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unter gewöhnlichen Umständen nicht sichtbar, da sie von der Sonne überstrahlt werden und 
nur kurz vor Sonnenaufgang oder kurz nach Sonnenuntergang, ohne die Sonne am Himmel, 
nahe dem Horizont stehen können, wo ihr Licht auch noch durch die Dämmerung und die 
Dünste des Horizontes geschwächt erscheint. Schon der Mercur ist selten für das unbe- 
waffnete Auge sichtbar. Leverrier hat 1859 im fünften Bande der Annalen der Pariser. 
Sternwarte gefunden, dass die Beobachtungen des Mercur die säculare Bewegung des Perihels 
um 38” grösser ergeben, als die Theorie, und daher die übrigens damals nicht mehr neue 
Vermuthung aufgestellt, dass zwischen Sonne und Mercur sich noch ein Planet bewege, der 
den Mercur störe. Wird diese Störung nur durch einen Planeten bewirkt, ist m seine Masse 
dividirt durch die Sonnenmasse, «& seine mittlere Entfernung von der Sonne dividirt durch 
2 
[44 2 . 
———— so findet Leverrier, 
die mittlere Fntfernung des Mercur von der Sonne, f = a 
7" ’ 
dass die Gleichung , 
(+ 0,8 8°) m Br, 
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bestehen muss, um jene Störung zu erhalten. Indessen können sich auch mehrere Planeten 
zwischen Sonne und Mercur befinden. Dieselben würde man am besten sehen, wenn sie vor 
der Sonnenscheibe vorübergehen. Sie unterscheiden sich von den Sonnenflecken dadurch, 
dass sie vollkommen rund und intensiv schwarz erscheinen, während jene unregelmässig ge- 
staltet und fast immer von einer grauen Penumbra und oft von hellen Fackeln umgeben sind. 
Endlich, und dies ist das entscheidenste Kennzeichen, durchlaufen solche Planeten die Sonnen- 
scheibe in wenigen Stunden, die Sonnenflecke dagegen in (4 Tagen, der halben Umdrehungs- 
zeit der Sonne. Derartige Vorübergänge von scheinbaren Planeten will man nun nicht selten 
seit der Mitte des vorigen Jahrhunderts beobachtet haben. Herr Rud. Wolf in Zürich hat 
einige sechzig solcher Beobachtungen gesammelt, und Leverrier hat in den wöchentlichen 
Sitzungsberichten der Pariser Akademie 1876, zweites Semester Nr. 14 und 16, dieselben 
gesichtet und aus den zuverlässigsten derselben fünf Beobachtungen ausgewählt, die dem- 
selben Planeten angehören können, dessen Bahn er bezeichnet und für den er den Namen 
Vulcan vorschlägt. Derselbe würde Ende März und Anfangs October sich im auf- und 
niedersteigenden Knoten befinden und zu dieser Zeit vor der Sonne vorübergehen können. 
Seine Länge v ist gegeben durch die Gleichung: 
v= 13994 + 214.18 k + (1090125 + 1.972472) | + (—5.3 + 55 I) eos v 
wenn j die Anzahl der seit 1750,0 verflossenen Tage bedeutet und k entweder = 0 oder 
= + 1 oder — 1 oder allenfalls = + 2 oder — 2 gesetzt wird. — Seit der Mitte 
dieses Jahrhunderts ist auch bei allen totalen Sonnenfinsternissen nach solchen Planeten 
gesucht worden, jedoch vergeblich; erst bei der letzten am 29. Juli 1878 in Nordamerika 
sichtbaren totalen Sonnenfinsterniss gelang es, Gestirne aufzufinden, die wahrscheinlich zu 
diesen intramercuriellen Planeten gehören. Herr Watson aus Ann-Arbor beobachtete zu 
- Separation in Wyoming und hatte sich die Aufgabe gestellt, während der totalen Finsterniss 
ausschliesslich nach sonnennahen Planeten zu suchen. Er bedient sich eines Aequatoreals 
von 4 Zoll Oeffaung und einer 45 fachen Vergrösserung. Um durch Kreisablesungen während 
der nur zwei Minuten dauernden Totalität keine Zeit zu verlieren und um die Möglichkeit 
eines Irrthums bei den Ablesungen auszuschliessen, versah er das Fernrohr nicht mit ge- 
theilten Kreisen, sondern mit Kreisen von Pappe (Cartonpapier) Ein Zeiger gab die Ste- 
5 , Jung des Fernrohrs am Stundenkreise wie am Declinationskreise an und Herr Watson notirte 
