Topographie des Planetensystems der Sonne. 
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Venus, Erde, Mars gehören, sämmtlich massig gross, dicht, 
sonnennahe, fast oder ganz kugelförmig; mit einer einzigen 
Ausnahme mondlos, von nahe 24stündiger Umlaufszeit. Sie 
haben ausser den angegebenen Bestimmungen noch manches 
Andere mit einander gemein, so viel wir über ihre physische 
Beschaffenheit zu urtheilen im Stande sind. Die zweite 
Gruppe enthält die 162 kleinen Planeten mit stark geneigten, 
sehr excentrischen, grossen Störungen unterworfenen Bahnen 
von 3 bis 5 */ 2 Jahren Umlaufszeit, in einander verschlungen 
und selbst ihre Bangordnung zuweilen wechselnd. In die 
dritte Gruppe endlich gehören die grossen, wenig dichten, 
stark abgeplatteten, schnell rotirenden, mond- und ringreichen 
Planeten von Jupiter an. Bei dieser Eintheilung, welche auf 
innere Uehereinstimmung hasirt ist, kommt der zufällige Um 
stand, dass wir gerade den dritten der Hauptplaneten bewohnen, 
nicht weiter in Betracht. 
Mars körperlicher Inhalt hält (eben so wie Durchmesser 
und Oberfläche) nahezu das geometrische Mittel zwischen Erde 
und Mond; er ist 6mal kleiner als jene, und 8 mal grösser 
als dieser. Ihm selbst fehlt ein Mond, oder dieser müsste von 
einer Kleinheit sein wie kein anderer Weltkörper. Hätte ein 
Marsmond auch nur 3 Meilen Durchmesser, er könnte uns in 
günstigen Oppositionen nicht verborgen bleiben. 
S- 125. 
Mars ist derjenige Weltkörper, der unsern grossen Kepler 
zuerst auf die richtige Vorstellung von der elliptischen Gestalt 
der Planetenbahnen geführt hat. In der That war, zumal bei 
den unvollkommenen Beobachtungen, welche Kepler benutzen 
konnte, kein Planet hierzu geeigneter, nicht allein wegen der 
bedeutenden Excentricität, sondern auch w T egen der geringen 
Entfernung von der Erde, daher hei keinem anderen Haupt 
körper unseres Systems die Abweichungen der elliptischen Bahn 
von dem bis dahin angenommenen excentrischen Kreise so deut 
lich hervortreten konnten. Auch haben wir durch ihn, bevor 
die Venusdurchgänge (§ 92.) von 1761 und 1769 stattfanden, 
eine so nahe mit der Wahrheit übereinstimmende Sonnenparal 
laxe erhalten, als keine andere Methode gegeben hatte. Im 
Jahre 1755 beobachteten la Caille am Cap der guten Hoffnung 
und War gentin in Stockholm den Mars, als er für einige Erd 
orte einen Fixstern bedeckte. Wargentin fand ihn einige Se 
kunden südlich, la Caille dagegen etwas nördlich von jenem 
Sterne, und sie schlossen hieraus, dass die Sonnenparallaxe