Vorgängen ist, die in größerer Tiefe stattfinden. Die Geschwindigkeit
seiner Umschwungsbewegung ist deshalb auch wesentlich geringer als die
seiner Umgebung in diesen äquatorialen Breiten. Der Fleck bleibt gegen
die Rotationsrichtung zurück, er hat eine rückläufige Bewegung auf der
sichtbaren Jupiteroberfläche.
Was mag wohl auf dem Planeten geschehen sein, als sich dieser rote
Fleck bildete? Wenn sich auf der Erde unter einer undurchdringlichen
Wolkendecke eine ausgedehnte vulkanische Spalte öffnete und Lavaströme
über weite Ländergebiete ergösse, wie es in der Tertiärzeit z. B.
von der gewaltigen Kette der Anden aus geschehen ist, so würden
außerirdische Beobachter eine ganz ähnliche Erscheinung an unserm
Erdsterne wahrnehmen. Ist solches auch dort geschehen? Wer könnte das
mit Sicherheit bejahen? Schwierigkeiten bereitet hierbei der geringe
Dichtegrad der Jupitermasse, der kaum eine feste Oberflächenkruste
voraussetzen läßt, aus der solche Eruptionen hervorgehen
könnten. Gewisse neuere Betrachtungen über den Erstarrungsprozeß
weltkörpergroßer Massen machen es indes doch wahrscheinlich, daß in
gewisser Tiefe sich eine feste Kruste bilden muß, unter der wieder
ein flüssiger und selbst gasförmiger Kern vorhanden ist. In einem
solchen Stadium könnte sich wohl Jupiter gegenwärtig befinden, und
es mag sich, wie man es auch in Urzeiten bei der Erde annimmt, eine
Scholle von kontinentaler Ausdehnung über einer sonst schon im
Erkalten und Erlöschen begriffenen Oberfläche zu neuer Glut entfacht
haben, vielleicht infolge des Absturzes eines größeren Körpers aus
dem Weltraume. Wir könnten etwa an einen kleinen Planeten denken,
den Jupiter sich aus der Schar der in seiner Nähe kreisenden
herausgegriffen hätte, um ihn als Mond dauernd an sein Reich zu
fesseln, und der dann durch besondere Störungen, etwa von einem
seiner größeren Monde, zu diesem Sturz in den Jupiter gezwungen
wäre. Jedenfalls will es mir scheinen, daß die Größe und Dauer der
Erscheinung fast zwingend auf ein kosmisches Ereignis hindeuten.
Diese Betrachtungen führen uns zu der Welt der _Monde_ hinüber, die
der große Planet um sich versammelt hat. Es sind heute acht oder neun
bekannt, die, in den verschiedensten Größen und Entfernungen ihn
umkreisend, den beobachtenden wie den theoretischen Astronomen eine der
interessantesten Mannigfaltigkeiten darbieten.
Da sind zunächst die vier sogenannten »alten« Monde, die _Galilei_
1610, also nun vor gerade dreihundert Jahren, sogleich entdeckte,
als er als erster das neuerfundene Fernrohr zum Himmel richtete. Sie
sind schon in jedem Opernglase zu erkennen, und Leute mit besonders
scharfem Auge haben sie sogar ohne optische Hilfsmittel unterscheiden
können. Dies wäre überhaupt sehr leicht, wenn nicht der strahlende
Jupiter sich in zu großer Nähe befände. Nicht immer aber sind alle
vier zugleich sichtbar, ja, es kann vorkommen, daß sich keiner von
ihnen neben der leuchtenden Scheibe seines Hauptplaneten sichtbar
zeigt. Im interessanten Wechselspiel ihrer Stellungen kann der eine
hinter den Jupiter, ein anderer vor seine Scheibe, andere wieder in
seinen Schattenkegel getreten und dadurch für uns verfinstert sein,
ganz ebenso, wie es gelegentlich mit unsrem Monde geschieht. Die
Mannigfaltigkeit der Erscheinungen wird noch durch die oft beobachteten
Vorübergänge der Schatten der Monde über die Jupiterscheibe erhöht,
so daß zur Zeit, da Jupiter für die Beobachtung günstig steht, kaum
