Mathematische Geographie für Lehrerbildungsanstalten

§ 28.
Zahl und Bewegungen der Planeten.

1. Wesen. Wir wissen schon, daß die meisten Sterne ihre Lage zueinander nicht verändern. Beobachtet man jedoch längere Zeit, etwa mehrere Monate nacheinander, die Sternbilder des Tierkreises, so wird man vereinzelt auch Sterne wahrnehmen, die ihre Lage zu den Sternen der Sternbilder verändern. Diese Sterne müssen also nicht nur an der scheinbaren Rotation der Himmelskugel teilnehmen, sondern außerdem noch eine eigene, wirkliche Bewegung haben. Weitere Beobachtungen haben ergeben, daß diese Sterne die Sonne umkreisen, Licht und Wärme von ihr erhalten, nicht funkeln (szintillieren) und uns in Scheibenform erscheinen. Man nennt sie Planeten oder Wandelsterne. Auch die Erde ist ein solcher Planet, der, von anderen Planeten gesehen, als leuchtender Stern erscheinen wird.

2. Haupt- und Nebenplaneten. Die meisten uns bekannten Planeten bewegen sich nur um die Sonne, 24 bewegen sich um einen von jenen Planeten und mit ihm um die Sonne. Jene heißen Hauptplaneten, diese Nebenplaneten, auch Satelliten, Trabanten, Monde. Einer davon ist der Mond unserer Erde.

3. Zahl. Vor Erfindung des Fernrohres durch Galilei (1609) kannte man nur 6 Planeten und einen Nebenplaneten, den Mond der Erde. Seitdem sind viele hundert neue Planeten und 26 Nebenplaneten entdeckt worden. Von Nebenplaneten umkreisen die Erde einer, den Mars 2, den Jupiter 8, den Saturn 10, den Uranus 4, den Neptun einer. Sie führen diese Bewegung von Westen nach Osten aus, bis auf je einen Mond des Jupiter, des Saturn und den Mond des Neptun, die von Osten nach Westen kreisen.

Die Entdeckung des 6., 7. und 8. Jupitermondes und des 8., 9. und 10. Saturnmondes stammt aus den Jahren 1902–1908 und ist der Himmelsphotographie zu verdanken; der 9. Mond des Saturn kann in keinem der besten Fernrohre der Welt gesehen werden.

4. Namen und Entfernungen. Die Namen der Planeten, die vor der Erfindung des Fernrohres bekannt waren, sind: Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn. Dazu kam, im Jahre 1781 von Friedrich Wilhelm Herschel entdeckt, der Uranus. Die Entfernung des Merkur von der Sonne beträgt rund 60, die des Uranus rund 3000 Millionen km. Für die Entfernungen der sechs ersten von diesen Planeten von der Sonne hatte man ein merkwürdiges Zahlenverhältnis gefunden. In möglichst runden Zahlen sind diese Größen nämlich folgendermaßen darzustellen:

Das sah so gesetzmäßig aus, daß man früh auf die Vermutung kam, zwischen Mars und Jupiter, wo die Stufe 60 + 8 · 45 fehlte, müsse noch ein Planet vorhanden sein. Diese Vermutung wurde bestärkt, als sich die Entfernung für den Uranus = 60 + 64 · 45 = 2940 Millionen km herausstellte. Durch einen Zufall wurde wirklich 1801 zwischen Mars und Jupiter ein neuer, aber im Vergleich zu den anderen sehr kleiner Planet entdeckt. In wenigen Jahren folgte die Entdeckung noch mehrerer solcher kleinen Planeten zwischen Mars und Jupiter. Heute ist die Zahl der bekannten Planeten dieser Art nicht mehr weit von 1000 entfernt; eine genaue Zahl anzugeben, ist zwecklos, da in jedem Jahr eine große Anzahl neuer entdeckt wird. Ihre Entfernungen von der Sonne sind zwar sehr verschieden (zwischen 300 000 000 und 600 000 000 km), aber fast alle bewegen sich zwischen Mars und Jupiter. Man nennt sie kleine Planeten oder Planetoiden.

