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[Illustration]
Die Welt der Planeten.
▣
Kosmos, Gesellschaft der Naturfreunde, Stuttgart.
Die Gesellschaft Kosmos will die Kenntnis der Naturwissenschaften und
damit die Freude an der Natur und das Verständnis ihrer Erscheinungen
in den weitesten Kreisen unseres Volkes verbreiten. – Dieses Ziel
glaubt die Gesellschaft durch Verbreitung guter naturwissenschaftlicher
Literatur zu erreichen mittels des
=Kosmos=, Handweiser für Naturfreunde
Jährlich 12 Hefte Preis M 2.80;
ferner durch Herausgabe neuer, von ersten Autoren verfaßter, im guten
Sinne gemeinverständlicher Werke naturwissenschaftlichen Inhalts. Es
erscheinen im Vereinsjahr 1910:
Koelsch, Von Pflanzen zwischen Dorf und Trift.
Reich illustriert. Geh. M 1.– = K 1.20 h ö. W.
Meyer, Die Welt der Planeten.
Reich illustriert. Geh. M 1.– = K 1.20 h ö. W.
Dekker, Auf Vorposten im Lebenskampf I.
Reich illustriert. Geh. M 1.– = K 1.20 h ö. W.
Floericke, Säugetiere fremder Länder.
Reich illustriert. Geh. M 1.– = K 1.20 h ö. W.
Weule, Die Kultur der Kulturlosen.
Reich illustriert. Geh. M 1.– = K 1.20 h ö. W.
Diese Veröffentlichungen sind durch _alle Buchhandlungen_ zu beziehen;
daselbst werden Beitrittserklärungen (Jahresbeitrag nur M 4.80) zum
=Kosmos, Gesellschaft der Naturfreunde=, (auch nachträglich noch
für die Jahre 1904/09 unter den gleichen günstigen Bedingungen)
entgegengenommen. (Satzung, Bestellkarte, Verzeichnis der erschienenen
Werke usw. siehe am Schlusse dieses Werkes.)
Geschäftsstelle des Kosmos: =Franckh'sche Verlagshandlung, Stuttgart=.
Die Welt der Planeten
Von
Dr. M. Wilh. Meyer
Mit zahlreichen Abbildungen
[Illustration]
Stuttgart
Kosmos, Gesellschaft der Naturfreunde
Geschäftsstelle: Franckh'sche Verlagshandlung
~Copyright 1910 by
Franckh'sche Verlagshandlung,
Stuttgart~
Stuttgarter Setzmaschinen-Druckerei, G. m. b. H., Stuttgart.
[Illustration]
Wie groß und schön erscheint uns die Welt unserer Erde! Vor der
Erkenntnis der wahren Einrichtung des Weltgebäudes und seiner
Dimensionen, die kaum mehr als drei Jahrhunderte alt ist, war ja die
Erde die eigentliche Welt in ihrem hauptsächlichsten Umfange, und all
die Sterne, die sich wie unterwürfige Vasallen um sie drehten, galten
in dieser Weltanschauung nur als Nachtlichter, die keine andere Aufgabe
hatten als das sonst gar zu bedrückend schwarze Himmelsgewölbe nachts
zu beleben.
Welch eine unendliche Fülle des Geschaffenen birgt diese Welt der Erde!
Die Meere verbreiten sich fast unbegrenzt über sie hin, erfüllt mit
Millionen und aber Millionen von Lebewesen aller Art, und ihre Wunder
beleben noch die letzten finstern Tiefen. Hoch bis über die Wolken
erheben sich die schneebedeckten Häupter der Bergriesen, und in den
Ebenen zu ihren Füßen dehnen sich Wälder und grüne Matten, unterbrochen
von den Städten der Menschen, über anderthalb tausend Millionen an
Zahl, die diese weite Schöpfung zu beherrschen lernten, und deren Geist
sich in alle Höhen und Tiefen schwingt. Wie geheimnisvoll arbeitet es
in jeder Ader, in jedem Blatt, wie unendlich vielartig verschlungen ist
das Geschehen dieser Welt allein! Überblickt man von ihr auch nur einen
fast verschwindend kleinen Teil, so erkennt man die Unmöglichkeit,
auch nur diesen Ausschnitt unserer Erdenwelt in seinem Wesen völlig zu
erfassen und zu durchdringen, und wir bewundern die Größe der Schöpfung
in jedem Infusor.
Und diese unermeßlich große schöpferische Kraft sollte sich dort oben
am stillen Himmel noch unermeßlich viele Male wiederholen? Der Gedanke
ist eben in Wirklichkeit unfaßbar; noch heute weigert sich der einfache
Menschenverstand, seine Möglichkeit nur anzunehmen. Die vierhundert
Jahre, die seit der Großtat des Kopernikus verflossen sind, genügten
bei weitem nicht, diesem revolutionärsten Gedanken, der je gedacht
worden ist, und der diese ganze Erdenschöpfung aus dem Mittelpunkt der
Welt verdrängte, allgemeines Bürgerrecht zu verschaffen. Predigt man
die neue Lehre auch allerorten, so ist sie doch nur wenigen wirklich
in Fleisch und Blut gedrungen. Hält sich nicht jeder einzelne, mit den
wenigen Ausnahmen innerlich bescheidener Menschen, für das wichtigste
Glied seiner besonderen Gemeinschaft, nicht für nur einen unter
Millionen, und gibt es nicht heute noch Herrscher, die meinen, daß von
ihnen allein alle Macht ausgehe, während auch sie regiert werden, wie
sie regieren, Glieder sind in einer Reihe von Verkettungen mächtigerer
Einflüsse, als sie sie jemals üben können! So vermögen es sich auch nur
wenige vorzustellen, daß diese so unfaßbar große Erde nur ein kleines
Glied in einer höheren Organisation sein solle, in dem Planetensystem,
wo Weltkörper, zum Teil noch viel größer als unsere Erde, Spielbällen
gleich, mit ihr gemeinschaftlich um die Sonne kreisen, von ihr in
jeder Sekunde um viele Kilometer weit durch den leeren Raum getrieben.
Ein ungeheurer Gedanke, von dem man wohl begreifen kann, daß er
Jahrhunderte braucht, um selbst in hervorragenden Köpfen ganz zur Reife
zu kommen.
