MKL1888:Planēten

[105] Planēten (v. griech. planetes, umherwandelnd; Wandel- oder Irrsterne), diejenigen Himmelskörper, welche in nahezu kreisförmigen Bahnen um die Sonne laufen und, an sich dunkel, von dieser beleuchtet werden. Ihren Namen verdanken sie dem Umstand, daß sie, von der Erde aus gesehen, unter den in ihren relativen Stellungen verharrenden Fixsternen verhältnismäßig rasche und ziemlich verwickelte Bewegungen zu machen scheinen. An Helligkeit lassen sich die dem bloßen Auge sichtbaren P. nur den hellsten Fixsternen vergleichen; nach Zöllner erreicht Venus die 18fache Helligkeit des Sirius, Jupiter die dreifache und Mars in mittlerer Opposition die 21/3fache; selbst Merkur kann unter günstigen Umständen fast ebenso hell erscheinen wie dieser hellste Fixstern, während das bleiche Licht des Saturn nur etwa ein Achtel der Intensität des Sirius erreicht. Mit Ausnahme von Merkur und Venus zeigen die P. nicht den funkelnden Glanz der Fixsterne, sondern ein ruhiges Licht. Dasselbe ist polarisiert infolge der Reflexion. Im Spektroskop zeigt das Licht der P. die charakteristischen dunkeln Linien des Sonnenspektrums; außerdem aber treten in den Spektren des Mars, Jupiter und Saturn, besonders aber in denen des Uranus und Neptun, noch andre dunkle Streifen auf, welche für die Anwesenheit einer Atmosphäre auf diesen Himmelskörpern sprechen. Auch auf der Venus wird durch Refraktionserscheinungen eine Atmosphäre nachgewiesen. Im Fernrohr erscheinen die größern P. nicht, wie die Fixsterne, als bloße Lichtpunkte, sondern als bestimmt begrenzte kreisförmige Scheiben mit meßbaren Durchmessern, deren scheinbare Größe mit ihrer Entfernung von uns zum Teil innerhalb ziemlich weiter Grenzen schwankt (beim Merkur zwischen 4,4 und 12″; bei Venus von 9,5 bis 62″, beim Mars von 3,3 bis 23″, beim Jupiter von 30 bis 46″, beim Saturn von 15 bis 20″). Auf einigen derselben nimmt man Flecke oder Streifen wahr, aus deren regelmäßiger Bewegung man die Rotation dieser Körper um bestimmte Achsen erkennt; zum Teil wird diese Rotation auch durch eine Abplattung an den Polen angedeutet. Ferner bemerkt man bei Merkur und Venus und in geringerm Grad auch beim Mars einen Wechsel der Lichtgestalt, ähnlich wie beim Mond (s. Phasen). Mehrere P. werden auch von kleinern Weltkörpern umkreist, welche man Nebenplaneten im Gegensatz zu den Hauptplaneten, auch Monde, Trabanten oder Satelliten nennt. Es haben nämlich Erde und Neptun je 1, Mars 2, Jupiter und Uranus je 4, Saturn 8 Monde; der letztgenannte wird außerdem noch von einem Ringsystem umgeben. Vgl. beifolgende Karte „Planetensystem“.

