Jass 
htet. 
der 
'eal- 
94; 
1891 
hr.« 
[tung 
5°6 
6:9 
1 
0:9 
1 
6:2 
7:11 
a 
158 * 
Ab- 
hen 
eses 
1gen 
ver- 
Mes- 
eine 
qua- 
den 
hielt 
NCKE 
iner 
Jlon- 
'erth 
chen 
hielt 
Mes- 
per», 
Planeten. 415 
sungen der Trabantenabstánde 6 - HıLL erhielt aus den Störungen des 
1 2 : 1 
Saturn 45:735,» NEWCOMB aus den Stórungen des Planeten Polyhymnia 1573. 
KgMPF aus den Messungen der Satellitenabstánde von AiRv und VoGEL bu 
Insbesondere die zuletzt erhaltenen Werthe deuten entschieden auf die Noth- 
wendigkeit einer Vergrösserung der bisher verwendeten BesseL’schen Jupiter- 
1 
10476039 * Der von NEWCOMB ge- 
zogene Mittelwerth A scheint wohl zu gross, wie auch die von v. HAERDTL 
masse. Zieht man das Mittel, so erhält man 
abgeleitete Jupitermasse 7777 Von den übrigen zu weit abweicht. 
Die Dichte des Planeten ist sehr gering, ist aber jedenfalls an der Ober 
flüche noch geringer, da die Dichte nach dem Innern zu zunimmt. (Vergl. den 
Artikel »Mechanik des Himmels«, II. Bd., pag. 551). 
Dow. CassiNI sah 1665 einen Fleck, der bis 1692 sichtbar blieb, und aus dem 
er die Rotationszeit gleich 97557 58* ableitete. SCHRÖTER erhielt anfänglich 
(1785/86) merkwürdiger Weise eine viel kürzere Umlaufszeit (67 577), spáter aber 
nahe denselben Werth. wie CaAssıxı, nämlich 9% 56% 33s, BEER und MADLER er- 
hielten aus zwei gut begrenzten Flecken aus Beobachtungen in der Zeit zwischen 
4. November 1834 bis 22. Januar 1835: 94557» 30508, aus der Zwischenzeit zwischen 
9. Februar 1835 und 1:9. April 1835 den kleineren Werth 9^557* 26753, was nur 
durch eine Bewegung der Flecke auf der Planetenoberfläche erklärt werden 
kann?) Auf den Umstand der verschiedenen Rotation verschiedener Flecke 
machte aber in überzeugender Weise erst J. ScHMIDT 1865 aufmerksam, indem 
er dabei auch auf die Verschiedenheit der Rotationszeit in verschie- 
denen Breiten Rücksicht nahm?) Er war allerdings nicht der erste, der 
diese Thatsache erkannte, denn ScHRÓTER weist in seinen »Beitrágen zu den 
neuesten astronomischen Entdeckungen, Berlin 1738« schon darauf hin, dass 
Cassini fiir verschiedene Breiten verschiedene Rotationszeiten erhielt. Allein 
erst ScHMIDTS) und nach ihm OvupzMaNs?) hatten sich mit der Frage in syste- 
matischer Weise beschäftigt. 
Die verschiedene Rotationszeit ist natürlich nur erklärlich dadurch, dass die 
Flecke gegeneinander den Ort wechseln®, was wieder nur möglich ist, wenn 
die Flecke. oder wenigstens ein Theil derselben als wolkenartige Gebilde in 
einer den Planeten einhüllenden Atmospháre angenommen werden. Die Ge- 
schwindigkeit der Flecke ist gemäss der Rotationsdauer zwischen 13:05 und 
18:17 £x; der Unterschied betrágt daher 120 z; in der Secunde, und zwar im 
Aequator beschleunigt. SCHRÔTER erklärte diese Beschleunigung durch 
Passatwinde in den oberen Regionen. 
1) Astron. Nachr. Bd. 104, pag. 83. 
?) Astron Nachr. Bd. 12, pag. 265. 
3) Astron. Nachr. Bd. 65, pag. 81. 
5) Vergl. die Untersuchungen von SCHMIDT in den Astron. Nachr. Bd. 65, pag. 85, Bd. 68, 
pag. 289, Bd. 83, pag. 71, und insbesondere Bd. 99, pag. r. 
5) Astron. Nachr. Bd. 143, No. 3401. 
6) Die Fig. 390—392 geben Beobachtungen des Jupiter zu verschiedenen Zeiten; die 
Fig. 390 Beobachtungen von Lozusk in Bothkamp 1871 December 21, 107 42» und 
December 24.187 167 nach »Beobachtungen der Sternwarte zu Bothkampe, II. Heft; Fig. 391 
Beobachtungen von HoucH im Dearborne Observatory 1895 Mürz 19 und 1896 Februar 15 
(der schwarze Fleck oben ist der dritte Satellit) nach »Astron. Nachr. Bd. 140, pag. 273, 
Fig. 399 Beobachtungen von FaAuTH 1896 Februar 7 und 17 (mit dem Schatten des ersten 
Trabanten) nach »Astron. Nachr.« Bd. 140, pag. 167.