ein Tag vergeht, an dem nicht wenigstens eines jener interessanten
Phänomene dieser Monde zu beobachten ist. So konnte man zum Beispiel
am 13./14. März 1909 nacheinander an allen vier Monden eine dieser
Erscheinungen beobachten, freilich nicht an ein und demselben Orte der
Erde zugleich, weil Jupiter nicht immer zu den entsprechenden Zeiten
für einen bestimmten Ort über dem Horizonte stand. Den Reigen begann
der Schatten des III. Mondes, der um 1 Uhr 15 Minuten nachmittags nach
Mitteleuropäischer Zeit (~MEZ~) wieder aus der Scheibe des Jupiter
trat, über die er tags zuvor gezogen war. Diese Schattenübergänge
finden immer von Osten nach Westen statt. Die Monde bewegen sich in
derselben Richtung um Jupiter, wie dieser und alle andern Planeten
um die Sonne, von Westen nach Osten. Wenn aber die Monde oder ihre
Schatten vor der Planetenscheibe vorübergehen, sind sie uns näher als
der Planet, wir sehen gewissermaßen von unten auf das System. Die Monde
ziehen hier für uns von Osten nach Westen, und nur, wenn sie hinter
Jupiter vorübergehen, verfolgen sie die andere Richtung. Um 5 Uhr 50
Minuten trat der IV. Mond, von Osten kommend, vor die Scheibe. Um 8
Uhr 40 folgte ihm sein Schatten, der sich als kleine, schwarze Scheibe
in den östlichen Planetenrand schob. Um 9 Uhr 51 Minuten trat der Mond
selbst, um 12 Uhr 56 sein Schatten wieder auf der Westseite aus der
Planetenscheibe. Um 4 Uhr 25 nachts sah man den I. Mond hinter dem
Jupiter verschwinden, und zwar auf der Westseite. Um 7 Uhr 0 Minuten
20 Sekunden erschien dann nahe dem Ostrande, doch schon etwas von ihm
entfernt, der Mond plötzlich wieder. Als er hinter Jupiter hervorkam,
war er in seinen Schatten gehüllt, aus dem er jetzt, ziemlich,
doch nicht ganz plötzlich am freien Himmel neben Jupiter wieder
aufleuchtete. 13 Minuten nach Mittag, also schon am nächsten Tage,
verschwand schließlich der II. Mond hinter dem Planeten. Derartig setzt
sich das Spiel beständig fort.
In besseren Fernrohren kann man deutlich unterscheiden, daß diese
vier Monde kleine Scheiben besitzen, daß sie keine durchmesserlosen
Lichtpunkte sind, wie die Fixsterne. Sehr deutlich erscheinen
die Schatten auf dem Planeten, wo also jeweilig ein Mond eine
Sonnenfinsternis erzeugt, als schwarze Scheiben, wenn man etwa
200- bis 300fache Vergrößerung anwenden kann. Schwieriger sind die
Vorübergänge der Monde selbst vor der Planetenscheibe zu beobachten.
Wenn Mond und Planet die gleiche Albedo hätten, so müßte der Satellit
ja dabei ganz verschwinden. Nun ist aber der Rand der Jupiterscheibe
immer beträchtlich dunkler als die mittleren Partien, was von der
Absorption des Lichtes in der Atmosphäre des Planeten herrührt. Man
erkennt deshalb die Monde häufig noch deutlich als helle Scheibchen,
wenn sie am Rande eintreten. Sie verschwinden dann aber meist bald,
um am andern Rande vor dem Austritt wieder sichtbar zu werden. Kann
man sich dies aus den vorliegenden Verhältnissen erklären, so treten
bei diesen Übergängen doch gelegentlich seltene Abweichungen auf, die
zum Teil noch der Erklärung bedürfen oder doch nur zu verstehen sind,
wenn man diesen Monden eine wechselnde Wolkenbedeckung zuspricht,
die, namentlich beim ersten Monde, einen ähnlichen äquatorialen,
helleren Gürtel aufweist, wie Jupiter selbst. Dieser Satellit ist
nämlich wiederholt doppelt gesehen worden, und zwar als doppelter,
dunkler Punkt auf dem hellen Äquatorstreifen Jupiters und hell als
Streifen, also nicht rund, auf einer dunkeln Region des Planeten.
