54 Naturwissenschaftliche Wochenschrift. Nr. 9 
Lambert versuchte 1777 die Beobachtungen durch 
eine elliptische Bahn darzustellen, welche man jedoch 
ohne Bedenken verwerfen kann; denn sie führte zu einer 
Venusmasse, die ungefähr 10 Mal zu gross sein würde. 
Die Existenz des Mondes wird schon ziemlich zweifelhaft, 
wenn man bedenkt, dass seit 1765 Niemand ihn gesehen 
hat, weder W. Herschel noch Lassel noch A. Hall, welche 
hingegen sehr schwache Monde des Saturn, Uranus, Neptun 
und Mars entdeckten. 
Was haben denn, kann man sich fragen, die ver- 
schiedenen Beobachter gesehen? Man wusste schon, dass 
bei einer der Roedkjär’schen Beobachtungen, im Jahre 1764, 
Uranus nur 16‘ von der Venus abstand; und es ist sehr 
wahrscheinlich, dass er ihn für den Satelliten hielt und 
sich auf diese Weise eine schöne Gelegenheit entgehen 
liess, den Uranus 17 Jahre vor W. Herschel zu entdecken. 
Stroobant ist es in einer ziemlich grossen Anzahl 
von Fällen gelungen, nachzuweisen, dass man mehr oder 
minder helle Sterne in der Nähe der Venus mit dem 
Monde verwechselt hat. So befanden sich hauptsächlich 
drei bekannte Sterne der 5., 4. und 7. Grösse am 4., 7. 
und 12. August 1761 an den von Roedkjär für den Sa- 
telliten angegebenen Oertern; desgleichen haben Short und 
Horrebow zwei Sterne der 8. und 4. Grösse 1740 und 1768 
neben der Venus gesehen. Es steht also fest, dass ein 
grosser Theil der Beobachtungen des vermeintlichen Sa- 
telliten sich in ganz natürlicher Weise durch die Nachbar- 
schaft des Planeten an ziemlich hellen Fixsternen, welche 
die Beobachter nach einigen Tagen zu identifiziren ver- 
säumten, erklären lassen. Für die unaufgeklärten 
übrigen Fälle können vielleicht einige der helleren 
Asteroiden in Frage kommen; jedenfalls kann man be- 
haupten, dass die Fabel von einem Venusmonde ihres 
sicheren Grundes beraubt ist. 
Aber wenn auch wirklich kein Mond der 4., 5. oder 
selbst der 8. Grösse existirt, ist es darum sicher, dass 
nicht ein sehr schwacher, wie derjenige des Mars, mit 
Hilfe unserer neuen Riesenfernröhre von Nizza, Pulkowa, 
Washington und Mount Hamilton entdeckt werden könnte ? 
Das grosse theoretische Interesse dieser Frage muss ein 
Sporn für diejenigen Beobachter sein, welche über so 
mächtige Forschungsmittel verfügen. — 
Nach dieser Abschweifung wollen wir auf die er- 
haltenen Werthe der verschiedenen Planetenmassen zurück- 
kommen und stellen sie unter Annahme der Erde als Ein- 
heit wie folgt zusammen: 
Mereur Yıs 
Venus */, 
Jupiter 310 
Saturn 93 
Erde 1 Uranus 14 
Mars Yo Neptun 17 
Die Sonne 324000. 
Es würde noch erübrigen, alle diese Massen mit Hilfe 
derjenigen eines bestimmten an der Oberfläche der Erde 
befindlichen Körpers auszudrücken, welcher jedoch noth- 
wendigerweise nur geringe Dimensionen haben darf, z. B. 
eine kleine Bleikugel. 
Wenn wir wissen, wie oft diese kleine Masse in der- 
jenigen der Erde enthalten ist, dann können wir gleich 
leicht auf den kleinsten der Planeten Mercur wie auf den 
grössten Jupiter, ja auf die Sonne selbst, schliessen. Auf 
diese Weise sind alle Massen des Planetensystems mit 
einer bekannten, uns vor Augen befindlichen, vergleichbar. 
Das vorgelegte Problem ist durch den berühmten 
Versuch von Cavendish gelöst worden, in welchem es ihm 
gelang, die ungeheuer kleine Anziehung einer 153 kg 
schweren Bleikugel auf eine benachbarte kleine Kugel 
direet nachzuweisen. Aus seinen Experimenten hat er 
den Werth dieser Anziehung abgeleitet, und indem er ihn 
mit dem Gewicht der Bleikugel verglich, welches unge- 
fähr die von der ganzen Erde ausgeübte Anziehung dar- 
stellt, hat er sagen können, wie oft die Masse der Blei- 
kugel in derjenigen der Erde enthalten war. Es würde 
von wenig Nutzen sein, die Verhältnisszahl hier hinzu- 
schreiben, da sie nur durch 23 Ziffern ausgedrückt werden 
kann, und unserm Geist keine genaue Vorstellung gewährt. 
