Topographie des Planetensystems der Sonne. pg9 
uns bekannten 
erer Entfernung 
3 starke Excen- 
und nähert ihn 
und 6 Millionen 
tzt im langsamen 
ist 74° 57' 27",0 
zu; allein nur 
'i von der Ver- 
le her. Wegen 
3 starke Mittel 
che jährlich um 
;gen die Erdbahn 
0^184 zu; die 
ptik beträgt 46° 
hme von 40", 15. 
lie Knoten der 
I rückwärts, 
lagen gemessen, 
afszeit ist wegen 
bei allen andern 
II 14' 35". 
ass er die Sonne 
r grössten Nähe 
. grösser erblickt, 
en Verhältnissen 
uch eben so viel, 
nicht mit Ge- 
b die specifische 
si Merkur durch- 
wogegen wir, da 
ler Lichtstrahlen 
das Quadrat der 
Distanz verhält, das angegebene Verhältnis als ein zuverläs 
siges betrachten können. 
Nach BesseVs Messungen, die er bei Gelegenheit des 
Merkursdurchganges 1832 am 5. Mai anstellte, erscheint er, 
in mittlerer Entfernung betrachtet, 6",69 im Durchmesser gross 
und der wahre Durchmesser beträgt 641 Meilen. In seiner 
grössten Entfernung von unserer Erde, also in der obern 
Conjunction, kann sich der scheinbare Durchmesser bis zu 4",4 
vermindern und in der untern Conjunction bis zu 12", 6 
steigen; die grösst- und kleinstmöglichste Entfernung Merkurs 
von der Erde beträgt 29 und 10 1 / 2 Milk Meilen. 
Durch Beobachtung von Flecken auf seiner Oberfläche, 
die übrigens sehr selten erscheinen und schwer wahrzunehmen 
sind, haben Harding und Schröter die Rotationsperiode auf 
24 Stund. 5 Min, bestimmt: ein noch sehr ungewisses Datum. 
Noch weniger wissen wir von der Neigung seiner Axe gegen 
die Ebene seiner Bahn, so dass wir über seine Jahreszeiten 
nichts weiter bestimmen können, als dass sie durchschnittlich 
jede 22 Erdentage dauern. Wenn die angegebene Periode 
auch nur ohngefähr richtig ist, so kann Merkur keine merklich 
stärkere Abplattung als die Erde haben, und alsdann muss sie 
für unsere Beobachtungen ganz unmerklich sein; in der That 
hat Beseel bei seinen sehr genauen Messungen keine Abplattung 
finden können. Aus Bernes Messungen scheint zwar eine Ab 
plattung ( x / 29 ) zu folgen; allein BesseVs Resultat dürfte mehr 
Vertrauen verdienen. 
Die Masse des Merkur ist schwer zu bestimmen: die 
einzige Gelegenheit, zu einer Bestimmung zu gelangen, hat 
bis jetzt der Enckesche Komet dargeboten, der 1835 dem 
Merkur sehr nahe kam. Hiernach ist die Masse des Merkur etwa 
ooooo Theil der Sonnenmasse und seine Dichtigkeit ohnge 
fähr 1,3 der Dichtigkeit der Erde, der Fall eines Körpers auf 
seiner Oberfläche beträgt in der ersten Sekunde 7,6 Pariser 
Fuss, und die Schwere der Körper ist — 0,49 derjenigen, 
welche auf der Erde stattfindet, oder 100 Pfund auf der Erde 
sind nur 49 Pfund auf Merkur, 
Als unterer Planet kann er, in Beziehung zu Erde und 
Sonne, in oberer und unterer Conjunction, so wie in west 
licher und östlicher Elongation, doch nie in Oppositon 
erscheinen. Er entfernt sich nie über 27° 42' von der Sonne, 
und dies nur dann, wenn er gleichzeitig in seiner Sonnenferne 
steht und in dem Dreieck: Erde Merkur Sonne, der Winkel 
am Merkur ein rechter ist. Daher wird er nie in voller