~a~) _Vorhandensein._ Daß die Sonne eine Atmosphäre hat, ergibt ein
Blick auf eine Sonnenphotographie, wie sie jetzt in vorzüglicher
Weise hergestellt werden. Darauf erscheinen deutlich die Ränder viel
matter als die Mitte, und das ist ja, wie wir aus der Betrachtung des
Mondes (§ 26) wissen, ein sicherer Beweis für das Vorhandensein einer
Atmosphäre. Wir können sie aber auch unmittelbar sehen, wenn bei einer
totalen Sonnenfinsternis die Mondscheibe uns das direkte Sonnenlicht
bedeckt.
~b~) _Teile._ Die Atmosphäre besteht aus drei Hüllen. 1. Zunächst dem
Kern der Sonne liegt die Photosphäre, die Schicht leuchtender Gase,
der die Erscheinung der Sonnenflecke angehört (S. 3 ~a~). Die beiden
anderen Gebiete konnte man früher nur bei einer Sonnenfinsternis
unterscheiden. Zu ihnen gehört 2. _die Chromosphäre mit den
Protuberanzen_. Unmittelbar am Mondrande erscheint zunächst eine
dünne, lebhaft rote Schicht. Man kann sie jetzt bei gewöhnlichem
Sonnenschein mittels des Spektroskops besser wahrnehmen als bei einer
Sonnenfinsternis, da dann die Mondscheibe sie zum Teil verdeckt. Sie
heißt _Chromosphäre_ (griech. von chrōma = Farbe). Aus ihr sieht
man lebhaft rote Gebilde hervorbrechen, die _Protuberanzen_ (lat. =
Hervorragungen). Früher konnte man sie auch nur bei Sonnenfinsternissen
wahrnehmen; die Spektralanalyse hat uns die Mittel gegeben, sie auch
bei hellem Sonnenschein zu beobachten. Man weiß jetzt, daß sie sich
schnell entwickeln und verändern und oft wie großartige vulkanische
Ausbrüche erscheinen, die sich mit ungeheurer Geschwindigkeit
zu gewaltigen Höhen erheben. Man will Protuberanzen von ca.
170000, ja 1893 sogar eine Protuberanz von 480000 ~km~ Höhe (= 1/3
Sonnendurchmesser) beobachtet haben.
[Illustration: Fig. 45.]
Um die Chromosphäre legt sich 3. die _Corona_ (lat. = Kranz) (s.
Fig. 45). Sie ist der glänzende Ring von grünlichweißem Lichte, welcher
den dunklen Mond bei totalen Sonnenfinsternissen umsäumt; sie ist
auch schon gelblich oder rötlich gesehen worden. Ihre Breite ist am
geringsten an den Polen der Sonne, am ausgedehntesten in den mittleren
Breiten; ihr Glanz ist unmittelbar am Monde am hellsten.
7. _Die Spektralanalyse der Sonne._ Die Sonne liefert ein
Farbenspektrum, aber kein zusammenhängendes; bei näherem Zusehen
zeigt es sich vielmehr von einer gewaltigen Zahl dunkler Linien
durchbrochen. Man kennt sie lange und nennt sie nach ihrem Entdecker
Fraunhofersche Linien; aber erst die Spektralanalyse hat die Ursache
dieser Linien nachgewiesen. Dieses Absorptionsspektrum kann nach den
sicheren Erfahrungen der Spektralanalyse nur von einem weißglühenden
Körper stammen, dessen Licht vor der Zerlegung im Prisma durch matter
leuchtende Gase gegangen ist. Wir können demnach sofort folgende
Folgerungen aus der Beschaffenheit des Sonnenspektrums ziehen. Der Kern
der Sonne ist weißglühend, fest oder flüssig. Ihn umgibt zunächst eine
Atmosphäre leuchtender Gase, die Photosphäre, deren Temperatur, wie
im Kern, so hoch ist, daß sich die Grundstoffe noch im Zustande der
Dissoziation befinden, d. h. chemische Prozesse sind dort unmöglich.
Die unteren Schichten der Photosphäre liefern uns das eigentliche
Sonnenlicht; die oberen sind so viel kühler, daß hier die Absorption
von Strahlen stattfindet. Hier ist also die Ursache der Fraunhoferschen
Linien zu suchen; Beweis: bei totalen Sonnenfinsternissen werden auf
einen Augenblick alle Fraunhoferschen Linien leuchtend, sobald die
Mondscheibe die unteren Schichten der Photosphäre bedeckt. In den
oberen Schichten der Photosphäre glühen, wie uns die Fraunhoferschen
Linien lehren, die Gase aller leichteren Metalle, die auch auf der
Erde zu finden sind; die schwereren Metalle mögen nicht fehlen, werden
aber wohl in tieferen Schichten der Sonne vorkommen. Von Metallen,
deren Linien man früher nur im Sonnenspektrum kannte, sind in den
letzten Jahren durch die Spektralanalyse viele auch in Gesteinen
der Erde entdeckt und dann chemisch daraus gewonnen und untersucht
worden. Daher kann man schon jetzt sagen: die Sonne besteht im
wesentlichen wahrscheinlich aus denselben Grundstoffen wie die Erde.
Die oberen, kühleren Schichten der Photosphäre sind auch das Gebiet
der Granulation, die man jetzt meistens als Niederschläge, Wolken von
Metalldämpfen, ansieht. Sie entsprächen dann etwa den Federwolken
unserer Atmosphäre, die in großer Höhe dahinziehen. Die zweite Gashülle
der Sonne, die Chromosphäre, ist bei Sonnenfinsternissen ebenfalls
spektroskopisch untersucht worden. Sie zeigt ein Linienspektrum,
besteht also aus glühenden Gasen. Es glühen in ihr hauptsächlich
Wasserstoff und zwei andere Stoffe, die man Helium und Coronium nennt.
Beide waren bis vor kurzem unbekannt; jetzt ist das Helium, ein Metall,
auch auf der Erde in einem Mineral des hohen Nordens entdeckt. Selbst
in unserer Luft sind Spuren davon. Die dritte Gashülle, die Corona, ist
von sehr geringer Dichtigkeit und enthält vorwiegend Coronium, das man,
wie gesagt, auf der Erde noch nicht gefunden hat. Es muß aber ein sehr
leichtes Gas sein, das deshalb wohl in sehr hohen Schichten unserer
Atmosphäre vorhanden sein kann. Früher hielt man Chromosphäre und
Corona für bloße Lichterscheinungen, durch Brechungen in sehr bewegter
Atmosphäre bewirkt; die Beobachtung ihres Spektrums hat gezeigt, daß
sie Gase sind. Dasselbe gilt von den Protuberanzen. Sie haben dasselbe
Spektrum wie die Chromosphäre, werden also, wie die Beobachtung schon
früher zu ergeben schien, aus ihr herausgeschleudert. Die Fackeln haben
das gewöhnliche Sonnenspektrum, nur heller. Man hält sie deshalb für
Erhebungen in der Photosphäre und nimmt an, daß sie durch gewaltige
Bewegungen im Innern emporgetrieben werden, und daß sie bisweilen
zerreißen und Dämpfe aus dem Innern in die Chromosphäre treten lassen.