Das _Weltsystem des Ptolemäus_ war dagegen menschlich viel
verständlicher. In dem _Münchener Deutschen Museum_, das sich den
Physiksaal der Berliner Urania, vielfach vergrößert und vervollkommt,
zum Vorbild genommen hat, ist ein sehr anschauliches, bewegliches
Modell des ptolemäischen Weltsystems ausgestellt (Abb. 1). Wir sehen,
wie die Erde im Mittelpunkte ruhig steht, und wie von ihr eine Reihe
von Stangen ausgeht, die die Planeten tragen. Zu diesen gehörten damals
auch Sonne und Mond. Diese beiden sind in dem Modell unmittelbar an den
Enden der um die Erde laufenden Stangen befestigt; dagegen trägt das
Ende der andern für Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn bestimmten
Stangen je wieder einen Stangenast, der sich seinerseits um das Ende
der ersteren Stange in gewissen, für jeden Planeten verschiedenen
Zeiträumen dreht. Erst am Ende dieser Stangenäste befinden sich die
Planeten, die sich also einmal um einen leeren Punkt (am Ende jener
mit der Erde unmittelbar verbundenen Stange) und erst mit diesem um
die Erde selbst drehen. Wir können mit eigener Hand das ganze System
in Bewegung setzen, und das Modell demonstriert uns dann ~ad oculos~,
daß es wirklich so geht, daß man nämlich die Bewegungen der Planeten,
wie wir sie mit diesen selben Augen am Himmel beobachten, durch eine
relativ einfache, mechanische Vorrichtung nachahmen kann. Weshalb
sollten die Alten, die von den wahren Wirkungen der Naturkräfte
noch so wenig wußten, sich nicht denken können, von der Erde gingen
derartige Stangen aus, die an Gelenken oder Ästen die Planeten trugen,
während alles von einem geheimnisvollen Uhrwerk im tiefsten Innern der
Welt umgetrieben wurde?
[Illustration: Abb. 1.]
Die Gelenke, an denen sich die Planeten befanden, waren dadurch
notwendig geworden, weil man gesehen hatte, daß diese »_Wandelsterne_«
nicht wie Sonne und Mond immer in gleicher Richtung den Himmel
umwandelten, sondern zuweilen in ihrem Laufe stillstanden,
zurückgingen, »_rückläufig_« wurden, wie man es auch heute noch nennt,
wieder stillstanden und dann erst ihren gewöhnlichen Lauf von neuem
aufnahmen. Dies konnte man durch jene doppelte Bewegung ohne weiteres
erklären. Das Modell zeigt es. Wenn der Planet an seiner Gelenkstange,
wie ich sie einmal ganz einfach nennen will, gerade zwischen dem
Punkte, um den er sich an dem Gelenke dreht, und der Erde vorbeikam,
so bewegte er sich in umgekehrter Richtung wie der Gelenkpunkt selbst,
der gleichmäßig um die Erde läuft. Der Planet wurde rückläufig. Wenn er
aber jenseits stand, so summierten sich beide Bewegungen, der Planet
lief schneller als gewöhnlich, und zwar _rechtläufig_; zwischen beiden
Stellungen lagen _Stillstandspunkte_, in denen sich der Planet an
seinem Gelenk entweder gegen die Erde hin oder von ihr weg bewegte. Den
um die Erde selbst beschriebenen Kreis nannte man den _Deferenten_,
den Kreis, den der Planet um seine Gelenkstange beschrieb, deren
Bewegungspunkt auf der Peripherie des Deferenten um die Erde lief,
bezeichnete man als _Epizykel_. Je nach der Auswahl der Größe dieser
Kreise und der Bewegungsgeschwindigkeiten auf ihnen gelang es, die
beobachteten _Schleifenbildungen_ der Planeten am Himmel durch solch
einen Uhrwerkmechanismus nachzuahmen. Mehr konnte man damals nicht
verlangen. Ptolemäus hatte die Planetenbewegungen durchaus befriedigend
»beschrieben«. Abb. 2 zeigt diesen Mechanismus in einer handgreiflichen
Konstruktionsweise.
[Illustration: Abb. 2. Epizyklischer Bewegungsmechanismus nach
Ptolemäus.]
Ob die Dinge sich wirklich so verhielten, wie es diese Konstruktion
darstellte, darüber hat sich Ptolemäus niemals ein Urteil erlaubt. Er
blieb als echter beschreibender Forscher durchaus auf dem Standpunkte
stehen, den ihm die Kenntnisse seiner Zeit anwiesen, und stellte seine
Annahme nur als eine »Arbeitshypothese« hin, auf deren Basis weiter
geforscht werden konnte. Im Gange einer exakten Forschung sind immer
drei Stufen hervorgetreten. Die erste erforscht das »Was«, die zweite
das »Wie« und die dritte erst das »Warum«. Ptolemäus stand noch auf
der Stufe, die zu erforschen hatte, was am Himmel vor sich ging,
und dies brachte er in eine mathematisch leicht zu übersehende und
nachzubildende Form. Wie diese Bewegungen in Wirklichkeit stattfanden,
und warum sie gerade so und nicht anders geschehen konnten, das
waren die beiden Stufen, die erst nahezu nach zweitausendjähriger
Beobachtungsarbeit _Kepler_ und _Newton_ ersteigen konnten.
_Kopernikus_, nach dem das neue System benannt werden muß, da er die
umwälzende Idee zuerst in eine strenge Form brachte, hatte dennoch jene
zweite Forschungsstufe nicht erreicht, und er selbst hat auch niemals
Anspruch darauf erhoben. Er hatte nur erwiesen, daß die unbekannten
Einrichtungen, die die Planeten bewegten, sich außerordentlich viel
einfacher gestalten, wenn man sich die Erde nicht mehr stillstehend,
sondern sich um die Sonne drehend dachte, um die auch die andern
Planeten, mit Ausnahme des Mondes, sich ebenso wie die Erde bewegten.
Dann konnte man alle jene Epizykel mit einem Male aus dem Uhrwerk
fortlassen, ohne daß die Wiedergabe der beobachteten Bewegungen
darunter leiden mußte. Aber auch Kopernikus konnte gewisse epizyklische
Bewegungen noch nicht entbehren, worauf wir hier nicht naher eingehen
können. Sein System blieb immer noch recht kompliziert. Es hatte zwar
sehr viel mehr Wahrscheinlichkeit für sich als das ptolemäische, konnte
aber für seine wirkliche Existenz ebensowenig einen triftigen Grund
angeben wie dieses.
[Illustration: Abb. 3. Erklärung der ungleichförmigen Bewegung der
Sonne nach Hipparch.]
Namentlich blieben manche Bewegungseigentümlichkeiten unerklärlich,
die zum Teil schon _Hipparch_, der Nachfolger des Ptolemäus auf dem
astronomischen Lehrstuhl in Alexandrien, entdeckt hatte. Er sah,
daß die Sonne sich durchaus nicht gleichmäßig um die Erde bewegte;
im Winter lief sie schneller als im Sommer. Da man nun an eine
andere als eine Kreisbewegung gar nicht zu denken wagte, weil sie
für ihn außerhalb aller mechanischen Erklärungsmöglichkeit lag,
so konnte man sich nicht anders helfen, als daß man die Erde doch
bereits aus dem eigentlichen Mittelpunkte aller Bewegung rückte.