Nimmt man an, daß der Mond zwei dunkle Polarhauben besitzt, die von
einem hellen Gürtel getrennt sind, so kann es kommen, daß der helle
Streifen sich auf dem hellen Grunde des Planeten verliert. Die beiden
dunkeln Polhauben erscheinen dann, von dem Glanze der Jupiteroberfläche
für unser Auge durch Überstrahlung scheinbar abgerundet, als zwei
getrennte, dunkle Körper. Umgekehrt können auf einem dunkleren Grunde
die Polarhauben des Mondes gänzlich verschwinden, und es bleibt bloß
der helle Äquatorstreifen übrig. Dies sind aber alles Erscheinungen,
die nur unter günstigen Bedingungen mit den besten Fernrohren
wahrgenommen werden können. Hier war es von Interesse, davon zu
sprechen, weil sie eine Wahrscheinlichkeit dafür bedeuten, daß die
großen Satelliten des Jupiter von merklichen Atmosphären umgeben sind.
_Barnard_ (am großen Lickrefraktor) und andere haben auf den Satelliten
gelegentlich Einzelheiten wahrgenommen, die eine gewisse Konstanz zu
haben scheinen. Nichts spricht jedenfalls dagegen, daß man es in ihnen
mit wohlorganisierten Welten zu tun hat, die die alternde Sonne, ihren
Hauptplaneten, ihrerseits noch planetenartig umkreisen, indem sie von
ihr wohl auch noch merkliche Mengen von Wärme zugestrahlt erhalten.
Es sind ja auch recht große Körper, von denen der größte, der sogen.
III. (Abb. 20), mit einem Durchmesser von 5720 ~km~ (nach Barnard)
den des kleinsten unter den Planeten, Merkur, um nahezu 1000 ~km~
übertrifft. Auch der VI. Mond ist mit 5380 ~km~ noch merklich größer
als Merkur. Dann folgt der Größe nach der I. Mond mit 3950 ~km~; der
II., kleinste unter diesen vier Hauptkörpern des sekundären Weltsystems
des Jupiter, mißt immer noch 3300 ~km~. Wir haben also ganz respektable
Welten vor uns.
[Illustration: Abb. 20. Zeichnung des III. Jupitermondes.]
Eigentümliche _Lichtschwankungen_, die man an diesen Monden
wahrgenommen hat, und die periodisch mit ihrer Stellung zu uns
stattfinden, lassen kaum einen Zweifel darüber, daß ihre Oberflächen
topographische Verschiedenheiten aufweisen, und daß zugleich immer
dieselbe Seite ihrer Oberfläche dem Jupiter zugewandt ist, wie es
zwischen der Erde und ihrem Monde stattfindet. Auch theoretisch läßt
sich die Notwendigkeit dieser Sachlage nachweisen.
Verfolgen wir die Bewegungen dieser Monde um den Jupiter etwas näher,
so erkennen wir, daß sie alle in nahezu derselben Ebene stattfinden,
wie die der Ekliptik, in der sich die Planeten um die Sonne bewegen.
Deshalb stehen die Monde auch für unsern Anblick häufig nahezu in einer
geraden Linie angeordnet, und sie müssen, mit Ausnahme des IV. Mondes,
der zuweilen über oder unter dem Planeten vorbeiläuft, bei jedem
ihrer Umläufe vor und hinter den Planeten treten. Ihre Umlaufszeiten
selbst betragen in abgerundeten Zahlen 1 Tag 18½ Stunden, 3 Tage 13
Stunden, 7 Tage 4 Stunden und 16 Tage 16½ Stunden. Die Abweichung ihrer
Bahnebenen gegen die Ekliptik liegt bei rund 2°, und sie bewegen sich
in fast genauen Kreisbahnen um ihren Hauptplaneten. Ihre Abstände von
ihm betragen 420000, 670000, 1067000 und 1877000 ~km~. Der nächste von
diesen Monden ist also vom Zentrum seines sekundären Systems schon
etwas weiter entfernt als unser Mond von der Erde.
