_Venusdurchgängen_ zu sagen, deren Bedeutung bereits in dem mehrfach
erwähnten Kosmosbändchen »Sonne und Sterne« eingehender behandelt
worden ist. Diese Vorübergänge der Venus vor der Sonnenscheibe sind
viel seltener als die des Merkur. Sie ereignen sich in einem Zyklus,
mit Zwischenräumen von 105½, 8, 121½ und 8 Jahren, so daß also die
Jahre 1761 und 1769, dann wieder 1874 und 1882 Venusdurchgänge hatten,
und die nächsten beiden erst in den Jahren 2004 und 2012 stattfinden.
Wir erleben also solch ein Ereignis nicht mehr. Ich selbst habe den
Durchgang von 1882 auf der Genfer Sternwarte durch Wolkenlücken zum
Teil sehen können. Ernstliche Beobachtungen gestattete das neidische
Wetter nicht. Damals, ebenso wie 1874, waren von allen zivilisierten
Nationen viele Expeditionen in die entlegensten Teile der Erde gesandt
worden, um das Phänomen mit denkbar größter Genauigkeit zu verfolgen
und festzustellen, welchen Weg die Venus über die Sonnenscheibe nahm.
Durch die perspektivische Verschiebung, die dieser Weg durch den
verschiedenen Standpunkt der Beobachter auf der Erde erfuhr, war
dann die Entfernung der Venus von uns in Teilen des Erddurchmessers
zu ermitteln, und jene wieder ergab die Größe jener astronomischen
Einheit der Sonnenentfernung in irdischem Maß. Bis vor kurzem waren
die Venusdurchgänge noch das sicherste Mittel zu dieser Ausmessung des
astronomischen Grundmaßes. Heute hat man in dem neuentdeckten kleinen
Planeten Eros ein viel besseres Mittel zu dieser Bestimmung gefunden.
Entfernen wir uns auf unserer Wanderung durch das Planetensystem
nun abermals weiter von der Sonne, so stoßen wir auf unsern eigenen
Wohnsitz, _die Erde_, die wir hier als einen Himmelskörper, als einen
andern Planeten auffassen, den wir von einem Standpunkte draußen
im Weltgebäude zu erforschen suchen. Es werden sich dann bei der
Fortsetzung unserer Forschungsreise für die Betrachtung anderer
Himmelskörper wertvolle Parallelstellen oder Unterschiede ergeben.
Als gedachten Beobachtungsort im Weltgebäude wollen wir die Venus
wählen, den günstigsten Punkt, den wir zu diesem Zwecke einnehmen
können. Die Erde ist für sie der nächste Planet jenseits ihrer
Sonnenbahn, so daß man uns von dort her während der ganzen, langen
Venusnacht, soweit die dichte Wolkendecke es gestattet, beobachten
kann. Unser Planet wendet ihr dabei seine vollbeleuchtete Tagesseite
zu; er kann in _Opposition_ zur Sonne treten, ihr genau gegenüber am
Himmel stehen, um Mitternacht, wenn die Sonne tief unter dem Horizonte
dahinzieht.
Solche Oppositionen der Erde für die Venusastronomen finden natürlich
zu derselben Zeit statt, wenn Venus für uns in oberer Konjunktion
steht, das heißt, wenn Erde, Venus und Sonne sich in einer Reihe
befinden und die Venus in der Mitte zwischen ihnen. Die _synodische
Umlaufszeit_ der Venus für die Erde ist dieselbe wie die der Erde für
die Venus; also jedesmal nach durchschnittlich 583½ Tagen (siehe S. 32)
haben die Venusastronomen die günstige Gelegenheit, in die Geheimnisse
unserer Welt einzudringen, während für uns sich um diese selbe Zeit die
Venus umgekehrt in den Strahlen der Sonne verbirgt.