Sobald sie, entsprechend der Abbildung 3, zu dem von der Sonne
jährlich beschriebenen Kreise exzentrisch steht, erklärt sich jene
jahreszeitlich wechselnde Geschwindigkeit ihrer Umlaufsbewegung. Da
man die Ursache aller dieser Bewegungen nicht kannte, und ja auch
die epizyklische Bewegung um einen leer gedachten Punkt stattfand,
so konnte man sich auch diese Lage des Bewegungszentrums der Sonne
außerhalb des Erdkörpers wohl als möglich vorstellen. Nun zeigte auch
der Mond diese periodische Beschleunigung und Verlangsamung seiner
Bewegung, die wieder nur darzustellen war, wenn man das Zentrum
seines exzentrischen Kreises an einen andern Punkt verlegte als das
für die Sonne. Und noch dazu zeigte es sich, daß die Lage dieses
Zentrums selbst wieder sich in etwa neun Jahren um die Erde bewegte.
Ähnliches fand man später auch bei den Planetenbewegungen, die in ihren
verschiedenen Stellungen zur Erde ungleiche Schleifen durchliefen. Alle
diese Ungleichheiten konnte auch Kopernikus nicht anders erklären, als
es schon Hipparch getan hatte. Er blieb an der Überzeugung von der
in Wirklichkeit gleichmäßig schnellen Bewegung der Himmelskörper in
Kreisen hängen.
Erst _Kepler_ räumte mit allen diesen Schwierigkeiten auf, indem er die
exzentrischen Kreise durch _Ellipsen_ ersetzte. Seine drei Grundgesetze
aller Bewegungen im Planetensystem heißen:
1. _Alle Planeten bewegen sich in Ellipsen um die Sonne, in deren einem
Brennpunkt sie steht._
2. _Die Bewegungen in diesen Ellipsen finden so statt, daß die von
der Verbindungslinie zwischen Sonne und Planet, dem sogenannten
Radiusvektor, beschriebenen Flächen den dazu verwendeten Zeiten
proportional sind._
3. _Die Kuben der Entfernungen der Planeten von der Sonne verhalten
sich wie die Quadrate ihrer Umlaufszeiten._
Mit diesen drei einfachen Gesetzen ließen sich nicht nur alle
beobachteten Bewegungen der Planeten auf das genaueste durch die
Rechnung wiedergeben, sondern man hatte sogar durch sie ein Mittel
gefunden, die relativen Entfernungen im System festzuhalten, worüber
man bis dahin nur ganz ungefähre Vermutungen haben konnte.
Kepler hatte entdeckt, _wie_ die Planeten sich bewegen; warum es
so sein mußte, fand kaum fünfzig Jahre später _Newton_, indem er
nachwies, daß die Ursache aller dieser Bewegungen keine andere sei als
die, die auch den Stein aus unserer Hand zur Erde fallen läßt, der
allgemeinsten von allen täglichen Erscheinungen. Aus dem einen _Gesetz
der Gravitation oder der allgemeinen Schwere_, das besagt, daß alle
Körper, welcher Art sie auch seien, alle andern Körper in gleicher
Weise anziehen, und zwar so, daß diese Anziehung mit der Masse direkt
proportional zu- und mit dem Quadrat der Entfernung abnimmt, lassen
sich die drei Keplerschen Gesetze als logische Folgen mathematisch
ableiten. Alle Bewegungen der Körper unseres Planetensystems bis in
ihre letzten Feinheiten, die unsere haarspalterische Beobachtungskunst
aufdeckt, sind einzig und allein aus diesem einen Gesetze für
Jahrhunderte und Jahrtausende in Vergangenheit und Zukunft zu
berechnen. Theorie und Erfahrung sind im vollkommenen Einklange
miteinander, das Gebäude der Himmelsmechanik steht vollendet da; nur
Einzelheiten sind noch auszuarbeiten, besonders, wenn die Erfahrung
neue Tatsachen herbeigeschafft hat, die sich aber bisher stets mit
der Theorie in Einklang bringen ließen, wenn auch in einzelnen
verwickelten Fällen dieser Einklang nicht sofort zu erzielen war. Wir
werden im folgenden einige solcher Fälle näher zu betrachten haben, wo
eine anfängliche Disharmonie stets in einen neuen Triumph des großen
einheitlichen Gesetzes ausklang.
Dieses _Newtonsche Weltgebäude_ ist also nicht als eine unter vielen
denkbare Hypothese anzusehen, wie es die vorangehenden Weltansichten
waren, sondern als die eine große Wahrheit, zu der alle denkenden
Geschöpfe gelangen müssen, als dem letzten Triumph ihrer logischen
Kraft, in welchem unbekanntesten Winkel des Weltalls sie auch leben,
und wie wenig sie auch sonst uns Menschen gleichen mögen; nur müssen
sie Augen haben, die hehren Bewegungen der Gestirne zu sehen. Denn
es hat sich herausgestellt, daß auch alle Bewegungen der Gestirne
außerhalb unseres Planetensystems, soweit wir sie verfolgen können,
nach diesem selben Gesetze stattfinden. Diese Überzeugung, der
allgemeinsten Wahrheit zu dienen, erhebt unsern Geist machtvoll über
das kleinliche Getriebe der Menschenwelt, die tausend Wahnideen für
ewige Wahrheiten nimmt, um sich in ihnen schmerzvoll zu verwirren.
[Illustration: Abb. 4.]
Unsere Erde ist ein für allemal als ein kleines Glied in diesen
wunderbaren Organismus eingereiht. Wähnte das anmaßende
Menschengeschlecht einstmals den größten Teil der Welt zu beherrschen,
so müssen sich heute seine Machthaber mehr und mehr an den Gedanken
gewöhnen, daß sie nur einen kleinen Teil einer Provinz in einem Reiche,
dem der Sonne, verwalten, in dem noch Millionen ähnlicher Weltkörper in
den unermeßlichen Räumen des allumfassenden Milchstraßensonnenschwarmes
ihren unbekannten Zielen entgegeneilen.
Ob unsere so völlig in der großen Gemeinschaft verschwindende Erdenwelt
zu den schöneren und bestorganisierten dieser Weltkörper gehört?
Das wäre ein gewisser Trost für das von seinem Thron im erträumten
Mittelpunkte der Welt für immer verwiesene Menschengeschlecht.
In einem andern Kosmosbändchen habe ich die Leser zum Monde
hinaufgeführt, der uns nächsten außerirdischen Welt. Dabei haben wir
gesehen, daß der Mond ein von der Erde sehr verschiedenes Weltwesen
ist, dessen Organisation auf keinen Fall die Schönheit und Fülle
unserer Erdenwelt aufweisen kann. Wie steht es in dieser Hinsicht mit
den übrigen Planeten? Dieses Büchlein soll einen Überblick dessen
geben, was unsere moderne Beobachtungskunst über das Wesen der Planeten
in Erfahrung bringen konnte, und zugleich versuchen, Freunde der hehren
Sternkunde, die über Fernrohre mittlerer Kraft verfügen, anzuleiten,
wie sie sich in diese andern Welten vertiefen und mithelfen können,
deren Geheimnisse mehr und mehr zu entschleiern.
