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und nur eine geringe Libration auftritt. Eine ursprünglich nicht bestehende 
Gleichheit zwischen Rotations- und Revolutionszeit kann nur dann successive 
in eine Gleichheit übergeführt werden, wenn äussere, in dem rotirenden Kórper 
selbst gelegene Bedingungen vorhanden sind, zu denen in erster Linie eine An- 
schwellung gegen den attrahirenden Körper zu vorhanden ist, und zweitens die 
Bewegung in einem, wenn auch äusserst dünnen, widerstehenden Mittel statt- 
findet. Ob und wie derartige Anschwellungen zu Stande kommen, ist aber damit 
noch keineswegs erörtert. Wäre aber die Gleichheit der Rotations- und Re- 
volutionszeit bei den beiden innersten Planeten Merkur und Venus sichergestellt, 
so würde dies ein sehr starkes Argument für eine jedenfalls ziemlich bedeutende 
Sonnenatmosphäre, die bis über die Venusbahn hinausreicht, sich aber nicht 
bis an die Erdbahn erstreckt, sein und damit ein leitendes Princip für eine Er- 
klärung der Sonnencorona geben. 
Die acht genannten Planeten werden als Hauptplaneten bezeichnet, da 
einige derselben von anderen Himmelskörpern, Nebenplaneten, Satelliten, 
Trabanten, genannt, umkreist werden. Bei Merkur und Venus wurde bisher 
kein Satellit beobachtet, die Erde hat einen, Mars zwei, Jupiter fünf, Saturn acht, 
Uranus vier, Neptun einen Satelliten. 
Die Planeten erkennt man am Himmel an ihrer Scheibenform; Venus, 
Jupiter und Saturn überdies in der Nähe des grössten Glanzes, bezw. in der 
Nähe der Opposition an ihrem hellen, alle Fixsterne überstrahlenden Glanze. 
Bei Anwendung von Fernrohren wird man die Scheibe je nach der Vergrösserung 
des Fernrohres immer grösser hervortreten sehen. Bei sehr grosser Entfernung 
oder bei geringer Grösse des Planeten wird dieses Merkmal selten charakte- 
ristisch. Das in älteren Werken angegebene, und auch jetzt noch mehrfach 
wiederholte Characteristicum, das »ruhige Licht« der Planeten gegenüber dem 
»zitternden Lichte« der Fixsterne ist vollständig unzuverlässig; zwar kann, eben 
in Folge der Scheibenform, das Licht der Planeten ruhiger sein, da feine, 
zwischen das Auge und das betrachtete Object tretende Staubpartikelchen das 
Licht eines äusserst kleinen, punktförmigen Objectes leichter abzulenken ver- 
mögen, als das von verschiedenen Punkten einer Scheibe in derselben Richtung 
kommende Licht, allein praktisch reicht man hiermit niemals aus, und in der 
That ist der Gesichtswinkel, unter welchem selbst sehr kleine Staubpartikelchen 
gesehen werden, kaum so klein, dass nicht auch kleinere, scheibenfórmige Ob- 
jecte verdeckt, bezw. durch Beugung etwas seitlich verschoben erscheinen kónnen. 
Im Fernrohr aber wird dieser Unterschied ganz hinfàllig, da Staubpartikelchen 
nur undeutiche Zerstreuungskreise geben, die das durch eine grosse Anzahl 
parallel auffallender Strahlen gesammelte Bild des Sterns nicht veründern oder 
verschicben kónnen. Erkennt man also, wie dieses bei kleinen Planeten selbst 
mit grossen lichtstarken Fernróhren der Fall ist, die Planeten nicht an ihrer 
Scheibe, so kann nur die Ortsveränderung innerhalb kleinerer oder, wenn nôthig, 
grósserer Zeitintervalle, Aufschluss hierüber geben. Die Planetenentdeckung er- 
folgt daher nur so, dass man z. B. an einem Abend eine môglichst genaue 
Karte einer Gegend des Himmels, in welcher Planeten vermuthet werden 
(Ekliptikalkarten) anfertigt, und diese am nächsten Abende, und wenn Zweifel 
über die Richtigkeit der Zeichnung bestehen, an mehreren Abenden mit dem 
Himmel vergleicht. Das Anlegen der Karte durch Auge und Hand ist in neuerer 
Zeit durch die Himmelsphotographie ersetzt, welche dasselbe mit weniger Mühe 
und weit grösserer Präcision zu leisten vermag. Auf den photographischen 
Platten sieht man übrigens bei langer Expositionszeit die bewegten Objecte als 
  
    
  
  
  
    
  
   
    
  
  
  
   
  
  
  
   
   
    
   
  
  
  
  
  
  
  
  
  
   
    
  
  
  
  
   
    
  
  
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