erſteren Punkte ihrer Bahn befand, fo wird dies in der Weiſe nicht 
mehr der Fall ſein können, wenn ſie fi 40 Mill. M. von dieſem 
erſten Punkte entfernt hat. Die hinter einander liegenden Sterne 
werden ihre gegenſeitige Stellung um eine gewiſſe Größe verändert 
haben, aus welcher Veränderung auf die Entfernung des näher 
ſtehenden Sternes geſchloſſen werden kann. So enorm auch für unſere 
Degriffe eine Entfernung von 40 Mill. M. iſt, fo iſt ſie do< für 
die Entfernungen der Fixſterne faſt verſ<hwindend u. iſt die dadurch 
bedingte Orts3veränderung zweier hinter einander ſtehender Sterne in 
den günſtigſten Fällen immer noc ſo gering, daß es nur mit Hülfe 
der vollkommenſten Juſtrumente u. unter Anwendung der feinſten 
Beobachtungsmethoden gelungen iſt, bei einigen Sternen die Ent- 
fernung zu beſtimmen. 
Um ſich einen Begriff von folhen Entfernungen zu machen, ijt e3 
aber nöthig, einen neuen Maßitab einzuführen, nämlich die Ge- 
Ihwindigfeit des Lichtes. Das Licht bewegt fich in einer Sefunde 
42500 geogr. Meilen; e3 braucht, um von der Sonne zu unſerer 
Erde zu gelangen, alſo etwa 20 Mill. geogr. M. zu durchlaufen, 
etwas über 8 Minuten Zeitz e3 hat aber, um von einem der nächſten 
Fixſterne zur Erde zu gelangen, gegen 10 Jahre gebraucht. Wenn 
man bedenkt, daß es jedenfalls Sterne giebt, deren Entfernung ſo 
groß iſt, daß Tauſende von Jahren vergehen mußten, ehe das von 
ihnen ausgeſtrahlte Licht zu uns gelangen konnte, ſo wird man ſich 
einen jchwachen Begriff von den koloſſalen Dimenſionen, die im 
Weltenraume exiſtiren, zu machen im Stande ſein. 
Kehren wir jedoch, nachdem wir das Jntereſſanteſte u. Wiſſens- 
wertheite von der Fixſternwelt kennen gelernt haben, wieder zu un- 
ſerem Planetenſyſtem zurü>. Auch hier treffen wir für unſere Be- 
griffe große Entfernungen u. enorme Körper an, die ung deutlich 
darthun, wie verjchwindend klein unſer Erdball gegenüber den an- 
deren Welten iſt, u. wie wir die Gedanken, daß der Himmel mit 
feiner Sternenpracht nur zu unſerem Ergößen erſchaffen ſei, nux als 
anmaßende bezeichnen u. ſie vollſtändig zu verſcheuchen ſuchen müſſen. 
Die Sonne, wie ſhon oben erwähnt, der dominirende Körper in 
unſerem Planetenſyſtem, übertriſſt ſämmtliche Planeten an Maſſe, 
u. zwar jo beträchtlich, daß, wenn man fi die Maſſen aller die 
Sonne umkreiſenden Planeten mit ihren Monden in eine vereinigt 
dächte, dieſe no< niht den ahthundertſten Theil der Sonnenmaſſe 
betragen würde. Der Durchmeſſer der Sonne iſ 192600 geogr. 
Meilen lang. Der größte Planet iſt Jupiter, ſein Durhmeſſer iſt 
20018 geogr. M., dann folgt Saturn (Dur<hm. 16300 g. M.), 
Neptun (Durchm. 7830 g. M.), Uranus (Durchm. 7400 g. M.), 
Erde (Durchm. 1719 g. M.), Venus (Durchm. 1694 g. M.), 
Mars (Durchm. 892 g. M.), Merkur (Durhm. 671 g. M.) 
u. hierauf die große Zahl der kleinen Planeten (Planetoiden). 
Einen leichteren Ueberbli> über die Größenverhältniſſe in unſerm 
Planetenſyſtem gewährt Nr. 965, auf welcher die Sonne u. die 
Planeten al3 Scheiben, im richtigen Verhältniß ihrer Durchmeſſer, 
gezeihnet ſind. Jm Bezug auf ihre Entfernungen von der Sonne 
folgen die Planeten in anderer Reihenfolge. Der Sonne am 
nächſten ſteht Merkur in einer mittleren Entfernung von 8,01 Mill. 
geogr. M., darauf folgt Venus im Abſtande von 14,96 Mill. g. M., 
dann unſere Erde (Entfernung 20,68 Mill. g. M.), darauf Mars 
(Entfernung 31,56 Mill. g. M.), ſodann die Planetoiden, von 
denen gegenwärtig 109 bekannt ſind, ihre Entfernungen von der 
Sonne liegen zwiſchen 45 u. 65 Mill. g. M., dann Jupiter (Ent- 
fernung 107,57 Mill. g. M.), Saturn (Entfernung 197,25 Mill. 
g. M.), Uranus (Entfernung 396,72 Mill. g. M.), Neptun (Ent- 
fernung 621,20 Mill. g. M.). Der Lauf unferer Erde um die Sonne 
iſt in Nr. 952 dargeſtellt. Durch die ſ{hräge Stellung der Erd- 
achſe gegen die Ebene der Bahn entſtehen die Jahreszeiten. Wir 
ſehen auf der Abbildung deutlich, wie zur Zeit der Aequinoktien die 
Schattengrenze dur beide Pole der Erde geht, während zur Zeit 
des Aphels der Nordpol der Erde vorzugsweiſe beleuchtet, zur Zeit 
Aſtronomie + 
Aſtronomie 1164 
  
