue Planetenbeobachtungen, und während dieses ver- 
hältnissmässig kurzen Zeitraums bleiben die gegenseitigen 
Störungen der 4 inneren Planeten ziemlich klein. Man 
darf daher erwarten, dass die Massenbestimmung auf 
diesem Wege viel weniger genau wird, als bei der Ab- 
leitung aus den Beobachtungen der Satelliten. Im Uebrigen 
ist die Störungstheorie mit der grössten Sorgfalt ausge- 
arbeitet und kein merkliches Glied fortgelassen worden. 
Wie dem auch sein mag, so können wir thatsächlich 
voraussetzen, dass man eine bestimmte Zahl von Be- 
dingungsgleichungen zwischen den 3 unbekannten Massen 
besitzt (es giebt deren mehr als drei). 
Es handelt sich nun darum, zu erfahren, welche 
Werthe man diesen Massen zuertheilen kann, um die 
Gleichungen innerhalb der Grenzen der Beobachtungsfehler 
zu erfüllen. Das Resultat der Leverrier’schen Unter- 
suchungen war, dass man zunächst die angenommene Masse 
h) 1 Ss . p 
der Erde um „„ vergrössern und sie darauf der Sonne um 
>/, Millionen Meilen näher bringen müsse. Die Merkurs- 
1 ToAR i 
3.000.000 3 Men hatte auch die 
Masse des Mars mit eingeführt, weil man damals keine 
Monde dieses Planeten kannte, und erhielt eine Zahl, welche 
masse fand sich zu 
nur um von derjenigen abwich, die später aus den 
30 
Beobachtungen der Monde abgeleitet wurde, was eine 
gute Garantie für die Genauigkeit der Reehnungen bietet. 
In Bezug auf die Venusmasse bot sich eine merk- 
würdige Schwierigkeit dar; die Theorie des Merkur würde 
eine Erhöhung von ungefähr !/,, des Betrages erfordern, 
diejenige derSonne dagegen genau den angenommen Werth. 
Es ist unmöglich eine Zahl zu finden, welche beiden Theorien 
genügt; wenn die eine gut stimmt, lässt die andere viel 
zu wünschen übrig. Leverrier hat diejenige Masse der 
Venus beibehalten, welche alle Sonnenbeobachtungen gut 
darstellt und hat Alles auf den Merkur geschoben; auf 
diese Weise kam er dazu, die Existenz von intra- 
merkuriellen Planeten anzunehmen. Ich habe diesen Gegen- 
stand eingehend 1832 in einem Artikel des Annuaire be- 
handelt und verweise den Leser auf denselben. Wie 
dies sich nun auch verhält, so würde es, da Alles auf 
die genaue Kenntniss der Venusmasse ankommt, sehr 
nützlich sein, letztere durch eine direetere nnd genauere 
Methode bestimmen zu können. Wenn die Venus einen 
Mond hätte, dann wären alle Schwierigkeiten gehoben. 
Nun haben die Astronomen thatsächlich lange an das 
Vorhandensein eines solchen Mondes geglaubt, und erst 
vor zwei Jahren ist ihnen diese Illusion definitiv genommen 
worden. Wegen der Wichtigkeit der Frage möge es ge- 
stattet sein, sie hier etwas näher zu erörtern und zu zeigen, 
wie sie durch den Astronomen Stroobant in Brüssel im 
negativen Sinne entschieden werden konnte. 
Der Venusmond wurde zuerst dureh Fontana in Neapel 
im Jahre 1645 angekündigt, beobachtet von Cassini in 
Paris 1672 und 1686, von Short in London 1740, A. Mayer 
in Greifswald 1759, Lagrange in Marseille, Montaigne in 
Limoges und Roedkjär in Kopenhagen 1761, darauf dureh 
Roedkjär und Montbarron zu Auxerre 1764, endlich von 
Horrebow 1768. 