Besser wird es sein, eine gleichförmige Vertheilung der 
Masse in der ganzen Erdkugel anzunehmen, und zu be- 
rechnen, wie viele Male ein soleher Körper die Masse 
eines gleichen Volumens Blei oder Wasser, unter den üb- 
lichen -Temperaturbedingungen, enthalten wird. 
Cavendish fand in dieser Weise, dass ein Cubikmeter 
Erde ungefähr 51, mal so viel als ein Cubikmeter Wasser 
wiege; man braucht also nur das Volumen der Erde in 
Cubikmetern auszudrücken, um eine genauere Vorstellung 
von ihrer Masse im Ver gleich zum Gewicht des Wassers 
zu erlangen. Cornu und Baille haben, unter Anwendung 
von glücklichen Modificationen im Verfahren und unter 
Berücksichtigung aller Hilfsquellen der Physik in ihrem 
gegenwärtigen Stande, die Untersuchungen von Cavendish 
wieder aufgenommen; sie haben die von ihm berechnete 
Zahl 5.48 im 5.56 verändert. 
Aber, werden einige Leser einwerfen, Sie geben uns 
die Masse der Sonne und diejenige Jupiters, wir fragen 
aber nach ihrem Gewicht. Die Antwort ist leicht: man 
braucht nur dieselben Zahlen beizubehalten, um die Ge- 
wichte der Erde, Sonne und der Planeten als Function 
desjenigen eines Cubikcentimeters Wassers als Einheit zu 
erhalten. 
Es muss allerdings zugegeben werden, dass es etwas 
merkwürdig klingt, vom Gewieht der Erde zu sprechen, 
da sie selbst es ist, welche den Körpern an ihrer Ober- 
fläche die Eigenschaft des Gewichtes durch ihre An- 
ziehung verleiht. Aber man kann sich die Erde in Cubik- 
meter zerlegt und jeden derselben auf einer Waage mit 
bekannten "Gewichten gewogen denken; die Gesamnt- 
summe wird genau dasselbe Resultat liefern, welches 
Cavendish aus seinen Versuchen erhielt. In gleicher Weise 
lassen sich die einzelnen Cubikmeter Jupiters auf die 
Waagschale legen, man erhält so sein Gewicht und zwar 
genau dieselbe Zahl, welche auf dem früher angegebenen 
W ege resultirte. — ‘Man darf also mit Recht behaupten, 
dass es möglich ist, die Erde, die Planeten und die Sonne 
in Kilogrammen zu wägen. — 
Um die Masse der Asteroiden zu bestimmen, 
müsste man ihre gegenseitigen Störungen oder diejenigen, 
welche sie auf andere Körper ausüben, ermitteln können. 
Da diese nun jedenfalls nur gering sind, so ist damit die 
Kleinheit der Masse schon von vornherein gegeben. Aller- 
dings kann die Vesta unter günstigen Umständen mit 
blossem Auge gesehen werden und es fehlt nur wenig 
dass das Gleiche mit Ceres, Pallas und Juno der Fall ist, 
aber die andern sind sehr sehwach und erscheinen meistens 
in den Fernröhren wie kleine Sterne 9,—13. Grösse. 
Daraus folgt, dass im Allgemeinen die gegenseitigen An- 
ziehungen dieser Körperchen unmerklich sein werden und 
nur dann neben der Einwirkung der Sonne in Betracht 
kommen können, wenn 2 von ihnen einander längere Zeit 
hindurch sehr nahe bleiben. 
Mit Rücksicht hierauf sind mehrere Astronomen, be- 
sonders ©. v. Littrow, veranlasst worden, die Annäherungen 
oder „physischen Conjunetionen“ der kleinen Planeten 
zu studiren und voraus zu berechnen. Diese Untersuchungen 
haben jedoch nur gezeigt, dass eine sehr merkliche An- 
näherung relativ selten eintritt; bis jetzt hat man keine 
thatsächliche gefunden, die geringer war, als die acht- 
fache Entfernung des Mondes von der Erde. Allerdings 
giebt es bedeutendere Annäherungen, aber nur zwischen 
