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schon in der Einleitung hervorgehoben ist, daß man dazu kaum noch berechtigt 

 sein dürfte, nachdem es Herrn v. Seeliger gelungen ist, sämtliche bisher fest- 

 gestellte Unregelmäßigkeiten in der Bewegung der inneren Planeten durch die 

 Störungen der Zodiakallichtmasse einheitlich zu erklären. Wir werden dem- 

 nach unser Material lediglich unter den kleinen Planeten zu suchen haben. 

 Maßgebend dafür ist neben der eben erwähnten Tatsache, daß die inneren 

 Planeten für unsere Frage nicht mehr in Betracht kommen, vor allem die zu 

 erwartende relative Größe der Störungen für die kleinen Planeten selbst. 

 Dieselben wachsen, wie wir im theoretischen Teil gesehen haben, innerhalb 

 des Ringes so stark an, daß, wenn überhaupt die Gesamtmasse groß genug ist, 

 man hoffen darf, sie an diesen Stellen nachweisen zu können. Und zwar gilt 

 das, obgleich sich selbst für die älteren kleinen Planeten die Theorie gegen- 

 über den großen in außerordentlichem Nachteil befindet. Derselbe ist ein 

 doppelter: einmal ist wegen der größeren Nähe Jupiters die strenge Berechnung 

 der Störungen im allgemeinen schwieriger und außerdem ist das vorhandene 

 Beobachtungsmaterial meist inhomogener und darum minderwertiger, als für 

 die großen Planeten. Denn während wir für diese über lange lückenlose Reihen 

 von Meridiankreisbeobachtungen verfügen, läßt sich ein Gleiches nur von ganz 

 wenigen kleinen Planeten sagen, abgesehen davon, daß natürlich der gesamte 

 Beobachtungszeitraum geringer ist. Die Örter kleiner Planeten beruhen vielmehr 

 meist auf differentiellen Anschlüssen und enthalten daher außer den Beobach- 

 tungsfehlern noch die oft beträchtlichen Unsicherheiten der Vergleichsternörter. 

 Die Folge davon ist, daß selbst die Mittelwerte aus einer größeren Zahl von 

 verschiedenen Beobachtern gewonnener Beobachtungen bisweilen sehr beträcht- 

 lich voneinander abweichen. Die Meridiankreisbeobachtungen dagegen, mögen 

 sie auch in sich nicht genauer sein, wie jene, sind jedenfalls infolge unserer 

 genauen Kenntnis des Bezugssystems im wesentlichen nur mit den reinen Be- 

 obachtungsfehlern behaftet. Behält man dies im Auge, so kommen also die 

 folgenden Gesichtspunkte für die Auswahl der kleinen Planeten für unseren 

 Zweck in Betracht: Zunächst müssen wir, da wir unsere numerische Unter- 

 suchung auf die Säkularstörungen basieren wollen, nach Möglichkeit ältere 

 Planetoiden wählen, für die wir schon über genügend lange gute Beobachtungen 

 verfügen; ferner muß für die betreffenden Körper eine bis auf Größen zweiter 

 Ordnung in den Massen genaue Theorie vorliegen, da wir sonst im Zweifel 

 bleiben, ob nicht eventuelle Abweichungen von der Beobachtung etwa nur den 

 Unvollkommenheiten der Theorie zur Last fallen; und endlich sind also solche 

 Planeten zu bevorzugen, für welche die Normalörter wenigstens vorwiegend 

 auf Meridiankreisbeobachtungen beruhen. 



Wenn man die vorhandenen Theorien kleiner Planeten nach diesen Ge- 

 sichtspunkten durchmustert, so findet man allerdings nur wenig geeignetes 

 Material; die Kräfte der rechnenden Astronomen sind eben viel zu sehr von 

 der Verfolgung neu aufgefundener Planeten in Anspruch genommen gewesen, 

 als daß sich für die äußerst zeitraubende Aufgabe, für die älteren Planetoiden 



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