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Die Monde der ersten Art bezeichnen wir als 
reguläre, die der zweiten Art als irreguläre. 
3 Bei der Erörterung der Entwieklungsmöglich- 
keiten der Monde sind ähnlich, wie bei den auf 
Grund der Nebularhypothese erörterten Entwick- 
lungsmöglichkeiten der Planeten, zwei Fälle 
- zu unterscheiden. Entweder waren die Monde 
von Anfang an selbständige Massen neben den 
Planeten, zu denen sie jetzt gehören (Annahme 
won Kant, Moulton, See, Hörbiger-Fauth), oder 
sie sind aus den Planetenmassen hervorgegangen 
_ (Annahme von Laplace). Es läßt sich zeigen, 
daß die erste Annahme, wenigstens soweit die 
_ regulären Monde in Frage kommen, einer kri- 
_ tischen Prüfung nicht standhält (Problem §§ 65 
bis 69, 91). Es bleibt daher nur die zweite Mög- 
 liehkeit, daß sie aus den Planetenmassen hervor- 
gegangen sind. Im der Tat ergeben sich aus der 
 Laplaceschen Annahme die drei Haupteigen- 
schaften der regulären Monde auf die einfachste 
"und natürlichste Weise. Um ihr allgemeine An- 
_ erkennung zu verschaffen, ist jedoch eine Schwie- 
“rigkeit aus dem Wege zu räumen, auf die Kri- 
tiker der Laplaceschen Hypothese bereits mehr- 
fach hingewiesen haben. Wenn über dem Äquator 
des Planeten an den Grenzen der - Atmosphäre 
4 Gleichgewicht zwischen der Schwere und der 
 Zentrifugalkraft herrscht, ist zu erwarten, 
‚daß bei der allmählich erfolgenden Kontraktion 
des Planeten die Mondmassen nicht in größeren 
Zeitabständen, sondern ununterbrochen zur Ab- 
lösung gelangen. Dann aber würden sich nicht 
einzelne größere, durch weite Zwischenräume ge- 
trennte, sondern eine große Anzahl sehr kleiner, 
dieht benachbarter Monde bilden, d. h. die Pla- 
neten müßten mit einem System von Ringen, 
ähnlich wie Saturn, umgeben sein. Daß einzelne 
größere Massen der Ringe den Hauptteil der 
Ringmassen allmählich mit sich vereinigen und 




















könnten, wie vielfach angenommen wird, ist 
echanisch unmöglich (Problem $ 90). 
r Monde zu gewinnen, ist es erforderlich, die 
tmosphiire von dem Augenblicke an vor sich 
sehen, wo an ihrer Grenze über dem Aquator 
leichgewicht zwischen der Schwere und der Zen- 
ifugalkraft eintritt. Die bei gleichmaBiger 
otationsbewegung die Atmosphäre in diesem. 
ugenblicke begrenzende Niveaufläche soll als 
ritische Niveaufläche bezeichnet werden. Stei- 
gert sich die Rotationsgeschwindigkeit des Pla- 
eten, so entspricht dem neuen Werte eine an- 
lere kleinere kritische. Niveauflache. In den 
neisten Darstellungen der Laplaceschen Hypo- 
these wird nun angenommen, daß die gesamte 
ischen den beiden kritischen Niveauflächen 
liegende Atmosphärenschicht nach dem Aquator 
_ abfließe und hier zur Loslösung gelange. Diese 
nnahme läßt außer acht, dab die Atmosphäre 
Gasen besteht, die nur zum AKanaten Teile 







durch die Ringe zum Verschwinden bringen | 
-Um einen Einblick in den Entwicklungsgang - 
nderungen zu verfolgen, welche in der Planeten- 
ohne weiteres kondensierbar sind. Die atmosphä- 
rischen Massen, die sich in der Äquatorebene jen- 
seits der kritischen Niveaufläche befinden, wer- 
den daher größtenteils gasformig bleiben und 
ihren Zusammenhang mit den tieferen: Atmo- 
sphärenschichten nicht aufgeben. Die in höheren 
Breiten jenseits der kritischen Niveaufläche be- 
findlichen Massen könnten ferner nur dann nach 
dem Aquator abfließen, wenn sie an jedem Orte 
die diesem Orte entsprechende Rotations- 
geschwindigkeit besäßen und bei ihrer Verschie- 
bung nach dem Aquator überall freien Raum 
vorfinden. Beide Bedingungen sind nicht er- 
füllt, die erste nicht, weil bei der geringen in- 
neren Reibung der Gase die abfließenden Massen 
sehr lange Zeit brauchen würden, um aus den 
tieferen Schichten ein größeres Rotationsmoment 
aufzunehmen, und die zweite nicht, weil die dem 
Äquator benächbarten Gebiete, denen die Massen 
zustreben, nicht von Materie frei sind. 
Aus diesen Überlegungen ergibt sich folgendes 
wichtige Resultat: ‚Ist die Rotationsgeschwindig- 
keit des Planeten so groß geworden, daß über, 
dem Aquator an den Grenzen der Atmosphäre 
die Zentrifugalkraft der Schwere das Gleich- 
gewicht hält, und erfolgt eine weitere Rotations- 
beschleunigung, ohne daß sich die Oberflächen- 
temperatur des Planeten und daher auch die 
Höhe der Atmosphäre merklich verringert, so 
fänet die Atmosphäre an, wngleichformig zu 
rotieren. Die den Planetenkern umgebende un- 
tere Atmosphärenschicht wird mit ihm ungefähr 
gleichförmig rotieren. Die höheren Atmosphären- 
schichten aber rotieren langsamer als der Planet, 
und in der Äquatorebene beschreiben die Teilchen 
innerhalb einer Ringzone A, die sich von der den 
gleichförmig rotierenden Teil der Planetenatmo- 
sphäre begrenzenden kritischen _Niveaufläche 
bis in die Nähe der freien Aimosph aren gher, 
fläche erstreckt, freie Kreisbahnen.“ 
Wenn man die Bewegungsvorgänge im In- 
nern der Atmosphäre unter gewissen verein- 
fachenden Voraussetzungen analytisch verfolgt, 
so ergibt sich z. B. in dem Falle, wo die Atmo- 
sphäre die Form eines abgeplatteten Rotations- 
ellipsoids mit dem Achsenverhältnis 1:2 besitzt 
und ihr ein dem -adiabatischen ähnliches Tem- 
peraturgleichgewicht zugeschrieben wird, die 
in der Figur im Meridianschnitt dargestellte 
© 
Gestalt ihrer Niveauflächen. ae, bezeichnet die 
kritische Niveaufläche, innerhalb deren die atmo- 
sphärischen Massen ungefähr gleichförmig ro- 
tieren. Jenseits derselben ist, die Rotation un- 
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