Eigentümliche Unregelmäßigkeiten im Laufe des Uranus legten den Astronomen die Vermutung nahe, daß in noch weiterer Entfernung von der Sonne noch ein Planet sich befinde, und der Franzose Leverrier berechnete 1846 aus jenen Unregelmäßigkeiten den Ort, wo man ihn suchen müsse. Es war ein gewaltiger Triumph der Astronomie, daß noch in demselben Jahre Galle in Berlin den Planeten wirklich auffand, und zwar am Abend des Tages, an dem er Leverriers briefliche Aufforderung zum Aufsuchen des Sternes erhalten hatte. Dieser Planet heißt Neptun; er ist rund 4 500 000 000 km von der Sonne entfernt.

5. Arten. Die Planeten, die näher an der Sonne stehen als die Erde, nennt man untere, die entfernteren obere Planeten. Jene können nie in Opposition mit der Sonne stehen, d. h. so, daß die Erde zwischen ihnen und der Sonne steht, sondern nur in oberer oder unterer Konjunktion, d. h. so, daß entweder die Sonne zwischen ihnen und der Erde oder sie zwischen der Sonne und Erde erscheinen. Die oberen Planeten können in Opposition oder oberer Konjunktion mit der Sonne stehen. – Man scheidet auch wohl die Planeten zwischen Sonne und Planetoidenzone als innere, die jenseits der Planetoidenzone gelegenen als äußere Planeten.

6. Umlaufszeit. Die Umlaufszeiten der Planeten sind folgende:

Die Umlaufszeiten der Planetoiden liegen zwischen 3 und 8 Jahren.

7. Bahnen. Alle Planeten bewegen sich um die Sonne von Westen über Süden nach Osten in Ellipsen, in deren einem Brennpunkte die Sonne steht. Für alle gibt es also ein Perihel und ein Aphel. Die vorher angegebenen Entfernungen von der Sonne sind stark abgerundete mittlere Entfernungen.

Keine Planetenbahn fällt mit irgend einer zweiten in dieselbe Ebene. Daher sind also auch alle Planetenbahnen gegen die Ekliptik geneigt. Die Neigungswinkel sind aber so klein, daß die Bahnen sämtlich innerhalb des Tierkreises liegen. Nur einige Planetoiden machen eine Ausnahme.

8. Rückläufigkeit. Nach dem Augenschein sollte man meinen, daß die Bahnen der Planeten viel verwickeltere krumme Linien seien. Beachten wir z. B. eine Zeitlang die Venus und zeichnen täglich in eine Sternkarte den Ort ein, wo sie am Fixsternhimmel beobachtet wurde, so wird sich nicht nur finden, daß die Bewegung des Planeten mit sehr ungleichen Geschwindigkeiten zu erfolgen scheint; vielmehr wird es sogar den Eindruck machen, als stehe der Stern, nachdem er anfangs von Westen nach Osten fortgeschritten, einige Tage fast still und bewege sich höchstens etwas von Norden nach Süden, um dann plötzlich von Osten nach Westen weiter zu wandern, nach einiger Zeit wieder stillzustehen und endlich den Weg von Westen nach Osten fortzusetzen. Der Stern wird so scheinbar eine ganze Schleife durchlaufen. Die Bewegung von Westen nach Osten nennt man rechtläufig (recht = richtig), die von Osten nach Westen rückläufig. Ähnliche Beobachtungen kann man auch an den Bahnen der oberen Planeten machen. Fig. 42 soll uns diese merkwürdige Erscheinung erklären. In S stehe die Sonne, die Kreisbogen E, M, F seien Stücke der Erdbahn, der Marsbahn und des Fixsternhimmels. Die Planetenbahnen sind also der Einfachheit wegen kreisförmig angenommen. Wir beobachten die Bewegungen des Mars einige Zeit vor und nach der Opposition. Den Stellungen der Erde in I, II, III … IX entsprechen die gleichzeitigen Stellungen des Mars in a, b, c … i; die Stellung V–e ist die der Opposition. Steht die Erde in I, so sieht der Beobachter den Stern in der Verlängerung von I–a, also in 1 am Fixsternhimmel. Ist die Erde bis II fortgerückt, so erscheint dem Beobachter der Mars in 2, er ist also rechtläufig fortgewandert. Diese Wanderung setzt er fort bis 3. Dort aber scheint er einige Zeit stillzustehen; denn auch von IV aus sieht ihn der Beobachter noch an dieser Stelle. Von nun an zieht er offenbar rückläufig weiter über 5 bis 6, steht hier wieder scheinbar still und schlägt nun wieder die rechtläufige Bewegung ein. Zum völligen Verständnis ist noch zu beachten, daß E und M nicht in derselben Ebene liegen, sondern daß ihre Ebenen etwas gegeneinander geneigt sind; daher wird die rückläufige Bewegung von 4 nach 5 nicht an denselben Fixsternen vorübergehen, wie vorher die rechtläufige auf dieser Strecke, sondern es werden Schleifen entstehen.