Die Alten kannten nur die fünf dem bloßen Auge sichtbaren P. Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn; außer diesen sternartigen Körpern findet man vereinzelt auch Sonne und Mond als P. bezeichnet, die mit jenen die scheinbare Bewegung am Fixsternhimmel gemein haben. Die planetarische Natur der Erde war noch unbekannt. Erst Kopernikus ordnete sie der Reihe der P. ein. Die Erfindung des Fernrohrs führte zunächst auf die Entdeckung der Jupitermonde durch Simon Marius in Ansbach 29. Dez. 1609 und Galilei in Padua 7.–10. Jan. 1610. Galilei erblickte auch im November 1610 den Saturn „dreifach“, aber erst Huygens erkannte 17. Dez. 1657 die wahre Gestalt des Saturnrings. Der letztere entdeckte auch 25. März 1655 den 6. Saturnmond (Titan); Dom. Cassini fand nachher den äußersten (Japetus) im Oktober 1671, den 5. (Rhea) 23. Dez. 1672, den 3. und 4. (Tethys und Dione) Ende März 1684. Fast ein Jahrhundert verging noch bis zur Auffindung eines neuen Hauptplaneten; erst 13. März 1781 entdeckte Wilh. Herschel in Bath den Uranus. Ihm verdanken wir auch die Auffindung der beiden äußersten Uranusmonde (Titania und Oberon) 11. Jan. 1786 sowie des 1. und 2. Saturntrabanten (Mimas und Enceladus) 28. Aug. und 17. Sept. 1789, während der 7. Saturnmond (Hyperion) erst im September 1848 von W. Lassell zu Starfield bei Liverpool und Bond in Cambridge (Vereinigte Staaten) entdeckt wurde. Lassell hat auch durch die 1851 mit seinem großen Reflektor auf Malta angestellten Beobachtungen die Zahl der Uranusmonde auf vier festgestellt, während W. Herschel außer den zwei bereits oben erwähnten in den Jahren 1790–94 noch vier beobachtet zu haben glaubte, deren Umlaufszeit er aber nicht bestimmen konnte. Auch mit dem großen Refraktor der Sternwarte in Washington haben Newcomb und Holden nur vier Uranusmonde gesehen. Eine neue Periode planetarischer Entdeckungen beginnt mit der Auffindung der Ceres 1. Jan. 1801 durch Piazzi in Palermo; es folgte dann die Entdeckung der Pallas durch Olbers in Bremen 28. März 1802, der Juno durch Harding in Lilienthal 1. Sept. 1804 und der Vesta durch Olbers 29. März 1807. Damit waren die ersten Glieder aus der Gruppe der kleinen P., Planetoiden oder Asteroiden, zwischen Mars und Jupiter gefunden; aber erst 8. Dez. 1845 fand Hencke in Driesen einen neuen Planetoiden, die Asträa. Seitdem hat sich die Zahl dieser Himmelskörper bis Mitte 1888 auf 279 vergrößert. Aus den Unregelmäßigkeiten der Uranusbewegung hatten die Astronomen schon längere Zeit auf die Existenz eines noch unbekannten P. jenseit des Uranus geschlossen; durch eine umgekehrte Störungsrechnung (s. Störungen) gelang es Leverrier in Paris, den Ort desselben zu bestimmen, und auf Grund dieser Angabe fand Galle in Berlin 23. Sept. 1846 den äußersten P., Neptun. Lassell hat im November 1846 und August 1850 zwei Monde desselben beobachtet, von denen aber nur der eine konstatiert worden ist. Durch das Studium der Merkurbewegung ist Leverrier auch auf die Vermutung gekommen, daß es innerhalb der Merkurbahn noch einen oder mehrere P. gibt. Doch konnte bis jetzt die Existenz eines intermerkurialen P. noch nicht nachgewiesen werden. Dagegen wurden 11. und 16. Aug. 1877 durch Hall in Washington zwei Marsmonde entdeckt. Es betrug hiernach Mitte 1888 die Zahl der Hauptplaneten nebst den Planetoiden 287, die der Nebenplaneten 20. Über die herkömmlichen Bezeichnungen dieser Himmelskörper vgl. unten (S. 110).

In umstehender Tabelle ist die mittlere Entfernung der P. von der Sonne in Erdbahnhalbmessern angegeben; will man diese Entfernung in Millionen geographische Meilen oder in Millionen Kilometer wissen, so hat man die gegebenen Zahlen mit der mittlern Entfernung der Erde von der Sonne zu multiplizieren. Nimmt man die Parallaxe (s. d.) der Sonne zu 8,85 Sekunden an, so ist diese Entfernung = 20,036 Mill. geogr. Meilen oder 148,67 Mill. km. Für die größern P. ergeben sich also folgende mittlere Abstände von der Sonne:

[Ξ]

PLANETENSYSTEM.

[oben links:] Wahre Grösse der Planeten im Verhältniss zur Sonne. [oben rechts:] Innere Planetengruppe. [unten:] Verhältnissmässige Grösse und Entfernung der Erde zum Mond. – Die mittlere Entfernung der Planeten von der Sonne und ihre Bahnstrecke in 88 Tagen oder einem Merkurumlaufe.

[106] Von den kleinen P. hat den kleinsten Abstand von der Sonne Medusa ${\displaystyle (149)}$, nämlich 42,7 Mill. Meilen oder 316,7 Mill. km, den größten aber Hilda ${\displaystyle (153)}$, nämlich 79 Mill. Meilen oder 586 Mill. km.

Gruppierung der Hauptplaneten. Man teilt von alters her die P. in zwei Gruppen: untere oder innere, welche der Sonne näher stehen als die Erde, und obere oder äußere, welche von der Sonne entfernter sind. Zur ersten Gruppe gehören Merkur und Venus, zur zweiten alle vom Mars bis Neptun, von denen im Altertum nur Mars, Jupiter und Saturn bekannt waren. Zweckmäßiger erscheint die von Mädler empfohlene Scheidung in drei Gruppen: innere, mittlere und äußere P. Zur innern Gruppe, deren Verhältnisse die beifolgende Tafel veranschaulicht, gehören Merkur, Venus, Erde, Mars, alle mittelgroß, von beträchtlicher Dichte, wenig abgeplattet, in beiläufig 24 Stunden um ihre Achse rotierend, mit Ausnahme der Erde und des Mars mondlos. Die mittlere Gruppe bilden die Planetoiden; zur äußern Gruppe endlich zählen Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun, alle sehr groß, wenig dicht, rasch (in 10–11) Stunden um ihre Achse rotierend, stark abgeplattet, mondreich (bis auf Neptun). Diese Gruppe enthält 17 Monde, während in der erstern in deutlichem Gegensatz deren nur drei vorhanden sind.

Hinsichtlich der scheinbaren Bewegung besteht ein wesentlicher Unterschied zwischen den untern P., Merkur und Venus, und den obern. Während nämlich erstere sich nie weit von der Sonne entfernen und daher nur bald nach Sonnenuntergang am Westhimmel als Abendstern oder kurz vor Sonnenaufgang am Osthimmel als Morgenstern, aber nie durch die ganze Nacht sichtbar sind, kann man die obern P. zu verschiedenen Zeiten in den verschiedensten Stunden der Nacht, in allen möglichen scheinbaren Abständen von der Sonne auch in der der Sonne gerade entgegengesetzten Gegend des Himmels oder, wie man sagt, in Opposition zur Sonne beobachten.