Zu diesen vier großen, seit 1610 bekannten Monden kam nun zunächst
noch ein von _Barnard_ auf der Licksternwarte 1892 entdeckter recht
kleiner Mond, der den Jupiter in einer noch engeren Bahn als der
vorher bekannte I. umkreist. Der kleine Körper, der nach seiner
geringen Lichtstärke als Sternchen 13. Größe nur einen Durchmesser
von etwa 160 ~km~ haben kann, bleibt nur etwa 1¼ Durchmesser des
Planeten oder 180000 ~km~ von seinem Zentrum oder etwa 107000 ~km~ von
seiner Oberfläche entfernt und umkreist ihn, so nahe dem mächtigen
Kraftzentrum, bereits in 11 Stunden 57 Minuten und 23 Sekunden, so
daß also seine Bewegung nicht viel hinter der eines Punktes des
Jupiteräquators zurückbleibt. Seine Bahnneigung und Exzentrizität sind
wie die der großen Monde gering.
Nach der Entdeckung dieses neuen Mondes kamen die Astronomen wegen
seiner Benennung in einige Verlegenheit. Für die vier großen Monde
hatten sich keine Namen einbürgern wollen. Die vorgeschlagenen Namen,
Jo, Europa, Ganymedes, Kallisto, sind niemals ernstlich benutzt worden.
Man begnügte sich damit, die Monde mit römischen Ziffern, als I., II.,
III. und IV. Mond zu bezeichnen. Nun war aber ein Mond, der vor den
I. gehörte, dazu gekommen. Es blieb schließlich nichts übrig als ihm
trotzdem die römische Ziffer V zu lassen, womit er seitdem allgemein
benannt wird.
Die Zahlenunordnung wurde aber noch größer, als noch weitere Monde,
nunmehr jenseits des IV., entdeckt wurden, die nun als VI., VII., VIII.
Mond bezeichnet werden müssen, so daß die Reihenfolge V., I., II.,
III., IV., VI., VII. und so weiter ist.
Der VI. Mond wurde auf photographischem Wege 1904 von _Perrine_ auf
der Licksternwarte entdeckt. Er bewegt sich bereits in so großer
Entfernung um den Jupiter, daß sein System dadurch um das Fünffache
seiner bis dahin bekannten Größe erweitert wurde. Sein Abstand beträgt
9700000 ~km~, seine Umlaufszeit 251 Tage.
Ganz in der Nähe dieses sehr kleinen Mondes umkreist noch ein anderer
den großen Planeten, der gleichfalls von _Perrine_ 1905 zuerst
photographiert wurde. Sein Abstand beträgt 11750000 ~km~, und seine
Umlaufszeit vollendet sich in 260 Tagen. Der VI. Mond mag 120 ~km~, der
VII. nur 50 ~km~ im Durchmesser halten. Beide haben eine starke Neigung
zur Ekliptik von 28 und 30 Grad und auch große Exzentrizitäten. Sie
weichen also in ihrem ganzen Wesen bedeutend von den übrigen Monden des
Systems ab.
Noch viel mehr ist dies bei dem Anfang 1908 von _Melotte_ auf der
Sternwarte zu Greenwich entdeckten VIII. Jupitermonde der Fall. Es
ist ein Sternchen 17. Größe, also selbst photographisch nur noch
sehr schwer zu erreichen. Sein Abstand vom Hauptplaneten ist nach
den letzten Bestimmungen von _Crawford_ und W. F. _Meyer_ 0,1713
astronomische Einheiten, also fast gleich dem halben Abstande des
Merkur von der Sonne, das sind 2560000 ~km~ oder das 2–3fache der
Entfernung des VI. und VII. Mondes. Die Umlaufszeit beträgt 2,3 Jahre.
Das Merkwürdigste aber an diesem Monde ist, daß er sich in umgekehrter
Richtung um den Hauptkörper bewegt, wie alle übrigen Mitglieder des
Systems, eine Erscheinung, die wir im ganzen Sonnenreiche nur noch
bei einem Saturnsatelliten, dann den Monden des Uranus und dem des
Neptun wiederfinden, also ausschließlich in fernstehenden Gebieten
des Systems. Da sonst nur noch unter den Kometen Rückläufigkeit
vorkommt, so haben wir in diesem VIII. Jupitermonde eine Übergangsform
einerseits von Komet zum Trabanten, andererseits von einem kleinen
Planeten zu einem Monde vor uns, einen »eingefangenen« Körper, der,
wie theoretische Untersuchungen von _Kopp_ und andern ergeben haben,
überhaupt keine stabile Bahn besitzen, also auch wieder zu einem
kleinen Planeten werden kann, um alsbald das System des Jupiter wieder
zu verlassen und nur noch direkt um die Sonne zu laufen. Wir erinnern
uns hier der Betrachtungen, die wir bei Gelegenheit der jupiternahen
Planetoiden angestellt haben.