Diese würden dann wieder die Protuberanzen emporschleudern. So wäre es
erklärlich, daß öfters Spuren von Metalldämpfen in den Protuberanzen
sind, und daß diese Ausbrüche stets im Gebiete der Fackeln erscheinen.
Über die Sonnenflecke läßt uns bisher auch die Spektralanalyse noch
im unklaren; aber gewisse Beobachtungen (große Breite der dunklen
Linien in ihrem Spektrum, plötzliches Aufflammen heller Linien in
diesen breiten, dunklen Linien der Flecke) lassen es wahrscheinlich
erscheinen, daß die Sonnenflecke wirkliche Öffnungen in der Photosphäre
sind, die einen Blick ins Sonneninnere gestatten. Aus ihnen scheinen
Ausbrüche von leuchtenden Massen zu kommen. Dann wären also Fackeln,
Flecke, Protuberanzen drei Abschnitte eines Ausbruches aus dem Innern
der Sonne.
8. _Die Sonne als Quelle des Lichtes und der Wärme._ Ohne Sonne
kein Leben! Sie allein bewirkt die Schwingungen des den Weltraum
erfüllenden Äthers, der uns die Lichtempfindungen vermittelt. Sie
leuchtet wie sonst kein Licht. 300000 Vollmonde würden kaum so viel
Licht geben wie die eine Sonne. Wenn eine Ebene von der Größe der
Erdoberfläche mit einer 10 ~m~ dicken Eisschicht bedeckt wäre, so würde
diese in _einer_ Minute schmelzen, wenn _alle_ Strahlen der Sonne auf
die Eisschicht gelenkt würden.
Es ist möglich, daß die Sonne sich abkühlt; aber dann muß sie sich auch
zusammenziehen. Dadurch würde aber wieder Wärme erzeugt, und wenn sie
ihre Dichtigkeit bis auf die Dichtigkeit der Erde steigerte, so würde
dadurch der Verlust der Ausstrahlung für 17000000 Jahre ersetzt werden.
Außerdem wird der Wärmeverlust wenigstens zum Teil durch Meteorite
ersetzt, von denen bei ihrer großen Zahl und ihren exzentrischen Bahnen
recht viele in die Sonne fallen werden.
Neuerdings sind viele Forscher geneigt, als wichtigste Quelle für den
Ausgleich des Wärmeverlustes der Sonne chemische Vorgänge in der Sonne
selbst anzusehen. Man hat nämlich durch sorgfältige Untersuchungen des
neuerdings entdeckten chemischen Elementes Radium festgestellt, daß
dieses allmählich in ein anderes Element, Helium, zerfällt, und daß
dabei ungewöhnlich viel Wärme frei wird. Da nun in der Chromosphäre der
Sonne viel Helium vorhanden ist, so schließt man mit gutem Grunde auch
auf viel Radium in tieferen Schichten, und zwar in solcher Menge, daß
es, wie man sagt, erst in Billionen von Jahren in Helium übergeführt
sein wird.
9. _Das Tierkreis- oder Zodiakallicht._ Unter besonders günstigen
Umständen kann bei uns ein geübtes Auge im Frühling nach der
Abenddämmerung am westlichen, im Herbst kurz vor der Morgendämmerung
am östlichen Himmel einen schwachen Lichtschimmer wahrnehmen. Dieser
hat Pyramidengestalt; die Grundfläche liegt am Horizonte dort, wo nahe
unter ihm die Sonne steht, die Achse liegt in der Ekliptik, so daß sich
das Licht durch die Sternbilder des Tierkreises hinzieht. Daher hat
es den Namen _Tierkreis-_ oder _Zodiakallicht_. Viel schöner zeigt es
sich fast allnächtlich unter den Tropen, weil hier die Ekliptik höher
über den Horizont steigt. Das Wesen dieser Erscheinung ist noch nicht
bekannt. Neuerdings neigt man dazu, einen Ring von dünn verteilten
kleinen Massenteilchen anzunehmen, der nach Art des Saturnringes die
Sonne in der Entfernung der Erde umgibt und das Sonnenlicht, wie die
Planeten, Monde und der Saturnring, zurückwirft.
§ 33.
Die Bewegungsgesetze unseres Planetensystems.
1. _Verschiedene Systeme._ ~a~) _Ptolemäus zu Alexandria_, 125 n. Chr.,
hat zuerst ein wirkliches Sonnen-, eigentlich sogar Weltsystem: Um die
im Mittelpunkte ruhende Erde kreisen 7 Wandelsterne: Mond, Merkur,
Venus, Sonne, Mars, Jupiter und Saturn; das Ganze umschließt die
Fixsternsphäre.
~b~) _Das ägyptische System_: Mond, Sonne, Mars, Jupiter und Saturn
drehen sich um die ruhende Erde, Merkur und Venus zuerst um die Sonne,
dann mit dieser um die Erde.
~c~) _Kopernikus_ (geb. 1473 zu Thorn, gest. 1543 zu Frauenburg): Die
Sonne ist der Mittelpunkt der Planetenbahnen, und diese sind Kreise,
die nach außen immer weiter voneinander entfernt liegen in folgender
Reihenfolge: Merkur, Venus, Erde usw. Ähnliches lehrte schon um 270 v.
Chr. _Aristarch_ von Samos, fand aber keine Anerkennung.
~d~) _Tycho de Brahe_ (gest. 1601 in Dänemark): Die Erde ist der
Mittelpunkt der Welt; um sie laufen Mond und Sonne; die Sonne bildet
den Mittelpunkt für die Bahnen der Planeten, zu denen also danach die
Erde nicht gehört.
Dieser Versuch, zwischen dem ptolemäischen und dem kopernikanischen
System zu vermitteln, war ein Rückschritt; denn gerade das Grundgesetz,
daß die Sonne der Mittelpunkt ist, um den mit den anderen Planeten sich
auch die Erde dreht, ist das Bleibende am kopernikanischen System.
Um dieser Entdeckung willen nennen wir eben unser Sonnensystem das
_kopernikanische_. Die Bahnen, die Kopernikus den einzelnen Planeten
zuschrieb, waren durchaus falsch, weil er die Gesetze ihrer Bewegung
nicht kannte.
2. _Keplers Gesetze_: _Die drei Gesetze, nach denen sich die
Planeten um die Sonne bewegen, verdanken wir Johann Kepler_ (geb.
1571 zu Weil in Württemberg, gest. 1630 in Regensburg). Er hat sie
durch äußerst mühevolle Rechnungen und Zeichnungen gefunden, die
deswegen so schwierig waren, weil er noch nicht das letzte höhere
Gesetz gefunden hatte, aus dem seine drei Gesetze sich ergeben.