Betrachten wir zunächst die Erscheinungen, welche uns die untern Planeten in ihrer scheinbaren Bewegung darbieten, so finden wir, daß Venus höchstens 3–4 Stunden vor der Sonne auf- und ebenso lange nach derselben untergeht; ihre Elongation, d. h. ihr größter Abstand von der Sonne nach O. oder W., beträgt 461/2°. Wenn sie zur Zeit ihrer östlichen Elongation als Abendstern am Westhimmel steht, so erscheint sie im Fernrohr als halbe Kreisscheibe, die beleuchtete Seite rechts. Von da an nähert sie sich der Sonne, sie geht immer früher nach Sonnenuntergang unter, die Lichtgestalt [107] wird mehr und mehr sichelförmig, bis ganz in der Nähe der Sonne der Planet unsichtbar wird, teils wegen der Nähe der Sonne, teils weil er der Erde seine dunkle Seite zukehrt, wie der Mond beim Neumond. Während dieser ganzen Zeit nimmt der scheinbare Durchmesser der Venus beständig zu, eine Folge ihrer Annäherung an die Erde. Bei der Sonne angelangt, befindet sie sich zwischen uns und der Sonne; man sagt dann, sie stehe in der untern Konjunktion (s. d.) mit der Sonne. Manchmal, aber selten, sieht man sie dann als kleine dunkle Scheibe von O. nach W. vor der Sonne vorübergehen, was man als Durchgang der Venus durch die Sonne bezeichnet. Bald nach der untern Konjunktion wird der Planet als Morgenstern kurz vor Sonnenaufgang sichtbar; im Fernrohr zeigt er sich dann als eine schmale, der Sonne die konvexe Seite zukehrende Sichel. Von Tag zu Tag steht er nun früher vor der Sonne am Himmel, die Lichtgestalt nimmt zu, bis man endlich, wenn die größte Abweichung von der Sonne nach W. erreicht ist, die ganze linke Hälfte der Planetenscheibe beleuchtet sieht, wie beim Mond im letzten Viertel. Der Durchmesser des P. ist in dieser Zeit immer kleiner geworden, derselbe entfernt sich von der Erde. Diese Abnahme des scheinbaren Durchmessers dauert auch noch fort, wenn die Venus sich wieder der Sonne nähert, also früh immer kürzere Zeit vor der Sonne aufgeht, bis sie endlich in den Strahlen der aufgehenden Sonne unsichtbar wird. Während dieser Annäherung an die Sonne hat die Lichtgestalt beständig zugenommen; doch vermögen wir die vollständig beleuchtete Scheibe, die uns der Planet zukehrt, wenn er bei der Sonne steht, eben wegen der Nähe der Sonne nicht zu sehen. Venus ist jetzt am weitesten von uns entfernt, ihr Durchmesser erscheint uns am kleinsten; wir sagen, sie stehe in der obern Konjunktion mit der Sonne; beide Gestirne haben gleiche Länge. Einige Zeit nachher bemerken wir den P. wieder am Abendhimmel; er geht kurz nach Sonnenuntergang unter und zeigt eine beinahe vollständig beleuchtete Kreisscheibe. Immer weiter entfernt sich jetzt Venus auf der Ostseite von der Sonne, immer länger steht sie am Abendhimmel; dabei nimmt ihr scheinbarer Durchmesser beständig zu, die Lichtgestalt aber ab, bis endlich in der größten östlichen Abweichung von der Sonne nur noch die rechte Hälfte der Kreisscheibe beleuchtet ist. Von da an beginnt derselbe Wechsel der Erscheinungen von neuem. Die Venus zeigt also Phasen wie der Mond; doch ist, abweichend von diesem, die Sichel bei der Zunahme der Lichtgestalt auf der linken, bei der Abnahme auf der rechten Seite, wenn der Planet aus der östlichen Elongation in die westliche übergeht. Nach der wechselnden Stellung gegen die Sonne betrachten wir nun die Bewegung unter den Fixsternen. Wird Venus kurz nach der obern Konjunktion als Abendstern sichtbar, so ist ihre scheinbare Bewegung schnell und zwar rechtläufig oder direkt, d. h. in der Reihenfolge der Zeichen des Tierkreises von W. nach O. Je weiter sie sich aber von der Sonne nach O. entfernt, desto langsamer wird ihre Bewegung, und wenn sie den Abstand von 461/2° von der Sonne erreicht hat, so nähert sie sich dieser wieder langsam, wobei sie aber gegen die Zeichen immer noch rechtläufig ist. Hat sie sich der Sonne bis auf 28° genähert, so tritt ein Stillstand in ihrer Bewegung gegen den Fixsternhimmel ein: sie ist stationär geworden. Nach diesem Stillstand aber fängt sie an, sich der Sonne mit retrograder oder rückläufiger Bewegung, d. h. gegen die Reihenfolge der Zeichen des Tierkreises oder von O. nach W., mit zunehmender Geschwindigkeit zu nähern. Zur Zeit ihrer schnellsten retrograden Bewegung, bei ihrer untern Konjunktion, verschwindet sie in den Strahlen der Sonne, um einige Zeit nachher als schmale Sichel westlich von der Sonne als Morgenstern zu erscheinen, entfernt sich dann von der Sonne mit abnehmender Geschwindigkeit bis auf 28° und wird in diesem Abstand zum zweitenmal stationär. Die Zeit der retrograden Bewegung der Venus vom östlichen bis zum westlichen Stillstand beträgt 41 Tage. Von dem Punkt ihres westlichen Stillstandes beginnt wieder langsam ihre rechtläufige Bewegung, wobei sie, weil ihre Bewegung anfangs langsamer als die der Sonne ist, hinter dieser allmählich bis auf 461/2° zurückbleibt. Von da beginnt sie bei immer geschwinder werdender rechtläufiger Bewegung sich der Sonne wieder zu nähern, bis sie dieselbe in ihrer obern Konjunktion erreicht, um dann ihren Lauf in der angegebenen Weise von neuem zu beginnen. Der Zeitraum, innerhalb dessen der Verlauf der besprochenen Erscheinungen vor sich geht, beträgt 582 Tage; der Bogen aber, um welchen sich die Venus gegen die Fixsterne rückläufig bewegt, mißt 16°. Ganz ähnliche Erscheinungen bietet der Merkur dar, nur entfernt er sich höchstens 23° östlich und westlich von der Sonne, wird schon in 18° Entfernung von ihr stationär und vollendet den ganzen Wechsel der Erscheinungen in 116 Tagen, wovon auf die Zeit seiner rückläufigen Bewegung 171/2 Tage kommen, während der bei letzterer durchlaufene Bogen 121/2° beträgt.