Überblicken wir zu diesem Zwecke zunächst die Ausdehnung und Anordnung
des Planetenreiches! Wir unterscheiden die _sonnennahen_ Planeten,
_Merkur_, _Venus_, _Erde_ und _Mars_, von den _sonnenfernen_ _Jupiter_,
_Saturn_, _Uranus_ und _Neptun_, zwischen die sich der Ring kleiner
Planeten schiebt. Die relativen Abstände, in denen sich diese Planeten
um die Sonne bewegen, können wir nach dem dritten Keplerschen Gesetze
ohne weiteres ermitteln, nachdem wir beobachtet haben, in welchen
Zeiten sie ihre Umläufe vollenden. Wir finden so, daß Merkur seinen
Lauf um die Sonne durchschnittlich in einem Abstande ausführt, der
nur ungefähr vier Zehntel unseres Abstandes von der Sonne beträgt.
Dieser Abstand der Erde von der Sonne ist die Maßeinheit, die Meile,
der Zoll oder Millimeter, mit dem die Astronomen alle Entfernungen im
Weltgebäude ausmessen, solange diese nicht doch immer noch zu groß
werden für diesen Maßstab. Genauere Zahlen werden später folgen. Die
ungefähren Abstände sind in der gleich folgenden Tabelle mitangegeben.
Die nebenstehende Abb. 4 veranschaulicht die Verhältnisse des
Sonnensystems.
Man sieht, wie die Zwischenräume der Planeten untereinander mit ihrer
Entfernung von der Sonne beständig wachsen. Man hat eine einfache
Regel dafür gefunden, die aber nicht ganz genau innegehalten wird und
namentlich für den letzten, Neptun, sehr schlecht stimmt. Man nennt sie
die _Bode-Tituiussche_ Regel. In folgender kleinen Tabelle ist sie mit
der Wirklichkeit verglichen.
Wahrer Abstand Abweichung
Merkur 0,4 0,4 0,39 + 0,01
Venus 0,4 + 1 × 0,3 0,7 0,72 – 0,02
Erde 0,4 + 2 × 0,3 1,0 1,00 0,00
Mars 0,4 + 4 × 0,3 1,6 1,52 + 0,08
Jupiter 0,4 + 16 × 0,3 5,2 5,20 0,00
Saturn 0,4 + 32 × 0,3 10,0 9,54 + 0,46
Uranus 0,4 + 64 × 0,3 19,6 19,19 + 0,41
Neptun 0,4 + 128 × 0,3 38,8 30,07 + 8,73
Wir sehen, daß die Faktoren von 0,3 sich mit jedem Planeten verdoppeln.
Nur zwischen Mars und Jupiter fehlt der Faktor 8, der, hier eingesetzt,
etwa die Mitte der Gruppe der kleinen Planeten angibt. Sehen wir vom
Neptun mit seiner großen Abweichung ab, so ist nach dieser Regel wohl
anzunehmen, daß eine bestimmte Gesetzlichkeit beim Aufbau unseres
Systems stattfand, die nur im Laufe der ungezählten Jahrmillionen, die
seither verflossen sind, sich durch unbekannte Einflüsse verwischt hat.
Beim sonnenfernsten Planeten sind diese Einflüsse am bedeutendsten
gewesen. Trennen auch sehr große Abstände unser System von dem der
anderen Sonnen im Weltgebäude, so kann deren Einfluß unter Umständen
doch im Laufe so großer Zeiten sehr merklich werden. Die nächste der
uns bekannten Sonnen steht von der unsrigen eine Viertelmillion mal
weiter ab als wir von dieser. Das macht immer noch 4000 Durchmesser
unseres ganzen Systems bis zum Neptun aus. Auch diese Sonne, es ist
einer der hellsten Sterne am südlichen Himmel, für uns leider nicht
sichtbar, Alpha im Zentauren genannt, wird von einer andern Welt
umkreist, die selbst eine Sonne ist. Etwaige dunkle Planeten, wie die
unsrigen, die vielleicht auch ihn umgeben, könnten wir aus dieser
ungeheuern Entfernung längst nicht mehr sehen.
Für so große Entfernungen wird die für unser System gewählte Maßeinheit
zu klein. Man nimmt dafür die Zeit, welche das Licht gebraucht, um von
dem betreffenden Sterne bis zu uns zu gelangen, während es bekanntlich
300000 Kilometer in der Sekunde zurücklegt. Bei dieser ungeheuern
Geschwindigkeit braucht das Licht der Sonne bis zu uns immerhin schon
8 Minuten, vom Neptun her 4 Stunden und 8 Minuten, aber von jener
nächsten Sonne 4,3 Jahre. Von andern Sternen, deren Entfernungen wir
längst nicht mehr ausmessen können, dürfen wir vermuten, daß das Licht
Tausende von Jahren braucht, um uns ihre Existenz anzuzeigen.
Wie klein ist solchem Maßstab gegenüber unsere Erdenwelt geworden! Es
wäre nur eine Spielerei mit Zahlen, wollten wir solche Dimensionen in
menschliche Maße übersetzen. Eine Anschauung könnten uns solche Zahlen
selbst für das Planetensystem nicht mehr geben. Für viele wichtige
Untersuchungen über die Einrichtungen unserer Planetenwelt und der
in ihnen wirkenden Kräfte im Vergleich zu denen auf der Erde ist es
aber dennoch von großem Werte, die Entfernungen in unserm System nach
einem Maße zu bestimmen, mit dem wir auch die Größe unserer Erde
ausmessen können, um diese Größe jenen gegenüberzustellen. War es nun,
nach Kenntnis des dritten Keplerschen Gesetzes, ein leichtes, die
relativen Entfernungen festzustellen, wie sie weiter oben angegeben
sind, so blieb dagegen die Ausmessung der Sonnenentfernung, mit der
dann alle andern Dimensionen ohne weiteres gegeben waren, in einem
Maßstabe, den wir in Händen haben, also zum Beispiel dem Meter, eine
außerordentlich schwierige Aufgabe. Von ihr habe ich schon in meinem
Kosmosbändchen »_Sonne und Sterne_«, Seite 9 u. f., gesprochen. Man
nennt solche Ausmessung die Bestimmung der _Sonnenparallaxe_. Das ist
der Winkel, unter dem der Halbmesser unserer Erde, aus der Entfernung
der Sonne gesehen, erscheinen würde. Man hat ihn nach jahrzehntelangen,
mühevollen Arbeiten, an denen sich die Astronomen aller Länder
beteiligen mußten, zu 8,80 Bogensekunden gefunden, wonach die Sonne
durchschnittlich 149500000 Kilometer von uns absteht. Aus dieser Zahl
kann dann der Leser, wenn es ihm Vergnügen macht, die Millionen
von Kilometern berechnen, welche die übrigen Planeten von der Sonne
trennen. Wir brauchen im folgenden diese Zahlen nicht und werden sie
auch nur gelegentlich anführen. Dagegen interessiert es uns schon
mehr zu erfahren, daß etwa 11700 Kugeln von der Größe unserer ganzen
Erdenwelt aneinandergereiht werden müßten, um eine Brücke von uns bis
zur Sonne zu bilden.