Hier soll nur das zweite bewiesen werden, weil es einen leichten
physikalisch-geometrischen Beweis zuläßt. Die Gesetze lauten:
~a~) _Die Bahnen der Planeten sind Ellipsen, in deren einem gemeinsamen
Brennpunkte die Sonne steht._
~b~) _Die Leitstrahlen_, d. h. die Verbindungslinie der Sonne mit den
Planeten, _beschreiben in gleichen Zeiten gleiche Flächenräume_.
[Illustration: Fig. 46.]
In Fig. 46 bedeutet ~S~ = Mittelpunkt der Sonne, Ellipse ~ABCDEFA~
= Bahn eines Planeten, ~SA~, ~SB~, ~SC~, ~SD~, ~SE~, ~SF~ sind
Leitstrahlen nach verschiedenen Stellungen des Planeten. Das zweite
Gesetz besagt nun: Durchläuft der Planet den Ellipsenbogen ~AB~ in
derselben Zeit wie die Bogen ~BC~, ~CD~, ~EF~, so sind die Flächen
~ABS~, ~BCS~, ~CDS~, ~EFS~ einander gleich.
[Illustration: Fig. 47.]
In Fig. 47 sei ~S~ = Sonne, ~A~ = Punkt einer Planetenbahn. Die Stücke
der Ellipse, die der Planet in sehr kurzen Zeitteilchen, vielleicht in
Sekunden, beschreibt, kann man ohne merklichen Fehler als gerade Linien
ansehen. Angenommen, die Richtung und Geschwindigkeit, mit denen der
Planet in ~A~ ankommt, würden bewirken, daß er in der nächsten Sekunde
nach dem Beharrungsgesetze die Linie ~AB~ zurücklegte, und in derselben
Zeit würde die Anziehungskraft der Sonne ihn von ~A~ bis ~C~ ziehen,
so würde er nach einem allgemeinen Naturgesetze in der Sekunde in
Wirklichkeit die Diagonale ~AD~ des Parallelogramms ~ABDC~ durchlaufen.
Daher müßte er nach dem Beharrungsgesetze in der nächsten Sekunde in
der Richtung von ~AD~ weiter bis ~E~ gehen, so daß ~DE~ = ~AD~, wenn
nicht in derselben Zeit die Anziehungskraft der Sonne ihn in gerader
Linie nach ~F~ zu führen strebte. Somit durchläuft der Planet in der
nächsten Sekunde die Diagonale ~DG~ des Parallelogramms ~DEGF~. Nun
ist aber Dreieck ~ADS~ = ~DES~, weil Grundlinie ~AD~ = ~DE~ und die
zugehörige Höhe, das Lot von ~S~ auf ~AE~, gemeinsam ist; Dreieck ~DES~
= ~DGS~, weil Grundlinie ~DS~ gemeinsam ist und die gegenüberliegenden
Ecken ~E~ und ~G~ auf der zu ~DS~ parallelen Linie ~EG~ liegen. Daher
ist auch Dreieck ~ADS~ = ~DGS~. Das sind aber die Flächenräume, die
der Leitstrahl in zwei aufeinanderfolgenden gleichen Zeitteilchen
beschreibt. Natürlich sind in Wirklichkeit die Dreiecke viel schmäler
als in der Figur, und die Linien ~AD~, ~DG~ usw. bilden keine
gebrochene Linie, sondern einen Ellipsenbogen. Sind aber alle diese
kleinen Teildreiecke gleich, so sind auch die aus je einer gleichen
Anzahl davon gebildeten größeren Flächen (Wege von Stunden, Tagen oder
anderen gleichen Zeiteinheiten) untereinander gleich.
~c~) _Die Quadratzahlen der Umlaufszeiten_ zweier Planeten _verhalten
sich wie die Kubikzahlen ihrer mittleren Abstände_ von der Sonne.
Betrüge also die Umlaufszeit eines Planeten ~t₁~ Tage und sein
mittlerer Abstand von der Sonne _s₁_ ~km~, und wären für einen zweiten
Planeten die entsprechenden Größen ~t₂~ und ~s₂~, so verhält sich stets
~t₁~² : ~t₂~² = ~s₁~³ : ~s₂~³.
Ein Beispiel zur Erläuterung: Die Umlaufszeiten des Merkur und der Erde
sind, auf zwei Stellen berechnet, genau = 87,97 und 365,26 Tage; die
mittlere Entfernung des Merkur von der Sonne beträgt 0,3871, wenn die
der Erde = 1 gesetzt wird; es muß sich also verhalten:
87,97² : 365,26² = 0,3871³ : 1³.
In der Tat sind beide Verhältnisse = 1 : 17,2.
3. _Newtons Gravitationsgesetz._ Auch Keplers Entdeckung konnte noch
nicht befriedigen. Seine drei Gesetze lieferten zwar Ergebnisse, die
den Beobachtungen genau entsprechen, aber das Höchste wäre doch der
Nachweis eines allgemein gültigen Gesetzes gewesen, aus dem jene
Gesetze sich alle ableiten lassen. Diese Aufgabe hat der Engländer
_Isaak Newton_ (geb. 1643, gest. 1727) gelöst durch den strengen
Nachweis des Gesetzes, daß die _Schwerkraft_ oder _Anziehungskraft_,
nach der sich alle Bewegungen (Fall, Wurf, Pendelschwingung) auf der
Erde regeln, nicht bloß auf der Erde, sondern im ganzen Weltall stets
in gleicher Weise wirkt.
Diese Wirkungsweise läßt sich kleiden in das _Gravitationsgesetz_:
_Zwei Körper ziehen einander an im geraden Verhältnis ihrer Massen und
im umgekehrten Verhältnis der Quadratzahlen ihrer Entfernungen._
Danach würde also nicht nur die Erde den fallenden Stein anziehen,
sondern auch dieser die Erde, und das tut er auch; allein wegen des
ungeheuren Übermaßes der Masse der Erde wird der Stein wohl selbst
stark bewegt werden, aber keine nennenswerte Bewegung der Erde
bewirken. Genau so ist es mit der Sonne und den Planeten, deren gesamte
Masse nur 1/700 der Sonnenmasse ausmacht. Das Gravitationsgesetz
stellt also notwendig die Sonne als den regierenden Mittelpunkt des
Planetensystems hin, es erklärt die schnellere Revolution der Planeten,
die der Sonne nahe liegen. Es ist, wie gesagt, auch möglich, die
Keplerschen Gesetze einheitlich aus dem einen Gravitationsgesetze
abzuleiten, man kann nachweisen, daß auch die Bewegung der Trabanten um
ihre Planeten nach diesem Gesetze erfolgt; kurz, es ist der Schlüssel
zu allen Bewegungserscheinungen unseres Weltsystems.