Andre Erscheinungen bieten die obern P. in ihrer scheinbaren Bewegung dar. Der uns nächste von diesen ist Mars. Wie Merkur und Venus, steht auch er zuweilen in Konjunktion mit der Sonne und verschwindet dann in ihren Strahlen, um einige Zeit nachher rechts oder westlich von ihr wieder sichtbar zu werden. Er geht kurz vor der Sonne auf und erscheint dann in seiner kleinsten sichtbaren Größe. In Beziehung auf die Fixsterne ist Mars bei diesem Stand rechtläufig und zwar mit der größten Geschwindigkeit, doch entfernt er sich dessenungeachtet immer weiter von der schneller nach O. vorrückenden Sonne und geht immer früher vor ihr auf. Nach und nach aber wird seine Geschwindigkeit geringer und seine Entfernung von der Sonne immer größer, bis er bei einem westlichen Abstand von ungefähr 137° von der Sonne stationär wird. Setzt er sich dann wieder in Bewegung, so ist diese etwa 70 Tage lang rückläufig und erscheint dann am geschwindesten, wenn er 180° von der Sonne entfernt, ihr also gerade gegenüber oder in Opposition mit ihr steht. Indem die westliche Entfernung des P. von der Sonne über 180° wächst, findet von O. her eine Annäherung beider Himmelskörper statt, und wenn der Planet 137° östlich von der Sonne steht, so wird er zum zweitenmal stationär und nähert sich nun bei rechtläufiger Bewegung der Sonne bis zur Konjunktion mit derselben, um dann in der angegebenen Weise seinen Lauf von neuem zu beginnen. Derselbe wird in einem Zeitraum von 780 Tagen vollendet. Mit dem Fernrohr betrachtet, erscheint Mars zwar nicht immer als vollkommene Scheibe; doch fehlt nur wenig daran, und sichelförmig wird er nie gesehen. Ähnlich wie Mars verhalten sich auch die andern obern P. Dieselben kommen also mit den untern darin überein, daß sie sich ebenfalls mit ungleichförmiger Geschwindigkeit zu bewegen scheinen, recht- und rückläufig und dazwischen stationär werden; es kommen aber die obern nie in untere, sondern nur in obere Konjunktion mit der Sonne, dafür aber auch [108] in Opposition; auch zeigen die obern P., wenn man vom Mars absieht, keinen Phasenwechsel. Was die Dauer der Periode anlangt, binnen welcher diese Veränderungen sich wiederholen, so beträgt sie beim Jupiter 399, beim Saturn 378 und beim Uranus 367 Tage; man bezeichnet sie als die synodischen Umlaufszeiten. Die Entfernung von der Sonne zur Zeit des Stillstandes beträgt bei den genannten drei P. im Mittel 117°, 108° und 102°, der beim Rückgang beschriebene Bogen 10°, 7° und 4° und die Dauer des Rückganges 119, 136 und 150 Tage. Die Erscheinungen gestalten sich bei allen P. noch verwickelter, wenn man nicht bloß die Änderungen der Länge, sondern auch die der Breite in Betracht zieht. Man bemerkt dann, daß die Bahn sich an einzelnen Stellen durchschneidet, so daß Schlingen entstehen. Diese Stellen findet man immer in der Nähe des Stillstandes und dann, wenn der Planet entweder bei der Sonne oder ihr gerade gegenübersteht, wenn also sein Durchmesser am größten ist. Eine graphische Darstellung der Planetenbahnen etc. bietet beifolgende Karte.