Sehr merkwürdig ist es, daß die Planeten nahezu in einer Ebene
angeordnet sind, daß sie sich also alle nicht sehr über die Ebene
erheben können, in der die Erde um die Sonne läuft, und die man als
_Ekliptik_ bezeichnet. Diese Anordnung verrät ohne weiteres eine
innere Zusammengehörigkeit, einen gemeinsamen Ursprung. Indes zeigen
doch nur die großen Planeten solche geringen Abweichungen; die größte
unter ihnen besitzt der kleinste und sonnennächste, Merkur, dessen
Bahnebene gegen die der Erde um 7 Grad geneigt ist. Nach ihm zeigt
die größte Abweichung der sonnenfernste, Neptun, mit 4 Grad. Für die
andern Planeten findet man später entsprechende Zahlenangaben. Von
den kleinen Planeten können einige sich um mehr als 30 Grad aus der
Ebene der Ekliptik erheben, wie sich denn bei diesem eigentümlichen
Schwarm von Weltkörperchen manche Besonderheiten zeigen, die uns noch
beschäftigen werden. Um eine Anschauung für diese Neigungsverhältnisse
zu gewinnen, mag man sich vorstellen, daß eine Schachtel von einem
Meter Durchmesser, in der man ein Modell des Sonnensystems mit den
großen Planeten allein verpacken wollte, eine Höhe von 12 Zentimetern
haben müßte, aber nur von 6 Zentimetern, wenn man Merkur ausschließen
würde. Wollte man dagegen auch die kleinen Planeten mitnehmen, so müßte
die runde Schachtel beinahe halb so hoch sein, als ihr Durchmesser lang
ist.
Außer diesen kleinen Planeten umkreisen die Sonne auch noch viele
_Kometen_, von denen ich die Leser des Kosmos schon in einem besonderen
Bändchen unterhalten habe. Darin sprach ich auch von der Lage ihrer
Bahnebenen, die bei den nichtperiodischen, d. h. den nicht nachweislich
wiederholt unser Sonnensystem besuchenden, Kometen alle Winkel zur
Ekliptikebene haben können. Es kommen also Kometen auch gelegentlich
senkrecht auf die Ekliptik herab. Die periodischen Kometen, die zu
unserm System in einem festen Verhältnis stehen, haben meistens
geringere Neigungen; doch ist unter ihnen auch einer, der von
Pons-Brooks, mit einer Periode von 71 bis 72 Jahren, der sich um 74
Grad über die Ekliptik erhebt.
Endlich gehören noch zum Sonnensystem die _Sternschnuppenringe_,
denen wir zu bestimmten Jahreszeiten begegnen, und vorübergehend die
Meteore, die wir gelegentlich in unsere Atmosphäre schlagen sehen. Auch
mit ihnen hat sich das vorhin erwähnte Kosmosbändchen befaßt, ebenso
behandelte ich in dem Bändchen »_Sonne und Sterne_« den Hauptkörper
unseres Systems selbst und schließlich auch den Mond unserer Erde, so
daß zur Vervollständigung des Bildes unseres Sonnenweltreiches nur noch
die Planeten selbst mit ihren Monden fehlen, die wir uns hier näher
anschauen wollen.
Beginnen wir beim sonnennächsten Planeten, _Merkur_, der, wie wir
schon wissen, die Sonne nur etwa in vier Zehnteln unserer eigenen
Sonnenentfernung, genauer 0,3871, umkreist. Wir verstehen es deshalb,
daß er sich auch für unsern Standpunkt niemals weit von der Sonne
entfernen kann. Steht er in seiner Bahn, von uns aus gesehen, am
meisten rechts oder links, westlich oder östlich von der Sonne, so
können wir zwischen den drei Gestirnen ein rechtwinkliges Dreieck
konstruieren, in dem offenbar die eine Seite 0,4 lang ist, wenn die
andere gleich 1 gesetzt wird. Daraus folgt dann, daß Merkur in dieser
günstigen Stellung doch nur etwa 25 Grad von der Sonne entfernt steht.
In Wirklichkeit schwankt dieser Winkel, die östliche oder westliche
_Elongation_ genannt, zwischen 18 und 27 Grad. Da infolge der täglichen
Umdrehung der Erde alle Gestirne zwischen Aufgang und Untergang in
einer Stunde 30° zurücklegen, so geht also Merkur im günstigsten Falle
nicht viel mehr als eine halbe Stunde vor der Sonne auf oder nach ihr
unter. Die günstigste Stellung der Gestirne zueinander findet aber
nur alle 116 Tage einmal statt und hält dann kaum länger als je eine
Woche an. Während dieser Zeit kann Merkur sogar auffallend hell am
Abend- oder Morgenhimmel leuchten, aber doch nur immer ziemlich tief
am Horizonte, und man begreift es deshalb wohl, daß ihn nicht viele
Menschen mit bloßem Auge in dem Bewußtsein, daß es Merkur war, gesehen
haben. Er erscheint dann als hellstrahlender, etwas gelblicher Stern,
der ein unruhigeres Licht hat, als man es sonst bei den Planeten zu
sehen gewohnt ist. Es zeugt von nicht geringer Beobachtungsgabe, daß
die Alten schon seit undenklichen Zeiten dieses Gestirn kannten und
seinen Lauf für ihre Verhältnisse gut bestimmten. Freilich liegen
die Anfänge der astronomischen Beobachtungskunst in jenen südlichen
Ländern, in denen nicht so oft wie in Deutschland neidische Wolken
gerade in den günstigen Perioden jeden Ausblick zu den Himmelswelten
vereiteln.
Unsere modernen Beobachtungswerkzeuge erlauben es, Merkur auch am
Tage aufzufinden und seine wechselnde Lage zur Sonne, beziehungsweise
zu einem festen Punkte am Himmel zu bestimmen, wenn der Planet dem
strahlenden Tagesgestirne nicht gar zu nahe gekommen ist. Man hat dabei
gefunden, daß Merkur, wie alle Planeten, nicht in einem Kreise, sondern
in einer Ellipse um die Sonne läuft. Beim Merkur ist diese Abweichung
von der Kreisbahn am größten unter allen großen Planeten. Das Maß für
diese Abweichung von der Kreisbahn ist die _Exzentrizität_. Sie wird
durch den längsten und kürzesten Durchmesser der Ellipse, ihre _große
und kleine Achse_, bestimmt. Nennt man diese beiden Längen ~a~ und ~b~,
so ist die Exzentrizität gleich ~a~ – ~b~, dividiert durch ~a~. Diese
Größe ist bei Merkur gleich 0,206. Nach dem uns schon bekannten ersten
Keplerschen Gesetze befindet sich die Sonne nicht im Mittelpunkte
der Bahnellipse, sondern in einem ihrer beiden Brennpunkte. Wir
wollen uns hier nicht damit aufhalten zu ermitteln, wie diese Punkte
mathematisch zu finden sind, aber es interessiert uns der Umstand,
daß die beiden Verbindungslinien, von irgendeinem Punkte der Ellipse
zu den Brennpunkten hin zusammengenommen, immer eine für dieselbe
Ellipse unveränderliche Größe haben, die gleich der Länge der großen
Achse ist. Die Verbindungslinie, die nach dem Brennpunkte führt, worin
sich die Sonne befindet, heißt der _Radiusvektor_. Die Richtung, nach
der er am kürzesten, der Planet der Sonne also am nächsten ist, nennt
man die Richtung des _Perihels_ oder, ganz fachmännisch, wenngleich
recht unpassend ausgedrückt, _die Länge des Perihels_, weil man es
sich angewöhnt hat, die auf der Kreislinie der Ekliptik gezählten
Bogenstrecken Längen zu nennen. Wir begreifen es leicht, daß diese
Beziehungen der Planeten zur Sonne, die sich durch ihre _Bahnelemente_
ausdrücken, von großer Bedeutung für die physischen Verhältnisse
ihrer Oberflächen sein müssen, mit denen wir uns noch eingehend
zu beschäftigen haben. Deshalb war es unumgänglich, diese kleine
mathematische Exkursion vorher zu machen.