9. Rotation. Bei einigen Planeten ist auch eine Rotation um ihre Achse nachgewiesen durch Beobachtung von Flecken auf ihrer Oberfläche. Der Merkur braucht zu einer Rotation wahrscheinlich so viel Zeit, wie zu einer Revolution, 88 Tage, würde sich also zur Sonne wie der Mond zur Erde verhalten. Von der Venus glaubte der berühmte italienische Astronom Schiaparelli 1892 dasselbe nachgewiesen zu haben; doch haben noch neuere Forschungen die ältere Annahme wahrscheinlicher gemacht, daß die Rotation der Venus etwa 24 Stunden währe; ungefähr ebensolange dauert eine Rotation des Mars. Jupiter rotiert in ca. 10 Stunden. Bedenkt man, daß dieser Stern 310mal so groß wie Erde ist, so ergibt sich, daß ein Punkt seines Äquators mit rasender Geschwindigkeit rotieren muß. Auch die Rotation des Saturn dauert ca. 10 Stunden. Von den übrigen Planeten ist eine Rotation noch nicht erwiesen, aber wahrscheinlich.

§ 29.
Die physikalische Beschaffenheit der einzelnen Planeten.

1. Merkur und Venus. Von der Beschaffenheit der unteren Planeten weiß man noch nicht viel; denn sie sind nur kurze Zeit am Tage zu beobachten. Das liegt zunächst an ihrer geringen Entfernung von der Sonne, die bewirkt, daß sie beide wenig vor oder nach ihr auf- und untergehen und daher entweder nur einige Zeit vor Sonnenaufgang am östlichen oder nur einige Zeit nach Sonnenuntergang am westlichen Himmel sichtbar werden. Die Venus erscheint, besonders wenn sie der Erde nahe in ihrer Bahn ist, als größter, leuchtendster Stern und ist bekannt unter dem Namen Morgen- oder Abendstern.

Im Fernrohr zeigen beide Sterne Phasen wie der Mond. Das ist leicht erklärlich: Zur Zeit der unteren Konjunktion kehren sie uns, wie der Mond in Konjunktion ihre unbeleuchtete Seite zu, sind also gerade, wenn sie uns am nächsten stehen, unsichtbar; von da auf dem Wege zur oberen Konjunktion gelangen sie durch die Sichelform zum ersten Viertel, werden in der oberen Konjunktion voll usw.

In der unteren Konjunktion gehen beide zuweilen, wie der Mond bei Sonnenfinsternissen, zwischen Erde und Sonne hindurch und erscheinen als schwarze Flecke auf der Sonne. Die Durchgänge der Venus sind besonders wichtig für die genaue Berechnung der Entfernung der Sonne von der Erde.

Der Merkur ist sehr klein, sein Halbmesser beträgt nur 2400 km; er hätte etwa 19mal in der Erde Platz. Seine Dichte beträgt ⁴/₅ von der der Erde.