Sehr merkwürdig, aber der weiteren Aufklärung noch bedürftig ist die
Entdeckung eines vermutlichen IX. Jupitermondes von demselben _Melotte_
in Greenwich, der ähnlich wie der VI. und VII. Mond in nahezu der
gleichen Bahn mit dem VIII. zu laufen scheint, aber wesentlich heller
ist als dieser, nämlich 14. Größe. Die weitere Verfolgung muß es erst
noch herausstellen, ob hier nicht doch ein kleiner Planet vorliegt.
Dieses reiche System verlassend, treffen wir, weiter hinauswandernd,
auf ein noch interessanteres und vielseitigeres, das des
ringgeschmückten _Saturn_. Kein Anblick der Wunder des gestirnten
Himmels, selbst schon durch Fernrohre von geringer Kraft, mutet uns so
geheimnisvoll an, wie der dieses Planeten, der sich, wie ein Symbol der
Unendlichkeit, an deren Grenze er jahrtausendelang in der Erkenntnis
der Menschheit stand, mit einem ihn frei im leeren Raume umschwebenden,
breiten, leuchtenden Reif umgeben hat.
Saturn ist etwa 9,5 mal weiter von der Sonne entfernt wie wir und
umläuft sie in 29 Jahren und 167 Tagen. Die Neigung seiner Bahn gegen
die Ekliptik ist gering, 2½°, die Exzentrizität beträgt nur 0,056.
[Illustration: Abb. 21. Alte Saturnzeichnungen.]
Noch deutlicher wie beim Jupiter sieht man auf den ersten Blick,
daß die Saturnkugel stark abgeplattet ist, und zwar in der Richtung
senkrecht auf der Ebene der Ringe (denn sie stellen sich auch schon für
ein mittleres Fernrohr als mehrfach heraus). Die Ringe befinden sich
also in der Äquatorebene des Planeten. Die Kugel selbst mißt in dieser
Äquatorrichtung 123000 ~km~. Sie ist also nicht wesentlich kleiner
als Jupiter. In der Polarachse aber ist diese Abmessung um 10700 ~km~
kleiner. Nach andern Messungen ist der Unterschied noch größer, so
daß die Abplattung gleich 1/10 wird. In dieser im Durchmesser 9½mal
die Erde übertreffenden Weltkugel ist die Masse noch weniger dicht
verteilt wie in der des Jupiter. Sie ist nur noch 0,13 von der der
Erde und nur 0,7 von der des Wassers. Die gewöhnlichen Holzarten, zum
Beispiel etwa festes Tannenholz oder das Holz des Birnbaums, haben bei
gleichem Volumen die gleiche Schwere wie die durchschnittliche Masse
der Saturnkugel. Noch mehr wie für Jupiter müssen wir also für Saturn
annehmen, daß er noch keine eigentliche feste Oberfläche besitzt, und
eine dichte Wolkenhülle ständig seine Kugel umgibt.
[Illustration: Abb. 22. Ansichten der Saturnringe.]