Durch Verfolgung der Bewegungen der leuchtenden Erdscheibe unter den
festen Sternen ermittelt man dann leicht die wirkliche _Umlaufszeit_
dieses schönen Sternes um die Sonne, unsere _Jahreslänge_. Man findet
sie gleich 365,2564 Teilen der Einheit, die wir unsern Tag nennen,
und die wir noch besonders zu definieren haben werden. Die Bahn
des Erdsternes würden wir etwas exzentrischer, von der Kreisform
abweichender, finden, als die der Venus ist. Ihre _Exzentrizität_
ist gleich 0,0168. In dieser Bahn bewegt sich die Erde mit einer
durchschnittlichen Geschwindigkeit von 27,8 ~km~ in der Sekunde um
die Sonne, und zwar etwas schneller, wenn sie der Sonne näher steht.
Ihre größte Nähe zur Sonne, ihr _Periheldurchgang_, findet in der
gegenwärtigen Zeitepoche jedesmal am 1. Januar statt. Wir wissen
aber schon, daß diese Richtung der kürzesten Entfernung selbst sich
langsam immer in derselben Weise verschiebt. Diese Verschiebung
(_Säkularbewegung des Perihels_) beträgt im Jahre 61,9 Bogensekunden
(′′) und bewirkt, daß in etwa 10500 Jahren die Richtung, in der uns die
Sonne am nächsten steht, in unsern Juli fällt. Dadurch ändert sich,
wie wir gleich noch besser erkennen werden, die Länge der Jahreszeiten
zwischen den beiden Erdhalbkugeln, und man hat daraus die Ursache jenes
geheimnisvollen Klimawechsels der Eiszeiten abzuleiten versucht.
Die mittlere Entfernung der Erde von der Sonne würde ein außerirdischer
Astronom genau so ermitteln, wie wir es tun, indem wir die _Parallaxe
der Sonne_ ausmessen, das heißt den Winkel, unter dem die Erdscheibe,
vom Mittelpunkte der Sonne aus gesehen, erscheinen würde. Er beträgt
17,60′′. In ein auf der Erde gebräuchliches Maß übersetzt, ergibt sich
die Entfernung der Erde von der Sonne daraus gleich 149500000 ~km~.
Betrachten wir die Scheibe des Erdsterns etwas genauer, so finden wir
zunächst, daß sie vollkommen rund zu sein scheint, soweit sie nicht als
Phase nur teilweise beleuchtet ist. In Wirklichkeit wissen wir, daß die
Erde an den Polen etwas abgeplattet ist, so daß ihr Durchmesser von Pol
zu Pol um ein Zweihundertneunundneunzigstel kleiner ist als der Weg von
einem Punkt des Äquators zu einem andern durch den Erdmittelpunkt. Aber
unsere Meßwerkzeuge würden dies von der Venus aus nicht nachzuweisen
vermögen. Wir schließen daraus, daß auch diese ebenso abgeplattet sein
kann, ohne daß wir es derzeit zu finden vermögen.
Das Licht des Erdsterns, seine _Albedo_, würden wir weniger hell
finden als das der Venus, aber heller als das des Merkur. Interessante
Untersuchungen, die deswegen neuerdings auf Mt. Wilson über die
reflektierende Kraft der Wolken angestellt wurden, ergaben in
Verbindung mit der durchschnittlichen Bedeckung der Erdoberfläche
durch Wolken die _Albedo_ der Erde gleich 0,37, also beinahe dreimal
größer als die des Merkur und des Mondes, aber nur halb so groß wie
die der Venus. Vielleicht würde man das Gesamtlicht der Erde innerhalb
einer Periode, die gerade ihrem Umlauf um die Sonne entspricht, etwas
veränderlich finden und sehr bald erkennen, daß der Grund davon eine
wechselnde Bedeckung der wahrgenommenen festen Flecke auf ihrer
Oberfläche durch kommende und gehende, sich schnell an Ausdehnung und
lichtreflektierender Kraft verändernde, weiße Flecke ist. Wenn auf dem
Planeten, von dem aus wir dies beobachten, etwas Ähnliches auftritt,
so werden wir diese weißen Flecke für Wolken oder vorübergehende
Schneebedeckung, die festen für Kontinente, Meere oder bleibende
Eisflächen erklären.