§ 34.
Die Entstehung des Sonnensystems.
1. _Die Kant-Laplacesche Hypothese_ oder _Nebularhypothese_. Über
die Entstehung des Sonnensystems kann es nur Vermutungen, aber kein
sicheres Wissen geben. Die meiste Anerkennung hat die _Kant-Laplacesche
Hypothese_ gefunden.
Hiernach ist die ganze Masse, aus der die Sonne und alle Planeten und
Nebenplaneten wurden, anfangs eine rotierende, glühende Gaskugel von
geringer Dichtigkeit und daher von riesiger Ausdehnung gewesen, so daß
sie bis über die heutige Bahn des Neptun hinaus den Raum erfüllte.
Bei ihrer gewaltigen Wärmeausstrahlung zog sich diese Masse zusammen,
was eine schnellere Rotation zur Folge hatte. Hieraus ergab sich eine
starke Abplattung, die schließlich am Äquator ein solches Überwiegen
der Zentrifugalkraft über die Kohäsion bewirkte, daß Teile am Äquator
sich aus der Masse lösten und als äquatorialer Ring weiter an der
Notation teilnahmen. Dieser Ring kühlte sich schnell weiter ab und zwar
ungleich wegen der stärkeren Wärmeausstrahlung am äußeren Rande, so daß
er zerriß. Die Teile gestalteten sich durch Schwer- und Schwungkraft
wieder kugelförmig, rotierten weiter und umkreisten auch den
Mittelkörper, die Sonne, wie sie es als Teile des Ringes getan hatten.
Das waren also die Planeten, aus denen durch erneute Zusammenziehung,
Abplattung usw. ihre Monde sich lösten. Die Planeten und Monde kühlten
sich durch Wärmestrahlung weiter ab, wurden flüssig, fest. --
2. _Was spricht für die Hypothese?_ Für die Hypothese spricht die
Spektralanalyse, die uns in der Sonne im wesentlichen dieselbe
Elemente nachgewiesen hat, die wir auf der Erde finden. Auch die
Meteoriten enthalten nur Elemente, wie sie auch die Erde aufzuweisen
hat. Die Planeten und Monde sind in ihrer Dichte nach der Größe der
Masse verschieden, der Erdmond ist starr, die Erde nur in der Kruste
erhärtet, die größten Planeten sind noch weich, zum Teil leichter als
Öl. Endlich kann man, wie wir im nächsten Kapitel sehen werden, in
der Fixsternwelt mancherlei beobachten, was den Gedanken nahelegt,
daß wir es dabei mit Sonnensystemen zu tun haben, die sich eben
erst in ähnlicher Weise bilden. Nichtsdestoweniger sind auch aus
Gelehrtenkreisen manche Bedenken gegen die Hypothese vorgebracht
worden. Vor allem wird betont, daß die Drehung der Urnebelmasse wegen
ihrer ungeheuren Ausdehnung eine äußerst langsame gewesen sein müsse.
Daher sei es unerklärlich, woher die zur Abtrennung des äquatorialen
Ringes nötige Geschwindigkeit gekommen und wo diese Drehungsenergie
geblieben sein solle. Neuerdings ist der folgende, sehr gewichtige
Einwand erhoben worden. Nach der Kant-Laplaceschen Hypothese müßten
alle Planeten die Sonne und alle Monde ihre Planeten in derselben
Richtung umkreisen; es steht aber fest, daß der 8. Jupitertrabant und
der äußerste (nach der Zeitfolge der Entdeckung der 9.) Saturntrabant
in der den übrigen Bewegungen entgegengesetzten Richtung kreisen.
Man hat auch andere Hypothesen aufgestellt; aber es ist bisher nicht
gelungen, eine solche zu finden, die ein gleiches oder gar ein größeres
Maß von Wahrscheinlichkeit hätte, als die Nebularhypothese.
Achtes Kapitel.
Die Fixsterne.
§ 35.
Wesen, Größe, Entfernungen und Arten der Fixsterne.
1. _Wesen und wirkliche Größe._ Wir sahen schon, daß die überwiegende
Mehrzahl der sichtbaren Sterne _Fixsterne_ sind, d. h. Sterne, die ihre
gegenseitige Lage nicht zu ändern, also still zu stehen scheinen. Sie
_leuchten im eigenen Lichte_ und zeichnen sich aus durch ein mehr oder
weniger lebhaftes _Funkeln_ (Szintillieren, lat. ~scintilla~ = der
Funke), was man darauf zurückführt, daß ihr Licht sehr bewegliche, in
ihrer Dichtigkeit schnell wechselnde Luftschichten durcheilt, ehe es zu
uns kommt. Auch _in den stärksten Fernrohren_ erscheinen diese Sterne
nicht als Scheiben, sondern _nur als Punkte_, so daß man über ihre
_wirkliche Größe_ nichts sagen kann. Wohl aber ergibt sich, daß sie _in
ungeheuren Entfernungen_ von der Erde stehen müssen.
2. _Scheinbare Größe._ Man teilt die Fixsterne gewöhnlich _nach dem
Grade ihrer Helligkeit_ in Sterne erster, zweiter usw. Größe ein.
Sterne sechster Größe kann nur noch ein gutes Auge ohne Fernrohr
erkennen. Natürlich gibt diese Helligkeit allein noch keinen Anhalt
über die Größe der Sterne, da sie ja auch von ihrer Entfernung mit
abhängt. Die Astronomie führt die Messungen der Lichtstärke mit sehr
sorgfältig gearbeiteten _Photometern_ (griech. = Lichtmesser) aus und
unterscheidet zwischen den Sternen erster, zweiter usw. Größe noch
Zwischenstufen, spricht also von 2,1. oder 3,6. Größe.
3. _Entfernungen der Fixsterne._ Da die Fixsterne im Fernrohre als
Punkte erscheinen, so haben sie keine Horizontalparallaxe. Aber man
kann die Jahresparallaxe der nächsten Fixsterne bestimmen und zur
Berechnung ihrer Entfernungen von der Erde benutzen. Diese Bestimmungen
sind indes mühsam und unsicher und erst für wenige Sterne durchgeführt.
Jedenfalls ist auch der nächste Fixstern noch mehr als 30 Billionen
Kilometer oder 200000 Sonnenweiten von uns entfernt. Das Licht, das in
einer Sekunde 300000 ~km~ zurücklegt und in 8 Minuten von der Sonne
zur Erde gelangt, braucht zu der Reise von jenem Fixsterne mehr als 3
Jahre. Das Licht des hellsten Fixsternes, des Sirius, braucht fast
14 Jahre, das des Polarsternes 43, das der Capella im Sternbilde des
Fuhrmanns 70 Jahre, um zur Erde zu gelangen. Welche Feuerbälle, die auf
solche Entfernungen so helles Licht spenden!
