Dido — Digression.
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oder 1,295,029«teil so groß, und wenn
man die D- der Erde — 1 setzt, so ist die
der Sonne 329000 A
1295Ö29 —0,254.
8) Dasselbe Verfahren gestattet auch,
die Masse eines andern Planeten, der
von einem Mond umkreist wird, mit der
der Sonne und damit mit der der Erde
zu vergleichen, und wenn man die Größe
des Planeten kennt, so findet sich hieraus
seine mittlere D. Aus solche Weise hat
schon Newton für die relativen Werte der
mittlern D. von
Sonne, Jupiter, Saturn, Erde
die Zahlen
100 94,6 66,9 399
berechnet (»Prinzipien der Naturlehre«,
Buch 3, Abschn. 1). Wenn man die
Abweichungen dieser Zahlen von den jetzt
als richtig angenommenen billig beurtei
len will, so muß man sich erinnern, daß
ziemlich alle zur Berechnung dieser Größen
nötigen Daten zu Newtons Zeit nur sehr
ungenau bekannt waren; so wurde z. B.
die Sonnenparallaxe zu 10,5" angenom
men. Durch dasselbe Verfahren lernen
wir auch die Masse von Doppelsternen
kennen, deren Umlaufszeit und gegenseiti
ger Abstand uns bekannt sind. DieD. der-
I elben können wir allerdings nicht angeben,
weil uns zur Zeit noch von keinem dieser
Körper die Größe deö Durchmessers be-
kanttt ist.
9) Die Masse und damit auch die mittlere
D. der übrigen Glieder unsers Sonnen
systems werden im allgemeinen aus deu
Störungen ermittelt, die sie vermöge ihrer
Anziehung auf die Bewegung andrer Glie
der desselben Systems ausüben. Solche
Störungen sind besonders auffallend bei
manchen Kometen, wenn sie in die Nähe
eines Planeten kommen, in welchem Fall
man dieMassedesletztern dann mit größe-
rerZuverlässigkeit finden kann. So hat z.B.
Encke die Masse des Planeten Merkur =
V4686571 der Sonnenmasse aus den Stö
rungen berechnet, die sein periodischer Ko
met 1835 von dieseni Planeten erfuhr,
während man früher gar kein zuverlässi
ges Mittel zur Bestimmung dieser Masse
hatte. Ähnlich hat auch Möller den Faye-
schen Kometen zur Ermittelung der Ju
pitermasse benutzt, und neuerdings hat
van Asten aus den Störungen des
Enckeschen Kometen die Massen des Mer
kur, der Erde und des Jupiter berech
net. Zur Bestimmung der Jupitermasse
sind auch einzelne Planetoiden benutzt
worden, welche diesem großen Planeten
zeitweilig sehr nahe kommen, z. B. von
Krüger die Themis.
Zur Berechnung der Masse und D. deS
Erdmonds läßt sich die Erscheinung der
Ebbe und Flut benutzen, die durch die
Anziehung von Sonne und Mond auf
die stüssige Hülle unsers Planeten erzeugt
wird. Da je nach dem Stand beider Him
melskörper ihre Wirkungen sich bald unter
stützen (Springfluten), bald einander ent
gegenwirken (Nippfluten), so läßt sich die
von der Sonne erzeugte Wirkung von der
deö Mondes sondern, und da die Entfer
nungen von Sonne und Mond bekannt
sind, so kann man das Verhältnis ihrer
Massen berechnen. Auf solche Weise hat
schon Newton die mittlere D. des Mondes
zu bestimmen versucht.
Divo, Planetoid (209).
Digression (lat., »Abweichung«) wird
bisweilen im Sinn von Elongation
gebraucht; die D. eines Planeten ist dann
die scheinbare Entfernung desselben von
der Sonne, gemessen durch den Bogen
eines größten Kreises auf der Himmels-
kugcl, welcher durch die Mittelpunkte bei
der geht. Bei den Fixsternen, welche (auf
der nördlichen Halbkugel) in ihrer obern
Kulmination nördlich vomZenith stehen,
versteht man unter D. den Winkel, den
ihr Vertikalkreis mit der Nordhälfte deö
Meridians einschließt. Rechnet man die
sen Winkel positiv nach W., negativ nach
O., so bildet er mit dem Azimut zusam
men 180°. Bedeutet also in unsrer Figur
der Halbkreis NZS den Meridian, NS
die Mittagslinie, P den Pol, 0 den Stand
punkt des Beobachters, Z das Zenith,
X 1' L L * die westliche Hälfte des Paral
lelkreises, den ein Stern beschreibt, wenn
seine obere Kulmination X nördlich vom
Zenith liegt, so ist der Winkel NOV oder
der Bogen NV des Horizontalkreises die
D. des Sterns, wenn er sich in einem der