Unsere Aufmerksamkeit zunächst diesen festen Flecken zuwendend,
machen wir die Wahrnehmung, daß sie in völlig regelmäßiger Weise
auf der leuchtenden Erdscheibe hinziehen, am schnellsten, wenn sie
gerade über die Mitte der Scheibe wandern, langsamer und sich in
ihrer Form in bestimmter Weise verkürzend, wenn sie gegen den Rand
hin rücken. Wir schließen daraus, daß die Erde eine Kugel ist, die
sich in unveränderlicher Weise um ihre Achse dreht. Wir können auch
sofort deutlich unterscheiden, daß dies in einer Weise geschieht, die
uns verrät, daß die Erdachse nicht senkrecht auf der Ebene steht, in
der sich unser Planet um die Sonne bewegt, und also die Ebene der am
schnellsten sich bewegenden Flecke der Erdoberfläche, die Ebene ihres
_Äquators_, einen bestimmten Winkel mit der Ebene der Erdbahn macht.
Wir nennen diesen Winkel die _Schiefe der Ekliptik_. Sie beträgt
gegenwärtig 23° 27′ 8′′ und ist, im Laufe der Jahrhunderte nur sehr
wenig um einen Mittelwert schwankend, veränderlich.
Dieser Winkel bedingt bekanntlich die _Jahreszeiten_, und ein ähnlicher
Winkel muß auch auf andern Planeten die entsprechende Wirkung haben,
wenn wir ihn dort beobachten, weshalb diese Verhältnisse uns hier
besonders interessieren.
Der noch nicht mit den betreffenden Verhältnissen aus der
mathematischen Geographie vertraute Leser mag das einfache Experiment
mit einem Apfel machen, den er mit einer Stricknadel durchsticht und
mit dieser auf einem tellerförmigen Fuß derartig befestigt, daß der
Apfel mit seiner Stricknadel schräg auf der Tischplatte steht. In
der Mitte des Tisches steht die Lampe als Sonne, der Apfel ist die
Erde, und die Stricknadel die Achse, um welche sie sich in ihrer
täglichen Bewegung dreht. Die Tischplatte ist die Ebene der Erdbahn,
die Ekliptik. Wir schieben nun den Erdapfel auf seinem Fuße um die
Sonnenlampe derart, daß die Stricknadel stets dieselbe Richtung, nicht
zur Lampe, sondern zu irgend etwas außerhalb des Tisches, etwa dem
Fensterkreuz, beibehält. Dieses »außerhalb« bedeutet den Weltraum: die
Lage der Erdachse in diesem verändert sich nicht, trotz aller sonstigen
Bewegungen der Erde. Nehmen wir einmal an, in einer bestimmten Stellung
des Erdapfels zur Sonnenlampe sei das untere Ende der Stricknadelachse
gerade gegen die Lampe hin, das obere schräg von ihr abgewendet. Wir
können noch auf dem Erdapfel einen Äquator einschneiden, indem wir ihn
in zwei gleiche Hälften derart trennen, daß die Mitte jeder Hälfte oben
und unten die Punkte sind, wo die Stricknadel den Apfel durchsticht,
die Pole, oben der Nordpol, unten der Südpol. In der von uns gewählten
Lage wird dann der Nordpol nicht mehr von der Sonnenlampe beschienen;
er ist ja von ihr abgewendet. Dagegen ist der Südpol voll beleuchtet.
Wir können den Apfel noch soviel um die Nadel drehen, indem wir nur
ihre Lage gegen die Tischplatte nicht verändern, so bleibt doch der
Nordpol im Dunkeln, der Südpol im Sonnenschein. Die Lichtgrenze, die
sich beim Drehen oben und unten auf dem Apfel als ein kleiner Kreis
bildet, ist der Polarkreis, oben der nördliche, unten der südliche.
Ziehen wir von der Lampe bis zum Apfel eine gerade Linie parallel zur
Tischplatte, vielleicht wieder in der Form einer langen Stricknadel,
so trifft sie ihn in den Punkten, wo die Sonnenlampe senkrecht auf
den Apfel scheint. Drehen wir den Apfel wieder um seine feste Achse,
so entsteht wieder ein Kreis parallel zu unserm Äquatoreinschnitt,
aber kleiner wie dieser. Der beleuchtete Teil dieses Äquators liegt
überall oberhalb dieses kleineren Kreises, der die sogenannte heiße
Zone auf der Erde auf der Südhalbkugel abgrenzt. Es ist der _Wendekreis
des Steinbocks_. Bis hierher kann also die Sonne senkrecht über den
Menschen stehen, die sich hier auf der Erde befinden.