4. _Veränderliche Sterne._ Einige Fixsterne erscheinen teils in
unregelmäßigem, teils in ganz bestimmtem Wechsel bald heller, bald
dunkler; andere hat man ganz plötzlich hell aufflammen, aber dann
wieder schnell dunkler werden sehen, ohne daß sich der Vorgang
wiederholt hätte. Sogar ganz neue Sterne sind schon aufgetaucht und
stets wieder nach einigen Jahren verschwunden. Über die Gründe dieser
Erscheinungen hat man bisher nur Vermutungen. Interessant ist eine
Erklärung, durch die man eine bestimmte Art der Veränderlichkeit
verständlich zu machen sucht. Als Beispiel dient der _Algol_, ein
Stern zweiter Größe im Sternbilde des Perseus. Dieser hat in einem
Zeitraum von etwa 3 Tagen 8¼ Stunden, in denen zuerst sein Glanz 4
Stunden lang bis zur vierten Größe abnimmt, ¼ Stunde dabei bleibt,
dann wieder bis zur zweiten Größe zunimmt. Man hat nun die Vermutung
ausgesprochen, daß es sich um eine Art Verfinsterung durch einen in
regelmäßigen Zwischenräumen an dem Fixstern vorübergehenden dunklen
Stern, also einen Trabanten des Fixsternes, handle. Auch wäre die
Erklärung möglich, daß auf Sternen mit periodischer Verdunkelung schon
eine Abkühlung begonnen hat, die an einem Teile der Oberfläche schon
bis zur Bildung einer dunklen Rinde gediehen ist. Natürlich ist dabei
vorausgesetzt, daß der Stern rotiert; das nimmt man aber nach dem
Muster der Sonne und der Planeten auch von allen Fixsternen an.
5. _Nebelflecke._ Ganz eigenartige Erscheinungen, von denen man in
klarer Nacht eine Anzahl mit bloßem Auge wahrnehmen kann, sind die
_Nebelflecke_. Das Fernrohr und das Spektroskop belehren uns, daß es
sich hier um zweierlei Gebilde handelt. ~a~) Die einen lösen sich
in guten Teleskopen in einzelne Sterne auf und zeigen wie die Sonne
zusammenhängende Farbenspektren, woraus sich auch ergibt, daß es sich
um eine Anzahl glühender fester oder flüssiger Körper, Sterne, handelt.
Diese Flecke nennt man _Sternhaufen_. Ein solcher Sternhaufen ist z.
B. die _Plejaden_gruppe, in der man die hellsten Sterne schon mit
bloßem Auge erkennt. ~b~) Andere Nebelflecke lösen sich auch im größten
Teleskop nicht in Sterne auf und liefern im Spektroskop Linienspektren,
sind also zweifellos Gasmassen. Sie nennt man _echte Nebelflecke_. Der
Gedanke liegt nahe, daß die Hypothese von Kant und Laplace, wenn sie
für unser Planetensystem richtig ist, auch für das ganze Weltall gilt.
Dann hätten wir hier zukünftige Planetensysteme in verschiedenen Stufen
der Entwickelung vor uns. Der berühmte Nebel im Orion zeigt noch ein
wildes Durcheinander; andere Nebel haben mehr kugelige Form, man nennt
sie _planetarische Nebel_. In einzelnen treten helle Stellen hervor,
die sich im Spektrum schon als wirkliche Sterne erweisen; andere, wie
der _Ringnebel_ im Sternbilde der Leier, zeugen von starker Rotation,
die den größeren Teil der Masse in der Peripherie zusammengedrängt
hat. Noch deutlicher tritt eine Rotation des ganzen Nebels nach einer
bestimmten Richtung in der Form der _Spiralnebel_ hervor, die sich
als lange Spirale um den Mittelpunkt herumlegen. Über die Form dieser
Nebel haben wir besonders durch die Vervollkommnung der Photographie
sichere Kenntnis erhalten. Natürlich nehmen wir sie nicht so wahr, wie
sie heute sind; denn ihre Entfernungen sind zu groß, als daß sie noch
gemessen werden könnten. Ihr Licht gebraucht wohl Jahrtausende, um bis
zu uns zu gelangen.
6. _Die Milchstraße._ Jeder kennt das geheimnisvolle, mildleuchtende
Band, das sich fast in einem größten Kreise um den ganzen Himmel
zieht, die _Milchstraße_. Schon geringe Vergrößerungen zeigen, daß
sie sich in eine Fülle kleiner Sterne auflöst; aber auch die stärkste
Vergrößerung und die beste Photographie genügt nicht, um diese Fülle
von Sternen zu scheiden und zu entwirren; immer wieder treten hinter
den herausgelösten Sternen neue Nebelmassen auf. Wir haben es also
sicherlich mit einem gewaltigen Sternhaufen oder einer Anhäufung vieler
Haufen zu tun, und es liegt die Annahme nahe, daß dieser Sternhaufen
uns verhältnismäßig viel näher liegt als die bekannten, meist nur im
Fernrohre wahrnehmbaren Sternhaufen; daher eben die Unmöglichkeit, ihn
zu übersehen. Ja, wegen seiner Stellung nahezu in einem größten Kreise
der Himmelskugel scheint der Gedanke sich zu ergeben, daß unsere Sonne
selbst ihm angehört.
§ 36.
Spektralanalyse der Fixsterne.
1. _Farbe des Fixsternlichtes._ Die meisten Fixsterne strahlen
in weißem Lichte; doch hat man schon im Altertum mit bloßem Auge
wahrgenommen, daß es auch Fixsterne mit rotem Lichte gibt. Zu
diesen gehört z. B. die Beteigeuze, einer der hellsten Sterne im
Sternbilde des Orion. Genauere Beobachtung hat ergeben, daß die
_Fixsterne in den verschiedensten Farben leuchten_, besonders in
mannigfaltigen Schattierungen von Rot und Gelb. Da nun jedenfalls der
Kern aller Fixsterne weißglühend ist, so muß man annehmen, daß diese
verschiedenartige Färbung mit verschiedenartiger Beschaffenheit ihrer
Atmosphären zusammenhängt. Einige Klarheit über diese Atmosphären gibt
die Spektralanalyse.
2. _Einteilung der Fixsterne auf Grund spektroskopischer
Untersuchungen._ Nach der Beschaffenheit ihrer Spektra teilt Professor
Vogel die Fixsterne in _drei Klassen_. Alle liefern bandartige
Farbenspektra, wodurch die Annahme, daß alle einen weißglühenden Kern
enthalten, sich bestätigt.
~a~) Das _Spektrum der ersten Klasse_ zeigt nur die Linien des
Wasserstoffes, absorbiert oder leuchtend, oder höchstens treten neben
den sehr kräftigen Wasserstofflinien die Linien einiger Leichtmetalle
schwach hervor. Diese Sterne zeigen das reinste Weiß in ihrem Licht.
