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B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
unterliegen, daß eine Marsatmosphäre, die Wasserdampf enthält, vorhanden 
ist. Die Vermehrung der Absorption ist aber nur gering und lehrt in Ver 
bindung mit dem Augenschein, daß Wolkenbildungen auf Mars viel sel 
tener sind als auf der Erde, ferner, daß die Marsatmosphäre nicht so dicht, 
vor allem nicht so wasserhaltig ist als die Erdatmosphäre. 
Auch die photographischen Aufnahmen des Marsspektrums haben, wiedas 
auch kaum anders zu erwarten stand, fast vollkommene Übereinstimmung mit 
dem Sonnenspektrum ergeben. Die rote Farbe des Planeten ist somit nicht, 
wie Huggins vermutete, auf besondere Absorptionen in Blau und Violett, 
sondern auf Intensitätsunterschiede des kontinuierlichen Grundes gegenüber 
dem Sonnenspektrum zurückzuführen. Auf spektralphotometrischem Wege 
ließe sich also die Ursache der rötlichen Färbung feststellen, derartige Unter 
suchungen scheinen aber bisher in größerem Umfange noch nicht ausge 
führt worden zu sein. Jedenfalls wäre es verfehlt, bei der roten Farbe des 
Planeten etwa an eine Komplementärwirkung einer blauen Atmosphäre zu 
denken; denn die Farbe unserer Erdatmosphäre entsteht, wie wir sahen 
(S. 102), nicht durch Absorption, sondern durch Diffraktion an den Luftmole 
külen, wobei die blauen und violetten Strahlen besonders bevorzugt sind. 
Das Entsprechende wird vielleicht in noch höherem Maße für die jedenfalls 
nicht dichtere Marsatmosphäre gelten. Wenn also Mars rötlich gefärbt er 
scheint, so kann dies nicht durch die Atmosphäre desselben verursacht sein, 
sondern muß auf der entsprechenden Färbung der Marsoberfläche beruhen. 
Den besten Beweis für die Richtigkeit dieser letzten Anschauung liefern 
die weißen, nicht merklich gefärbten Polarkappen des Mars; käme die Fär 
bung durch die Atmosphäre, so müßten auch sie rötlich erscheinen. 
Bei dem starken Wechsel der Entfernung des Mars von der Erde — sie 
bewegt sich zwischen 75000000 und 375000000 km —, verändert sich der 
scheinbare Durchmesser der Marsscheibe sehr bedeutend. Bei sehr günstigen 
Oppositionen (z. B. 1924) erreicht der Durchmesser 25", während er in den 
ungünstigen Konjunktionen auf 4" sinkt. Da nun bei einem äußeren Plane 
ten die Phasen niemals stark werden können — bei Mars ist der Maximal 
betrag des Phasenwinkels 50° —, so ist die Gesamthelligkeit des Mars sehr 
starken Schwankungen ausgesetzt, die den Betrag von ungefähr 4% Größen 
klassen erreichen können. Bei günstiger Opposition erlangt er die Hellig 
keit — 2.8 m , so daß Mars nächst Venus das hellste Gestirn wird; in der 
Nähe der Konjunktion sinkt seine Helligkeit auf 1.6 m , etwa a Leonis ent 
sprechend, herab. 
Die durch die Phase verursachten Helligkeitsschwankungen sind wegen 
der Geringfügigkeit der Phase klein. Nach den zahlreichen Beobachtungen 
Müllers läßt sich die Marshelligkeit in ihrer Abhängigkeit von der Phase a 
darstellen durch die Gleichung 
h = - 1.85 m -1- 0.0149 «. 
Auch bei Mars findet keine Übereinstimmung zwischen den beobachteten 
Phasenhelligkeiten und den nach der Lambert sehen Theorie berechneten statt, 
und zwar ist die beobachtete Phasenwirkung doppelt so stark wie die be 
rechnete; sie entspricht übrigens sehr nahe derjenigen der Venus. 
Brauchbare Messungen der Marshelligkeit in mittlerer Opposition gehen