Dies bestätigen auch die Einzelheiten, die man gelegentlich auf diesem
Planeten erkennt. Freilich sind diese längst nicht mehr so deutlich
zu unterscheiden wie beim Jupiter. Saturn ist ja an sich schon etwas
kleiner als sein Nachbar diesseits und dabei fast noch einmal so weit
von uns entfernt. Die scheinbare Scheibe des Planeten, immer ohne den
Ring, schwankt nur zwischen 15′′ und 21′′, ist also weniger als halb so
groß, wie die des Jupiter. Trotzdem sind Streifen, die wie bei jenem
parallel mit seinem Äquator die Kugel umziehen, immer sehr deutlich zu
erkennen, zuweilen auch, doch nur in besseren Fernrohren, hellere oder
dunklere Flecke, die sich dann nahezu so schnell wie beim Jupiter über
die Scheibe hinbewegen, woraus sich eine Umschwungszeit der Kugel von
nur 10 Stunden 14 Minuten ergibt. In allen diesen Eigenschaften zeigen
sich also zwischen Jupiter und Saturn Verwandtschaften, die sie von
den sonnennäheren Planeten unterscheiden, die dichter sind, eine weit
langsamere Bewegung um sich selbst und infolgedessen auch eine viel
geringere Abplattung besitzen. Dazu kommen die dichten Atmosphären,
die im Spektroskop eine verschiedene Zusammensetzung zeigen, wie die
der Erde, unter sich aber ähnlich sind. Beide Körper jenseits des
Asteroidenringes und auch die beiden folgenden, Uranus und Neptun, sind
wesentlich größer als die »inneren Planeten«, Merkur, Venus, Erde und
Mars, und haben mehr Monde um sich versammelt, (mit der Einschränkung
bei Neptun, der wohl nur zu weit von uns entfernt ist, als daß wir
seine kleineren Monde noch sehen könnten). Wir haben es also im
Asteroidenringe mit einer sehr merkwürdigen Grenzscheide zwischen zwei
wesentlich verschieden Typen von Weltkörpern zu tun.
[Illustration: Abb. 23 ~a~–~d~. Saturnbilder.]
Die _Ringe_ umgeben die Saturnkugel in einer Ebene, die ziemlich stark
gegen die Ekliptik geneigt ist. Wäre dies nicht der Fall, befänden sie
sich nahezu in derselben Ebene, in der wir uns mit Saturn (annähernd)
um die Sonne bewegen, so könnten wir sie immer nur sehr verkürzt
sehen, während sie sich für uns in Wirklichkeit oft recht weit öffnen,
wenn wir in möglichst großem Winkel auf ihre Ebene herabsehen, und
dann wieder ganz schmal werden, wenn die Erde durch ihre Ebene geht.
Es ist leicht zu ersehen, daß dieser Wechsel der perspektivischen
Ansichten des Ringsystems sich innerhalb der Umlaufszeit des Saturn
wiederholen muß. Rund alle 15 Jahre sehen wir auf die Ringe in ihrer
für uns breitesten Ansicht und allemal 7½ Jahre danach auf ihre schmale
Seite, wobei die Ringe überhaupt völlig verschwinden. Diese wechselnden
perspektivischen Ansichten machten dem Entdecker der Saturnringe,
_Galilei_, viel Sorgen, der eine Zeitlang glaubte, sein noch sehr
primitives Fernrohr spiegelte ihm falsche Bilder vor. Das war wohl
begreiflich, wenn man die Abbildung 21 ansieht, die das neuerfundene
Fernrohr nacheinander von dem wunderbaren Planeten zeigte.
In Abb. 22 sind die verschiedenen perspektivischen Ansichten
wiedergegeben, wie sie sich während eines Umlaufes des Saturn um die
Sonne darstellen, und weiterhin folgen vier Bilder des Planeten,
die ihn in besonderen Stellungen zeigen. Das erste ist ein recht
charakteristisches Bild, das schon 1874 gemacht ist und sehr schön die
eigentliche Form des Schattens auf den Ringen erkennen läßt. Dieselbe
Stellung hat sich 1903 auf 1904 wiederholt. Die drei andern Bilder
zeigen, wie der Ring dann immer schmäler geworden und Ende 1907 endlich
ganz verschwunden ist. Gegenwärtig öffnet er sich wieder mehr und mehr,
und 1914 wird er wieder voll geöffnet sein. Sehen wir ihn uns in einer
solchen Lage etwas genauer an, wozu die schematische Zeichnung 24
dienen kann.