Unser hellster Fixstern, der Sirius, gehört zu ihnen.
~b~) Das _Spektrum der zweiten Klasse_ enthält eine reiche Schar von
Absorptionslinien, besonders der Leichtmetalle, die ebenso scharf
vortreten wie die Wasserstofflinien. Zu ihnen gehört die Sonne.
~c~) Das _Spektrum der dritten Klasse_ zeigt neben den
Absorptionslinien breite Absorptionsbänder, das Kennzeichen von
glühenden Gasen chemischer Verbindungen. Hierher gehören die roten
Sterne.
Man faßt diese drei Klassen als _drei verschiedene Entwickelungsstufen_
auf. Die Fixsterne der ersten Klasse sind noch so heiß, daß die
Metalldämpfe, die jedenfalls in der Atmosphäre vorhanden sind, noch
gar nicht oder wenig imstande sind, das Licht ihrer charakteristischen
Linien zu absorbieren. In der zweiten Klasse ist die Abkühlung so
weit vorgeschritten, daß die Metalldämpfe der Atmosphäre sich durch
Absorption deutlich bemerkbar machen. In der dritten Klasse ist die
Glühhitze so weit gesunken, daß nicht mehr bloß chemische Elemente in
den Körpern glühen, sondern schon Verbindungen zustande gekommen sind.
§ 37.
Bewegungen der Fixsterne.
1. _Doppelsterne._ Die Frage liegt nahe, ob wohl mehr Fixsterne so wie
unser Fixstern, die Sonne, von Planeten umkreist werden. Allerdings ist
darauf kaum jemals eine Antwort zu erwarten, da das Licht beleuchteter
Körper viel zu schwach ist, um aus jenen Fernen zu uns zu dringen. Aber
daß es auch bei den Fixsternen Bewegung nach dem Gravitationsgesetze
gibt, daß also Newtons Gesetz ein wirkliches Weltgesetz ist, das zeigen
uns die Doppelsterne. Im Fernrohre lösen sich nämlich verschiedene
Fixsterne in zwei Sterne auf. Manche davon sind freilich nur _optische
Doppelsterne_, d. h. Sterne von großer gegenseitiger Entfernung, die
für uns nur in derselben Gesichtslinie liegen; von einer großen Anzahl
aber steht fest, daß sie einander wirklich nahestehen und umkreisen
oder vielmehr beide sich um einen gemeinsamen, zwischen ihnen liegenden
Schwerpunkt bewegen. Solch ein _physischer Doppelstern_ ist z. B. der
zweite Stern in der Deichsel des Großen Wagens (Bären).
2. _Einzelbewegung anderer Fixsterne._ Bezeichnet man die Stellung
eines Fixsternes in längeren Zwischenräumen, etwa von Jahrzehnten,
genau im Meridian, so zeigt sich, daß dieselbe sich ändert. Also
stehen die Fixsterne nur scheinbar still; in Wahrheit haben sie alle
_Eigenbewegung_. Daß es sich hier um eine wirkliche Bewegung handelt
und nicht um eine scheinbare, ergibt sich daraus, daß ihre Richtung
und Geschwindigkeit für jeden Stern eine andere ist. Man kann sogar
feststellen, ob und wie weit sich dabei der Stern auf uns zu oder von
uns fort bewegt. Das macht die Betrachtung der Sternspektra möglich.
Bekanntlich richtet sich nach der Zahl der Ätherschwingungen, die in
einer Sekunde in unser Auge gelangen, die Art der Farbenempfindung. Die
Zahl wächst in der Reihenfolge der Farben des Spektrums vom Rot zum
Violett, so daß für Rot 430, für Violett 800 Billionen Schwingungen
nötig sind. Offenbar wird nun von einem Fixsterne, der sich uns mit
gewaltiger Geschwindigkeit nähert, eine größere, von einem sich ebenso
entfernenden Fixsterne eine kleinere Zahl von Ätherschwingungen in
der Sekunde zu uns gelangen, als von einem solchen, der beständig
dieselbe Entfernung behält, sowie etwa von der Lokomotivpfeife eines
heranbrausenden Eisenbahnzuges mehr, von einem abfahrenden Zuge
weniger Luftwellen in der Sekunde in unser Ohr kommen, als von einem
stillstehenden Zuge, oder wie einen gegen den Wellengang fahrenden Kahn
mehr, einen mit ihm fahrenden Kahn weniger Wellen treffen, als einen
verankerten Kahn in derselben Zeit. Daher wird das Spektrum eines auf
uns zueilenden Fixsternes schon rot leuchten in einem Gebiete, das im
Spektrum eines Fixsternes, dessen Entfernung von uns sich nicht ändert,
nur ultrarote Strahlen erhält, d. h. es verschiebt sich nach Rot zu.
Daraus ergibt sich sofort, daß die feststehenden Absorptionslinien
eines Gases, z. B. des Wasserstoffes, in jenem Spektrum nach der
entgegengesetzten Seite, nach Violett zu, verschoben erscheinen.
Umgekehrt müssen diese Linien im Spektrum eines sich entfernenden
Sternes nach Rot zu verschoben erscheinen. Solche Verschiebungen im
Vergleich zum Sonnenspektrum hat nun die Spektralanalyse für zahlreiche
Fixsterne zweifellos festgestellt und zwar für jeden andere. Die
mittlere Entfernung der Sonne von uns kann sich nicht ändern, da wir
jede etwaige Eigenbewegung derselben mitmachen würden. Im Vergleich
zum Sonnenspektrum zeigt nun das Spektrum des Sirius z. B. die
Absorptionslinien nach dem roten Ende hin verschoben; also entfernt
er sich von unserem Planetensystem. Sogar die Geschwindigkeit dieser
Bewegung ist für den Sirius festgestellt worden.
3. _Bewegung der Sonne._ Jetzt liegt die Frage nahe, ob nicht auch
vielleicht die Sonne mit ihrer ganzen Planetenschar sich im Raum
vorwärts bewegt. Auch das ist nachgewiesen; die Sonne bewegt sich mit
einer Geschwindigkeit von ca. 50 ~km~ in der Sekunde auf eine Gegend im
Sternbilde des Herkules zu. Ja, es scheint sogar festzustehen, daß die
Bewegung vieler anderer Fixsterne auf dieselbe Gegend gerichtet ist, so
daß wir es vielleicht mit einem ganzen Fixsternsysteme zu tun haben.
§ 38.
Wie orientiert man sich am Sternenhimmel?
1. _Sternbilder._ Seit den ältesten Zeiten hat die geheimnisvolle
Majestät des Sternenhimmels die Augen der Menschen angezogen, und man
hat früh angefangen, hervorragend helle Sterne mit Namen zu versehen,
um dann von diesen Sternen aus sich leichter am Himmel zu orientieren.