Nun wandern wir mit unserer Erde weiter und machen einen Viertelkreis
um den Tisch, immer so, daß unsere Erdachse ihre Richtung, ihren
Winkel zur Tischebene, beibehält. Dann werden wir sehen, wie immer
mehr von dem Gebiete innerhalb unseres nördlichen Polarkreises
beleuchtet wird, und wenn wir den Viertelkreis vollendet haben, geht
gerade die Sonne am Nordpol auf. Unsere schiefstehende Erdachse ist
jetzt in allen Teilen gleichweit von der Sonnenlampe entfernt, und
drehen wir nun die Erde darum, so werden alle ihre Oberflächenteile
nacheinander beleuchtet. Es ist Frühlingsanfang; die vorige Stellung
entsprach dem Anfang des Winters auf unserer nördlichen Halbkugel.
Bewegen wir die Erde in derselben Weise nun noch um einen weiteren
Viertelkreis, so ist der Nordpol der Sonne am nächsten, der Südpol
beständig im Schatten. Wir finden den _Wendekreis des Krebses_, wie
vorhin den des Steinbocks; es ist Sommersanfang für uns. Zwischen
beiden Wendekreisen liegt die _heiße Zone_, wo die Sonne überall einmal
im Jahre zur Mittagszeit genau über den Köpfen der Bewohner stehen
kann; zwischen Wende- und Polarkreisen sind die beiden _gemäßigten
Zonen_, die Polarkreise schließen auf beiden Seiten die _kalten Zonen_
ein. Bei weiterer Wanderung der Erde aus ihrer jährlichen Reise kommen
wir zum Herbstanfang, wobei die Stellung der Sonne zur Erdachse wieder
dieselbe wird, wie sie es ein halbes Jahr früher beim Frühlingsanfang
war, und dann kommen wir endlich auf unsern Ausgangspunkt zurück. Die
Jahresreise und die Reise durch die Jahreszeiten ist vollendet.
Wenn wir auch in bezug auf die Erde, die wir selbst bewohnen, die
hier wiedergegebenen Erfahrungen auf anderem und sicherem Wege
ermittelt haben, als es von einem außerirdischen Standpunkte möglich
gewesen wäre, so hätten wir sie durch die Bewegungen der festen
Oberflächenflecke, der Kontinente und Meere, ebensogut ermitteln
können. Wir hätten den Winkel der Schiefe der Ekliptik, wie er weiter
oben angegeben ist, richtig gefunden, die Größe der Zonen auf dem
Erdball danach abgemessen und den Anfang der Jahreszeiten sowie ihre
Länge bestimmt.
Dabei hätten wir noch manche interessanten Beobachtungen gemacht. Wir
hätten zunächst gesehen, daß die polaren Gebiete auf beiden Seiten
beständig in »schneeweißem« Lichte strahlen, und daß diese weißen
Hauben mit den Jahreszeiten regelmäßig ihre Ausdehnung verändern. Wenn
auf einer Halbkugel die Sonne am tiefsten steht, die weiße Haube sich
also in ihre Polarnacht gehüllt hat, dann sieht man den weißen Fleck
sich weit in die gemäßigte Zone ausdehnen und erst etwa anderthalb
Monate nach dem betreffenden Sonnenstande sein Maximum oder Minimum der
Ausdehnung erreichen; auf der nördlichen Halbkugel ist seine Ausdehnung
um Mitte Februar am größten, Mitte August am kleinsten, und umgekehrt
auf der andern Seite der Erde. Wir wissen, daß die Ursache davon in den
meteorologischen Verhältnissen unseres Planeten liegt. Wärme und Kälte
werden vom Erdboden aufgesogen und wirken eine Zeitlang der direkten
Sonnenstrahlung entweder entgegen oder verstärken sie. Bis in die
äquatorialen Gegenden indes reicht die weiße Haube niemals, dagegen
würde man in sehr guten Fernrohren hier sowohl wie in gewissen Gebieten
der gemäßigten Zonen beständige weiße Punkte wahrnehmen, unsere
Hochgebirge, von denen aus beim Wechsel der Jahreszeiten die weiße
Bedeckung sich ausdehnt und zurückzieht.
