JR. Planetentafel. 
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Merkur 
U-*800 km p 
, \ 
Eismantel | Fester Kern 
v 
Wasser 
6 
Erde 
72 760 hm 
1) 
Cf 
Fig.L 
Eismante / 
Fester Hem 
Wasser 
Mond 
*38*0Um^ 
-MJf*-1'85 km j 
T* 
Mars 
|*— 6 7SO km —>| 
-1vj> *30 Am 
Bahnkegel der inneren P/anefen . CÜbertneben stumpfgezeichnet ). 
Fig.W* 
Eismantel Fester Hem 
Wasser 
Lu ff man te! Ocean Feste Kruste 
Spezifische 1 Gewichte 
Großen verhäifniße der inneren Planeten (Helioden). 
zu Seite: SS 
Translatorische 
Sonnenbahn 
Fester Kern 
Eismantel 
Mars 
Erde 
zu Seite: 51 
tknus 
Größe der Sonne im Ver-, 
hä/tniß zu den Planeten. 
i\ß>9 erb0n 
Mr. V. E. Md. Ms. 
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Die inneren (kleinen) Planeten 
in ihren Größenverhä/tnißen 
zu den äußeren (großen) Plan eten . Firneis 
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cf 
\zu Seife: '89 
Eisschlamm 
Meteorischer Hern 
Spezifisches 1,3 Gewicht 
Jupiter 
Die Planeten umlaufen die im 
Weltraum fortschreitende Sonne .und da sie 
an ihre Umlaufebene gefesselt sind,.müßten sie sich 
auf Cy/indermänte/n mit fortbewegen, wenn ihr Abstand von der Sonne der gleiche 
bliebe. Dieser ändert sichjedoch unter der Einwirkung des widerstehenden Med /* 
ums, des Reihers, er schrumpft ein und aus diesem Grunde werden aus den Cy lindern 
Kegelmäntel. Die Größe der Schrumpfung hängt von dem Durchmesser und der Masse 
des Planeten ab und das Verhältniß der Schrumpfung beträgt, das der Erde *7 
gesetzt: bei Merkur — Venus — Mars — Mond 
2.305 7.270 2.655 5,733 d.h um 
so viel schneller streben diese dem Ein- 
stürz in die Sonne zu. 
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—r 7 r —. ——' ‘ Erdenende 
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Marseinfang 
Merkurende 
Heutiger Zustand 
Jn Fig. JJEÖ sind die BahnkegeFso stumpf angedeutet, daß dieser Vorgang zeichne* 
risch ausgedrückt werden kann. Man sieht, wie die Merkurbahn sich der Sonne stark 
nähert; auch die Venus stürzt früher a/s di$ Erde in die Sonne. 
Besitzen außerhalb der Erde umlaufende Planeten Bahnen mit größerem 
Schrumpfungscoeffizienten als der der Erde ist, so müssen deren Bahnkegel 
die Erd bahn kege! schneiden. Bei dem Jetzigen Monde ist dieser Fall bereitp 
eingetreten, er ist aus einem Planeten ein Trabant geworden und bei dem 
Mars steht dieses Ereigniß noch bevon. 
zu Seite -' 51 
Größenverhäitniße der äußeren Planeten (Nepfoden). 
Eisschlamm 
Wasser 
Fig.M. 
Firn e/s 
Entwicklung eines äußeren Planeten ,z.B. des Jupiter. 
Die Trümmerstücke der Fixsternexp/os/on (s. d. Abschnitt: Wie kam das Eis in das Weltall?) bewegten sich in <?/. 
ner Wolke, welche aus meteorischen Körpern, glühenden Gasen und weiter außen aus Wasserdampf bestand. 
Durch Abkühlung am kalten Weltraum wurde der letztere zu Eisstaub, der sich auch zu größern Eiskör , 
pern zusammenbakte. Ein genügend großes hehotisches Meteorstück vergrößerte sich durch Anziehung kleine = 
rer Stücke , denen es begegnete,.und bildete so den Grundstock für die weitere Eingliederung von Meteoren und 
Eiskörpern . Diese bauten mit der Zeit einen Eismante/ von stets wachsender Stärke um den Kern an und 
als eine genügende Mächtigkeit erreicht war, begannen die untersten Lagen, sich unter dem Druck der oberen 
Schichten zu erwärmen und zuerst zu weichem Eise und dann zu Wasser zu werden. in Fig 2LTzeigen 7und 
2 den Aufbau des meteorischen Kerns SW u S die Umlagerung mit Eis; in 6 tritt die Druck Erwärmung in Er 
scheinung und diese schneitet mit zunehmender Dicke des Eismantels forf. Während dieser ßauperiodenoch 
Bekommende meteorische Körper schlugen in das Eis ein und sanken in Folge ihrer Schwere langsam durch dieses 
hindurch, so den Kern allmählich auch noch vergrößernd. Man Kann annehmen, daß das Gewicht eines Kubikme, 
ters lockeres Eis nicht mehr als 0,7 -0.8 des Wassers beträgt, und hieraus erklärt sich das auffallend geringe 
spezifische Gewicht der äußeren P/aneten im Gegensatz zu dem der Innern , welche zum größten Teil 
aus Metallen und Gestern bestehen . 
zu Seite: 53 
Wie ein Planet zu einem Trabanten (Monde) werden muß. 
zu Seihe: &9, 
90, ZO T- 
Fig.T. 
Letztes 
Peri hei 
schwächeren Planeten 
/V X V 
zu Seite-- 97 
Die Umlaufzeiten der Planeten sind abhängig von ihrem Abstand von der 
Sonne und ihrer Masse. Der der Sonne nähere läu ft schneller um a/s der ent 
ferntere und so müssen sie sich von Zeit zu Zeit auf dem gleichen Radius nahe 
kommen . Besitzen sie eine verschieden große Exzentrizität und liegt der 
Drehpunkt des einen über, der des andern unter der Sonne -in Np 7 besonders 
dargestellt -, so wird es einen bestimmten Radius geben, auf dem sie bei einer 
Begegnung sich auch besonders nahe kommen müssen . Verengern sich in Folge 
des Aetherwiderstandes ihre Umlaufbahnen, so wird ihr Abstand bei 
den nächsten Begegnungen auch abnehmen, bis sie dann schließlich einander so 
nahe kommen, daß der stärkere den schwächeren anzieht. 7-5. Der letztere 
wird zu einem Monde und seine Bahn schlingt sich wie in 6- und größer in 5 a - 
angedeutet, um die des ersteren herum. Esgiebt rechts und finks umlaufende 
Monde. Der Grund für diese sonderbare Erscheinung ist ein rein mechanicher. 
Traf, wie in Fig.VJ f\ angedeutef die Bahnlinie des schwächeren Planeten bei der 
letzten Begegnung in die des starkem ein, so muß eine rechtsumiaufende , 
blieb sie, wie in B gezeigt, noch außerhalb derselben, so muß eine linksumlaufen 
de Mondbahn entslehen. Rn der Astronomie ist, rechtläufig "die dem Uhrzeiger entgegengesetzte Bewegg.) 
Druck v. Rico. Ruks. Berlin óM Dessau er Str 36.