Wie wir schon wissen, wurden auch ganze Gruppen von Fixsternen zu
_Sternbildern_ zusammengefaßt und mit Namen belegt. Diese nahm man
teils von Figuren, die die Phantasie in den Fixsterngruppen zu sehen
glaubte, teils von mythischen, sagenhaften und berühmten Personen. Alle
möglichen Sprachen sind an dieser Namengebung beteiligt, besonders
Chaldäisch, Griechisch und Arabisch. Die Bilder des Tierkreises, die
schon aufgezählt wurden, haben ihre Namen wahrscheinlich zum guten
Teile von den Jahresarbeiten des Landmannes erhalten. Die Astronomie
bezeichnet in den Sternbildern wieder die einzelnen Sterne nach ihrer
Helligkeit mit den ersten Buchstaben des griechischen Alphabets.
2. _Aufsuchen einiger Sterne und Sternbilder._ Zum leichten Auffinden
einiger besonders bekannten Sterne und Sternbilder dienen folgende
Bemerkungen. Wir beginnen mit dem Sternbilde des _Großen Bären_ oder
_Großen Wagens_, das allbekannt und leicht aufzufinden ist wegen
der Helligkeit und eigenartigen Stellung seiner Sterne und weil es
stets die ganze Nacht am Himmel steht. Es besteht aus drei Sternen
zweiter und einem Sterne dritter Größe, die im Viereck stehen, und
drei Sternen zweiter Größe, die im Bogen von dem Viereck ausgehen. Das
Ganze erinnert an einen Wagen. Einige kleinere Sternchen gehören noch
mit zu dem Sternbilde; doch können wir diese übergehen; erwähnenswert
ist höchstens noch ein Sternchen über dem Mittelstern der Deichsel,
das Reiterlein genannt. Verlängern wir die Verbindungslinie der
beiden Hinterräder etwa um vier Achsenlängen, so kommen wir auf
den _Polarstern_, einen Stern zweiter Größe, der selbst wieder die
Deichselspitze des _Kleinen Bären_ oder _Wagens_ bildet; die Sterne
darin stehen ähnlich wie im Großen Bären, sind aber weniger hell.
Verlängert man die Linie von dem helleren Vorderrade des Großen Bären
zum Polarstern über diesen hinaus etwa um sich selbst, so stößt man auf
einen Stern zweiter Größe, den äußersten von vier Sternen zweiter und
einem Stern dritter Größe, die in der Gestalt eines lateinischen ~W~
zum Teil in der Milchstraße stehen, das Sternbild _Kassiopeia_. Eine
Linie, die die beiden unteren, dem Polarstern abgekehrten Räder des
Großen Bären verbindet, führt, in der Richtung der Deichsel verlängert,
auf einen prachtvollen Stern erster Größe, den _Arktur_ im Sternbilde
des _Boṓtes_ (griech. = Ochsentreiber). Die Verbindungslinie des
ersten und letzten Sternes der Deichsel des Großen Wagens führt nach
der entgegengesetzten Seite hin auf einen Stern erster Größe, nahe
am Äquator gelegen, _Beteigeuze_. Dieser Stern gehört dem schönsten
Sternbilde des Himmels an, das halb nördlich, halb südlich vom Äquator
liegt, dem _Orion_. Erkennbar ist es an seinen sieben hervorragendsten
Sternen. Von diesen bilden vier ein schiefes längliches Viereck; in der
einen Diagonale liegt Beteigeuze und, südlich vom Äquator, ebenfalls
ein Stern erster Größe, _Rigel_. In der Mitte des Vierecks stehen dicht
nebeneinander in schräger Linie drei Sterne zweiter Größe, der _Gürtel
des Orion_ oder _Jakobsstab_. Gerade diese machen durch ihre Stellung
das Sternbild besonders kenntlich. Die Verlängerung des Jakobsstabes
nach der Seite der Beteigeuze hin trifft den _Sirius_, den hellsten
aller Fixsterne, im Sternbilde des _Großen Hundes_. Ziemlich auf der
Mitte zwischen Rigel und Polarstern liegt der Stern erster Größe
_Capella_ (lat. Böckchen) im _Fuhrmann_. Zwischen Fuhrmann und Orion
schiebt sich nach der dem Großen Hunde entgegengesetzten Seite ein
Sternbild des Tierkreises, _der Stier_ mit dem Sterne erster Größe
_Aldebaran_, ein. Ein zweites Sternbild des Tierkreises finden wir auf
der Mitte zwischen dem unteren Hinterrade des Großen Wagens und dem
Sirius. Hier liegt nämlich der Stern erster Größe _Pollux_, der mit
dem daneben stehenden Sterne zweiter Größe _Kastor_ dem Sternbilde
der _Zwillinge_ angehört. Das Sternbild des Löwen treffen wir durch
Verlängerung der Vorderachse des Großen Wagens über den helleren
der beiden Sterne hinaus in seinem hellsten Sterne (erster Größe)
_Regulus_. Dieselbe Linie geht, nach der entgegengesetzten Seite
verlängert, ganz nahe an zwei Sternen erster Größe vorbei, die mit
einem anderen nicht allzuweit davon stehenden Sterne erster Größe in
einem Dreieck liegen; der erste ist die _Wega_ in der _Leier_, der
zweite, entfernteste, der _Atair_ im _Adler_, der dritte der _Deneb_ im
_Schwan_.
3. _Sternkarten._ Zu genaueren Beobachtungen sind Sternkarten
unentbehrlich. Eine bessere Karte des nördlichen Sternhimmels enthält
wenigstens 24 Meridiane, die Stundenkreise, in der Projektion als
divergente Linsen vom Nordpole aus erscheinend, den Äquator und einige
Deklinationskreise, als konzentrische Kreise um den Pol erscheinend,
und die halbe Ekliptik. Da die 24 Meridiane je 360/24 = 15° voneinander
liegen, so ist klar, daß die Sterne auf dem einen immer eine Stunde
früher kulminieren, als die auf dem nächsten nach Osten zu. Sind die
Linien nicht als Stundenkreise, sondern nach Graden der Rektaszension
bezeichnet, so ist festzuhalten, daß ein Grad immer einen Unterschied
von 4 Minuten in der Kulmination bedeutet. Der 0te Stundenkreis,
von dem aus man im Äquator die Rektaszension mißt, als der zum
Frühlingspunkte gehende, ist dadurch sicher am Himmel gekennzeichnet,
daß er durch β der Kassiopeia geht, den Stern, den wir vorher mit
unserer Verbindungslinie vom γ des Großen Bären durch den Polarstern
her trafen.
Diese Verbindungslinie lehrt übrigens auch, daß γ des Großen Bären
180° Rektaszension hat, oder daß er 12 Stunden nach β der Kassiopeia
kulminiert. Offenbar beginnt nun für einen Ort ein Sterntag, wenn der
0te Stundenkreis oder β der Kassiopeia kulminiert, d. h. durch den
Ortsmeridian geht, der durch Zenit und Polarstern gelegt zu denken ist.
