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Topographie des Himmels. 
bei dem Monde einige Zeit vor und nach dem Neumonde wahrnimmt. Da es 
nicht wahrscheinlich ist, daß das Erdlicht bis zu der Venus hin seine Wir 
kung geltend machen sollte, so dürfte Venus selbst ein eigenes, phosphori- 
sches Licht entwickeln, wie dergleichen auch noch anderen Planeten eigen zu 
sein scheint. 
Wenn endlich Schröter durch Beobachtung der Eiecken am Bande der 
Venus Berge von nicht weniger als 6 Min. Höhe und Gebirge von 200 Min. 
Länge auf diesem Planeten entdeckt haben will, so klingt dies sehr unwahr 
scheinlich und bedarf jedenfalls noch der Bestätigung. 
8. Revolution. Zuverlässig indessen ist die Zeit der siderischen und 
synodischen Revolution der Venus bekannt. Die erstere beträgt (heliocentrisch) 
224 Tg. 16 Stdn. 49 Min. 8 Sek. oder etwas mehr als sieben unserer Erden 
monate, woraus folgt, daß Venus in jeder Sekunde durchschnittlich 4,84 Min. 
in ihrer Bahn zurücklegt. Die sy no di sehe Revolution hingegen erfolgt erst 
in 584 Tagen. Nach dieser Zeit kehrt der Planet, von der Erde aus gesehen, 
erst wieder zur Conjunction mit der Sonne zurück. Der außerordentliche Unter 
schied zwischen den beiden genannten Revolutionen erklärt sich einfach daraus, 
daß die Bahn der Venus von der Erdbahn umschlossen und die Bewegung nicht 
von einem festen, sondern von einem beweglichen Standpunkte aus betrachtet 
wird. 1st die von Schröter angegebene Neigung des Aequators zur Bahn von 
72° richtig, so muß der Wechsel der Jahreszeiten und der Temperatur auf 
der Venus ein außerordentlicher sein, und hierin müßte der Hauptunterschied 
zwischen der Venus und unserer Erde liegen. 
Da die Neigung des Aequators zur Bahn die Entfernung der Wendekreise 
vom Aequator bestimmt, so müßten diese Kreise je 72° vom Aequator ab 
stehen, und ebenso groß müßte die Entfernung der Polarkreise von den ent 
sprechenden Polen sein. Es würden also auf der Venus die Polarkreise inner 
halb der Wendekreise liegen, durch w r elclien Umstand die Verhältnisse der 
einzelnen Zonen sich wesentlich anders gestalten müßten als auf der Erde. 
Die nebenstehende Fig. 89 soll 
zur Verdeutlichung der eigentüm 
lichen Verhältnisse dienen. 
Nennen wir heiße Zone den 
Gürtel, in welchem die Sonne 
zweimal im Jahre im Zenithe er 
scheint, so hätte die heiße Zone 
der Venus eine Breite von 144°. 
Allein rasch müßte die Sonne sich 
hier zum Zenithe hinaufschrauben 
und sich wieder von ihm entfernen, da sie in nur 56 Tagen, der Dauer einer 
Jahreszeit, ihre Declination um volle 72° änderte, während die entsprechende 
Aenderung bei der Erde in etwa 90 Tagen nur 23 J /2° beträgt. 
Werden kalte Zonen die Gegenden genannt, in welchen die Sonne län- 
Fig. 89.