Daß er eine Atmosphäre hat, ist noch nicht sicher erwiesen, aber wahrscheinlich. Nehmen wir dies an, so kann man folgende Vermutung über ihn anstellen. Ein Teil wird zwar stets von der Sonne abgekehrt sein, wie ein Teil des Mondes von der Erde; aber die ewige Nacht wird ziemlich hell sein; denn die atmosphärische Strahlenbrechung wird ihr mehr Licht zuführen als uns in hellen Sommernächten, da die Lichtwirkung der Sonnenstrahlen wegen der Nähe der Sonne siebenmal so stark ist als bei uns. Ebenso verhält es sich mit der Wärmewirkung der Sonnenstrahlen. Daher wird die stets beleuchtete Seite glühend heiß sein, die Nachtseite angenehm erwärmt durch die zu ihr als der kühleren herumströmenden warmen Winde.

Der Halbmesser der Venus beträgt 6300 km; sie ist also ungefähr ebenso groß wie die Erde. Auch ihre Dichtigkeit ist ungefähr die der Erde.

Eine Atmosphäre ist ziemlich sicher auf ihr nachgewiesen, besonders überzeugend bei Venusdurchgängen, wo die dunkle Venusscheibe, kurz bevor sie vor die Sonnenscheibe trat, durch einen hellen sie umgebenden Ring sichtbar wurde. Dieser kann nur als das durch atmosphärische Reflexion um den ganzen Planeten herumgeführte Sonnenlicht erklärt werden, dessen Wirkung ja bei der größeren Nähe auch hier noch stärker ist als auf der Erde. Die Atmosphäre der Venus scheint beständig starke Wolkenbildung zu haben und viel Wasserdampf zu enthalten, was ja bei der starken Erwärmung natürlich wäre. Man kann also annehmen, daß auf diesem Planeten eine feuchte Treibhauswärme herrscht, bei der jedoch menschenähnliche Wesen und Pflanzenwuchs wohl bestehen könnten.

2. Mars. Der Mars ist uns unter allen Planeten am bekanntesten, da er der Erde bei besonders günstigen Umständen bis auf 55 000 000 km nahe kommen kann und gerade, wenn er ihr nahe ist, in der Opposition, seine vollbeleuchtete Scheibe die ganze Nacht zeigt. Er ist kenntlich an seinem roten Lichte.

Sein Halbmesser beträgt 3370 km, seine Dichtigkeit etwa ⁴/₅ von der der Erde. Eine Abplattung hat weder bei ihm noch bei Merkur und Venus mit Sicherheit nachgewiesen werden können.

Eine Atmosphäre, die der irdischen sehr ähnlich ist, wurde bisher allgemein angenommen; aber neuere Beobachtungen der Lick-Sternwarte widersprechen dieser Annahme und haben zu der Auffassung geführt, daß die Marsatmosphäre, wenn sie überhaupt vorhanden ist, höchstens ¼ der Dichte unserer Atmosphäre erreichen kann.