Nachdem von den festen Gebieten der gemäßigten Zonen, die wir als
Kontinente von den Meeren unterscheiden konnten, weil auf diesen
letzteren überhaupt keine Veränderungen gesehen wurden, die weißen
Flecke seit einiger Zeit verschwunden waren, würden wir sie mit einem
grünlichen Ton sich überziehen sehen: der Frühling ist über sie
gekommen.
Aber all diese Beobachtungen würden sehr häufig von jenen weißlichen
Stellen vereitelt werden, die zeitweilig über die Oberfläche hinziehen
und ihre festen Flecke verhüllen: unsere Wolken. Bei genauerem Hinblick
erkennen wir auch bei ihnen den Einfluß der Sonnenbestrahlung und
der Zonen. Sehr auffällig würde namentlich ein Gürtel sein, der sich
zu gewissen Zeiten etwa längs der Grenze zwischen der heißen und der
gemäßigten Zone, also etwa einem Wendekreise folgend, dem Äquator
parallel hinzieht, sich langsam bis gegen den Äquator ausdehnt und von
dort wieder zurückzieht. Es ist der Wolkengürtel, der die periodischen
Regenzeiten der tropischen Gegenden verursacht. Er würde, wenn auch
sonst gar keine Einzelheiten auf dem Planeten zu erkennen wären, aus
denen man auf seinen täglichen Umschwung schließen könnte, diesen uns
verraten, weil nur hierdurch diese dem Äquator parallele Lage solcher
Wolkenstreifen hervorgebracht werden kann. Ein Punkt des Äquators
macht bei seinem täglichen Umschwunge einen Weg von 465 ~m~ in jeder
Sekunde. Dieser großen Geschwindigkeit können die oberen Luftschichten
nicht mehr so gut folgen als die gewissermaßen an der Oberfläche
klebenden. Es entsteht ein beständiger entgegengesetzter (Ost-) Wind
in den äquatorialen Gegenden, der diese Anordnung der Wolkenstreifen
bedingt. Beim Übergang der Luftströmungen in höhere Breiten kehrt sich
dagegen das Verhältnis um, weil die Luft hier mit einer schnelleren
Rotationsgeschwindigkeit ankommt, als sie die feste Oberfläche
hier noch besitzt. Deshalb herrschen in der gemäßigten und kalten
Zone wieder Westwinde vor, die also der Bewegung der Erdoberfläche
vorauseilen.
Eine sehr seltsame Wahrnehmung würden wir in einem gewissen Gebiete
machen, das wir Ägypten nennen. Während diese Gegend für gewöhnlich
eine gleichmäßig gelbe Farbe besitzt, färbt sich zu gewissen
Jahreszeiten ein schmaler, fast geradlinig von Süden nach Norden
verlaufender, nur in den besten Fernrohren sichtbarer Streifen
sozusagen schrittweise gegen Norden hin dunkler, bleibt so eine
Weile, nimmt dann eine grünliche Farbe an, um schließlich wieder in
dem allgemeinen Gelb der Landschaft zu verschwinden. Wir wissen, daß
es die Nilniederung ist, die wir durch ihre verschiedenen Phasen der
Überschwemmung verfolgt haben, von dem aus dem Süden zuströmenden
Wasser herrührend, das ein Wüstengebiet von etwa 30 ~km~ Breite dunkel
färbt, über die Zeit ihrer Begrünung und zurück in ihre ursprüngliche
Wüstennatur.
Noch viele andere interessante Dinge würde das nähere Studium des
Erdplaneten aufdecken, die wir hier nicht weiter verfolgen wollen.
Bemerkt sei noch, daß wir das Verhältnis zwischen Land und Meer wie
etwa 1 zu 4 finden; fast drei Viertel von der Oberfläche des Planeten
sind von jenen dunkleren, unveränderlichen Gebieten, den Meeren,
eingenommen.