[Illustration: Abb. 5. Neigung und Knotenlinie zweier Planetenbahnen.]
Zu den uns schon bekannten Bahnelementen, der großen Achse, der
Exzentrizität und der Länge des Perihels, kommen nun noch die _Neigung
der Bahn_, das ist der Winkel, den die Bahnebene mit der Ekliptik
macht, ferner die Richtung, wo sich beide Bahnen kreuzen (Abb. 5), die
sogenannten _Knotenlängen_, aufsteigende dort genannt, wo der Planet
von Süden nach Norden die Ekliptik passiert, dann die Zeit, wann er
einmal durch sein Perihel gegangen ist, _Perihelzeit_, und endlich
seine _Umlaufszeit_. Eigentlich müßte noch die Richtung angegeben
werden, in der sich die Körper in ihren Bahnen bewegen, diese ist aber
für alle Planeten dieselbe, nur einige Monde, die um sie kreisen,
bewegen sich in entgegengesetzter Richtung.
[Illustration: Abb. 6. Phasen und Größenverhältnisse des Merkur.]
Alle diese Bahnelemente konnten für Merkur ebenso genau ermittelt
werden, wie für die andern, für die direkte Beobachtung günstiger
gestellten Planeten, da wir ihn zur Bestimmung seiner Lage am Himmel
auch am Tage beobachten können. Wir bemerken dabei, daß er eine mit
seiner Stellung zur Sonne wechselnde Gestalt besitzt. Er zeigt _Phasen_
wie der Mond. Während dieser aber dabei immer dieselbe Größe beibehält,
wenn wir von den Resultaten genauer Messung absehen, so wechselt
der Durchmesser der Merkurphasen dagegen sehr beträchtlich. Unsere
Kenntnis von der Bahnlage des Merkur erklärt uns dies sofort, nachdem
wir an den Phasen selbst erkannten, daß Merkur ein an sich dunkler
Körper, wie die Erde und der Mond, sein muß, der sein Licht von der
Sonne erhält. Die nebenstehende Abb. 6 erleichtert die Anschauung der
wechselnden Beleuchtungs- und Größenverhältnisse. Geht Merkur in seiner
Bahn ungefähr zwischen uns und der Sonne vorüber, so steht er uns am
nächsten, wendet uns aber seine unbeleuchtete Seite zu. Steht er noch
etwas westlich, rechts von der Sonne, so hat seine Sichel die Gestalt
des abnehmenden Mondes und ist zugleich am größten. Dann verschwindet
der Planet für einige Zeit in den Strahlen der Sonne, aus denen er dann
östlich, links, wieder als zunehmende Phase auftaucht. Diese wächst
während des _synodischen Umlaufs_, wie man die Zeit nennt, die zwischen
zwei gleichen Zusammenkünften, _Konjunktionen_, des Planeten mit der
Sonne verläuft, noch immer weiter. Jenseits der Sonne, in der _unteren
Konjunktion_, wie man diese im Gegensatze zu der eben betrachteten
_oberen_ nennt, würde uns dann der Planet als volle Scheibe erscheinen,
wenn man ihn überhaupt noch sehen könnte. Nachdem er hinter der
Sonne vorbeigegangen ist, nimmt er wieder ab, wird aber zugleich im
Durchmesser größer, bis seine zuerst betrachtete Lage zu uns und der
Sonne wieder eintritt. Dieses Spiel wiederholt sich durchschnittlich
alle 116 Tage, ein Zeitraum, der also die synodische Umlaufszeit des
Merkur darstellt. Da der mittlere Abstand des Merkur von der Sonne 0,4
ist, wenn wir den der Erde gleich 1 setzen, so kann der Planet uns
bis auf 1 – 0,4 also 0,6 nahekommen und sich auf 1 + 0,4, also 1,4
entfernen; sein Durchmesser schwankt daher zwischen 0,6 und 1,4 einer
bestimmten Mittelgröße. Die direkte Messung ergibt für diese Größen
etwa 12 und 5 Bogensekunden, was dem obigen Verhältnis entspricht. Um
eine Vorstellung zu gewinnen, was solche Größen bedeuten, füge ich
hinzu, daß eine Scheibe von 1 ~cm~ Durchmesser in eine Entfernung
von 206 ~m~ gestellt werden müßte, damit sie unter einem Winkel von
10′′ erscheint. In dieser Entfernung kann man die Scheibe natürlich
längst nicht mehr als solche mit dem bloßen Auge unterscheiden. Ist
sie sehr leuchtend, so erkennt man sie als strahlenden Punkt, eben
wie den Merkur am Himmel. Wendet man aber ein Fernrohr mit 200facher
Vergrößerung an, so rückt die Scheibe bis auf einen Meter zu uns heran,
und jeder kann sich durch den Versuch davon überzeugen, daß man nun
ihre Scheibenform deutlich wahrnimmt. Auch wenn wir die Scheibe nur
5 ~mm~ groß machen, wobei sie den Merkur in seiner größten Entfernung
von uns vertritt, erkennt man noch die leuchtende Fläche.
In unserm Bändchen über den Mond haben wir uns schon etwas eingehender
mit den Eigenschaften der Fernrohre beschäftigt und dabei gefunden,
daß ein etwa 200fach vergrößerndes Fernrohr eine Länge oder Brennweite
von nur 1 ~m~ zu haben braucht. Dies stellt ungefähr die unterste
Grenze der optischen Kraft dar, welche man nötig hat, um mit einiger
Deutlichkeit gewisse Einzelheiten auf den Planeten wahrzunehmen. Ein
Fernrohr aber von 2½ ~m~ Brennweite und etwa 208 ~mm~ Objektivöffnung
zeigt bei gutem Luftzustande einem geübten Auge schon fast alles, was
auch die größten Instrumente im Reiche der Planeten zu sehen vermögen,
denn die weitere Verstärkung der Sehmittel dient von dieser Grenze ab
hauptsächlich nur der Erhöhung der Lichtstärke; an Licht aber fehlt es
den Planeten nicht.