Auf der Oberfläche des Planeten unterscheidet man deutlich zwei Arten umfangreicher Flecke, rötlichgelbe und blaugraue; jene überwiegen und bilden auf der nördlichen Halbkugel des Mars größere zusammenhängende Massen, während auf der südlichen Hälfte die grauen Flecke überwiegen, aber auch noch durch größere eingelagerte gelbe Flecke unterbrochen werden. Man nimmt meistens an, daß die gelben Flecke Festland, die grauen Wasser sind. Dieses ist dann auf dem Mars in verhältnismäßig geringer Menge vorhanden und bildet nur auf der südlichen Halbkugel ein größeres Meer. Auch dies scheint nicht tief zu sein, so daß es den Eindruck macht, als ob auf weitere Strecken das Land durch das Wasser hindurchschimmerte. Noch wunderbarer ist das Auftreten der sogenannten Kanäle auf dem Mars. Das sind schnurgerade graue Linien, oft mehrere tausend Kilometer lang, die das ganze Land wie ein Netz durchziehen. Sie verbinden das südliche Meer mit kleineren Wasserbecken im Lande und dem kleinen Meer um den Nordpol. Man hat sie und ihre wechselnde Gestalt auf die Jahreszeiten zurückgeführt. Diese müssen wegen der starken Neigung des Äquators gegen die Bahn des Mars und wegen der starken Exzentrizität der Marsbahn viel bedeutendere Gegensätze bewirken als bei uns und zum Sommer starke Schneeschmelzen bringen, besonders auf der südlichen Halbkugel, die zur Zeit des Perihels Sommer hat. Das ergibt sich auch aus einer weiteren Beobachtung. An den beiden Polen und auch an anderen Stellen des Mars zeigen sich zeitweise große weiße Flecke von wechselnder Ausdehnung, die sich an den Polen dauernd halten. Man wird sie als Schnee oder Eis ansehen müssen. Dafür spricht auch der Umstand, daß nach starker Nebelbildung in der Atmosphäre des Mars manchmal weite Strecken des Landes für kurze Zeit weiß erscheinen, als sei Schnee gefallen. Die großen Wassermengen, die also zu Beginn der wärmeren Jahreszeit namentlich auf der wasserreichen südlichen Halbkugel durch die Schneeschmelze sich sammeln würden, könnten aber nicht, wie auf der Erde, sich frei nach dem Äquator zu ergießen. Ein Ausgleich wäre nur über das Festland hin möglich, und dieser geschieht, so nimmt man an, durch jene Kanäle. Aber es gibt noch eine Erscheinung, die auch bei dieser Annahme rätselhaft bleibt; das ist die Verdoppelung der Kanäle. Zeitweise erscheinen die Kanäle plötzlich als zwei parallele Linien, die, um überhaupt von uns noch als getrennt wahrgenommen zu werden, mindestens 60 km voneinander entfernt sein müssen. Kein Erklärungsversuch hat bisher diesen Vorgang befriedigend gedeutet.

Man hat auch wegen des geradlinigen Verlaufes der Kanäle, die wie ein möglichst praktisches Netz zur Verbindung und Bewässerung erscheinen, folgern wollen, daß vernünftige Wesen den Mars bevölkern oder bevölkert haben und die Schöpfer dieser Kanäle sind. Zwar ist die Durchschnittstemperatur auf dem Mars niedriger als auf der Erde, aber die Möglichkeit zum Leben ist auch für menschenähnliche Geschöpfe vorhanden, wenigstens in der Nähe der Kanäle, wenn auch die gelben Flächen wohl wegen des Wassermangels auf dem Planeten als Wüste angesehen werden müssen; aber der Annahme, daß die Kanäle Werke der Kunst und nicht der Natur sind, ist doch ihre riesige Ausdehnung sehr hinderlich. Vorläufig muß ihre Entstehung also als unaufgeklärt bezeichnet werden.

Manche Astronomen halten übrigens die Marskanäle und -meere nur für optische Erscheinungen, also nicht für wirklich vorhanden. Nachgewiesen ist mit Hilfe der modernen, besseren Instrumente, daß nicht, wie man früher annahm, alle Kanäle sich verdoppeln, und daß manche Kanäle, die man mit kleineren Fernrohren nachgewiesen zu haben glaubte, gar nicht vorhanden sind.

3. Jupiter. Seine Leuchtkraft ist in Opposition fast so stark wie die des Mars in Opposition, in Konjunktion bedeutend stärker, auch stärker als die des hellsten Fixsternes. In tiefer Nacht ist er also der hellste Stern, da dann die Venus nie sichtbar ist.