In der Umgebung unserer leuchtenden Erdscheibe haben wir schon längst
eine andere kleinere Scheibe in unsern Fernrohren wahrgenommen, die
sie beständig, und zwar in etwa einem Monat, umkreist, unsern _Mond_.
Seine Scheibe ist nur etwa viermal kleiner als die der Erde. Von der
Venus aus würden wir auf seiner Oberfläche in guten Fernrohren noch
manche Einzelheit erkennen und unterscheiden, daß er der Erde immer
dieselbe Seite zukehrt. Dies aber wird wahrscheinlich dadurch noch viel
deutlicher hervortreten, daß das von ihm zurückgestrahlte Gesamtlicht
während eines Umlaufs des Mondes um die Erde in bestimmter Weise
schwankt. Dies muß nämlich geschehen, wenn die uns beständig abgewandte
Seite unseres Begleiters, von der wir freilich gar nichts wissen,
andere Oberflächengestaltung besitzt, etwa mehr Krater oder mehr
Mareebenen, so daß diese Seite im ganzen mehr oder weniger Sonnenlicht
zurückstrahlt als die uns bekannte. Da einem Beschauer außerhalb der
Erde bald diese und bald die andere Seite zugewandt ist, so muß die
Menge des zurückgestrahlten Lichtes in der angeführten Weise schwanken.
Zu gewissen Zeiten, zwei- oder dreimal des Jahres, sehen wir, wie das
Licht des neben der Erde stehenden Mondes langsam ausgelöscht wird,
um nach einer gewissen Zeit, die bis zu drei Stunden ansteigen kann,
erst wieder in seinem vollen Glanze zu strahlen. Wir sehen bald, daß
diese _Verfinsterungen_ nur stattfinden, wenn Sonne, Erde und Mond
in derselben geraden Linie stehen. Der Mond tritt also dann in den
Schatten der Erde. Wenn dagegen der Mond genau zwischen Erde und Sonne
vorüberzieht, so sehen wir, wie ein kleiner schwarzer Fleck vor der
Erdscheibe hinwandert. Die Spitze des Schattenkegels des Mondes trifft
hier die Erdoberfläche und erzeugt dort eine _totale Sonnenfinsternis_.
Zu andern Zeiten sieht man die kleine Mondscheibe vor der der Erde
hinziehen oder sich hinter ihr hindurchschieben, kurz, es ist ein sehr
interessantes Spiel, das die außerirdischen Astronomen an der Erde und
ihrem treuen Begleiter beobachten, und sind sie wirklich vorhanden
und haben eine uns ähnliche Intelligenz, so werden sie alle diese
Beobachtungen verbinden zu einem Weltbilde, das der Wirklichkeit gewiß
nicht völlig entsprechen wird, von ihr aber doch nicht grundzügig
verschieden sein kann.
Ja, es ist sogar möglich, daß von einem außerirdischen Standpunkte
Dinge sich offenbaren, die uns hier auf der Erde verborgen geblieben
sind. Es ist durchaus nicht ausgeschlossen, daß die Erde neben ihrem
großen noch eine Anzahl sehr kleiner Monde besitzt, wie wir sie bei
andern Planeten auf photographischem Wege durch lange Expositionszeiten
entdeckt haben. Für uns würden sich solche winzigen Lichtpunkte wegen
ihrer zu schnellen Bewegung nicht mehr auf der empfindlichen Platte
markieren können. Es sind sogar, wenn auch noch unsichere, Anzeichen
dafür vorhanden, daß die Erde einen ganzen Ring von solchen winzigen
Körperchen um sich versammelt hat, der sich durch gewisse veränderliche
Anziehungen zu verraten scheint. Er würde jedenfalls aus einer gewissen
Entfernung von der Erde wesentlich besser zu entdecken sein, wie bei
uns.
▣
Nachdem wir so alles Wesentliche über unsere Erde als Himmelskörper
verzeichnet haben, können wir unsere Reise in den Weltraum mit
geklärteren Blicken fortsetzen. Wir übergehen dabei zunächst den
kleinen Planeten Eros, obgleich dieser für uns der nächste im
Sonnenreiche jenseits der Erdbahn ist. Er gehört nach seiner ganzen Art
in die Reihe der kleinen Himmelskörper, die jenseits des Mars einen
Ring um die Sonne bilden. Erst im Zusammenhange mit diesen werden wir
deshalb auf Eros zurückkommen.