Erklärung der scheinbaren Bewegung der P. Dem äußern Augenschein entsprechend, nahmen die Astronomen des Altertums an, daß die kugelförmige Erde im Mittelpunkt des Weltalls feststehe, und daß der ganze Fixsternhimmel, den sie sich als eine hohle Kugel dachten, sich in 24 Stunden einmal von O. nach W. um seine Achse drehe. So wie die scheinbare tägliche Bewegung der Fixsterne, so sollten auch alle Bewegungen andrer Himmelskörper kreisförmig und gleichmäßig sein, weil eine solche Bewegung die einfachste und vollkommenste und ebendarum den himmlischen Körpern allein angemessen sei. Hipparchos (160–125 v. Chr.), der Vater der wissenschaftlichen Astronomie, suchte zuerst die scheinbaren Bewegungen von Sonne und Mond auf gleichförmige Kreisbewegungen zu reduzieren. Da sich aber diese Körper nicht mit gleichförmiger, sondern mit veränderlicher Geschwindigkeit am Fixsternhimmel bewegen, so legte Hipparchos die Mittelpunkte der Kreise außerhalb der Erde. Ptolemäos (im 2. Jahrh. n. Chr.) fand indessen, daß beim Monde der exzentrische Kreis des Hipparchos nicht vollständig genügte. Er ließ daher auf diesem Kreis zunächst den Mittelpunkt eines zweiten Kreises gleichförmig fortrücken und auf dem zweiten Kreis den Mond, ebenfalls mit gleichförmiger Geschwindigkeit, sich bewegen. Durch zweckmäßige Wahl der Exzentrizität des festen Kreises (d. h. des Abstandes seines Mittelpunktes von dem der Erde), des Verhältnisses beider Kreisradien und der Geschwindigkeiten auf beiden Kreisen ließ sich in der That eine genügende Übereinstimmung zwischen Theorie und Beobachtung herstellen. Eine solche Bewegung, wie hier dem Mond beigelegt wurde, nennt man eine epicyklische (s. Epicykel). Die Bewegungen der P. hatte Hipparchos in Ermangelung genügender Beobachtungen nicht zu erklären versucht; diese Arbeit blieb dem Ptolemäos vorbehalten, welcher die P. ebenfalls in Epicykeln um die ruhende Erde gehen ließ. Er dachte sich, daß der Erde zunächst der Mond, dann Merkur, Venus, die Sonne und hierauf die obern P., Mars, Jupiter und Saturn, sich bewegten. Eine ältere, bereits von Vitruv erwähnte Ansicht des griechischen Philosophen Heraklides Ponticus (um 360 v. Chr.), die man öfters als „ägyptisches System“ bezeichnet, nahm dagegen an, daß die beiden untern P., Merkur und Venus, in Kreisen um die Sonne liefen, welche ihrerseits sich um die ruhende Erde bewegte, ebenso wie der Mond und die obern P. Ptolemäos sah sich übrigens genötigt, bei einigen P. von dem Grundsatz gleichförmiger Kreisbewegung abzugehen und dem Mittelpunkt des Epicykels eine ungleichförmige Bewegung zu erteilen, doch so, daß diese Bewegung von einem bestimmten exzentrischen Punkt (punctum aequans) aus gleichförmig erschien. Dieses System, welches uns Ptolemäos in seinem „Almagest“ hinterlassen hat, bildete nun während des ganzen Mittelalters die unantastbare Grundlage der Astronomie. In dem Maß aber, wie man mehr und größere Zeiträume umfassende Beobachtungen gewann, zeigte sich, daß die Theorie nicht genau mit der Erfahrung übereinstimmte; man setzte dann auf den ersten Epicykel einen zweiten, auf diesen wieder einen dritten u. s. f., und auf dem letzten ließ man den P. umlaufen. Auf diese Weise ließ sich zwar stets die Beobachtung mit der Theorie in Einklang bringen; aber die letztere wurde im höchsten Grad verwickelt und zugleich willkürlich, indem oft eine und dieselbe Planetenbahn von verschiedenen Astronomen mit gleicher Genauigkeit durch ganz verschiedene Epicykeln dargestellt wurde. Diese Übelstände veranlaßten Kopernikus zur Aufstellung eines neuen Systems, welches er in dem Werk „De revolutionibus orbium coelestium libri sex“ (Nürnb. 1543) entwickelt hat. Er stellt die Sonne ins Zentrum der Welt, die Erde aber unter die P., und diese läßt er sämtlich in der Richtung von W. nach O. um die ruhende Sonne laufen, so daß dieser zunächst der Merkur steht, dann Venus, Erde, Mars, Jupiter und Saturn in immer weitern Kreisen folgen. Der Mond läuft in derselben Richtung um die Erde. Die letztere hat aber noch eine andre Bewegung: sie dreht sich nämlich in 24 Stunden einmal in der Richtung von W. nach O. um ihre beständig parallel bleibende, gegen die Ebene der Erdbahn geneigte Achse. Durch diese Rotation erklärt sich die scheinbare tägliche Bewegung des Fixsternhimmels sowie der Wechsel von Tag und Nacht, durch die Bewegung der Erde um die Sonne dagegen und die immer parallel bleibende Lage der Erdachse ergibt sich die scheinbare Bewegung der Sonne im Lauf eines Jahrs und der Wechsel der Jahreszeiten. Eine dritte Bewegung, die Kopernikus (s. d.) der Erde noch zuschrieb, existiert nicht.