Sein Halbmesser beträgt über 70 000 km, seine Oberfläche ist 118mal so groß als die der Erde. Er ist bei weitem der größte Planet, und seine Masse ist 2½mal so groß als die aller übrigen Planeten zusammen. Daher bewirkt er bedeutende Störungen in der Bahn des Saturn. Seine Abplattung ist sehr bedeutend, etwa ¹/_15,6, was für die schon erwähnte rasende Rotation seiner Äquatorteile spricht. Seine Dichtigkeit ist gering, noch nicht ¼ der Dichtigkeit der Erde. Man schließt daraus, daß seine Oberfläche noch sehr weich und dünn sein muß.

Wahrnehmen kann man von dieser Oberfläche nichts; denn aus zahlreichen Gründen und Beobachtungen ergibt sich, daß er von einer sehr dichten Atmosphäre umgeben ist. Daher nehmen wir durch das Fernrohr nur die Wolkenbildungen derselben wahr. Charakteristisch für die Atmosphäre des Jupiter sind parallel zum Äquator in ihr verlaufende dunkle Streifen, die am Äquator ein breites Band bilden. Offenbar handelt es sich um Wolkenbildungen, deren Anordnung in der schnellen Rotation ihre Erklärung findet.

Die Neigung des Äquators zur Bahn ist unbedeutend; daher können die Verschiedenheiten der Jahreszeiten nicht bedeutend sein.

4. Saturn. Er leuchtet mit mattem, weißem Lichte. Sein Halbmesser beträgt etwa 60 000 km; er ist nächst Jupiter der größte Planet. Seine Dichtigkeit beträgt nur ¹/₇ von der der Erde und ist nicht größer als die des Alkohols. Die Abplattung ist ¹/₁₀; kein Planet ist so stark abgeplattet.

Im übrigen hat er mit dem Jupiter viel Ähnlichkeit; die dichte Atmosphäre, die die Oberfläche unsichtbar macht, die Streifen, die wohl nur wegen der größeren Entfernung nicht so stark hervortreten, mit einem breiten Gürtel am Äquator, finden sich auch bei ihm.

Was ihn aber im Teleskop von jedem anderen Gestirn unterscheidet, ist sein Ringsystem. Genau um den Äquator legt sich eine Schar leuchtender konzentrischer Ringe, die sich in drei Gruppen mit größeren Zwischenräumen sondern. Am hellsten ist der mittlere, am mattesten der innerste Ring. Um diese Ringe legt sich keine Atmosphäre. Die Breite des ganzen Systems beträgt 277 000 km, der Abstand des innersten Ringes von dem Planeten über 11 000 km. Da der Äquator gegen die Ekliptik geneigt ist, sehen wir ziemlich die halbe Umlaufszeit, also ca. 14 Jahre, die obere Seite des Ringes; dann erscheint er kurze Zeit fast wie ein Strich, verschwindet ganz, was seine geringe Dicke gegenüber dem gewaltigen Durchmesser beweist, und zeigt dann die untere Seite. Mit Hilfe der Spektralanalyse hat man nachgewiesen, daß der Ring um den Saturn rotiert, aber nicht als Ganzes; denn dann müßten die äußersten Teile die größte Geschwindigkeit haben. Das Gegenteil ist aber der Fall, die innersten Teile haben die größte Geschwindigkeit. Daher nehmen manche Forscher an, daß der Ring aus zahllosen sehr kleinen getrennten Trabanten besteht, von denen natürlich die nächsten als die am stärksten vom Planeten angezogenen am schnellsten rotieren müssen.

5. Uranus. Er leuchtet in mattgrünem Lichte. Sein Halbmesser beträgt etwa 27 000 km, seine Dichtigkeit ¼ der Erddichtigkeit. Eine Abplattung ist nicht mit Sicherheit erwiesen.

Eine sehr dichte Atmosphäre ist nach spektroskopischen Untersuchungen sicher vorhanden. Von der Oberfläche oder von Bewegungen in der Atmosphäre ist wegen der weiten Entfernung nichts wahrzunehmen.

6. Neptun. Über diesen Planeten sind wegen seiner gewaltigen Entfernung besondere Angaben nicht zu machen. Sein Halbmesser beträgt etwa 25 000 km.