Wir unterscheiden zunächst eine ganze Anzahl von ineinander steckenden
Ringen, die zum Teil deutliche Lücken zwischen sich lassen. Um uns
unter diesen zurechtzufinden, ist ein Schema eingeführt und mit
Buchstaben versehen. Wir unterscheiden dabei drei Ringe, den äußeren
hellen, den inneren hellen und den dunkeln Ring, in der Zeichnung ~A~,
~B~ und ~C~. Zwischen ~A~ und ~B~ befindet sich eine sehr deutliche
dunkle Lücke, die sogenannte _Cassinische Trennung_. Sie ist auf
dem Schema mit ~c~ bezeichnet. Ungefähr in der Mitte von ~A~ selbst
erkennt man noch eine andere, zwar viel feinere Lücke, die _Enckesche
Trennung_ oder auch die Bleistiftlinie genannt. Sie wechselt, wie
ich mit _Schiaparelli_ seinerzeit feststellen konnte, ihre Lage auf
dem Ringe, so daß sie ihn zuweilen in der Mitte schneidet, zuweilen
zu zwei Dritteln und einem Drittel trennt. Wir werden gleich noch
sehen, zu welchen interessanten Konsequenzen für die Zusammensetzung
der Ringe diese Wahrnehmung führt. Der Ring ~B~ ist der hellste und
deutlich leuchtender als die Saturnkugel selbst. Ihm folgt der dunkle
oder _Schleierring_ ~C~, der sich in den _Ansen_, den über die Kugel
hervorragenden Teilen des Ringes, deutlich vom Himmelsgrunde mit einer
scharfen Linie abhebt, also weniger dunkel als dieser ist. Über der
Kugel erzeugt er einen leichten, schleierartigen Schatten, die andern
Ringe dagegen einen ganz dunkeln. Dies sind die hervorstechendsten
Einzelheiten, die das Ringsystem meist schon in mittleren Fernrohren
darbietet. Unter besonders günstigen Bedingungen treten aber noch
mehrere andere Trennungslinien auf, so daß es kaum zweifelhaft ist, daß
das Ganze aus einer sehr großen Zahl einzelner Ringe besteht.
[Illustration: Abb. 24. Schema der Saturnringe.]
Die Dimensionen des Ringsystems sind nach _Barnard_ folgende. Es
mißt von einem Ende zum andern 277800 ~km~. Es könnten also fast 22
Erdkugeln aneinander gereiht in ihm Platz finden. Die Breite des
Ringes ~A~ beträgt 17800 ~km~; die Cassinische Trennung 3600 ~km~; der
Ring ~B~ mißt 30900 ~km~, er ist also fast noch einmal so breit wie
~A~, endlich der Schleierring ~C~ wieder nahezu ebensoviel wie ~A~,
17500 ~km~. Der Weg von seiner innersten Kante bis zur Oberfläche des
Saturn selbst ist 9500 ~km~ lang.
Angesichts dieser imposanten Breitenausdehnung muß die ungemein geringe
Dicke des Ringsystems wundernehmen. Man hat sich wiederum davon während
der letzten Verschwindungsperiode 1907 überzeugen können.
Es sind dabei verschiedene Momente zu unterscheiden. Man wolle sich
deswegen vorstellen, daß, vom Saturn gesehen, Erde und Sonne nicht
genau zu gleicher Zeit die Ebene der Ringe passieren, auch wenn sie
sich in der gleichen Richtung befinden. Der eine Himmelskörper wird
sich noch etwas über der Ringebene befinden können, wenn der andere
unter ihr steht. Sehen wir von der Erde aus die Südseite des Ringes,
während die Sonne noch über seiner Nordseite steht und also nur diese
beleuchtet, so ist der Ring für uns im Dunkeln und unsichtbar. So trat
die Erde am 17. April 1907 auf die Südseite der Ringebene, während die
Sonne noch die nördliche Seite beleuchtete. Der Ring mußte also für
uns unsichtbar werden. Am 26. Juli erst kam die Sonne auf die gleiche
Seite, und der Ring wurde nun wieder sichtbar. Aber schon am 4. Oktober
trat die Erde auf die Nordseite, die jetzt nicht mehr beleuchtet wurde.
Der Ring mußte aufs neue verschwinden, bis die Erde am 7. Januar 1908
nunmehr definitiv auf die Südseite überging, wo sie nun mit der Sonne
14½ Jahre lang bleiben und den Ring uns sichtbar machen wird. Wir
erkennen auch, daß wir innerhalb dieser Zeit der Opposition des Saturn
von 1907 zweimal genau auf die Schärfe des Ringsystems sehen mußten,
und daß die Sonne einmal diese Schärfe genau beschien.