^66 — Die sog-. Weltsysteme — 



Quadrate ihrer Distanzen von der Sonne verhalten, 

 fragte er sich, ob die nach diesem Gesetze berechnete 

 Beschleunig-ung' der Erdschwere g in der Distanz R 

 des Mondes etwa auch gleich der Fliehkraft des Letz- 

 tern sei, — ob also dieselbe Kraft, welche den Fall 

 der Körper bewirke, auch den Mond in seiner Bahn 

 um die Erde zurückhalte. War dies der Fall, so musste 



g'^, = 4Tz'-^,, oder §^ ^ t^y) • 180 • a 



sein, wo r den Kadius und a einen Equatorgrad der 

 Erde bezeichnete, T aber die siderische Umlaufszeit 

 des Mondes. Nun setzte jedoch Newton nach den ihm 

 1666 zu Gebote stehenden Daten zwar nahe richtig 

 R = 60,4 • r und T = 27'' 1 43'" 48' = 2360628% dagegen 

 fälschlich a = 60 Engl. Meilen == 297251' Par. , fand 

 so g = 26',586 , während nach Galilei's Messungen g 

 über 30' betrug, — konnte also seine Idee nicht als 

 erwiesen betrachten, und erst, als er 1682 erfuhr, dass 

 (370) Picard 1671 den Grad zu 342360' bestimmt habe, 

 fand er in Eevision seiner Eechnung g = 30',621 , so 

 dass er wagen durfte, sein sog. Gravitationsgesetz 

 4) jeder Planet wird von der Sonne mit einer Kraft 

 angezogen, welche ihrer Masse direkt und dem 

 Quadrate ihrer Entfernung umgekehrt propor- 

 tional ist, 

 auszusprechen. Er leitete nun daraus in einem Zeit- 

 räume von kaum zwei Jahren die Kepler'schen Ge- 

 setze, die Regeln zur Berechnung der Bahnen der 

 Planeten, Monde und Kometen, die Methoden zur Er- 

 mittlung ihrer Masse und Gestalt, etc., ab, und legte 

 1686 der Royal Society seine berühmten Principien 

 vor, welche den würdigen Schlußstein der Reformation 

 .der Sternkunde bildeten. 