Es mag hier interessieren, in welchen Preislagen solche Instrumente
heute zu erhalten sind, die uns in die Welt der Planeten mit Vorteil
einführen können. Ich wähle den Katalog von _Zeiß_ in _Jena_, einer
Firma, die als die teuerste gilt, aber auch als die zuverlässigste für
die Lieferung unzweifelhaft erstklassiger Erzeugnisse. Ein einfaches
Fernrohr, das etwa der untersten Grenze der betreffenden Anforderungen
entspricht, mit 103 ~cm~ Brennweite und 70 ~mm~ Öffnung, dessen Okulare
aber nur bis zu 114facher Vergrößerung gehen, kostet M 445.–. Solch
ein Fernrohr ist nur horizontal und vertikal beweglich. Man kann damit
nur Sterne unmittelbar auffinden, die auch schon mit bloßem Auge
deutlich zu sehen sind. Fernrohre mit Einstellkreisen und sogenannter
parallaktischer Aufstellung sind gleich viel komplizierter und deshalb
teurer, erlauben aber die Auffindung jedes Sternes, der ihrer optischen
Kraft noch zugänglich ist, wenn man seinen Ort am Himmel nach den
Angaben der betreffenden Verzeichnisse kennt. Ein Fernrohr von der
gleichen Größe, wie das vorhin angegebene, kostet schon M 800.–. Ihm
stelle ich ein parallaktisch montiertes und mit allem erwünschten
Zubehör versehenes Fernrohr von 2,6 ~m~ Brennweite und 175 ~mm~ Öffnung
gegenüber, das also bei 520facher Vergrößerung etwa die obere Grenze
des für Freunde der Sternkunde noch Erwünschten darstellt und M 9950.–
kostet. Dies, wie gesagt, nur zur ungefähren Orientierung.
Würde man aber auch mit dem vorzüglichsten Fernrohr den Merkur
betrachten, wenn er sich so nahe dem Horizonte befindet, wie man ihn
erst mit bloßem Auge sehen kann, so wird man recht enttäuscht sein.
Statt einer leuchtenden Scheibe oder Sichel, die man erwartet hatte,
sieht man meist nur eine Art von Flamme, die unruhig im Winde hin und
her zu flackern scheint. Wenn die aus dem Weltraum in unsere Atmosphäre
dringenden Lichtstrahlen sie so schräg durchschneiden müssen, wie es
bei tiefem Stande des Gestirns geschieht, so haben sie sehr viel mehr
Luft zu durcheilen als bei graderem Eindringen. Durch Brechung in
dieser Luft wird der Lichtstrahl von seinem geraden Wege abgelenkt, und
dies geschieht bei verschiedenen Temperaturen der Luft in verschiedenem
Maße. Da die Luft nun beständig bewegt ist, so wird der Strahl durch
die Luftströmungen in der Tat wie eine Flamme hin und her geworfen;
es entstehen »wallende« Bilder, die jede Beobachtung von Einzelheiten
vereiteln. Sehr selten, nur während weniger Stunden im Jahre, herrschen
selbst bis in die oberen Luftregionen so ruhige und gleichmäßige
Zustände, daß das Bild des Merkur im Fernrohr keine merklich wallenden
Ränder mehr zeigt. Nur auf hohen, isolierten Bergen, wo der Lichtstrahl
über den unruhigen Dunstschichten bleibt, die sich unmittelbar auf die
ungleich erwärmte Erdoberfläche lagern, oder auf Inseln, wo über der
Meeresfläche ausgeglichenere Temperaturen herrschen, wie z. B. auf
Capri, sind brauchbare Bilder im Fernrohr häufiger anzutreffen.
Für den Besitzer eines Fernrohrs, das gestattet, Merkur auch schon am
Tage aufzufinden, gestalten sich die Dinge dagegen wesentlich besser.
Aber auch dann bleibt Merkur stets ein undankbares Objekt. Bei voller
Tageshelle überdeckt der blaue Schleier der Luft das Bild und hindert
jede Möglichkeit, etwa Einzelheiten auf dem Planeten zu entdecken. Es
bleibt dann nichts anderes übrig als die Form der Sichel zu verfolgen
und, wenn man über ein Mikrometer am Fernrohr verfügt, die von Tag
zu Tag wechselnde Größe des Durchmessers zu konstatieren. Sobald der
_Tag_ sich zur Dämmerung neigt, und das Licht des Planeten entsprechend
zuzunehmen scheint, steigt er auch gleichzeitig mehr und mehr zum
Horizont hinab. Weder Messungen noch Beobachtungen irgendwelcher Art
sind noch möglich.
Die unter günstigsten Bedingungen ausgeführten Messungen haben
ergeben, daß der Durchmesser des Merkur in seiner mittleren Entfernung
von der Sonne gleich 6,59′′ ist, woraus man dann findet, daß seine
Kugel 4780 ~km~ hält, gegen 12700 bei der Erde. Merkur ist also
im Durchmesser etwa dreimal kleiner als unsere Erdenwelt, seine
Oberfläche enthält 71800000 ~qkm~, sie ist also siebenmal so klein wie
die der Erde und kommt etwa dem Flächeninhalt von Asien und Afrika
zusammengenommen gleich. Aus dem körperlichen Inhalt seiner Kugel und
der seiner Masse proportional steigenden Anziehungskraft, die wir ihn
nach außen hin ausüben sehen, können wir ermitteln, daß die Materie,
aus der er aufgebaut ist, nur wenig (1,05) dichter ist als die der
Erde. Man hat nicht finden können, daß diese Weltkugel nach einer Seite
hin abgeplattet ist, daß also ihr Durchmesser nach einer bestimmten
Richtung kleiner sei als in den andern, wie es bekanntlich bei der Erde
der Fall ist. Aber wir müssen hinzufügen, daß unsere Messungsmittel
nicht ausreichen würden, eine Abplattung, wie die der Erde, am Merkur
noch zu entdecken, wenn er sie wirklich besitzen sollte.
Diese verhältnismäßig kleine Weltkugel bewegt sich in 87,96926 Tagen um
die Sonne, und aus dem Umfang der dabei beschriebenen Bahn können wir
berechnen, daß der Planet in dieser seiner »Jahresbewegung« 47 ~km~ in
jeder Sekunde zurücklegt.
Die bisher gegebenen Daten über die sonnennahe Welt des Merkur waren
mit ziemlich großer Genauigkeit zu ermitteln. Dem Wunsche aber, noch
tiefer in ihr Wesen einzudringen, stellen sich jene obenerwähnten
Beobachtungsschwierigkeiten entgegen. Wir hätten gern erfahren, ob sich
auf Merkur auch Festländer und Meere, Berge und Tiefländer befinden,
ob eine Atmosphäre wie bei uns Wolken und Winde hervorbringt, und
ob auch dort ein Wechsel von Tag und Nacht, von Sommer und Winter
herrscht. Alle diese Fragen würden sich durch die Beobachtung von
Flecken beantworten lassen, die man etwa auf seiner Scheibe oder
Sichel erkennen und in ihren Bewegungen verfolgen würde. Aber gerade
wenn der Planet uns am nächsten steht, und man solche Einzelheiten
also am besten sehen würde, wendet er uns seine unbeleuchtete Seite
bis auf jene schmale Sichel zu, auf der es selbst bei den besten
atmosphärischen Verhältnissen schwer ist, irgend etwas zu entdecken.