Weiß man diese Stunde, so ist es nicht schwer, aus der vorher auf der
Karte abgelesenen Rektaszension zu berechnen, wann ein anderer Stern,
den man beobachten möchte, im Meridian stehen wird. Die Schwierigkeit
liegt darin, daß Sternzeit und Sonnenzeit nur zweimal zusammenfallen.
Aber man kann, davon ausgehend, daß am 22. September für beide Zeiten
der Tag um Mitternacht beginnt, sich eine Tabelle anlegen. Nach dieser
würde der Sterntag am 23. September um 11 Uhr 56 Minuten, am 24.
September um 11 Uhr 52 Minuten, am 6. Oktober um 11 Uhr nachts, am
22. März um 12 Uhr mittags beginnen. Außerdem wird freilich noch die
Ortszeit in mitteleuropäische Zeit umgerechnet werden müssen, weil nach
dieser meistens die Uhren gestellt sein werden. Auch die Deklination
des Sternes liefert uns die Karte. Diese kann ja bekanntlich am
Himmel mit Instrumenten gemessen werden. Für gröbere Bestimmungen
genügt eine Abschätzung im Meridian. Bei einiger Übung ist das nicht
zu schwer, wenn man den Äquator festhalten kann. Dieser ist der
größte zur Himmelsachse senkrechte Kreis, der durch δ des Orion, den
oberen von Beteigeuze abgewandten Gürtelstern, geht. Kulminationszeit
und Deklination aber lassen uns leicht den Stern, den wir suchen,
auffinden. Anfänger stört gewöhnlich der Umstand, daß der Sternhimmel
an jedem Abend anders erscheint, daß die Sterne, die um eine bestimmte
Stunde kulminieren, am nächsten Abend um dieselbe Zeit die Kulmination
schon hinter sich haben, daß in der Gegend des Himmelsäquators im Laufe
des Jahres immer neue Sternbilder sichtbar und dann wieder unsichtbar
werden. Für sie ist der Gebrauch _drehbarer Sternkarten_ sehr
empfehlenswert. Auf diesen kann man ziemlich genau sehen, wie um eine
beliebige Stunde an einem beliebigen Tage der Fixsternhimmel aussieht.
4. _Orte wissenschaftlicher Beobachtung._ Zur wissenschaftlichen
Beobachtung des Sternenhimmels sind große Sternwarten mit den
mannigfaltigsten Meß-, Photographie-, Spektral- und Fernsehapparaten
nötig. Solche Sternwarten gibt es in den meisten Universitätsstädten.
Genannt seien die von Berlin, Leipzig, Straßburg, Wien, Greenwich,
Nizza, Pulkowa bei Petersburg, die Sternwarte der Harvard-Universität
in Cambridge bei Boston, die Licksternwarte auf dem Mount Hamilton
in Kalifornien; ganz bestimmten Gebieten, z. B. der Beobachtung und
Berechnung der Eigenbewegung der Fixsterne, dient das vorzüglich
eingerichtete astrophysikalische Observatorium zu Potsdam.
[Illustration: Dekoration]
Anhang.
Bedeutende Astronomen.
Um 600 v. Chr.
_Thales_ von Milet sagte eine Sonnenfinsternis voraus, kannte die
scheinbare Jahresbahn der Sonne.
Um 550 v. Chr.
_Anaximander_ lehrte, daß die Erde keine Scheibe sein könne, hielt
sie für walzenförmig.
Um 190--125 v. Chr.
_Hipparchus_ erkannte die ungleiche Länge der Jahreszeiten. Er
stellte ein Weltsystem auf und lehrte, daß die Erde nicht im
Mittelpunkte der Jahresbahn der Sonne liege.
Um 130 n. Chr.
_Claudius Ptolemäus_ bildete das Weltsystem des Hipparchus weiter
aus. Seine Anschauungen galten bis Kopernikus.
1473--1543.
_Nikolaus Kopernikus_ stellte das nach ihm genannte
Sonnensystem auf.
1546--1601.
_Tycho de Brahe_, ein Däne, stellte gegen Kopernikus ein
vermittelndes System auf.
1564--1643.
_Galileo Galilei_ lebte in Pisa und Padua, entdeckte mit Hilfe
des eben erfundenen Fernrohres die Monde des Jupiter, die Phasen
des Merkur und der Venus, den Ring des Saturn, die Sonnenflecke
und die Mondgebirge.
1571--1630.
_Johann Kepler_ entdeckte die drei Gesetze der Planetenbewegung.
1643--1727.
_Isaak Newton_, ein Engländer, entdeckte das Gravitationsgesetz.
1738--1822.
_Friedrich Wilhelm Herschel_, ein geborener Deutscher, lebte in
England. Er war ein Meister der Beobachtung, entdeckte den
Uranus.
1749--1827.
_Pierre Simon de Laplace_, ein Franzose, stellte die nach ihm
benannte Hypothese über die Entstehung des Sonnensystems auf.
(Ebenso der Königsberger Philosoph Immanuel Kant.)
1784--1846.
_Friedrich Wilhelm Bessel_ in Königsberg stellte zuerst die
Entfernung eines Fixsternes mit Hilfe seiner Parallaxe fest.
1811--1877.
_Joseph Leverrier_, ein Franzose, entdeckte durch Rechnung den
Neptun (1846), den dann in demselben Jahre _Galle_ in Berlin
auffand.
geb. 1835.
_Giovanni Virginio Schiaparelli_, Astronom in Mailand, hat
bahnbrechende Untersuchungen über den Mars, die Sternschnuppen
und die Kometen angestellt.
Empfehlenswerte Werke zur Fortbildung.
_Meyer_, ~Dr.~ _M. Wilhelm_, Das Weltgebäude. Eine
gemeinverständliche Himmelskunde. Leipzig und Wien. 2. Aufl.
1908.
_Ule_, Die Wunder der Sternenwelt. Ein Ausflug in den
Himmelsraum. 5. Aufl. Bearbeitet von ~Dr.~ Hermann J. Klein.
Leipzig 1909.
_Diesterwegs_ Populäre Himmelskunde und mathematische
Geographie. Neu bearbeitet von ~Dr.~ M. Wilhelm Meyer. 21.
Aufl. Hamburg 1909.
_Klein_, Handbuch der allgemeinen Himmelsbeschreibung nach dem
Standpunkte der astronomischen Wissenschaft am Schlusse des
19. Jahrhunderts. 3. Aufl. Braunschweig 1901.
_Geißler_, Anschauliche Grundlagen der mathematischen Erdkunde
zum Selbstverstehen und zur Unterstützung des Unterrichts.
Leipzig 1904.
_Martus_, Astronomische Erdkunde. 3. Aufl. Dresden 1904.
_Günther, S._, Handbuch der mathematischen Geographie.
Stuttgart 1890.