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Die Bestimmung der Lage der Jupiteraxe geschieht natürlich aus den beob-
achteten Bewegungen der Flecken selbst (vergl den Artikel »Mechanik des
Himmels«, II. Bd., pag. 460), wobei die Flecken die Stelle rund um den Tupiter
in der Entfernung gleich seinem Halbmesser umkreisender Kórper einnehmen.
Die Genauigkeit der Bestimmung scheitert wesentlich an der Inconstanz und
dem Ortswechsel der Flecke; doch folgt aus den Beobachtungen, dass die Nei-
gung des Jupiteráquators gegen seine Bahn nur sehr klein (etwa 3?) ist. Eine
Veründerlichkeit der Jahreszeiten, wie auf der Erde, ist daher bei Jupiter nicht
vorhanden.
Die bereits von GALILEI entdeckten vier Jupitersatelliten waren schon im
Anfange des Jahrhunderts Gegenstand ausgedehnter theoretischer Untersuchungen.
Ueber die aus der Commensurabilitit der mittleren Bewegungen derselben fol-
genden Eigenthümlichkeiten der drei mittleren wurde ausführlich in der »Me-
chanik des Himmels« gesprochen, und braucht daher hier nicht weiter darauf
eingegangen zu werden.
Am 9. September 1892 wurde von BARNARD am Mount Hamilton ein fünfter
Satellit als ein Stern 13. Grósse entdeckt!), dessen Umlaufszeit 11^ 4976 ist, so
dass gemáss der allgemein üblichen Reihenfolge, welche die Nummerirung
gemäss den Entfernungen und nicht nach der Zeit der Entdeckung festsetzt
(wie dieses am deutlichsten bei den Saturntrabanten hervortritt), dieser Satellit
als der erste, und der áusserste daher als der fünfte zu bezeichnen ist, wie dies
auch in dem Artikel »Mechanik des Himmels« schon durchgeführt ist.
Der hellste von den fünf Satelliten ist der vierte; in den günstigen Oppo-
sitionen wird er von 5'6 Grósse und tritt nur wegen seiner grossen Nähe zu
Jupiter nicht wie ein anderer Stern derselben Gróssenklasse hervor.
Die scheinbaren Durchmesser der Satelliten wurden schon von MARALDI
1734 aus der Zeit des Eintrittes in die Jupiterscheibe zu bestimmen versucht.
Dieselbe Methode verfolgten SCHRÖTER und HARDING: sie erhielten fiir die vier
dusseren Satelliten die Werthe:
1"-06 0-87 1'^54 1'^07
STRUVE erhielt?) 1:02 0:91 1:49 1:28
BrsskL?) .. . 1:03 0:93 1:38 1:22
mit Riicksicht auf die Kleinheit der zu bestimmenden Werthe in sehr guter
Uebereinstimmung.
Trotz der relativen Kleinheit der Satelliten gelang es, auf denselben Flecken
zu constatiren. Die Wahrscheinlichkeit des Vorhandenseins derselben ist ausser
Zweifel gestellt durch die Veränderlichkeit der Lichtstärke derselben. AUWERS
und ENGELMANN haben besonders beim äussersten Satelliten eine Regelmässig-
keit im Wechsel der Lichtintensität bemerkt, welche auf eine Rotation des Tra-
banten bindeutet, so dass die Rotationszeit wahrscheinlich mit der Umlaufszeit
identisch ist. BARNARD und BUrRNHAM sahen den zweiten Jupitersatelliten am
8. September 189o deutlich doppelt, und zwar die beiden Componenten senk-
recht zur Richtung der Jupiterstreifen; der Schatten war dabei vollstindig kreis-
rund*) Hierfür sind nun zwei Erklärungen möglich; entweder der Satellit ist in
Wirklichkeit doppelt, welche Annahme aber mit dem Gesammtbilde nicht ver-
7) Astron. Nachr. Bd. 130, pag. 375, Bd. 131, pag. 73.
?) Astron. Nachr. Bd. 5, pag. 16.
3) Kónigsberger Beobachtungen Bd. 35, pag. 276.
*) Astron. Nachr. Bd. 124, pag. 318.