Scheinbare Bewegung der obern Planeten.

Aber auch die Stillstände und Rückläufe der P. erklären sich einfach im Kopernikanischen System durch den Umstand, daß die Erde und die andern P. in verschieden großen Bahnen in verschiedenen Zeiten um die Sonne laufen. Sind z. B. in beistehender Figur S, E, J Sonne, Erde und Jupiter, so steht der letztere in Opposition zur Sonne. E und J bewegen sich nun in Richtung der Pfeile; weil aber Jupiter erst in etwa 12 Jahren einen Umlauf vollendet, die Erde aber schon in einem Jahr, so gelangt J nach J1, während E nach E1 geht. Die Linie EJ ist also in E1J1 übergegangen, sie hat sich entgegen der Bewegung [109] von SE gedreht und trifft in ihrer Verlängerung weiter rückwärts gelegene Punkte des Himmels; Jupiter ist also rückläufig. Diese rückläufige Bewegung wird langsamer und verschwindet endlich ganz, wenn die Verbindungslinie der Erde E2 und des Jupiter J2 die Erdbahn gerade berührt; die Erde bewegt sich dann gerade vom Jupiter fort, letzterer ist stationär. Von da an wird Jupiter rechtläufig, bis er in der Lage J5 wieder stationär wird; denn die Linien E3J3, E4J4, E5J5 sind gegen E2J2 in demselben Sinn gedreht, wie ES sich dreht. Am schnellsten ist die rechtläufige Bewegung, wenn Jupiter bei J4 in Konjunktion zur Erde steht, so wie die retrograde Bewegung in der Opposition (bei J und J6) am raschesten erfolgt. Die Abweichungen in der Breite und die daraus entstehenden Schleifen und Schlingen der Planetenbahnen endlich finden darin ihre Erklärung, daß die verschiedenen P. sich nicht in der Ebene der Erdbahn (Ekliptik), sondern in Bahnen bewegen, welche kleine Winkel mit dieser Ebene einschließen. Übrigens behielt Kopernikus die exzentrischen Kreise und Epicykeln, letztere aber nur in geringer Zahl, zur Erklärung der Planetenbewegung bei. Diesen letzten Rest des Ptolemäischen Systems beseitigte erst Johannes Kepler (s. d.) durch Aufstellung der drei nach ihm benannten Gesetze, von denen die ersten beiden 1609 in der „Astronomia nova“ veröffentlicht wurden, während sich das dritte erst in der zehn Jahre später erschienenen Schrift „Harmonices mundi libri V“ findet. Diese drei Keplerschen Gesetze lauten: 1) die P. bewegen sich in Ellipsen, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht; 2) die vom Radius Vector (Leitstrahl, d. h. von der Verbindungslinie zwischen Sonne und Planet) überstrichene Fläche ist der Zeit proportional; 3) die Quadrate der Umlaufszeiten zweier P. verhalten sich wie die dritten Potenzen ihrer mittlern Entfernungen von der Sonne (der großen Halbachsen ihrer Bahnen). Diese drei Gesetze sind von Kepler zunächst am P. Mars erprobt worden. Aus dem zweiten Gesetz ergibt sich sofort, daß die Geschwindigkeit eines P. in seiner Bahn am größten ist in der Sonnennähe (im Perihel), und daß sie von da an beständig abnimmt, bis sie im Aphel am kleinsten wird. Deshalb ist unser Winterhalbjahr, in welchem die Erde durch das Perihel geht, kürzer als das Sommerhalbjahr. Über ein halbes Jahrhundert nach Keplers Tod wies Newton in dem Werk „Philosophiae naturalis principia mathematica“ die eigentliche Ursache dieser Gesetze in der Anziehung, welche alle Körper aufeinander ausüben und mithin auch die Sonne auf die P. ausübt, nach. Das zweite der Keplerschen Gesetze ist eigentlich das allgemeinste; es gilt für jede Zentralbewegung, d. h. für jede Bewegung eines Körpers, die stattfindet infolge einer stetig wirkenden anziehenden oder abstoßenden Kraft, die von einem Punkt ausgeht. Umgekehrt ergibt sich aus der Gültigkeit des zweiten Gesetzes, daß die Planetenbewegung erfolgt unter dem Einfluß einer von der Sonne ausgehenden Kraft. Die Größe dieser Kraft läßt sich leicht berechnen. Aus der Gestalt der Bahn und aus dem zweiten Gesetz ergibt sich nämlich die Geschwindigkeit in der Bahn, und aus dieser kann man wieder die Zentrifugalkraft finden, welche den P. aus der Bahn zu treiben sucht. Da nun der Planet in der Bahn bleibt, so muß eine der Zentrifugalkraft gleiche, aber entgegengesetzt wirkende Zentripetalkraft der erstern das Gleichgewicht halten. Die in die Richtung des Radius Vector fallende Komponente dieser Kraft ist die gesuchte Zentralkraft. Man findet für dieselbe den Ausdruck ${\displaystyle {\tfrac {2\pi \mathrm {a} ^{3}}{\mathrm {u} ^{2}\mathrm {r} ^{2}}}}$, wo π = 3,1416 (s. Kreis), a die große Halbachse der Bahn, u die Umlaufszeit und r der Radius Vector ist. Für r = 1 ergibt sich ${\displaystyle {\tfrac {2\pi \mathrm {a} ^{3}}{\mathrm {u} ^{2}}}}$, die Größe der Anziehung in der Entfernung 1. Dem dritten Keplerschen Gesetz zufolge hat aber ${\displaystyle {\tfrac {\mathrm {a} ^{3}}{\mathrm {u} ^{2}}}}$ für alle P. denselben Wert; folglich ist die Kraft, welche die P. bewegt, für alle eine und dieselbe, die Anziehung durch die Sonne. Diese von der Sonne ausgehende Anziehung ist nur ein spezieller Fall der durch das ganze Weltall geltenden allgemeinen Massenanziehung oder Gravitation (s. d.). Zufolge dieser Kraft bewegen sich auch die Monde um ihre Hauptplaneten, wie Newton zuerst beim Monde der Erde nachwies, indem er zeigte, daß die Kraft, welche den Mond in seiner Bahn erhält, identisch ist mit der Schwerkraft, welche wir auf der Erde durch den Fall der Körper wahrnehmen. Vermöge dieser Kraft ziehen sich aber auch die P. gegenseitig an, so daß ihre Bewegungen nicht genau nach den Keplerschen Gesetzen von statten gehen. Diese Gesetze würden in aller Strenge nur dann bestehen, wenn bloß ein einziger Planet um die Sonne liefe. Die Abweichungen (s. Störungen) sind indessen verhältnismäßig nicht zu beträchtlich, weil die P. im Vergleich zur Sonne nur wenig Masse besitzen, so daß die Anziehung seitens der Sonne bei weitem die vorherrschende Kraft bleibt.