erſten Falle die Tage auf der nördl. Halbkugel länger, im zweiten 
Falle kürzer ſein werden als die Nächte. Gleich lang wird Tag u. 
Nacht aber nur dann ſein, wenn die Erde ſi< in einem der beiden 
Aequinoktialpunkte befindet. (S. auc „Jahreszeiten“.) Eine Dar- 
ſtellung des geſammten Planeten - od. Sonnenſyſtems giebt Nr. 953, 
auf welcher die Bahnen der einzelnen Planeten aufgezeichnet find; 
die mittleren Entfernungen ſind im richtigen Verhältniſſe angegeben. 
Es liegen jedo< die Bahnen nicht alle in einer u. derſelben Ebene, 
ſondern ſind unter einem beſtimmten Winkel (den man Neigung 
der Bahnebene nennt) gegen die Ebene der Erdbahn (Ekliptik) ge- 
neigt. Bei den großen Planeten iſt dieſe Neigung meiſt ſehr gering, 
am ſtärkſten iſt ſie bei Merkur (7*), die geringſte Neigung gegen 
die Ekliptik beſißt die Bahn des Uranus (?/, . Bei den kleinen 
Planeten kommen ſtärkere Neigungen vor. Die größte hat die Bahn 
der Pallas (34%). Mehrere der Planeten werden bei ihrem Lauf 
um dieSonne von Eleineren Himmelzkörpern begleitet, welche Tra- 
banten od. Monde genannt werden. Die Bahn eines ſolchen 
Trabanten in Bezug auf die Sonne iſt eine doppelte. Zunächſt bewegt 
fih nämlich der Satellit um den Planeten u. mit diefem um die 
Sonne. Jufolge deſſen wird ſeine Bahn keine geſchloſſene, in ſi zu- 
rüclaufende, fondern eine jchlangenartig gewundene, fortlaufende fein, 
wie dies Ver. 954 a u. 955, fo- 
wie in übertriebenem Maße 
Nr.954þ veranſchaulicht. Die 
Erde beſißt bekanntlich einen 
Mond, der im mittleren Alb- 
ſtand von 51,800 geogr. M. 
dieſelbe umkreiſt. Der Tra- 
bant unſerer Erde iſt beträcht- 
li kleiner als lebtere, wie aus 
Nr. 963 erſichtlich, welche das 
relative Größenverhältniß bei- 
der Himmelskörper darſtellt. 
Der Jupiter hat vier Monde, 
welche in den Abſtänden 58, 
93, 148 u. 260 Tauſend geo- 
graph. M. vom Hauptplane- 
ten fic) befinden. Saturn hat 
acht Trabanten, ihre Entfer- 
nungen von dieſem Planeten 
ſind 26, 34, 42, 60, 84, 187, 
233 u. 545 Tauſend geogr. 
M., außerdem iſt Saturn noch 
von mehreren Ringen umge- 
ben. Nr. 956 zeigt ung die 
verſchiedenen Lagen des Sa- 
turn u. ſeiner Ringe, welche 
er bei ſeinem Lauf um die 
Sonne einnimmt. Uranus hat 
ſehs Monde, deren Diſtanzen 
noch niht mit genügender 
Sicherheit beſtimmt werden 
kfonntenz endlih will man bei 
Neptun zwei Monde beobach- 
tet haben, deren Exiſtenz je- / 
doh no< genügender zu kon- / 
jtatiren ift. (Ueber die phy- / 
ſiſche Beſchaffenheit der Sonne ? 
u. der Planeten, ſowie über 
die Größenverhältniſſe der Monde zu ihrem Hauptplaneten iſt in den 
einzelnen Art. Ausführlicheres zu finden.) 
Dieſes ſoeben näher betrachtete Planetenſyſtem iſ in ſeiner 
Grundform zunächſt von Kopernikus aufgeſtellt worden. Es hat 
Jahrhunderte gedauert, ehe es gelang, aus den Bewegungen der 
  
Nr, 954, S<hlangenförmige Moudbahu, 
  
des Perihels dagegen derſelbe beſchattet iſt, infolge deſſen alſo im 
Planeten, die ja, wegen fortwährender Veränderung unſeres Stand- 
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