252 Zweite Abtheil. Allgem. mathem. u. physikal. Verhältn. d. Erdkörpers. 



sehr klein sind, so muss die Grösse n^ tang <p { ebenfalls einen kleinen 

 Werth annehmen , und ein Gleiches gilt für S m; tang <p t = Konst. 

 Diese letztere ändert sich für alle Folgezeit nicht, sonach können auch 

 die Neigungen <p eine sehr massige Grenze nicht übersteigen. Und 

 überhaupt sind grosse Abänderungen der verschiedenen für unser 

 Planetensystem charakteristischen Neigungswinkel nicht möglich*); 

 auch die Ekliptikschiefe des Uranus, welche Dach menschlichen Be- 

 griffen eine höchst ungünstige ist, wird annähernd immer die gleiche 

 bleiben [179]. Es bleibt deshalb nur übrig, die mancherlei Hypothesen- 

 konstruktionen, welche sich bereits mit der periodischen Schwankung 

 des Erdbahnwinkels zu schaffen gemacht haben, in das Reich der 

 Mythenbildung, wie diese z. B. vonWhiston und Pluche schwung- 

 haft betrieben worden ist, zu verweisen. „Diese geringen Veränderungen, a 

 sagt Mädler sehr treffend [180], „können in Bezug auf Klimate 

 keine merkliche Wirkung äussern. Wenn z. B. nach 8 — 10000 Jahren 

 die Schiefe bis auf 21^2° sich vermindert haben wird, so werden die 

 Sommertage in unseren Gegenden um 25 Minuten kürzer, die Winter- 

 tage um ebensoviel länger werden, als gegenwärtig. Die Wärme der 

 Sommer wird durchschnittlich etwa um 1 j 2 ° geringer, die Kälte der 

 Winter aber in demselben Maasse milder werden; für die Uebergangs- 

 zeiten, sowie für das Jahr im Durchschnitt, würde sich keine Ver- 

 änderung herausstellen. Wenn demnach die Erde, wie einige That- 

 sachen darzuthun scheinen, einst beträchtlich wärmer als jetzt war, so 

 kann der Grund nicht in diesen Verhältnissen gesucht werden." 



b) Die Veränderlichkeit der Excentricität der Erdbahn. Auch 

 dieses Element ist steten Veränderungen unterworfen, doch geht aus 

 Gleichung I von La place durch ein dem vorhin angestellten völlig 

 entsprechendes Raisonnement hervor, dass auch hier Periodicitätsgrenzen 

 vorhanden sind, und dass zumal die von der Erde beschriebene Ellipse 

 niemals in einen Kreis ausarten kann; „wie die Neigungen können 

 auch die Excentricitäten der Bahnen zweier einander störender Planeten 

 gewisse Grenzen nicht überschreiten, und wenn die eine wächst, muss 

 die andere abnehmen" [181]. Croll theilt nach einer Revision 

 Leverrier's mit, dass für die variirende Excentricität e die Un- 

 gleichungen 0,07775 > e > 0,003314 bestünden, und dass die Periode 

 23980 Jahre betrage [182]. Adhe*mar, John Herschel und be- 

 sonders Croll suchten diese Störung als das eigentliche Motiv der 

 sogenannten Eiszeit der Erde hinzustellen, und wir werden in dem von 

 den Temperaturperioden handelnden Kapitel der fünften Abtheilung 

 hierauf zurückzukommen haben. 



c) Die Verschiebung der Länge des Periheliums. Die jedenfalls 



'"') Diejenige Neigung, mit welcher wir es hier zu thun haben, gehört aller- 

 dings nicht zu den Winkeln <p, welche, einzelne Ausnahmen, z. B. bei Pallas, ab- 

 gerechnet, durchweg <C 23 '/a ° sind. Allein, wenn durch Gleichung I dargethan ist, 

 dass Neigungswinkel innerhalb des Planetensystemes selbst dann nahe invariabel 

 sind, wenn die allergewaltigsten Attraktionswirkungen sich offenbaren, wie z. B. 

 bei den Planeten Jupiter und Saturn, so ist bei unserer Erde, welche in Folge ihrer 

 Kleinheit und ihrer Stellung im System weit minder intensiv beeinflusst wird, 

 noch weit weniger Grund zu erheblichen Störungen nach dieser Richtung hin vor- 

 handen. Insoferne gilt somit jene Gleichung indirekt auch für den uns hier be- 

 schäftigenden Fall. 