Von den Elementen der Planetenbahnen (vgl. Elemente, S. 546) sind in unsrer „Übersicht des Planetensystems“ vier angegeben: die mittlere Entfernung von der Sonne, die siderische Umlaufszeit, die Exzentrizität und die Neigung der Bahn, welche am interessantesten erscheinen, wenn es sich nicht um wirkliche Berechnung der Planetenörter handelt. Letztere findet man für die einzelnen Tage des Jahrs in den astronomischen und nautischen Jahrbüchern angegeben. Übrigens sind die Elemente der P., namentlich der kleinen, infolge der Störungen langsamen Veränderungen unterworfen.

Man hat sich früher vielfach bemüht, ein bestimmtes Gesetz in den Abständen der P. von der Sonne zu finden. Schon Kepler hat ein solches vermutet und kam bei seinen Nachforschungen auf sein drittes Gesetz. Ihm fiel auch der große Zwischenraum zwischen den Bahnen des Mars und Jupiter auf, und er scheute sich nicht, in seinem „Mysterium cosmographicum“ 1596 die Worte zu schreiben: „Inter Jovem et Martem planetam interposui“ (zwischen Jupiter und Mars habe ich einen P. gesetzt), eine Ahnung, die erst nach länger als 200 Jahren Bestätigung fand. Eine wenigstens näherungsweise zutreffende Regel für die Planetenabstände hat zuerst der Wittenberger Professor Titius in seiner deutschen Ausgabe von Bonnets „Betrachtung der Natur“ 1772 angegeben; dieselbe ist nachher besonders durch den Berliner Astronomen Bode weiter verbreitet worden und daher als das Bodesche Gesetz bekannt. Titius faßt seine Regel in die Worte: „Gebt der Distanz von der Sonne bis zum Saturn 100 Teile, so ist Mercurius 4 solcher Teile von der Sonne entfernt, Venus ${\displaystyle 4+3=7}$ derselben, die Erde ${\displaystyle 4+6=10}$, Mars ${\displaystyle 4+12=16}$. Vom Mars folgt ein Raum von ${\displaystyle 4+24=28}$ solcher Teile, worin weder ein Haupt- noch ein Nebenplanet zur Zeit gesehen wird. Von diesem uns unbekannten Raum erhebt sich Jupiters Wirkungskreis in ${\displaystyle 4+48=52}$ und der Saturns in ${\displaystyle 4+96=100}$ solcher Teile.“ [110] In der That, setzt man den Abstand des Saturn von der Sonne 190 Mill. geogr. Meilen, so bekommt man für Merkur 7,6, für Venus 13,3, Erde 19, Mars 30,4, Jupiter 99 Mill. Meilen. Die Zahlen 3, 6, 12 etc., welche man der Regel nach zu 4 addieren muß, wachsen immer auf das Doppelte an; setzt man daher die von Titius gegebene Reihe weiter fort, so sind die nächsten Glieder ${\displaystyle 4+192=196}$ und ${\displaystyle 4+384=388}$, entsprechend 372 und 738 Mill. Meilen. Die Entdeckung des Uranus war daher eine Bestätigung der Regel, da der Abstand desselben von der Sonne ungefähr mit der erstern der beiden Zahlen übereinstimmt, und ebenso wurde die auch von Titius geteilte Vermutung, daß in der Entfernung von 28 Teilen oder 56 Mill. Meilen sich ein Planet befinden müsse, durch die Entdeckung der Ceres bestätigt; der Abstand des Neptun von der Sonne ist aber um 138 Mill. Meilen kleiner, als das Bodesche Gesetz angibt.