[Illustration: Abb. 12. Mars in verschiedenen Oppositionen.]
Nur noch eine kleine Strecke weiter jenseits begegnen wir dem _Mars_,
dem meistgenannten und interessantesten der Geschwister unserer
Erde. Er bewegt sich in einer Entfernung von 1,5237 Einheiten einer
Sonnenweite in 686,9796 unserer Tage um das Zentralgestirn, und zwar
geschieht dies in einer Bahn, die nach der des Merkur, abgesehen
von den kleinen Planeten, am meisten vom Kreise abweicht. Die
_Exzentrizität_ ist 0,0933. Die Bahnebene ist um 1° 51′ gegen die der
Ekliptik geneigt.
Seine synodische Umlaufszeit, während der er immer einmal in
_Opposition_ tritt, also der Sonne gerade gegenübersteht und uns
dabei seine vollbeleuchtete Seite zeigt, ist durchschnittlich gleich
2 Jahren 49 Tagen. Die letzten Oppositionen fanden am 8. Mai 1905,
am 6. Juli 1907 und am 23. September 1909 statt. Die nächsten werden
im November 1911 und im Januar 1914 eintreten. Bei einer solchen
Stellung ist Mars natürlich am besten zu beobachten, zumal er uns
dann auch am nächsten steht. Aber die verschiedenen Oppositionen sind
in dieser Hinsicht nicht gleichwertig. Die Marsbahn ist, wie wir schon
erfuhren, recht exzentrisch, und auch die Erdbahn ist kein vollkommener
Kreis. Es können also die beiden extremen Fälle eintreten, daß die
Opposition gerade stattfindet, wenn die Erde der Sonne am nächsten,
Mars aber ihr am entferntesten steht, und umgekehrt. Die günstigsten
Oppositionen ereignen sich immer nach sechzehn Jahren. Die Opposition
von 1909 gehört zu diesen besonders begünstigten. Er erscheint dabei
unter einem Winkel von etwas mehr als 24 Bogensekunden, während dieser
bei mittleren Oppositionsbedingungen nur etwa 18 Sekunden mißt. In
Abb. 12 sind Scheiben abgebildet, die diese Größen etwa für ein 300mal
vergrößerndes Fernrohr wiedergeben, wenn man sie in einer Entfernung
von 1,15 ~m~ vom Auge aufstellt. Zu diesen allgemeinen Bedingungen der
Sichtbarkeit treten aber noch die für einen bestimmten Beobachtungsort.
Die Höhe, bis zu der Mars während der verschiedenen Oppositionen
höchstens über den Horizont steigen kann, ist sehr verschieden. 1907
blieb er für die europäischen Sternwarten so nahe am Horizont, daß die
atmosphärischen Dünste nur selten ein klares Bild des Planeten zeigten.
1909 waren diese Verhältnisse schon wesentlich günstiger, und noch
besser werden sie 1911 werden, obwohl dann der Durchmesser des Planeten
gegen 1909 bereits wieder abgenommen hat.
Aus den wechselnden scheinbaren Durchmessern des Planeten bei seinen
verschiedenen Entfernungen von uns folgt sein _wahrer Durchmesser_ zu
6740 ~km~, immerhin mit einer Unsicherheit von etwa hundert Kilometern,
die bei der Ausmessung so kleiner Winkel, wie sie die Planetenscheibe
bietet, übrigbleibt. Aus diesem Durchmesser, in Verbindung mit der
Anziehungskraft, die Mars ausübt, ergibt sich die Dichtigkeit seiner
Masse zu etwa 0,7 der der Erde. Sie ist also noch ein wenig geringer
wie die der Venus. Einige Beobachter wollen eine geringe Abplattung
wahrgenommen haben, aber auch diese ist innerhalb der Unsicherheit
der Beobachtung geblieben. Wir sehen also, daß die Welt des Mars im
Durchmesser nur wenig mehr als die Hälfte der unsrigen hält. Sehen wir
nun zu, was wir von ihrer inneren Einrichtung zu erforschen vermögen.