Dennoch glauben einige wenige, besonders begünstigte Beobachter
Streifen und Flecken bemerkt zu haben, deren Aussehen immer gleich
bleibt, die also einer festen Oberfläche angehören würden. Insbesondere
hat _Schiaparelli_, jener namentlich durch seine Marsforschungen
berühmte Mailänder Astronom, als Frucht langjährigen Studiums unter
dem reinen italienischen Himmel die untenstehende »_Karte des
Merkur_« (Abb. 7) entworfen. An die Verfolgung dieser Flecke hat sich
eine eigentümliche Kontroverse geknüpft, die auch heute noch nicht
entschieden ist.
[Illustration: Abb. 7. Merkur, gezeichnet von Schiaparelli in Mailand.]
Wenn Merkur sich um eine Achse dreht wie die Erde und dadurch auf
seiner Oberfläche einen Wandel von Tag und Nacht hervorbringt, so
müssen sich diese Flecke langsam über die Scheibe des Planeten
hinbewegen, wie wir es bei Mars und Jupiter deutlich sehen. Findet die
Umdrehung, _Rotation_, in etwa derselben Zeit statt, wie die der Erde,
also in 24 Stunden, so mußte die betreffende Oberflächenzeichnung,
die etwa auf der schmalen Sichel noch zu erkennen war, während einer
Reihe von aufeinanderfolgenden Beobachtungstagen immer dieselbe sein,
weil die Zeiten, in denen man Merkur überhaupt nur beobachten konnte,
eben auch immer nahezu 24 Stunden oder ein Mehrfaches davon zwischen
sich hatten. Dies glaubte man nun in der Tat, auch schon lange vor
Schiaparelli, beobachtet zu haben, und man schloß also, daß die
Tageslänge auf dem Merkur ungefähr der unsrigen gleich sei. Aber man
hatte damit voreilig geschlossen. Denn auch wenn sich Merkur inzwischen
_gar nicht_ weiter um sich selbst gedreht hatte, mußte dieselbe
Erscheinung eintreten. Daß dies aber wirklich stattfindet, glaubt
nun Schiaparelli sicher erkannt zu haben, indem er den Planeten auch
während mehrerer Tagesstunden verfolgen konnte, wobei die Flecke immer
an derselben Stelle blieben. Danach würde also Merkur der Sonne stets
dieselbe Seite zukehren, wie es zwischen Erde und Mond stattfindet.
An sich wäre dies wohl möglich, denn diese Übereinstimmung zwischen
Umlaufs- und Umschwungsbewegung ist eine Folge der besonderen
Anziehung, welche wir als Ebbe und Flut bei uns wahrnehmen, und die
zwischen Sonne und Merkur einstmals ebenso gewirkt haben muß, wie
zwischen Erde und Mond.
In neuerer Zeit sind nun aber Zweifel darüber entstanden, ob die an
sich wohl zu erkennenden Flecke, die zu diesen Schlüssen führten, nicht
überhaupt auf optischen Täuschungen beruhen, woraus wir noch bei Venus
zurückkommen. Die Frage der Tageslänge auf Merkur muß also einstweilen
noch als unentschieden gelten, wie so vieles andere noch bei diesem
Planeten, der die schwierigsten Beobachtungsverhältnisse von allen
übrigen aufweist.
Schiaparelli glaubte auch gelegentlich helle Flecke auf Merkur zu
sehen, die als Wolken aufgefaßt werden könnten. Dann besäße er
also auch eine Atmosphäre. Hierüber kann nur unter Umständen noch
ein anderes Instrument Aufschluß geben, das uns über die chemische
Beschaffenheit der Materie, die der zu untersuchende Lichtstrahl
durchdringt, Mitteilung macht, das _Spektroskop_. Im Spektrum der
Sonne treten gewisse »_atmosphärische Banden_« auf; je tiefer sie
steht, desto mehr Luft haben ihre Strahlen also zu durchdringen.
Sie müssen also dem Einfluß unserer irdischen Luft zugeschrieben
werden. Diese Banden treten deshalb bei allen Himmelskörpern in
entsprechender Weise auf, sie gehören ihnen nicht an. Würden nun
im Spektrum des Merkur noch andere Banden erkannt, wie diese, so
folgte daraus, daß das zurückgeworfene Sonnenlicht vorher noch andere
Gasschichten durchdrungen haben müßte, die dann einer Merkuratmosphäre
angehörten. Solche andern Banden sind aber im Merkurspektrum nicht
nachzuweisen, höchstens glaubte _Vogel_ Andeutungen gefunden zu haben,
daß jene atmosphärischen Banden sich verbreiterten, wenn vom hellen
Himmelsgrunde, der jene atmosphärischen Banden zeigt, das Spektroskop
auf Merkur gerichtet wurde. Daraus würde folgen, daß der Planet eine
der irdischen gleiche Lufthülle besäße; aber, wie gesagt, auch hier
bleiben die Beobachtungen höchst unsicher.
Einen, wenn auch nur ganz allgemeinen Aufschluß über die
Oberflächenbeschaffenheit eines lichtreflektierenden Körpers kann
die Bestimmung der zurückgeworfenen Lichtmenge im Vergleich zu der
ursprünglich ihr zugestrahlten geben. Es ist klar, daß ein spiegelndes
Metall mehr Licht zurückwirft als rauhes Gestein, und daß dieses
wieder, je nach seiner Färbung, heller oder dunkler erscheint. Ein
absolut schwarzer, rauher Körper verschluckt alles Licht. Würde ein
Planet etwa aus Kohle bestehen, so könnten wir ihn überhaupt nicht
sehen. Man hat zum Messen der Lichtmengen, die uns ein leuchtender
Körper zusendet, besondere Instrumente, _Photometer_, erfunden, und die
sich ihrer bedienende Wissenschaft der _Photometrie_ hat sehr wertvolle
Beiträge zur Kenntnis der Himmelskörper geliefert. Für Merkur sagte sie
uns aus, daß seine Oberfläche nur 0,14 der ihm zugestrahlten Lichtmenge
zurückgibt, und daß dieses Verhältnis, die _Albedo_ genannt, dem beim
Monde gefundenen nahekommt. Danach hätten wir anzunehmen, daß die
Oberfläche des Merkur ebenso rauh sei wie die des Mondes, und daß keine
merkliche Atmosphäre diese Beleuchtungsverhältnisse modifiziert. Wäre
Merkur von einer mit Wolken teilweise bedeckten Atmosphäre umgeben, so
müßte er viel mehr Licht zurückwerfen, und namentlich müßten auch die
Helligkeiten in den verschiedenen Phasen in anderer Weise wechseln, als
es geschieht.
[Illustration: Abb. 8. Merkurdurchgang vom 7. Mai 1878. Tropfenbildung,
beobachtet von Tebbutt in Neusüdwales.]