[Planetenzeichen.] Für die größern P. hat man gewisse in der „Übersicht des Planetensystems“ (S. 106) angegebene Zeichen, deren Entstehung nicht ganz sicher ist. Dieselben stammen indessen nicht aus dem Altertum; nach Letronne reicht ihr Ursprung nicht über das 10. Jahrh. unsrer Zeitrechnung zurück, und die gegenwärtigen Formen findet man kaum vor dem 15. Jahrh. Auch für eine Anzahl kleiner P. hat man derartige Zeichen; seitdem aber die Zahl der uns bekannten Weltkörper aus dieser Gruppe so ungemein gewachsen ist, bezeichnet man sie nach Goulds Vorschlag durch in Kreise geschriebene Nummern z. B. ${\displaystyle (5)}$, welche die Reihenfolge der Entdeckung angeben. Bei den Neuplatonikern wurde es am Ausgang des Mittelalters Sitte, gewisse Metalle den P. zu weihen, nämlich das Quecksilber dem Merkur, das Kupfer der Venus, das Eisen dem Mars, das Zinn dem Jupiter, das Blei dem Saturn. Im Mittelalter hat man daher die genannten Metalle mit den Zeichen der zugehörigen P. bezeichnet, also = Quecksilber, = Kupfer etc. Außerdem wurde noch das Silber dem Monde, das Gold der Sonne gewidmet, und es war deshalb = Silber, = Gold. In der spätern Römerzeit war es ferner Gebrauch, die sieben Tage der Woche nach der Sonne, dem Mond und den P. zu benennen, nämlich, mit dem Sonntag beginnend, Dies Solis, Lunae, Martis, Mercurii, Jovis, Veneris, Saturni. Dem entsprechend findet man noch jetzt die Bezeichnungen = Sonntag, = Montag, = Dienstag, = Mittwoch, = Donnerstag, = Freitag, = Sonnabend in den Kalendern. Über die P. als Regenten des Jahrs vgl. Astrologie. Über die Bewohnbarkeit der P. vgl. Flammarion, Die Mehrheit bewohnter Welten (deutsch von Drechsler, Leipz. 1865); Miller, The heavenly bodies, their nature and habitability (Lond. 1883); über die Berechnung der Planetenbahnen vgl. Gauß, Theoria motus corporum coelestium in sectionibus conicis solem ambientium (Hamb. 1809; deutsch von Haase, Hannov. 1865); Oppolzer, Lehrbuch zur Bahnbestimmung der Kometen und P. (Leipz. 1870 bis 1879, 2 Bde.; 2. Aufl., Bd. 1, 1882); Herz, Geschichte der Bahnbestimmung der P. und Kometen (das. 1887).

[661] Planeten. Die Anzahl der uns bekannten Planetoiden ist bis Ende 1889 auf 287 gestiegen, deren Umlaufszeiten die nebenstehende Tabelle gibt.^{[WS 1]}

Den größten mittlern Abstand von der Sonne haben Thule (279) mit 4,25 und Hilda (153) mit 3,96 Erdbahnhalbmessern oder 632, bez. 589 Mill. km, den kleinsten hat Medusa (149) mit 2,13 Erdbahnhalbmessern oder 317 Mill. km. Die Exzentrizität der Bahn ist am größten bei Eunike (185), nämlich 0,353; während die mittlere Entfernung dieses Planetoiden von der Sonne 407 Mill. km beträgt, kann er sich derselben bis auf 355 Mill. km nähern und bis auf 459 Mill. km von ihr entfernen. Die kleinste Exzentrizität besitzt Philomela (196), nämlich 0,0128, ihr Abstand von der Sonne schwankt zwischen 458 und 468 Mill. km. Die Neigung der Bahn gegen die Ekliptik beträgt bei 17 Planetoiden mehr als 20°, am größten ist sie bei Pallas (2), nämlich 34°44′, am kleinsten bei Massalia (20), nämlich 0°41′. Auf Grund einer Wahrscheinlichkeitsbewegung hat Kleiber nachgewiesen, daß die Knoten der 250 ersten Planetoiden ganz zufällig auf der Ekliptik verteilt sind, daß sich also nirgends eine Kondensation erkennen läßt. Die bisherigen Bestimmungen der Durchmesser der Planetoiden waren auf hypothetischer Grundlage aus Helligkeitsmessungen abgeleitet. Neuerdings hat aber Holden mit dem 36zölligen Refraktor der Licksternwarte bei Vesta und Iris deutliche Scheiben beobachtet.

1. ↑ Siehe auch die weiteren Nachträge in Band 18 und 19 unter Planetoiden.