über Eudoxus. 75 



Eudoxus war der erete, der sie zu lösen versuchte. Ohne sich von 

 den concentrischen iind gleichförmig bewegten Sphären losmachen zu kön- 

 nen, war er docli zu sehr Astronom, tun nicht einzusehen, dafs die acht 

 Sphären der ältesten Philosophen nicht ausreichten. Er hatte in Ägypten 

 die periodischen und sjnodischen Umlaufszeiten der Planeten genauer ken- 

 nen lernen, als sie bis dahin in Griechenland erforscht waren, und machte 

 nun einen Versuch , die scheinbaren Bewegungen derselben durch einen 

 Mechanismus zu erklären, dem man wenigstens die Gerechtigkeit widerfah- 

 ren lassen mufs, dafs er dem damaligen Stande des astronomischen Wissens 

 ganz leidlich entsprach. 



Er stellte sich das ganze Weltgebäude mit Einschlufs des Fixsternhim- 

 mels aus 27 concentrischen in einander geschachtelten Sphären, avOÜr- 

 rovre?, gleitende, genannt, zusammengesetzt vor. Jedem der fünf Pla- 

 neten legte er vier Sphären bei, eine, an welcher der leuchtende Körper 

 befestigt ist — ivSsSerai — und drei sternlose — avaTTOoi — darüber. Alle 

 haben eine gleichförmige eigenthümliche Bewegung, und diese einzelnen 

 einander modificirenden Bewegungen bilden vereint diejenige, welche wir 

 an dem Körper selbst wahrnehmen. Da der Lauf der Sonne und des Mon- 

 des regelmäfsiger erscheint, als der der Planeten, so glaubte er bei beiden 

 mit je drei Sphären ausreichen zu können. Für die Fixsterne, an denen 

 noch keine Bewegung weiter, als die constante tägliche, beobachtet war, ge- 

 nügte Eine. •; ; . i. > 



Sein System der Sonne bestand also aus drei Sphären. Die äufserste 

 bewegt sich vollkommen übereinstimmig mit den Fixsternen. Die zweite 

 dreht sich in ent£;egengesetzter Richtung binnen einem Jahr, dessen Dauer 

 er auf 3654-Tage setzte, einmal um. Ihre Pole fallen mit denen der Ekliptik 

 zusammen, und werden mit der ersten Sphäre, an der sie befestigt sind, 

 eben so umhergeführt, wie die Pole der Ekliptik auf einem Himmelsglobus, 

 den man um seine Axe dreht. Hierdurch würden sich die Erscheinungen 

 der combinirten täglichen und jährlichen Bewegung für den damaligen Stand 

 der Wissenschaft genügend erklären, wenn die Sonne in der Ekliptik bliebe. 

 Er glaubte alier, dafs sie, eben so wie der IMond, einen gegen dieselbe ge- 

 neigten Kreis durchlaufe, und nahm daher noch eine dritte Sphäre an, de- 

 ren Pole von denen der zweiten um die gröfste Sonnenbreite entfernt sind. 

 Diese dritte Sphäre, an der die Sonne gleich weit von beiden Polen haftet, 



K2 



